钱德拉塞卡极限理论的研究
钱德拉塞卡极限
钱德拉塞卡极限钱德拉塞卡极限指白矮星的最高质量，约为（３×１０的30次方）公斤，是太阳质量的1.44倍。
这个极限是由钱德拉塞卡计算出的。
星体产生的热会令其大气层向外移。
当星体的能量用尽，其大气层便会受星体的引力影响而塌回星体表面。
如果星体的质量少于钱德拉塞卡极限，这个塌回便受电子简并压力限制，因而得出一个稳定的白矮星。
若它的质量高于钱德拉塞卡极限，它就会收缩，而变成中子星、黑洞或理论上的夸克星。
一个稳定的冷星的最大的可能的质量的临界值，若比这质量更大的恒星，则会坍缩成一个黑洞。
然而，钱德拉塞卡意识到，不相容原理所能提供的排斥力有一个极限。
恒星中的粒子的最大速度差被相对论限制为光速。
这意味着恒星变得足够紧致之时，由不相容原理引起的排斥力就会比引力的作用小。
钱德拉塞卡计算出：一个大约为太阳质量一倍半的冷的恒星不能支持自身以抵抗自己的引力，这质量现在称为钱德拉塞卡极限。
苏联科学家列夫·达维多维奇·兰道几乎在同时也得到了类似的发现。
这对大质量恒星的最终归宿具有重大的意义。
如果一颗恒星的质量比钱德拉塞卡极限小，它最后会停止收缩并终于变成一颗半径为几千英里和密度为每立方英寸几百吨的“白矮星”。
白矮星是它物质中电子之间的不相容原理排斥力所支持的。
我们观察到大量这样的白矮星。
第一颗被观察到的是绕着夜空中最亮的恒星——天狼星转动的那一颗。
另一方面，质量比钱德拉塞卡极限还大的恒星在耗尽其燃料时，会出现一个很大的问题：在某种情形下，它们会爆炸或抛出足够的物质，使自己的质量减少到极限之下，以避免灾难性的引力坍缩。
但是很难令人相信，不管恒星有多大，这总会发生。
怎么知道它必须损失重量呢？即使每个恒星都设法失去足够多的重量以避免坍缩，如果你把更多的质量加在白矮星或中子星上，使之超过极限将会发生什么？它会坍缩到无限密度吗？爱丁顿为此感到震惊，他拒绝相信钱德拉塞卡的结果。
爱丁顿认为，一颗恒星不可能坍缩成一点。
现代自然科学大事年表
1894—1895年——意大利马可尼首次进行无线电传播。
1895年——德国伦琴发现Ｘ射线，英国拉姆赛发现化学元素氦。
1896年——法国柏克勒尔发现铀的放射性。
1897年——德国狄塞尔制成压燃式柴油内燃机。
英国汤姆生发现电子。
1895年——英国拉姆赛等发现化学元素氪、氖、氙。
法国居里夫妇发现放射性元素镭和钋。
1899年——德国希尔伯特提出欧几里德几何公理体系。
英国卢瑟福发现α射线和β射线。
俄国列别捷夫作光压实验。
荷兰贝哲林克发现病毒。
1900年——德国希尔伯特提出数学上23个难题。
德国普朗克提出原子论。
法国维尔纳制成人造宝石，并投产。
荷兰德佛里斯等重新发现孟德尔遗传原理。
美国兰德斯坦纳发现人类的A、B、O、AB血型。
俄国巴甫洛夫提出条件反射学说。
德国齐柏林发明硬式飞艇。
1901年——首届诺贝尔奖金颁发。
1902年——德国科塞尔确立核酸的组分。
1903年——美国莱特兄弟首次螺旋桨飞机试飞成功。
英国卢瑟福证实α射线是带正电的氦核，β射线是高速电子流，提出了放射线元素的蜕变理论。
丹麦约翰逊提出遗传学中的纯系学说。
俄国齐奥尔科夫斯基提出火箭原理。
1904年——英国哥尔登创立优生学。
1905年——瑞士爱因斯坦发表光量子假说，发表布朗运动的理论解释，发表狭义相对论。
1906年——德国能斯脱提出绝对零度不能达到的原理。
俄国儒可夫斯基提出了飞机机翼升力公式。
1907年——德国费歇尔首次人工合成由18个氨基酸组成的多肽。
美国贝克兰制成酚醛塑料。
1908年——荷兰昂尼斯人工液化氦成功。
美国福特制成T型汽车。
1909年——丹麦索伦森等引进PH值。
德国奥斯托瓦尔德发明工业制硝酸的氨氧化法。
丹麦约翰逊首次提出基因是遗传单位的概念。
南斯拉夫莫霍洛维奇发现地壳与地幔之间的莫霍面。
1909—1917年——美国米立根精确测定电子电荷的量值。
1910年——英国索迪提出同位素假说。
美国摩尔根研究果蝇的伴性遗传。
1911年——英国卢瑟福提出原子的行星模型。
人类对宇宙的探索与认识
人类对宇宙的探索与认识我们的祖先渴望了解宇宙，但是他们没有真正找到了解的办法。
今天，我们已找到了一种有效和精确地了解宇宙的办法，我们把这种方法称为“科学”。
科学已经表明，宇宙是如此浩瀚而古老，因此人间世事往往显得无足轻重。
宇宙现在是这样，过去是这样，将来也是这样，只要一想起宇宙，我们就难以平静——我们的心情激动，感叹不已，我们知道我们在探索最深奥的秘密。
我们迫切希望能够了解宇宙，我们现有的大部分知识是从地球上获得的，然而地球只不过是宇宙中的一个小小的地方。
宇宙是由无数的行星、恒星、彗星、星云等组成的，宇宙中是否有外星生命的存在成了我们所关注的焦点。
总之，宇宙对我们的吸引力太大了，以下让我介绍一下人类探索的发展历程和一些宇宙知识吧。
恒星人们用肉眼看到的星星，除了太阳系内的流星、彗星和五大行星（水、金、火、木和土星）之外，整个天空中的星星都是恒星。
恒星是由炽热的气体所组成并能自己产生能量发光的近似球体的天体。
由于它们的位置看上去似乎恒古不变，因此，古人它们为“恒星”。
在中国古代，早在司马迁的《史记·天官书》中就有了关于恒星颜色的记载：“白如狼，赤比心，黄比参左肩，苍比参右肩，黑比奎大星”。
恒星为什么会有这么多诱人的色彩呢？天上的星星发出的光在不同波段的强度是不一样的。
从恒星光普型我们可以知道，恒星所呈现的不同颜色，代表了它们表面所处的不同温度。
一般来说，发蓝光的恒星是年轻的星，会发热、温度较高，大约在2500~3500开，如猎户座η星。
发黄光的恒星是常见的星，它们已经到了中年，温度居中，大约在6000~500开，如御夫座的五车二星。
而发红光的恒星是垂亡的老年星，温度较低，大约在2000~3000开，如参宿四和心宿二等。
当你用眼睛直接观察恒星时，你会发现恒星有的亮些，有的暗些，为什么呢？这是因为不同亮度的恒星的光给予你的眼睛视网膜的能量大小不同。
不过恒星的这种亮度不是恒星的真实亮度，由于恒星距离有远有近，在夜空中看起来很亮的星可能是因为这颗星距离我们很近，相反，一颗看起来很暗的星，只是由于距离遥远才显得很暗。
