Rikunarita-ORG/Wikinium huggingface dataset:
# 大质量弱相互作用粒子[编辑]

**大质量弱相互作用粒子**（**英語：Weakly interacting massive particles**，简称**WIMP**），是一种仍然停留在理论阶段的粒子，是暗物质最有希望的候选者，然而最新的科學研究指暗物質的質量應比WIMP小。理论预言这种粒子应该有以下两个特点：

1. 粒子只通过弱核力和引力产生相互作用，或者粒子的相互作用截面小于弱核力作用截面；
2. 与普通粒子相比质量较大。

由于它们不参与电磁力作用，因此无法被直接探测到；由于它们不参与强核力作用，因此它们基本上与普通物质不发生相互作用；由于它们较大的质量，因此它们运动的速度相对缓慢，因而能够成团聚集。根据以上特点，WIMP被认为是最有可能的“冷暗物质”候选者。

现在很多实验正在寻找在理论上的“大质量弱相互作用粒子”（WIMPS）的粒子，它最有可能是暗物质。各个实验在地下的那些訂做的设备全都等着一颗“大质量弱相互作用粒子”撞击原子核并引起一次反弹的时刻的到来。这样的实验必须在地下进行，以防止宇宙射线干扰结果。

## 暗物质的探测實驗

暗物质的探测在当代粒子物理及天体物理领域是一个很热门的研究领域。对于大质量弱相互作用粒子来说，物理学家可能通过放置在地下实验室，背景雜訊减少到极低的探测器直接探测大质量弱相互作用粒子，也可以通过地面或太空望远镜对这种粒子在星系中心，太阳中心或者地球中心湮灭产生的其他粒子来间接探测。人们也希望欧洲大型强子对撞机或者未来的国际直线加速器中人工创造出这些新粒子来。

對於暗物質的直接探測實驗一般都設置於地底深處，以排除宇宙射線的背景雜訊。這類的實驗室包括美國的Soudan mine和DUSE、加拿大的SNOLAB地下實驗室、義大利大薩索國家實驗室（Gran Sasso National Laboratory）以及英國的Boulby mine。

目前大部分的實驗使用低溫探測器或惰性液體探測器。低溫探測器是在低於100mK的環境下探射粒子撞擊鍺這類的晶體接收器所產生的熱。惰性液體探測器則是探測液態氙或液態氬中粒子碰撞產生的閃爍。低溫探測實驗包括了CDMS、CRESST、EDEDWEISS及EURECA。惰性液體探測實驗包含了ZEPLIN、XENON、DEAP、ArDM、WARP和LUX。這兩種探測技術都能夠從其他粒子與電子對撞的雜訊中辨識出暗物質與核子的碰撞。其他種類的探測器實驗有SIMPLE和PICASSO。

DAMA/NaI、DAMA/LIBRA實驗探測到一年性的事件數變化，並宣稱此現象是源自於暗物質。（隨著地球繞太陽公轉，探測器與暗物質的相對速度會做小幅度的變化。）目前這個說法並未受到證實，同時也很難與其他實驗的結果不相衝突。

方向性的暗物質探測方式是運用太陽系繞行銀河系的運動。利用低壓TPC，我們可以得知反彈路徑的資訊，並藉此去瞭解WIMP與原子核的作用。從太陽行進方向入射的WIMP訊號可以從各向同性的背景雜訊中分離出來。這類的探測實驗包括有DMTPC、DRIFT、Newage和MIMAC。

2009年12月17日，CDMS的研究團隊發表了兩個可能的WIMP事件。他們估計這兩起事件來自己知背景訊號（中子、錯認的β射線或是伽馬射線）的可能性是23%，並作出了這樣的結論：「這個分析結果無法被視作WIMP的有力證據，但我們不能排除這兩起事件來自WIMP的可能性。」

CoGeNT实验於2011年5月公布先前15个月的探测结果，显示粒子的碰撞率呈现周期性变化，夏天较高而冬天比较低，这可以看作是暗物质存在的证据之一。这个结果支持已经进行了13年的意大利的DAMA/LIBRA暗物质探测实验。CoGeNT的实验结果显示探测到的**WIMP**的质量是中子质量的5到10倍，与某些实验不符，但是其他实验对低能暗物质的探测精度没有CoGeNT高。

* 晕族大质量致密天体（MACHO）
* 希格斯玻色子
* 微型黑洞
* 大质量重子天体强关联星团（RAMBOs）

### 理论上的候选者

* 最轻超对称粒子（LSP）
* 超中性子
* 马约拉纳费米子
* 惰性中微子

### 实验项目

* LUX （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* CDMS
* CRESST（页面存档备份，存于互联网档案馆）
* DAMA/NaI
* DAMA/LIBRA
* DEAP（页面存档备份，存于互联网档案馆）
* DARKSIDE
* DRIFT
* EDELWEISS （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* MIMAC
* PICASSO （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* SIMPLE （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* WARP
* XENON
* ZEPLIN-III （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* ANAIS （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* ArDM

## 參考資料

* Particle Data Group review article on WIMP search（页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Timothy J. Sumner, Experimental Searches for Dark Matter in Living Reviews in Relativity, Vol 5, 2002
# 星系暈尖點問題