万有引力理论的成就说课
究这些现象可以揭示地球内部不同圈层的结构和性质。
地壳运动与板块构造学说
地壳运动驱动力
万有引力是地壳运动的重要驱动力之一，地壳岩石圈在引力的作用下发生变形和运动，形 成各种地质构造和地貌形态。
板块构造学说
板块构造学说是解释地壳运动和地质现象的重要理论，它认为地壳由多个刚性板块组成， 这些板块在引力的作用下相互碰撞、分离和滑动，导致地震、火山活动、造山运动等地质 事件的发生。
万有引力理论的成就说课
目录
• 引言 • 万有引力理论的基本原理 • 万有引力理论在天文学中的应用 • 万有引力理论在地球科学中的应用 • 万有引力理论在航天工程中的应用 • 万有引力理论的挑战与发展前景 • 总结与展望
01 引言
说课目的和背景
阐述万有引力理论的 发展历程和重要性
探讨万有引力理论的 未来发展趋势和挑战
引力助推技术
利用大质量天体的引力作用，可以帮助探测器获得更高的速度， 从而缩短深空探测任务的时间。
天体引力场研究
通过对天体引力场的深入研究，可以为深空探测任务提供更加精 确的理论支持和指导。
06 万有引力理论的挑战与发 展前景
相对论对万有引力理论的修正
01
广义相对论的提出
02
引力红移和光线偏折
爱因斯坦在1915年提出广义相对论， 将万有引力描述为时空弯曲的几何效 应，成功解释了水星近日点进动等经 典力学无法解释的现象。
地壳均衡原理
地壳均衡原理是指地壳在垂直方向上受到的重力作用与地壳内部物质分布之间的平衡关系 。万有引力定律为地壳均衡原理提供了理论支持，使得科学家们能够更深入地理解地壳运 动的机制和规律。
05 万有引力理论在航天工程 中的应用
卫星轨道设计与控制
xx012
一、巨型太阳望远镜( Giant Solar Optical Telescope 简称GISOT)GISOT是一个巨型高分辨太阳望远镜方案（椭圆主镜11mx4m）,中心子镜4m，两边各有3块2m子镜，8个小子镜填充缝隙（减少了中央峰值以外的衍射光）。
GISOT工作波长近紫外～近红外（380nm～2200nm）,采用地平式机架，开放式结构，计划利用自适应光学（Tip/Tilt+变形镜）加事后斑点干涉像复原技术，在可见光处分辨率可达0.01角秒（10km）,是太阳物理界的E-ELT、TMT。
瑞典1米太阳望远镜（SST） 分辨率 0.1角秒（可见光处） 德国1.5米太阳望远镜（Gregor）分辨率 0.07角秒（可见光处） 美国4米太阳望远镜（ATST） 分辨率 0.03角秒（可见光处）GISOT采用30m直径可折叠帐篷式圆顶，位于60m高塔架上。
主镜子镜是轻型镜面，镜面背部开有三角形空腔，镜面侧支撑在空腔内（不在镜面边缘），可使镜面彼此靠得更近。
空腔内还有空气冷却系统。
主镜抛物面（11mx4m）,焦距18500mm。
次镜抛物面，直径340mm，焦距500mm。
GISOT光学系统图两种工作模式：1）：共焦所有子镜元件共焦，需要高精度的指向控制，指向探测系统可采用太阳自适应光学波前探测系统。
2）：共位相这需要对主镜元件进行高精度轴向控制（“piston”误差）。
普通的自适应光学波前探测技术（基于Shackhartman）,不能测量“piston”误差，要用干涉测量方法。
有两种方法实现共位相测量a):用几个白光麦克尔逊干涉仪在子镜两两接触区域（有10个这样的区域）测量6个“piston”误差。
b):在曲率中心干涉测量（需要零位补偿）上述两种方法都不能探测大气引起的piston误差（在1um处将达10个波长），探测大气引起的piston误差可采用修正型Dame干涉仪。
参考文献1：GISOT: A giant solar telescopehttp://dot.astro.uu.nl/rrweb/dot-publications/gisot2004.pdf2004年SPIE Vol.5489二、印度2米太阳望远镜计划（India National Large Solar Telescope 简称NLST）印度天体物理研究所提出在喜玛拉雅山地区建造一个2米级的太阳望远镜。
宇宙探索与发现_大连大学中国大学mooc课后章节答案期末考试题库2023年
宇宙探索与发现_大连大学中国大学mooc课后章节答案期末考试题库2023年1. 1718年，（）将自己的观测数据同1000多年前托勒玫（ClaudiusPtolemaeus，约90-168）时代的天文观测结果相比较，发现有几颗恒星的位置已有了明显变化，首次指出所谓恒星不动的观念是错误的。
答案:哈雷2.爱因斯坦是现代宇宙学的奠基人，他根据理论推算得出，宇宙是一个“有限、无界、静态的体系”，这个结论打破了以往“宇宙无限”的错误观点，但是其中关于“宇宙是静态”的说法却被现代天文学观测到的（）的事实所否定。
答案:宇宙在膨胀3.类星体、恒星、行星及生命出现的年代大约距大爆炸的起点时刻（）。
答案:10亿年4.天文单位是一个量度太阳系内星体之间距离的单位，记作AU。
1天文单位等于日地之间的平均距离，约为( )。
答案:1.5亿千米5.光年是一个量度宇宙恒星之间距离的单位，记作l.y.。
1光年等于光在1年内走过真空的路程，约为( )。
答案:9.5万亿千米6.钱德拉塞卡发现的白矮星演化为中子星的“钱德拉塞卡极限”是白矮星的质量达到了（）倍太阳质量。
答案:1.447.科学家推测，恒星世界约占我们宇宙总体质能的（）左右。
答案:4%8.法国天文学家拉普拉斯提出的关于黑洞的预言是建立在（）的基础之上的。
答案:牛顿经典力学9.超新星爆发后，形成的中子星如果超过（）质量上限（即奥本海默－佛柯夫极限），其内部中子的简并压便抵抗不住向内的引力，中子星将继续坍缩下去，直到形成黑洞。
答案:3.2 m⊙10.一般来说，大恒星的原星质量若超过（）质量上限，晚期经过超新星爆发后，其核心处就会形成黑洞。
答案:8 m⊙11.太阳如此之大，在其赤道圈的一条直径上一个挨一个地排列地球，至少可以排（）。
答案:109个12.多年的火山喷发是地球水分和大气的部分来源，（）更使地球环境大大改变，绿色遍野、生机盎然。
答案:多样化生命的出现13.金星是地球的近邻，科学家认为它是一颗具有失控温室效应的星球，其大气主要成分是（），占大气份额的96.3%，大气压是地球大气压的90倍。
苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡 天体物理学家
苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡天体物理学家苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡〔Subrahmanyan Chandrasekhar，1910年10月19日—2022年8月15日〕是一位印度裔美国籍物理学家和天体物理学家。
钱德拉塞卡在1983年因在星体构造和进化的研究而与另一位美国体物理学家威廉·艾尔弗雷德·福勒共同获诺贝尔物理学奖。
他也是另一个获诺贝尔奖的物理学家拉曼的亲戚。
在第二次世界大战期间，钱德拉塞卡在马里兰州亚伯丁试验场〔Aberdeen Proving Ground〕的弹道学研究实验室工作，进展弹道学的研究，并完成一些报告，例如?On the decay of plane shock waves?与?The normal reflection of a blast wave?。
在1929年—1939年，钱德拉塞卡将研究目的集中在恒星构造，其中也包括白矮星的理论。
后来在1939年－1943年间，他那么继续研究恒星动力学〔Stellar dynamics〕。
1943年—1950年间，钱德拉塞卡集中研究幅射传输。
他后来在1950年开始研究磁流体稳定性与流体动力学，直到1961年才告一段落。
从1971年开始，他对于黑洞的数学理论进展研究。
在1980年代后期，他那么以引力波碰撞为研究题材。
钱德拉塞卡在1952—1971年任美国?天体物理学杂志?主编。
他在恒星内部构造理论、恒星和行星大气的辐射转移理论、星系动力学、等离子体天体物理学、宇宙磁流体力学和相对论天体物理学等方面都有重要奉献。
从1990年至2022年之间，他曾研读牛顿的?自然哲学的数学原理?，并在2022年出版了Newton's Principia for the Common Reader。
钱德拉塞卡也是国际科学学会〔International Academy of Sciences〕的荣誉会员。
钱德拉塞卡在2022年因心脏衰竭去世于芝加哥，他一生中写了约四百篇论文。
芝加哥大学知名人物
芝加哥大学（The University of Chicago），简称芝大（UChicago），位于美国国际金融中心芝加哥，是世界著名私立研究型大学。
这里诞生了“芝加哥经济学派”（Chicago School of Economics）等以人文社科为主的众多芝加哥学派，走出了世界约40%的诺贝尔经济学奖得主，是世界经济学研究中心之一。
而从曼哈顿计划开始，大量科学家汇集于此，建立了世界上第一台可控核反应堆（“芝加哥一号堆”，Chicago Pile 1），并成功开启人类原子能时代，创立了美国第一所国家实验室阿贡国家实验室和之后著名的费米实验室，进而奠定了芝大在自然科学界的重要地位。
立思辰留学360介绍，芝加哥大学1890年由石油大王约翰·洛克菲勒创办，素以盛产诺贝尔奖得主而闻名。
按相关机构较全面统计，截止至2015年共有91位诺贝尔奖得主在芝大工作或学习过，位列世界第4（按校方不完全统计为89位）。
而按照泰晤士高等教育的统计，芝大在21世纪获得的诺贝尔奖人数位列世界第4。
华裔诺贝尔奖得主杨振宁、李政道、崔琦均在芝加哥大学取得物理学博士学位、李远哲曾在芝大担任化学教授。
另有9位菲尔兹奖（世界数学最高奖）得主、4位图灵奖（世界计算机科学最高奖）得主以及22位普利策奖得主在芝大工作或学习过。
美国第44任总统奥巴马曾长期在芝大法学院任教（1992-2004年）。
2015-16年，芝加哥大学在US News本科排名中位列全美第4，在世界大学学术排名位列世界第9，在2015-16年QS、泰晤士高等教育（THE）以及usnews世界大学排名中均位列世界第10。
知名人物芝加哥大学自建校以来，在众多领域里为美国和全世界培养了众多杰出人才，许多顶尖人才也汇聚芝加哥大学研究、教学。
截止至2014年，芝加哥大学校先后有89位校友、教师和科研人员曾获得诺贝尔奖（现任教授中有6位诺贝尔奖得主），9名菲尔兹奖得主（现任教授中有3位菲尔兹奖得主），4名图灵奖得主，22位普利策奖得主，60位美国国家科学院、国家工程院和国家医学科学院院士，以及100多位在全美各大学担任校长或教务长的校友等等。
钱德拉塞卡极限
电子简并压是由于泡利不相容原理的量子效应引起的，因为电子是费米 子，同一个态上不能存在两个电子，所以不可能所有电子都处于最低能态。电 子必须以能带的形式填充，在一定的体积里，被压缩过的电子气体密度增加， 相应的能带的最大能级也要增加。因此电子被缩之后，电子也必须施加压力来 抗拒电子云的进一步压缩，这就是简并压的起源，由于克服简并压力做了功， 电子的能量也会增加。当压缩电子气的力量足够大时，电子被迫进入原子核， 简并压得到“释放”，这个过程叫作电子俘获。
士所说的方式，应该会存在一个自然律来阻止恒星这么荒谬的行为！”，“钱 德拉塞卡博士提到了简并，还认为存在着两种简并：经典的和相对论的...... 但我的论点是：根本不存在相对论简并”说到激动处，爱丁顿还当场把他的论 文撕成了两半。听着爱丁顿的发言和举动，钱德拉塞卡全程都是震惊的，这和 说好的完全不一样啊！他事先并不是没有和爱丁顿讨论过，为什么到了台上才 开展这么猛烈的攻势，连反应时间都不留。他想反驳，但是主持人不但机会都 没给他，还让他感谢爱丁顿的“建议”。钱德拉塞卡虽然沮丧，但他事后还是 向大人物爱丁顿发起持续多年的挑战。当时的皇家学会会员全都不假思索地支 持爱丁顿，会后很多人都对钱德拉塞卡表达了一样的观点：“尽管不知道为什 么，但我知道爱丁顿是对的”原因很简单，年过半百的爱丁顿威望名气很大， 而钱德拉只不过是个 24 岁的无名小卒。钱德拉知道他们争论的是一个物理问 题，天文圈子里懂的人太少太少，于是他转向求助玻尔、泡利这些量子力学大 牛。他们读过钱德拉和爱丁顿的论文后，都选择相信钱德拉，认为爱丁顿不懂 物理。但是遗憾的是，他们都不愿意公开声明对抗爱丁顿，避免牵扯到这场实 力悬殊的战争中。这场争论持续了好几年，钱德拉的处境也越来越不利。被爱 丁顿公开抨击多次，他几乎无法在英国觅得一职，最后只好来到美国芝加哥大 学另寻出路。