**星系暈尖點問題**出現在宇宙論模擬的冷暗物質將在宇宙最密集的區域形成尖點－也就是說，在中心點的數值將出現一個尖銳的峰值。這暗示了星系的中心，例如我們的銀河系，將會比其他區域有更高的暗物質密度。但是，在許多這類星系的中心，暗物質在分佈上似乎一點都沒有這樣的問題。

不過，這並不是個棘手的問題，因為重子物質的分布和暗物質分佈之間的問題，在高重子濃縮的區域上未被充分的探討過。特別是，高密度的重子物質除了重力之外還有由其它作用力造成的不同分佈。重子物質的分佈，反過來說，可能影響到暗物質自然的密度尖點。
# 暗流體[编辑]

在天文和宇宙学中，**暗流體**是對暗物质和暗能量的一個替代理論，並試圖在單一的框架中解釋這兩種現象。

暗流體提出暗物質和暗能量並不是如以前認為般的分開的物理現象，並且它們也沒有獨立的起源，而是其實它們是有聯繫的，和真的是新擴展的萬有引力定律在大尺度的特定副效應。其他擴展萬有引力的替代理論，如修改的牛頓動力學（MOND），也顯示為特定副效應。我們目前以觀察地球和太阳系為藍本的萬有引力定律，可能不足以解釋萬有引力在大尺度的情況。

## 參考資料
# 暗球狀星團

歐洲南方天文台在智利的甚大望遠鏡觀測發現了一類新的"黑暗"的球狀星團環繞著這個星系周圍，這些都以紅色標示。正常的球狀星團以藍色標示，以綠色球狀顯示的是性質類似的矮星系。
**暗球狀星團**是一種研議中的新形態球狀星團，它擁有不尋常的高質量。這個提案是建立在2015年的觀測資料基礎上，相信是擁有暗物質成分，像是中心有大質量黑洞。

## 觀測資料

暗球狀星團的觀測資料來自智利的甚大望遠鏡（VLT）對半人馬座A附近的觀測。在這個星系內的球狀星團有許多都比環繞銀河系的明亮和巨大，使用VLT的FLAMES儀器採取了125個半人馬座A的球狀星團樣本進行研究。雖然一般都認為球狀星團內沒有暗物質，對這些球狀星團樣本的動力學研究建議存在非常高外來的暗物質。這項研究的結果發表在*The Astrophysical Journal*(link) （页面存档备份，存于互联网档案馆），建議這些暗球狀星團的形成和演化，明顯不同於本星系群和半人馬座A的其它球狀星團。

## 參考資料
# 暗物質暈[编辑]

**暗物質**環繞在星系外圍，如同太陽圈包圍著太陽般，包圍著星系的暗物質。大多數的星系都受到這種與星系有著相同的中心，但散佈在外圍卻是星系動力學中心的主宰。

## 星系自轉曲線是暗物質暈的證據

暗物質暈存在的證據來自於重力的作用 － 螺旋星系的自轉曲線。沒有大量的質量存在於延伸的暈內，星系的旋轉速率應該在離核心一段距離之後將隨著距離的增加而減少。然而，觀測螺旋星系，特別是電波觀測到來自中性氫原子（天文學上特有的說法是HⅠ）的發射譜線，顯示螺旋星系的自轉曲線遠在可見物質之外的距離上依然是平坦的（有著相同的速度）。缺乏任何可見物質可以解釋觀測的現象，暗示有看不見的物質，也就是暗物質。斷言這種暗物質不存在，無疑就是承認萬有引力（廣義相對論）是錯誤的，雖然這也是一種可能，但是多數的科學家在考慮到這之前，會要求許多確鑿的證據。

暗物質暈密度的一般形式是：

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_0

其中的*constant*和*a*是由觀測到的質量分布來決定。

## 關於暗物質本質的理論

銀暈內暗物質的本質到現在仍未能確定，但最普遍被認同的理論是暗物質暈是一些數量眾多的低質量小天體，也就是所謂的大質量緻密暈天體（MACHO），或是大质量弱相互作用粒子（WIMP）。銀暈似乎不太可能由大量的氣體和塵埃組成，因為這兩者都可以經由觀測被發現。對銀暈的觀測，在尋找重力微透鏡的事件上，顯示MACHO的數量仍不足以達到需求的質量。

## 銀河系的暗物質暈

**暗物質暈**是在銀河中心算起的100,000至300,000光年空間內最大的唯一結構，它也是銀河系最神秘的部分。目前相信銀河系95%的質量都是由暗物質組成的，除了經由重力的作用之外，它似乎與星系內的物質和能量沒有任何的交互作用。銀河系所有的暗物質似乎都存在於**暗物質暈**的位置，它是可見恆星、氣體和塵埃質量的10倍以上。明亮物質的總質量大約是900億太陽質量，暗物質暈的暗物質總質量大約是6,000億至3兆太陽質量。
[1]

## 相關條目

* 星系形成和演化
* 銀河座標系統
* 核球
* 星系盤
	+ 螺旋臂
* 星系暈
* 暗物質
* 暗能量

## 註解

1. **a** The radial velocity dispersion profile of the Galactic halo: Constraining the density profile of the dark halo of the Milky Way（页面存档备份，存于互联网档案馆），Battagli et al. 2005, MNRAS，364 (2005) 433