人类探索白矮星的历史回顾
人类探索白矮星的历史回顾白矮星是恒星演化的最终产物之一,它们是高密度、高温度、低质量的恒星,尽管体积很小,但质量却接近太阳。
白矮星的存在曾经是一个谜团,直到20世纪初,天文学家们才开始理解它们的本质。
1. 第一颗白矮星的发现(1844年)在1844年,德国天文学家安妮·米切尔(Annie Mitchel)在观测双星系统西里乌斯(Sirius)时,发现了一颗非常暗淡的伴星。
这颗伴星后来被证实是第一颗被发现的白矮星,被命名为西里乌斯B。
2. 理解白矮星的本质(1914年)1914年,英国天文学家亨利·罗素(Henry Norris Russell)提出了"质量-光度关系",并推测小质量恒星的终极命运可能是白矮星。
他的理论为后来理解白矮星的本质奠定了基础。
3. 量子力学的应用(1924年-1931年)在1924年至1931年期间,量子力学的发展为理解白矮星的内部结构提供了关键。
印度天体物理学家S.钱德拉塞卡(S. Chandrasekhar)利用量子力学计算出白矮星的"钱德拉塞卡极限",即一个白矮星的最大质量约为1.4倍太阳质量。
4. 第一颗脉冲星的发现(1967年)1967年,英国天文学家朱迪思·贝尔(Jocelyn Bell Burnell)和安东尼·休伊特(Antony Hewish)发现了第一颗脉冲星,这是一种特殊类型的白矮星,它以极快的速度旋转,并发出脉冲状的电磁辐射。
5. 白矮星的现代观测(21世纪)进入21世纪,天文学家们利用先进的望远镜和探测器,对白矮星进行了更深入的观测和研究,揭示了它们的多样性和独特性质。
白矮星不仅是恒星演化的终点,也是研究引力波、暗物质等前沿课题的重要目标。
人类对白矮星的探索历程跨越了几个世纪,从最初的发现到逐步揭开它们的奥秘,再到利用现代技术深入研究,这一过程反映了人类对宇宙的不懈探索精神。
超新星中微子_黄明阳
图 1 SN1987A 遗迹
对于从不同方向到达探测器的中微子流，经历的地球 门中微子实验也有可能建立超新星预警系统和配备超
物质不同，所受的地球物质效应也不同。研究结果表 新星中微子探测装置，用于探测将来可能的超新星爆
明，在研究超新星中微子探测时，需要考虑地球物质 发的中微子。图 6 给出了大亚湾中微子实验与江门中
效应的影响。
间内一颗超新星所辐射的能量可以与太阳在其一生中 次爆炸持续时间较长，大约 10 秒，通过正负电子对
辐射能量的总和相比。超新星爆发是宇宙中既重要而 湮灭、电子 - 核子轫致辐射、核子 - 核子轫致辐射、
又壮观的物理事件，通过探测超新星爆发及产物，天 等离子体衰变、光子湮灭等 5 种类型的粒子核反应产
体物理学家和粒子物理学家可以得到很多新的物理学
的小混合角更大。数值计算和理论研究表明，通过探 同发现的，因而被称为 MSW 效应。最后，由于超新
测超新星中微子集体效应的不同振荡模式，有可能最 星爆发时核力阻止核坍塌产生的冲击波在超新星内部
终判定中微子的质量排序。其次，中微子在超新星内 传播，会产生震荡波效应，从而导致超新星的物质密
传播，与超新星物质之间会有相互作用，这也会对不 度分布随时间变化而变化，而且其密度会出现不连续
和 6 种轻子，而 6 种轻子中就包含有 3 种中微子。根 据现代中微子物理学理论，中微子可分为三种不同味； 它们具有微小质量 , 几乎不受引力影响；不带电荷 , 不受电磁相互作用的影响；只参与弱相互作用；寿命
1887年11月_Michelson和Morley说明他们探测发亮的以太失败了
物理学史中的十一月1887年11月：Michelson 和Morley说明他们探测发亮的以太失败了（译自APS News，2007年11月）萧如珀杨信男译直至19世纪末期，物理学家一般还是相信光是一种波，因此，大家认为它必须藉由某种媒介物才能前进，正如声波是在空气中振动一样。
科学家几世纪以来一直都相信，宇宙间充满着一种闪亮、神秘、幽灵似的物质，叫做以太，是光波的媒介物。
许多科学家都试图欲探测出以太，但无人成功。
最后，Albert Michelson和Edward Morley于1887年做了有名的实验，提供强而有力的证据，证明以太不存在。
他们虽于当年11月将结果发表出来，但却都认为那是个失败的实验，他们还是相信以太的存在。
Albert Abraham Michelson于1852年诞生在德国的Strelno，在他两岁时，举家移居美国，他在加州简陋的矿区小镇Murphy’s Camp以及内华达州的维吉尼亚城长大。
年纪轻轻的他就对科学显露出才华，所以16岁时即获得当时美国总统格兰特的特别提拔，到美国海军军官学校就读。
Albert Michelson在美国海军军官学校当学生时，Michelson精于光学和其他科学，更对精密仪器及测量特别有天分。
1873年毕业后，他随即成为海军军官学校的物理和化学讲师。
1877年，当他在上课示范Foucault的光速测量时，他便看出可大幅地改进测量的方法，所以在往后的两年间，Michelson所测出的光速都比以往要精确许多。
他也因光速的测量而在科学界获得肯定，使他能在物理研究方面拓展事业，安定下来。
之后，他又前往欧洲深造了两年。
Edward Morley在柏林做研究时，Michelson发明了有名的“Michelson干涉仪”，他知道可用此装置来探测地球行经以太的速度。
干涉仪的基本结构既简单又精巧：先将光束一分为二，分别朝两个垂直的方向前进，在遇到镜子反射回来后，两束光线再度合在一起，产生一个干涉图案。
钱德拉塞卡极限
广义相对论和宇宙学课程论文钱德拉塞卡极限2012/6/8北京工业大学应用数理学院应用物理系 姓名：聂需辰 学号：09061125钱德拉塞卡极限聂需辰（北京工业大学应用数理学院应用物理系）摘要：根据现代恒星演化理论,白矮星是过去所有不到4倍太阳质量的恒星的演化结果。