## 資料來源

1. Carroll, Bradley and Ostlie, Dale. *An Introduction to Modern Physics, Second Edition*. San Francisco: Pearson, 2007.

* Rare Blob Unveiled: Evidence For Hydrogen Gas Falling Onto A Dark Matter Clump?（页面存档备份，存于互联网档案馆） 欧洲南方天文台 (ScienceDaily) 2006年7月3日
# 暗星 (暗物質)[编辑]

**暗星**（英語：dark star）可能存在于宇宙形成之初，普通的恒星形成之前。大部分恒星都主要由普通物质构成，但暗星主要由中性微子构成，并通过暗物质的湮灭释放能量。这些热量能阻止暗星在重力作用下坍缩成普通恒星，因此其中的普通物质原子也不会发生核聚变。

在这个模型中，暗星是由一大团的氢和氦所组成的云，直径約达到4到2000个天文单位，由於表面温度较低，暗星只會發射出紅外線，即熱能，不會發射出可見光，因此裸眼无法观测到它释放的辐射。

如果现代宇宙中仍然存在暗星，通过伽马射线、中微子和反物质的释放，以及伴隨的冷氫分子雲可能可以探测到它们的存在，通常冷氫分子雲不會發射出這麼高能量的粒子。天文學者凱瑟琳·福麗姿表示，計畫於2018年發射升空詹姆斯·韦伯太空望远镜應該有能力探測到暗星的蛛絲馬跡。

2023年7月11日，《美国国家科学院院刊》刊载的一篇论文称，根据韦布空间望远镜拍摄到的图像经光谱分析确认，发现了三个（JADES-GS-z13-0、JADES-GS-z12-0、JADES-GS-z11-0）在大爆炸后约3.2亿~4亿年间被观测到的天体。这三个天体也成为迄今观测到的最古老的天体之一，而且其非常符合暗星的相关特征，可能是暗星。研究人员表示将使用韦布空间望远镜观测这三个天体光谱中的氦线，以确认它们是否是暗星。

## 參考資料

* Freese, Katherine; Gondolo, Paolo; Spolyar, Douglas. The Effect of Dark Matter on the First Stars: A New Phase of Stellar Evolution. Santa Fe (New Mexico): 42–44. 2008  [2022-04-21]. arXiv:0705.0521 . doi:10.1063/1.2905656. （原始内容存档于2022-04-21）.
* Study: Dark matter in newborn universe doused earliest stars. Phys.org. 2007-12-03  [2022-04-21]. （原始内容存档于2022-04-21） （英语）.
* Freese, Katherine; Bodenheimer, Peter; Gondolo, Paolo; Spolyar, Douglas; Cline, David B. Dark Stars: the First Stars in the Universe may be powered by Dark Matter Heating. AIP Conference Proceedings (Marina del Rey (California): AIP). 2009: 33–38  [2022-04-21]. arXiv:0812.4844 . doi:10.1063/1.3232192. （原始内容存档于2022-04-21） （英语）.
# 矮星系問題

矮星系NGC 1140。
**矮星系問題**，也稱為**衛星星系失蹤問題**，源自數值宇宙論模擬預測宇宙中的物質分布的發展。暗物質似乎是越來越多，且越來越小的暈的統治階層。然而，觀察到的正常大小的星系，作為其衛星星系的矮星系卻是遠低於模擬的數量級。 。相較之下，在本星系群觀察到的38個矮星系中，只有11個是環繞著銀河系旋轉（詳細的資料和更多最新的清單請參見銀河系的衛星星系），然而暗物質的模擬預測銀河系要有500個矮星系的衛星星系。

這個問題有兩個可能的解決方案。一個是小暈確實存在，但因為不能吸引到足夠的重子物質，最終只有很少的部分成為可見的矮星系。凱克的觀測支持此一觀點：凱克天文台在2007年的觀測報告顯示，有6個新發現的超暗弱的銀河系衛星矮星系，都被99%的暗物質環繞著（質光比大約是1000）。另一個解決方案是矮星系往往會因為潮汐的剝離或複雜的交互作用而合併至較大的星系。潮汐剝離已經被安排在解決矮星系問題的第一順位，但這是極其困難的任務。因為這些物件具有低表面亮度和高散度，以至於它們都難以被察覺。

## 相關條目

* 暗星系
* 冷暗物質
* 星系暈尖點問題（也稱為"核/尖點問題"）
* 未解決的物理學問題

## 參考資料

* Bullock. Notes on the Missing Satellites Problem. 2010. arXiv:1009.4505v1  [astro-ph.CO].