电子简并压与白矮星强大的重力平衡，维持着白矮星的稳定。
在1931年钱德拉塞卡（Chandrasekhar）表明,当白矮星质量变大,支持它的重力的电子变成相对论性的,会有一个质量极限，当白矮星质量超过该极限电子简并压将抵抗不住自身的引力而收缩，白矮星会坍缩成密度更高的天体：中子星或黑洞。
这个极限质量是大约1.4倍太阳的质量,被称为钱德拉塞卡极限(以上翻译自文献【1】第一页的摘要)。
本文将讨论钱德拉塞卡极限的发现历史,详细推导出钱德拉塞卡极限，并简要介绍下钱德拉塞卡对科学所作出的巨大贡献。
关键词：白矮星、钱德拉塞卡极限1.引言恒星演化的历史，从诞生到死亡，是抵抗星体自身万有引力的历史。
参考文献【2】,我们可知恒星死亡之后，往往会留下一个致密的残骸。
白矮星就是恒星死亡的产物之一。
人类证认的第一颗白矮星是天狼星的伴星——天狼星B。
20世纪初，通过大量的观测积累，人们认识到天狼星有一颗伴星。
它的质量和太阳相仿，光度却是太阳的万分之一，表面温度比太阳还要高，大约是8000度。
这么高表面温度的天体，辐射主要集中在白色波段，又很暗；剑桥大学著名天文学家爱丁顿教授称它为“白矮星”。
白矮星这么暗，主要是它半径很小，只有地球这么大！白矮星的密度约是水密度的100万倍，这么致密的物质放在天上，引起了当时人们的广泛关注。
爱丁顿认为，在白矮星内部原子核和电子都成为自由粒子，从而使得白矮星半径这么小，物质处于高密状态。
如果认为这些自由粒子像经典理想气体一样提供压强，理论计算发现气体压强不足以抵抗白矮星自身的引力；因此在经典物理的框架内，很难理解白矮星。
这在当时被称为“白矮星之谜”。
中子星的形成机理在固体物理教学中的应用
第４０卷第６期大 学 物 理Ｖｏｌ．４０Ｎｏ．６２０２１年６月ＣＯＬＬＥＧＥ ＰＨＹＳＩＣＳＪｕｎｅ２０２１ 收稿日期：２０２０－０９－１５；修回日期：２０２０－１０－３０ 基金项目：西北工业大学２０２０年度校级教育教学改革研究项目（２０２０ＪＧＹ２９）资助作者简介：王拴虎（１９８６—），男，山西晋中人，西北工业大学物理科学与技术学院副教授，博士，主要从事固体物理教学和自旋电子学的研究．中子星的形成机理在固体物理教学中的应用王拴虎，田颖异，王 民，代富平（西北工业大学物理科学与技术学院，陕西西安 ７１０１２９）摘要：本文在固体物理学关于电子色散关系和态密度讨论的基础上，研究了其电子在相对论和非相对论下色散关系的区别，正是这种区别导致了超大质量天体最终演化出现截然不同的结果．该理论推导过程可以与固体物理学中电子行为的研究紧密联系起来，将之引入到固体物理的教学中，不仅可以加深学生对固体中电子行为的认识，还能拓展学生的知识，让其对电子的相对论行为有一定的认识．关键词：固体物理；色散关系；钱德拉塞卡极限中图分类号：Ｏ４８２．４ 文献标识码：Ａ 文章编号：１０００ ０７１２（２０２１）０６ ０００８ ０３【ＤＯＩ】１０．１６８５４／ｊ．ｃｎｋｉ．１０００ ０７１２．２００４１３固体物理是大多数国内高校物理学专业和材料学专业均开设的本科必修课［１］．学生在学习固体物理的过程中，不仅会学到很多将来在科研中非常重要的实用知识，而且还会加深对先前所学知识的认识［２］．深入分析固体物理研究电子行为的方法，不难看出，固体物理学处理电子的问题依然是基于非相对论量子力学，即薛定谔方程展开的．只是在固体物理中，薛定谔方程的势能项较为复杂，通常需要采取各种近似加以求解，才能获得电子的色散关系，再结合能态密度的分析，从而讨论固体中电子的各种特性和行为．因为固体中电子的速度远小于光速，因此电子的相对论行为通常忽略不计．然而在实际研究中，一些相对论效应有时不能忽略，例如电子的自旋轨道耦合［３］或拓扑绝缘体［４，５］中的电子输运行为等．但对于本科生而言，要深入掌握这些特殊情况的电子相对论效应有一定难度．笔者在本科物理的教学过程中发现，天体物理［６］中的中子星形成机理涉及的物理问题可以很轻松地将电子的相对论行为引入到固体物理中，让学生对相对论量子力学有所认识．同时该问题融合了部分电动力学中狭义相对论的知识，以及一些热力学统计力学的知识，将它和固体物理中电子行为相互融合和比较，不仅可以巩固已有的四大力学的知识，还能加深学生对电子这种费米子特性的认识，更重要的是能丰富学生的物理学知识，拓展学生的视野．１ 非相对论下的质量与体积关系在固体物理的索末菲模型（作为零级近似，把电子当做被关闭在箱体中的自由电子）中［７ ９］，由于电子的费米速度远小于光速，因此不考虑相对论特性，其色散关系通常可以简单地表述为Ｅｎｏｎ＝ ２ｋ２２ｍｅ（１）其中ｍｅ为电子的质量，对于一些可以对电子做有效质量近似的材料，也可以代表电子的有效质量．为狄拉克常数，ｋ为电子波矢，下角标ｎｏｎ代表非相对论，考虑到电子的准动量ｐ＝ ｋ，则式（１）也可表示为Ｅｎｏｎ＝ｐ２２ｍｅ（２）这是我们熟知的晶体中在非相对论情况下电子动量和能量的关系式．而在狭义相对论中，电子的动能为Ｅ＝（ｍ２ｅｃ４＋ｐ２ｃ２）１／２－ｍｅｃ２（３）其中ｃ为真空光速，ｍｅ为电子的静质量，当温度较低，即电子的速度较低时，静止质量远大于电子动能，ｍｅｃ２＞＞ｐｃ，即为非相对论情况，式（３）变为式（１）．根据固体物理对倒空间的定义，可知倒空间的状态密度为Ｖ／（２π）３，Ｅ与Ｅ＋ΔＥ等能面之间的体积记为ΔＶｋ，易知第６期王拴虎，等：中子星的形成机理在固体物理教学中的应用９ ΔＶｋ＝∫ｄＳｄｋ⊥（４）其中，ｄＳｄｋ⊥为Ｅ与Ｅ＋ΔＥ等能面之间的体积元，显然有ｄｋ⊥ｋＥ（６）Δω为Ｅ与Ｅ＋ΔＥ等能面之间可容纳的电子数，从公式（１）可以看出，能量为各向同性，因此积分后的等能面可取球面，即 ｄＳ＝４πｋ２（７）根据式（１）用Ｅ表示ｋ，并带入式（６），可得非相对论下电子的态密度表达式为ｇｎｏｎ（Ｅ）＝槡２Ｖｍ３／２ｅπ２ ３Ｅ１２（８）在Ｔ＝０时，费米面以下的费米分布函数恒为１，则总电子数Ｎｅ为Ｎｅ＝∫∞０ｆ（Ｅ）ｇｎｏｎ（Ｅ）ｄＥ＝∫Ｅ０Ｆ０ｇｎｏｎ（Ｅ）ｄＥ＝槡２２Ｖｍ３／２ｅ３π２ ３Ｅ０Ｆ３／２（９）其中ｆ（Ｅ）为费米狄拉克分布函数，表达式为ｆ（Ｅ）＝１ｅ（Ｅ－Ｅ０Ｆ）／ｋＢＴ＋１（１０）而Ｅ０Ｆ是零点费米能，单个电子平均能量为Ｅｎｏｎ＝１Ｎｅ∫∞０Ｅｆ（Ｅ）ｇｎｏｎ（Ｅ）ｄＥ＝３５Ｅ０Ｆ（１１）因此Ｅ０Ｆ与电子浓度ｎｅ（＝Ｎｅ／Ｖ）相关，Ｅ０Ｆ＝２２ｍｅ（３ｎｅπ２）２／３（１２）从而每个电子的平均能量与电子浓度的关系为Ｅｎｏｎ＝３５２２ｍｅ（３ｎｅπ２）２／３（１３）同时在非相对论情况下，能量与压强ｐ的关系如下ｐＶ＝２３ＮｅＥｎｏｎ（１４）因此ｐ＝ ２５ｍｅ（３π２）２／３ｎｅ５／３∝ｎ５／３ｅ（１５）以上内容均是固体物理学在本科课程中涉及的内容，由此可以看出电子的简并压力与浓度的５／３次方成正比．