* The End of Small Galaxies （页面存档备份，存于互联网档案馆） (SPACE.com) 22 May 2006 06:12 am ET
# 质量维度一费米子[编辑]

在理论物理学和宇宙学中，**半自旋质量维度一费米子**（mass dimension one fermions of spin one half）是暗物质的候选者。这些费米子与已知的物质粒子，如电子或中微子，有着根本的不同。尽管它们被有着半自旋，但它们并不是由著名的狄拉克体系描述的，而是由一种旋量克莱恩-戈登体系（spinorial Klein-Gordon formalism）描述的。

2004年，Dharam Vir Ahluwalia（IIT Guwahati）与Daniel Grumiller合作，提出了一个关于质量维度一半自旋费米子的意外理论发现

。在随后的十年中，许多小组探索了新构造有趣的数学和物理性质，而D. V. Ahluwalia 和他的学生进一步完善了体系

。

然而，体系有两个令人不安的特点，即非局域性和对洛伦兹对称的微妙破坏。这两个问题的起源现在被追溯到一个隐藏的自由定义，旋量和伴随的关联场。因此，现在有了一个全新的自旋半费米子量子理论，它不存在上述所有问题。新费米子的相互作用不仅限于四维四次自相互作用，而且限于与希格斯粒子的四维耦合。新费米子与中微子的广义Yukawa耦合提供了迄今为止未被怀疑的轻子数违反来源。因此，新的费米子为标准模型的狄拉克费米子提出了一个第一原则，暗物质伙伴与质量维度的对比，后者为三个半费米子与前者为一个半费米子，而没有改变费米子到玻色子的统计数据。

质量维度一费米子自旋半场用Elko场作为其展开系数。Elko是最初德语 "**E**igenspinoren des **L**adungs**k**onjugations**o**perators"的缩写，表示自旋体，它们是电荷共轭算符的本征自旋体。由于新费米子的质量维数与标准模型物质场不匹配，他们被认为是暗物质的候选者。由于它们的类标量质量维数，它们与质量维数3/2狄拉克费米子有显著差异。

质量维度一费米子通过提供第一原理暗物质和暗能量场，对宇宙学有着意想不到的影响。2005年Ahluwalia-Grumiller 论文发表后，Christian Boehmer率先将Elko应用到宇宙学中，并认为Elko不仅是主要的暗物质候选者，也是宇宙膨胀的主要候选者。Einstein–Cartan–Elko系统由Boehmer首次引入宇宙学中。其他人已经证明，Elko也可以诱导一个时变的宇宙学常数。Abhishek Basak和同事们认为，快速滚动的宇宙膨胀吸引子点对于Elko来说是独一无二的，它独立于潜在的形式
。Roldao da Roch研究了膜上的Elko局域化现象
，并将其作为一种探索时空奇异拓扑特征的工具。

以下参考文献作为Elko场和质量维度一费米子的参考

中。

阿鲁瓦利亚在2017年解释了如何规避温伯格不走定理。同样在2017年发现，质量维度一费米子即使没有宇宙学常数，也能通过量子效应诱导一个“宇宙学常数”项。这些导致非消失的效应可能是早期宇宙阶段膨胀阶段的原因。此外，对于较晚的演化，对应于具有时变宇宙学项的模型，这种量子效应与先前的最新研究一致。
# 埃纳斯托轮廓[编辑]

埃纳斯托轮廓
在天文学中，**埃纳斯托轮廓**（英語：Einasto profile），或称**埃纳斯托模型**、**埃纳斯托定律**，是一个数学函数，它描述了球状恒星系统的密度 WIKINIUM\_MATH\_PH\_0 随离开中心的距离 WIKINIUM\_MATH\_PH\_2 的变化。扬·埃纳斯托在1963年哈萨克斯坦阿拉木图的会议上介绍了这一模型。

## 数学形式

埃纳斯托轮廓具有幂律对数斜率的形式：

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_4
重新组合可得

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_6
参数 WIKINIUM\_MATH\_PH\_8 控制轮廓的曲率程度。通过计算log-log图的斜率可得：

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_10
参数  WIKINIUM\_MATH\_PH\_12 越大，斜率随半径的变化越快。埃纳斯托定律可以描述为更一般的幂律形式， WIKINIUM\_MATH\_PH\_14 ，它在log-log图上有恒定的斜率。

埃纳斯托模型和Sersic定律具有相同的数学形式，后者可用来描述星系表面亮度（即投影密度）轮廓。

## 应用

埃纳斯托模型可描述多种类型的系统，包括星系和暗物质晕。

* NFW轮廓

## 参考资料

* Spherical galaxy models with power-law logarithmic slope. A comprehensive paper that derives many properties of stellar systems obeying Einasto's law.
# ArDM

**ArDM**(Argon Dark Matter)是一個偵測暗物質的實驗，利用液態氬偵測大質量弱交互作用粒子（Weakly Interacting Massive Particles，簡稱：WIMP）的實驗，WIMP是暗物質的可能組成之一，在2006年在CERN實行，公用掉了一頓的液態氬，原理是當它與氬原子，氬原子會離子化，而產生可以被儀器增測到的電子。有時WIMP會撞上氬原子核，而把它的能量傳給原子核，一般應該是介於1keV到100keV之間。雖然不知道弱交互作用質量粒子與氬原子撞擊的機率是多少，但根據超對稱理論應該每天會有100到0.01個撞擊事件發生。這個實驗最困難的地方就是，液態氬裡可能有氬-39，他是一種半衰期269年的同位素，可能會經由β衰变釋放出能量565 keV的電子，因此儀器必須設計分變的出才行。

* ArDM web site（页面存档备份，存于互联网档案馆）
# 中国暗物质实验[编辑]

**中国暗物质实验**（英語：**China Dark Matter Experiment**，英语缩写：**CDEX**）是一项在中国锦屏地下实验室开展的、利用直接探测法探测大质量弱相互作用粒子暗物质的科学研究工作。它是中国锦屏地下实验室在2012年12月正式投入使用后的第一个实验项目。2013年和2014年CDEX合作小组分别发表了三批实验数据。

## 发展历史和实验结果

2003年, 清华大学的研究人员通过理论研究和分析, 提出了利用极低能量阈值的高纯锗探测器进行轻质量的大质量弱相互作用粒子的直接探测计划并开展了相关的实验研究。2004年, 清华大学成立了暗物质研究组并利用韩国Y2L地下实验室开始了利用极低能量阈值的高纯锗探测器进行暗物质直接探测的实验研究。2007年, 由中央研究院主导的、清华大学暗物质研究组参与的TEXONO实验组发表了第一个暗物质直接探测实验的物理结果, 确定了利用极低能量阈值的高纯锗探测器探测轻质量大质量弱相互作用粒子的可行性。

2009年中国锦屏地下实验室开始建设,2010年12月正式投入使用，该地下实验室为暗物质探测等需要低本底背景辐射的实验提供了非常好的实验条件。2011年, CDEX合作组利用单体质量为20g的极低能量阈值高纯锗探测器首次在锦屏地下实验室中开展暗物质直接探测实验CDEX-0项目的测试运行后得到了177eVee的能量阈值，在10GeV以下的质量区域得到了比2007年TEXONO更加灵敏的结果。在随后的CDEX-1项目的第一阶段测试中运行了单体质量为1kg的极低能量阈值高纯锗探测器得到了约400eVee的能量阈，经分析得到了中国第一个自主暗物质直接探测实验的物理结果。接着加装了NaI(Tl)反符合探测器的极低能量阈值高纯锗探测器进行第二阶段的测试，排除了采用相同技术的美国CoGeNT得到的信号区域。2014年, CDEX-10的第一个3单元极低能量阈值高纯锗探测器阵列开始测试，借此提高暗物质的探测灵敏度。

## 前景

中国暗物质实验不仅将在锦屏地下实验室继续CDEX-1实验的数据采集，研究项目还将在CDEX-1实验的基础上组装靶材质量达到10kg的极低能量阈值高纯锗探测器阵列置于液氩中,利用液氩起冷却探测器阵列和主动屏蔽作用的同时将液氩作为闪烁探测器开展CDEX-10实验。今后随着更大体积的锦屏地下实验室二期的建成,研究项目还计划开展利用置于液氩中的吨级规模探测器阵列进行CDEX-1T实验。

## 实验装置及技术

CDEX使用放置于NaI(Tl)内的p型点电极高纯锗作为极低能量阈值的高纯锗探测器，NaI(Tl)作为反符合探测器能够有效地降低本底背景輻射。

## 参考资料
# 低溫暗物質搜尋計畫[编辑]

**低溫暗物質搜尋計畫**（**Cryogenic Dark Matter Search**，簡稱：**CDMS**）
是暗物質直接探測的一系列實驗。
觀察對象是作為大質量弱相互作用粒子一類的暗物質。
第一組實驗 **CDMSI** 設置於史丹佛大學校園底下的隧道運作。第二期實驗**CDMSII**於2006年10月至2008年9月在位於明尼蘇達州素丹地礦國家公園（Soudan Underground Mine State Park）的地底深處完成運行。後繼實驗**SuperCDMS Soudan**於2012年3月至2014年7月在同一實驗室運行。下一階段實驗**SuperCDMS SNOLAB**將移至位於加拿大安大略省薩德伯里的薩德伯里微中子觀測站實驗室進行。

### 實驗結果

2009年12月17日，SuperCDMS小組宣布可能發現兩個候選WIMP事件，一個事件的探測時間是2007年8月8日，另一個是2007年10月27日。由於事件數量少，團隊可以排除例如中子碰撞這樣的背景噪聲充當假陽性信號的情況。這一類噪音被估計會在25％的時間內產生兩個或多個事件。實驗使用了聚乙烯吸收劑以減少任何中子背景。

2011年的低能量閾值分析，嘗試搜尋低質量WIMP（M <9 GeV）的證據。團隊給出WIMP暗物質作用截面上限排除了新的鍺實驗CoGeNT所宣佈的測得暗物質的跡象，以及長期存在的**DAMA/NaI**，**DAMA/LIBRA**年度調製分析結果。

發表於2013年5月“物理評論信息”對數據的進一步分析，檢測出3個WIMP事件，同時背景期望值爲0.7，結果符合WIMP（包括超中性子）模型的預測。這個結果統計上給出0.19%非尋常背景噪音的概率，探測得暗物質的置信水平爲99.8％（3西格瑪）。雖然仍不是確鑿證據，但這個結果對理論給出很重大的參考。

2012年10月至2013年6月的SuperCDMS搜索結果發佈於2014年6月，在WIMP質量小於30 GeV的信號區域中發現了11個事件，並得到了一個暗物質自旋無關相互作用截面的上限，而不利於近期CoGeNT宣佈的低質量暗物質信號。