对于半径为Ｒ质量为Ｍ的白矮星，其内部受到的引力是非常巨大的，如此巨大的压力只能由电子向外热膨胀的力与之抗衡，当二者平衡时，则有ＧＭ２Ｒ２α＝ｐ４πＲ２（１６）其中α为数量级为１的数值系数，取决于星体的密度分布．物质的质量主要由中子和质子，即核子所提供，因此星体质量Ｍ为Ｍ＝ＮＮｍＮ＝γＮｅｍＮ（１７）其中ＮＮ为质子和中子的总数，忽略二者的质量差，将二者的质量均记为ｍＮ，γ＝ＮＮ／Ｎｅ为核子数和电子数之比．对于氢原子，γ（Ｈ）＝１，对于４Ｈｅ，γ（４Ｈｅ）＝２因此，半径Ｒ为Ｒ＝４－２／３３７／３π２／３ ２５Ｇαｍｅ（ｍＮγ）５／３Ｍ－１／３∝Ｍ－１３（１８）由此可以看出，质量与半径成负相关，质量越大的白矮星，体积反倒越小．同时值得注意的是，为了简化计算过程，以上的讨论过程中是基于星体处于绝对零度时展开的，这与实际情况有所不同．实际情况需要考虑高温下费米面的移动，但此处的简化并不影响最终的定性分析．２ 相对论下的质量与体积关系当星体质量持续增大，达到一定极限时，电子需要更大的热膨胀力才能抵消相应增加的万有引力，此时电子的运动更加剧烈，其费米速度将逐渐趋向光速极限，就必须要考虑相对论效应［６，１０］．此时ｍｃ２＜＜ｐｃ，则式（３）中的ｍｃ２均可忽略，此时式（３）变为Ｅｒｅ＝ ｃｋ（１９）下角标ｒｅ代表相对论．将公式（１９）带入式（６），此时态密度的表达式为ｇｒｅ（Ｅ）＝２Ｖ（２π）３ｄＳ１０ 大 学 物 理 第４０卷单个电子平均能量为Ｅｒｅ＝１Ｎｅ∫∞０Ｅｆ（Ｅ）ｇｒｅ（Ｅ）ｄＥ＝１Ｎ∫Ｅ０Ｆ０Ｅｇｒｅ（Ｅ）ｄＥ＝３４ｃ（６π２ｎｅ）１３（２３）而在相对论情况下，能量与压强ｐ的关系如下，ｐＶ＝１３ＮｅＥｒｅ（２４）因此，ｐ＝１４ｃ（６π２）１／３（ｎｅ）４／３（２５）此时压强和质量的关系将发生变化，得到的结果为ＧＭ２α＝３５／３２７／３Ｎｅ４／３ ｃ∝Ｎｅ４３（２６）从式（２６）可以看出，此时星体的质量已经与半径没有关系了，这意味着当星体的质量进一步增加时，星体无法通过减小体积的方式来增加压强，也就无法与万有引力对抗．星体终将因为万有引力的作用持续坍缩下去，原子核内的核子被最终挤压出来，质子与电子碰撞构成中子，从而形成中子星．联系到前式，临界质量ＭｃＭｃ＝３５３２７３ｃＧαC o３／２１ｍ２Ｎγ２（２７）当γ＝１且α＝１时，Ｍｃ＝５×１０３０ｋｇ＝２．５Ｍ⊙（２８）其中Ｍ⊙为太阳质量，当γ＝２时，Ｍｃ＝０．６２５Ｍ⊙．值得一提的是，以上的计算虽然较为粗糙，但白矮星存在一个质量极限的结论是毋庸置疑的，并且与实际天文观察到的白矮星质量上限在同一个量级上，这一临界质量也被称之为钱德拉塞卡极限．详细的计算需要考虑α的具体数值，以及费米面在高温下的变化等因素．深入计算表明，如果γ＝１，即白矮星是由氢构成的，则Ｍｃ＝５．６Ｍ⊙，而如果γ＝２，即白矮星是由氦构成的，则Ｍｃ＝１．４Ｍ⊙．在实际天文观察中，白矮星的质量均小于１．４Ｍ⊙，因此可以判断白矮星的主要成分为氦．３ 总结综上所述，不难发现，中子星形成机理的推算过程完全可以建立在固体物理中对电子行为的讨论上．在此基础上引入相对论修正，即可推导出白矮星的质量极限，即钱德拉塞卡极限．将此过程引入到固体物理的教学中，不仅可以加深学生对固体中电子色散关系的认识，还能极大地拓展学生对于电子相对论行为的认识，更好地将之前所学的知识融合到一起，起到很好的温故知新的作用．参考文献：［１］ 郭星原，李萍．固体物理基础教学方法研究［Ｊ］．大学物理，２０１８，３７（１１）：２８ ３１．［２］ 阎守胜．固体物理课程教学的一些体会［Ｊ］．大学物理，２０１５，３４（１）：１ ５．［３］ Ｅｌｌｉｏｔｔ，ＲＪ．ＴｈｅｏｒｙｏｆｔｈｅＥｆｆｅｃｔｏｆＳｐｉｎ－ＯｒｂｉｔＣｏｕｐｌｉｎｇｏｎＭａｇｎｅｔｉｃＲｅｓｏｎａｎｃｅｉｎＳｏｍｅＳｅｍｉｃｏｎｄｕｃｔｏｒｓ［Ｊ］．ＰｈｙｓＲｅｖ，１９５４，９６（２）：２６６ ２７９．［４］ ＦｕＬ，ＫａｎｅＣＬ，ＭｅｌｅＥＪ．Ｔｏｐｏｌｏｇｉｃａｌｉｎｓｕｌａｔｏｒｓｉｎｔｈｒｅｅｄｉｍｅｎｓｉｏｎｓ［Ｊ］．ＰｈｙｓＲｅｖＬｅｔｔ，２００７，９８（１０）：１０６８０３．［５］ ＨａｓａｎＭＺ，ＫａｎｅＣＬ．Ｃｏｌｌｏｑｕｉｕｍ：Ｔｏｐｏｌｏｇｉｃａｌｉｎｓｕｌａｔｏｒｓ［Ｊ］．ＲｅｖＭｏｄＰｈｙｓ，２０１０，８２（４）：３０４５ ３０６７．［６］ 向守平．天体物理概论［Ｍ］．合肥：中国科学技术大学出版社，２００８．［７］ 陈长乐．固体物理学［Ｍ］．２版．北京：科学出版社，２００７．［８］ 胡安，章维益．固体物理学［Ｍ］．２版．北京：高等教育出版社，２０１１．［９］ 黄昆，韩汝琦．固体物理学［Ｍ］．北京：高等教育出版社，１９８８．［１０］ 李政道．李政道讲义：统计力学［Ｍ］．上海：上海科学技术出版社，２００６．ＡｐｐｌｉｃａｔｉｏｎｏｆｔｈｅｆｏｒｍａｔｉｏｎｍｅｃｈａｎｉｓｍｏｆｎｅｕｔｒｏｎｓｔａｒｔｏｔｈｅｅｄｕｃａｔｉｏｎｏｆｓｏｌｉｄｓｔａｔｅｐｈｙｓｉｃｓＷＡＮＧＳｈｕａｎ ｈｕ，ＴＩＡＮＹｉｎｇ ｙｉ，ＷＡＮＧＭｉｎ，ＤＡＩＦｕ ｐｉｎｇ（ＳｃｈｏｏｌｏｆＰｈｙｓｉｃａｌＳｃｉｅｎｃｅａｎｄＴｅｃｈｎｏｌｏｇｙ，ＮｏｒｔｈｗｅｓｔｅｒｎＰｏｌｙｔｅｃｈｎｉｃａｌＵｎｉｖｅｒｓｉｔｙ，Ｘｉ′ａｎ，Ｓｈａａｎｘｉ７１０１２９，Ｃｈｉｎａ）Ａｂｓｔｒａｃｔ：Ｂａｓｅｄｏｎｔｈｅｄｉｓｃｕｓｓｉｏｎｏｆｄｉｓｐｅｒｓｉｏｎｒｅｌａｔｉｏｎａｎｄｄｅｎｓｉｔｙｏｆｓｔａｔｅｓｉｎｓｏｌｉｄｓｔａｔｅｐｈｙｓｉｃｓ，ｉｎｔｈｉｓ（下转１３页）第６期李开玮：利用速度相图法求解多次连续碰撞问题１３ θ＋ｎ·２θ≥π２（８）由式（５）、式（８）可得，小球只与弹簧发生ｎ次作用条件为π２（２ｎ＋１）≤θ＜π２（２ｎ－１）（９）由式（９）结合ｔａｎθ＝ｍ１ｍ２槡可得ｔａｎ２π２（２ｎ＋１）C o ≤ｍ１ｍ２＜ｔａｎ２π２（２ｎ－１）C o （１０）根据上文小球不与弹簧发生第ｎ＋１次作用有两种情形．