* CDMS 網站（页面存档备份，存于互联网档案馆）

## 參考文獻
# DAMA/LIBRA[编辑]

**DAMA/LIBRA**（全称为Dark Matter/Large Sodium Iodide Bulk for Rare Processes）是一個通過使用一個閃爍體探測器設計成使用直接探測方法來尋找大质量弱相互作用粒子的實驗，位在義大利中部位於地底的大薩索國家實驗室（Gran Sasso National Laboratory），以總重約兩百五十公斤的二十五個超純碘化鈉(NaI(Tl))晶體進行實驗。它是DAMA/NaI实验的升级实验。

* DAMA/NaI

* DAMA web site（页面存档备份，存于互联网档案馆）
# DAMA/NaI[编辑]

**DAMA/NaI**是一個偵測暗物質的實驗，目前已經沒有在運作，是利用九個鉈激活的碘化鈉結晶的闪烁体探测器進行實驗，每個為9.7公斤。它位在義大利國立核物理研究所，從1996年到2002年不停的蒐集相關資訊，目前已經被新的偵測器取代，名為DAMA/LIBRA，跟之前的DAMA/NaI的原理一樣，但是規模大的多。

* DAMA/LIBRA

* DAMA web site（页面存档备份，存于互联网档案馆）
# 勒克斯-澤普林實驗

| 勒克斯-澤普林實驗 （LUX-ZEPLIN (LZ) Experiment） |
| --- |
| 實驗 |
|  |
| 國 |  美国 |
| 州 |  南达科他州 |
| 網站 | The LZ Dark Matter Experiment |

**勒克斯-澤普林實驗**（**英語：LUX-ZEPLIN (LZ) Experiment**）下一代暗物質直接探測實驗，旨在觀察大質量弱相互作用粒子（WIMP）核的散射。它於2012年由大型地下氙氣實驗和澤普林 III集團的實驗組合而成。現時，它是美國、英國、葡萄牙和俄羅斯的30個研究所合作的計畫。實驗地點位於南達科他州的桑福德地下研究設施（SURF），由DOE的勞倫斯伯克利國家實驗室（伯克利實驗室）管理。

實驗使用了一個由10噸液態氙製成的超靈敏探測器來尋找WIMP核相互作用的訊號。這是三個這樣的實驗之一，引領了對10 GeV/c2以上WIMP的直接檢測，另外兩個是XENON暗物質計畫實驗和粒子和天體物理氙探測器-4T實驗。

2015年春季，LZ通過了"關鍵決策步驟1"或CD-1審查，成為DOE的官方項目。2020年9月21日，美國能源部官員正式簽署了LZ項目竣工協定；DOE的項目完成里程碑稱為關鍵決策4或CD-4。

## LZ做為低背景探測器

為了最終識別WIMP核散射，LZ必須能夠觀察到其活性體積中非常小的能量沉積。因此，它還必須能夠區分真正的WIMP散射和由已知粒子引起的其他交互作用。那些已知"背景"的例子，包括環境中的痕量放射性產生的伽馬射線，中子的交互作用，以及來自宇宙射線在上層大氣中產生的μ介子的交互作用。暗物質搜索的兩個目標是最大限度地減少這些背景相互作用的數量，以及對於那些確實發生的相互作用，能夠識別它們是來自背景，而不是WIMP。

首先，最裡面的探測器由一個雙相氙氣時間投影室（TPC）]]組成。該探測器是WIMP核散射的目標。如下一節所述，該探測器可以對氙氣中相互作用的位置進行3D重建。這樣可以識別和排除探測器週邊（側面、頂部和底部）附近發生的背景交互作用。這些周邊的交互作用極有可能來自外部伽馬射線或中子，以及組成TPC和低溫恒溫器的探測器元件中痕量放射性核素的放射性衰變。此外，相對較大的液態氙密度使TPC能夠在一定程度上「自我遮罩」：進入TPC的伽馬射線（中子）在散射和停止之前只能行進大約幾釐米（10釐米）。因此，探測器的最內層體積基本上幾乎沒有這些背景雜訊。因為它非常安靜，所以這個最裡面的，或“基準”的體積對觀察其背景以外的WIMP散射非常敏感，並且是LZ的WIMP搜索的空間。

接下來，TPC位於幾層主動和被動遮罩層內，以降低外部伽馬射線和中子的速率。TPC安裝在內部低溫恒溫器中，該低溫恒溫器可保持氙氣處於液相（約178K）所需的溫度。該內部低溫恒溫器嵌套在更大的外部低溫恒溫器中，這有助於抑制熱量傳遞到氙氣中。外部低溫恒溫器的外部是一組裝有液體閃爍體的丙烯酸罐。這些閃爍體探測器是裝有釙的液態烷基苯（LAB），用於更有效的捕獲中子。如果伽馬射線或中子在TPC內部散射一次，但隨後退出，它也可能在閃爍體探測器中沉積能量。這些能量沉積物伴隨著光學光子的發射，可以通過位於丙烯酸罐外部的光敏倍增管（PMT）陣列檢測到。通過觀察這種與TPC中的散射相吻合的信號，可以排除掉TPC中可能看起來像WIMP散射的背景。這對於中子尤其重要，中子可以穿透比伽馬射線更遠的距離，並且以與WIMP預期相同的方式散射到氙原子核上，而不是在氙原子周圍的電子上。外部探測器PMT陣列位於較大的水箱中。總之，水箱和液體閃爍體還提供了對外部伽馬射線和中子的重要被動遮罩，在它們有機會進入TPC之前，大多數都被阻絕了。整個元件位在地下約1.5公里處，位於SURF的戴維斯洞穴中。這個地下位置創造了一個岩石覆蓋層，顯著降低了宇宙射線μ介子進入TPC的速率相對於地球表面的速率。所有這些不同的策略確保了LZ是一種能夠對氙原子核上的暗物質散射進行非常靈敏搜索的探測器。

## LZ的內部檢測器：雙相TPC

雙相氙氣TPC工作原理的簡圖。在相互作用過程中，會產生S1光（綠色）和S2光（藍色），探測器頂部和底部的PMT陣列可以看到其中的一小部分。請注意，此圖沒有依比例繪製，並且 LZ 在每個陣列中具有 4 個以上的 PMT。
LZ中心的探測器是一個圓柱形雙相氙氣時間投影室（TPC）。它由一個7噸重的液態氙靶和上面的一小塊氣態氙氣區域組成。操作原理如下：當發生WIMP或背景散射時，少量的動能被賦予氙原子核（或原子電子）。這導致氙原子在散射點附近的區域周圍彈跳，將其能量轉化為快速閃爍光子，釋放（電離）電子和產生的熱量。許多即時閃爍光子可以通過探測器頂部和底部的光電倍增管（PMT）檢測到。電離電子在外部施加的電場中向上漂移，並在到達液體表面時被拉入氣體中並在更強的電場中產生電致發光的光。這種電致發光會產生延遲的“S2”信號。外部產生的電場由一組四個高壓電極網格產生：底部，陰極，柵極和陽極。

總而言之，S1和S2可以精確地重建氙氣在空間中相互作用的位置。由於 S2 非常接近上部 PMT 陣列，因此僅此一項就可以很好地瞭解 XY 中（即相對於探測器軸）交互作用發生的位置。即時的S1和延遲的S2之間的時差只是出互動交互作用的深度：通過使用氙中電子在給定電場下的漂移速度，可以將漂移時間轉換為物理深度或Z的位置。總之，這個XYZ位置允許人們識別一個安靜的內部基準體積，用於敏感的WIMP搜索。它還能夠區分類似WIMP的單位點交互作用和類似背景的多位點交互作用，例如來自中子或伽馬射線的交互作用。

請注意，與其它類型的時間投影室不同，例如MicroBooNE等微中子實驗中使用的時間投影室，此處的電離信號是通過S2光完全捕獲的：電極不直接測量電流。

## LZ的WIMP搜索

2022年7月，LZ合作發佈了其對自旋無關的WIMP核子散射橫截面的第一個上限，使用了大約60個工作日的數據。未來的搜索打算進一步探測WIMP散射點，建議的搜索期為1000天。

## 參考資料

* The LZ Dark Matter Experiment （页面存档备份，存于互联网档案馆）
# 粒子和天体物理氙探测器

**粒子和天体物理氙探测器**（英語：**Particle and Astrophysical Xenon Detector**，英语缩写：**PandaX**）是位于中国四川省锦屏水电站极深地下暗物质实验室的暗物质探测器。实验装置位于地下约2400多米的地下实验室中。2014年9月运行探测器的实验组发布了使用120公斤级氙探测器获得的首批实验数据。

## 参与者

该暗物质探测器项目由大约40名科学家组成的国际团队负责运行。研究项目是由来自上海交通大学的讲席教授、国家“千人计划”专家季向东等研究者们牵头组织的，自2009年起由来自上海交通大学、山东大学、中国科学院上海应用物理研究所和中国科学院的科学家共同启动了该研究项目，两年后来自马里兰大学、北京大学和密歇根大学的研究者相继加入。粒子和天体物理学氙探测器的研究团队也包含了来自二滩水电站的员工。

## 设计和建造

PandaX 在 2021 年报告的选定实验中 WIMP-核子弹性截面的上限（绿色为 ±1σ 灵敏度范围）
粒子和天体物理氙探测器是一个直接探测暗物质的实验装置。类似于XENO和LUX所用的装置，PandaX使用的探测器借助一个同时使用液氙和氙气的二相型氙时间投影室来确定事件的位置并借助锦屏山的岩石山体排除来自宇宙的射线干扰。除了用来搜索暗物质事件，PandaX也被设计用于检测136Xe的双β衰变。实验场所由清华大学和雅砻江流域水电开发有限公司联合开发，于2010年12月12日投入使用。

### 探测器的运行

探测器将分两个阶段运行，第一阶段（PandaX-I，在2014年完成）使用120千克（约260磅）氙来探测低质量暗物质（<10GeV），并用来验证其他暗物质探测实验的信号和结果。PandaX是中国第一个使用超过100千克氙的暗物质探测器，其规模是仅次于位于美国的LUX实验。