若第ｎ次作用后，小球不能冲上斜面，则速度矢量与竖直负半轴夹角为θ＋（ｎ－１）２θ，速度矢量为 （ｍ槡２ｖ，ｍ槡１ｕ）＝ ２ｍ１槡ｇｈ（－ｓｉｎ（２ｎ－１）θ，－ｃｏｓ（２ｎ－１）θ）（１１）若第ｎ次作用后，小球冲上斜面，之后再滑下斜面时小球速度向左，则速度矢量与水平负半轴夹角为θ＋ｎ·２θ－π２，速度矢量为 （ｍ槡２ｖ，ｍ槡１ｕ）＝ ２ｍ１槡ｇｈ（－ｓｉｎ（２ｎ＋１）θ，ｃｏｓ（２ｎ＋１）θ）（１２）３ 结语本文通过建立速度矢量（ｍ槡２ｖ，ｍ槡１ｕ），并跟踪该矢量的轨迹，将碰撞发生的速度条件转化为角度判断，求解了当碰撞次数为ｎ时，两物体应满足的条件，运动过程简洁，体现了几何图像化在解决力学问题中的优势．由式（９）可知，当碰撞次数ｎ非常大时，θ→π４ｎ，鉴于本文只统计第二象限圆弧与相空间轨迹交点，故与文献［５］中式（１４）吻合．参考文献：［１］ 何勇．对一道滑块碰撞问题的思考［Ｊ］．物理教师，２０１２，３３（０５）：３３ ３４．［２］ 路峻岭，顾晨，秦联华，等．关于碰撞问题的进一步讨论［Ｊ］．大学物理，２０１９，３８（０８）：５ ９，１３．［３］ 汪洁民，王曦雨．一个“碰撞”问题的３种解法［Ｊ］．物理教师，２０１７，３８（１０）：５６ ５７．［４］ Ｇ．Ｇａｌｐｅｒｉｎ．Ｐｌａｙｉｎｇｐｏｏｌｗｉｔｈπ（ｔｈｅｎｕｍｂｅｒπｆｒｏｍａｂｉｌｌｉａｒｄｐｏｉｎｔｏｆｖｉｅｗ）［Ｊ］．ＲｅｇｕｌａｒＡｎｄＣｈａｏｔｉｃＤｙｎａｍｉｃｓ，２００３，８（４）：３７５ ３９４．［５］ 程军，孙辉．关于物块碰撞次数的探讨［Ｊ］．大学物理，２０２０，３９（０８）：１１ １３．ＳｏｌｖｉｎｇｔｈｅｃｏｎｔｉｎｕｏｕｓｃｏｌｌｉｓｉｏｎｓｂｙｔｈｅｐｈａｓｅｓｐａｃｅｔｒａｊｅｃｔｏｒｙＬＩＫａｉ ｗｅｉ（ＤｅｐａｒｔｍｅｎｔｏｆＩｎｄｕｓｔｒｉａｌＡｕｔｏｍａｔｉｏｎ，ＧｕａｎｇｄｏｎｇＰｏｌｙｔｅｃｈｎｉｃＣｏｌｌｅｇｅ，Ｚｈａｏｑｉｎｇ，Ｇｕａｎｇｄｏｎｇ ５２６１００，Ｃｈｉｎａ）Ａｂｓｔｒａｃｔ：Ｗｈｅｎｔｗｏｏｂｊｅｃｔｓｏｃｃｕｒｍｕｌｔｉｐｌｅｓｕｃｃｅｓｓｉｖｅｃｏｌｌｉｓｉｏｎｓ，ｔｈｅｓｏｌｕｔｉｏｎｂｅｃｏｍｅｓｃｏｍｐｌｉｃａｔｅｄ．Ｔｈｉｓｐａｐｅｒｐｒｏｐｏｓｅｓｔｈｅｍｅｔｈｏｄｏｆｐｈａｓｅｓｐａｃｅｔｒａｊｅｃｔｏｒｙｔｏｓｏｌｖｅｔｈｅｐｒｏｂｌｅｍａｎｄｍａｋｅｔｈｅｍｏｔｉｏｎｐｒｏｃｅｓｓｖｉｓｕａｌ．Ｔｈｅｃａｃｕｌａｔｉｏｎｉｓａｌｓｏｔｏｂｅｅａｓｙ．Ｋｅｙｗｏｒｄｓ：ｍｕｌｔｉｐｌｅｓｕｃｃｅｓｓｉｖｅｃｏｌｌｉｓｉｏｎｓ；ｖｉｓｕａｌ；ｐｈａｓｅｓｐａｃｅｔｒａｊｅｃｔｏｒｙ（上接１０页）ｐａｐｅｒ，ｔｈｅｄｉｆｆｅｒｅｎｃｅｏｆｔｈｅｄｉｓｐｅｒｓｉｏｎｒｅｌａｔｉｏｎｏｆｅｌｅｃｔｒｏｎｓｕｎｄｅｒｒｅｌａｔｉｖｉｓｔｉｃａｎｄｎｏｎ－ｒｅｌａｔｉｖｉｓｔｉｃｌｉｍｉｔｉｓｓｔｕｄｉｅｄ．Ｔｈｅｄｉｆｆｅｒｅｎｃｅｅｖｅｎｔｕａｌｌｙｌｅａｄｓｔｏａｄｉｓｔｉｎｃｔｆｉｎａｌｅｖｏｌｕｔｉｏｎｒｅｓｕｌｔｓｏｆｓｕｐｅｒｍａｓｓｉｖｅｃｅｌｅｓｔｉａｌｂｏｄｙ．Ｔｈｅｐｒｏｃｅｓｓｏｆｔｈｅｏｒｅｔｉｃａｌｃａｌｃｕｌａｔｉｏｎｃａｎｂｅｅａｓｉｌｙｃｏｒｒｅｌａｔｅｄｔｏｔｈｅｓｔｕｄｙｏｆｅｌｅｃｔｒｏｎｂｅｈａｖｉｏｒｉｎｓｏｌｉｄｓｔａｔｅｐｈｙｓｉｃｓ．Ｉｎｔｅｇｒａｔｉｎｇｔｈｉｓｍｅｃｈａｎｉｓｍｉｎｔｏｔｈｅｅｄｕｃａｔｉｏｎｏｆｓｏｌｉｄｓｔａｔｅｐｈｙｓｉｃｓｃａｎｎｏｔｏｎｌｙｅｎｈａｎｃｅｔｈｅｕｎｄｅｒｓｔａｎｄｉｎｇｏｎｔｈｅｅｌｅｃｔｒｏｎｂｅ ｈａｖｉｏｒｉｎｓｏｌｉｄｓｔａｔｅｍａｔｔｅｒ，ｂｕｔａｌｓｏｐｒｏｖｉｄｅａｄｅｅｐｉｎｓｉｇｈｔｔｏｔｈｅｒｅｌａｔｉｖｉｓｔｉｃｂｅｈａｖｉｏｒｏｆｅｌｅｃｔｒｏｎ．Ｋｅｙｗｏｒｄｓ：ｓｏｌｉｄｓｔａｔｅｐｈｙｓｉｃｓ；ｄｉｓｐｅｒｓｉｏｎｒｅｌａｔｉｏｎ；Ｃｈａｎｄｒａｓｅｋｈａｒｌｉｍｉｔ。
外国现代天文学家：钱德拉塞卡人物简介
钱德拉塞卡极限理论
• 解释了恒星内部物质循环和能量传递机制
• 为恒星演化理论奠定了基础
恒星结构研究
• 提出了恒星内部结构模型
• 解释了恒星的脉动和爆发现象
恒星大气层研究
• 提出了恒星大气层的辐射传输理论
• 解释了恒星的亮度变化星系物理的研究
01
星系形成和演化理论
• 提出了星系形成的逐级并合模型
方法论
• 倡导实证主义和理性主义
• 强调科学研究的严谨性和客观性
钱德拉塞卡对科学与人文关系的思考
科学与人文关系
• 认为科学与人文是相辅相成的
• 强调科学家的社会责任和人文素养
科学家的使命
• 认为科学家的使命是探索宇宙的奥秘
• 强调科学家的创新精神和社会责任感
钱德拉塞卡的科学精神与品德
科学精神
品德
• 在国际学术界具有很高的声誉和地位
国际学术影响
• 在恒星物理、星系物理和宇宙学等领域产生了深远的影响
• 为后世科学家提供了重要的学术资源和启示
谢谢观看
Docs
外国现代天文学家：钱德拉塞卡人物简介
CREATE TOGETHER
DOCS
01
钱德拉塞卡生平与成就概述
钱德拉塞卡的出生背景与成长经历
1937年出生于印度班加罗尔
• 父母都是印度著名学者和教育家
• 从小受到良好的家庭教育和学术氛围熏陶
1950年代赴英国剑桥大学学习
• 跟随著名天文学家爱丁顿学习
• 获得博士学位并留校任教
1960年代在美国芝加哥大学工作
• 加入芝加哥大学的天文系
• 成为当时最年轻的天文学教授
钱德拉塞卡的学术生涯与重要贡献
2018-苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡个人资料成就背景人物事迹word版本 (3页)
本文部分内容来自网络整理，本司不为其真实性负责，如有异议或侵权请及时联系，本司将立即删除！== 本文为word格式，下载后可方便编辑和修改！ ==苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡个人资料成就背景人物事迹苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡(Subrahmanyan Chandrasekhar，1910年10月19日-1995年8月15日)是一位印度裔美国籍物理学家和天体物理学家。
以下是小编为大家整理的钱德拉塞卡的个人资料成就背景，给大家作为参考，希望对你有帮助!钱德拉塞卡个人简介钱德拉塞卡于1910年出生在英属印度旁遮普地区拉合尔(现在的巴基斯坦)，在家中排名第3，父亲为印度会计暨审计部门的高阶官员。
钱德拉塞卡的父亲也是一位技术娴熟的卡纳蒂克音乐(Carnatic music)演奏者与一些音乐学著作的作者。
他的母亲则是一位知识份子，并曾将亨利克·易卜生的剧作《玩偶之家》翻译成泰米尔语。
钱德拉塞卡起初在家中学习，后来则进入清奈的高中就读(1922年至1925年间)。
他在1925年至1930年进入了清奈的院长学院(Presidency College)，并获得学士学位。
钱德拉塞卡在1930年7月获得印度政府的奖学金，于是前往英国剑桥大学深造。
他后来进入剑桥三一学院就读，并成为劳夫·哈沃德·福勒(Ralph Howard Fowler)的学生。
在保罗·狄拉克的建议下，钱德拉塞卡花费一年的时间在哥本哈根进行研究，并且认识了尼尔斯·玻尔。
钱德拉塞卡在1933年夏天获得剑桥大学的博士学位，并且在当年十月成为三一学院的研究员(1933年-1937年)，他在这段时期认识了天文学家亚瑟·爱丁顿与爱德华·亚瑟·米尔恩(Edward Arthur Milne)。
钱德拉塞卡在1936年与Lalitha Doraiswamy结婚。
钱德拉塞卡科研项目钱德拉塞卡早期从事恒星内部结构理论的研究。
太阳会变成一个黑洞吗
太阳会变成一个黑洞吗张天蓉【摘要】太阳最后会变成一个黑洞吗？答案是:不会.因为太阳的质量比较小,不会演化为黑洞.太阳将在几十亿年后,经过“体积巨大、光芒四射”的红巨星阶段,最后形成一个致密的白矮星.白矮星密度极高,一个质量和太阳差不多的白矮星,大小却只有地球那么大,即太阳直径的百分之一.【期刊名称】《自然杂志》【年(卷),期】2016(038)006【总页数】5页(P456-460)【关键词】太阳;黑洞;白矮星【作者】张天蓉【作者单位】【正文语种】中文黑洞按其质量大小可分为三类：超重黑洞、恒星黑洞、微型黑洞。
超重黑洞的质量巨大，可以是太阳质量的几百万到几百亿倍。
天文观测资料证明，许多星系的中心，都是一个巨大的超重黑洞。
比如说，我们所在的银河系的中心，被称为人马座A*的位置，就可能是一个质量大约等于400万个太阳质量的超重黑洞。
微型黑洞则恰恰相反，质量很小，小到可以和微观世界的基本粒子相比较，必须用量子理论来研究它的规律，因而也被称为量子黑洞或迷你黑洞。
恒星黑洞则顾名思义，其质量大小与恒星的质量大小相当。
超重黑洞和恒星黑洞在宇宙中存在，已经被天文观测所证实。
量子黑洞谁也没见过，还只能算是一种理论假设。
科学家们认为它们有可能产生于宇宙大爆炸的初期，或者是大型强子对撞机的粒子反应中，但至今尚未被观测到，还需等待实验的证实。
恒星黑洞不仅仅质量与恒星相当，实际上就是恒星经过“引力塌缩”演化的最终结局。
太阳也是恒星，那么，太阳最后会变成一个黑洞吗？答案是：不会。
为什么呢？我们得从恒星的演化过程慢慢谈起。
星星也和人一样，有“生老病死”。
不过，星星的寿命要比人类个体的寿命长得多，经常都需要以“亿年”为单位来计算！人生易老天难老啊。
天体物理学家们最感兴趣的是恒星的演化。
因为从天文观测的角度看，只有恒星才会主动发光，而行星只是被动地反射或折射恒星发出的光线而已。
恒星的质量较大，强大的万有引力使它们“心中燃着一把火”，也使得它们的生命过程轰轰烈烈、多姿多彩、急遽变化。
- 1、下载文档前请自行甄别文档内容的完整性，平台不提供额外的编辑、内容补充、找答案等附加服务。
- 2、"仅部分预览"的文档,不可在线预览部分如存在完整性等问题,可反馈申请退款(可完整预览的文档不适用该条件!)。
- 3、如文档侵犯您的权益，请联系客服反馈,我们会尽快为您处理(人工客服工作时间：9:00-18:30)。
钱德拉塞卡极限理论的研究
钱德拉塞卡极限理论是由印度裔美国籍的著名天体物理学家苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡经过研究得出来的。
他的成就主要在天体物理学理论方面，如恒星内部结构是怎样的、恒星和行星大气之间如何进行辐射转移，另外在星系动力学、等离子体天体物理学、宇宙磁流体力学和相对论天体物理学等各学科方面都有重要贡献。
1983年他由于对星体结构和演化的研究成果而获得了诺贝尔物理学奖。
钱德拉塞卡极限是他最重要的理论，是他对白矮星的最高质量的计算。
钱德拉塞卡从很早的时候就开始从事恒星内部结构的研究。
他从一个用电子气体的物态方程建立的白矮星模型中，得出白矮星的质量上限是太阳质量的1.44倍。
这就是著名的钱德拉塞卡极限。
因为他一直从事对天体的理论研究，所以留下的理论著作很多: 1939年，他出版《恒星结构研究引论》一书，重点论述恒星内部结构理论; 1950年出版《辐射转移》一书，介绍了恒星和行星大气辐射如何进行转移的理论研究。
书中他还论述了如何有偏振的辐射转移问题，并用量子力学方法计算了作为中介光谱型恒星大气不透明度源泉的负氢离子吸收系数。
1943年，他出版了《恒星动力学原理》，书中运用经典力学对星团、星系等天体系统的动力学问题进行研究。
60年代，他开始深入对天体物理的研究，相继出版《等离子体物理》和
《流体动力学和磁流体力学的稳定性》等著作。