第二阶段的探测工作将在2016年开始，并在2015年9月3日经报道期二期扩建进展顺利，使用2.4吨的氙探测10至1000GeV的能量范围。第二阶段的实验将重复利用第一阶段实验所用的屏蔽装置、外容器、低温制冷装置、氙纯化设备和其他基础设施，但会建造一个更大的低温恒温器和更大的二相型氙时间投影室。

PandaX的建造成本预计为1500万美元，第一阶段的初始成本为800万美元。

### 实验室

PandaX位于中国锦屏地下实验室，位于地下2400至2500米深处，是目前世界上最深的地下实验室。实验室约40米长、6米多宽、7米多高，呈“T”形结构，整体由上海交大和清华大学的公共区域、一个狭长的走廊和暗物质实验室组成。中国锦屏地下实验室的μ子通量为每年每平方米66次事件，相较于LUX所在的美国南达科他州霍姆斯特克矿每年每平方米950次事件以及XENO所使用的意大利格兰萨索实验室每年每平方米8,030事件。实验室的深度使PandaX相比于其他同类型暗物质探测器能更好地屏蔽宇宙射线的干扰，使可能获得的暗物质信号更易被放大。锦屏山的大理石也比霍姆斯特克和格兰萨索的岩石具有更少的放射性，从而进一步减少错误检测的几率。

## 初步结果

2012年8月，PandaX的主要实验设备从上海交通大学移入中国锦屏地下实验室。2013年，探测器进行了两次试运行。2014年5月，探测器开始正式运行和数据采集，最初的探测结果于2014年在英文版《中国科学：物理学力学天文学》上发表。在最初的运行中记录到约400万次事件，有约10,000次落在大质量弱相互作用粒子预期的能量区域内。其中仅有46次事件记录在最“安静”的氙靶中心区域内。经分析这些事件均来自背景辐射而非暗物质。PandaX在第一阶段的探测中尚未发现任何暗物质的事例，该测量结果和一些其它实验所发现的轻质量暗物质疑似信号不兼容。但此结果为今后低质量暗物质的搜寻工作设定了一个严格的极限。

## 参考资料
# 天文物理重力微透鏡觀測[编辑]

位于约翰山顶上的天文物理重力微透鏡觀測望远镜的圆顶
**天文物理重力微透鏡觀測**（**Microlensing Observations in Astrophysics, MOA**）是一个由新西兰和日本研究人员的合作项目。他们在南半球使用微引力透镜来观察暗物质、太阳系外行星、恒星大气层。小组将注意力放在重力微透镜中放大率高的透镜的观测结果上，尤其是10倍以上的那些，因为这些透鏡的观测结果对确认外星系的行星非常重要。他们与其他位于澳大利亚，美国和一些别的地方的小组合作，并在2006年参与了通过微透鏡发现的所有小行星的行动。观测值将提供给新西兰的约翰山大学天文台，那里有一个直径1.8米专门为这个计划建造的望远镜。

## 發現的系外行星

以下是本巡天計畫發現的系外行星，部分是和其他巡天計畫共同發現。

| 行星
 | 公布時間
 |
| --- | --- |
| MOA-2009-BLG-387L | 2011年2月
 |
| MOA-2007-BLG-400Lb | 2008年9月18日
 |
| MOA-2007-BLG-192Lb | 2008年5月30日
 |
| OGLE-2003-BLG-235/MOA-2003-BLG-53b | 2004年4月15日
 |

## 圖片集

*
*
*

* 光學重力透鏡實驗，另一個類似的巡天計畫

* MOA website
# HVC 127-41-330[编辑]

HVC 127-41-330| 星云 |
| --- |
| 觀測資料: J2000.0 epoch |
| 赤经 | 01h 05m |
| 赤纬 | +21.8° |
| 距離 | 2,300,000 光年   (700,000 秒差距) |
|  |
| 名稱 | HVC 127-41-331、HVC 128-41-329、HVC 127-42-352、HVC 127-41-330 |
|

**HVC 127-41-330**是位於雙魚座的高速雲。組成其名稱的三個數值分別表示銀河系的經度和緯度，以及對地球的速度（單位為km/s）。它的直徑為20,000光年，距離地球230萬光年（700千秒差距），位於M31和M33之間。與其它HVCs不同，這種中性氫雲（可通過21cm H-I發射檢測）顯示出旋轉分量和暗物質。雲的質量80%是暗物質。它也是第一個被發現與銀河系或子群（亞群）無關的HVC。

天文學家喬希·西蒙（Josh Simon）認為它是暗星系的候選者。由於它的自轉，它可能是一個密度非常低的矮星系未使用的氫（沒有恆星），是本星系群形成的殘餘。

## 相關條目

* 暗星系
* VIRGOHI21
* LSB星系

## 參考資料
# VIRGOHI21[编辑]

| VIRGOHI 21 |
| --- |
| 观测资料（J2000 曆元） |
| 星座 | 室女座 |
| 赤经 | 12h 17m 53.6s |
| 赤纬 | +14° 45′ 25″ |
| 紅移 | 1966 km/s |
| 距离 | 50 Mly |
| 特征 |
| 类型 | 暗星系 |
| 其他 | 沒有恒星 |
|

**VIRGOHI21**是一个迄今为止最为奇特的星系，其中不包括任何恒星或是行星。 VIRGOHI21星系位于室女座星系群中，2007年6月18日美国康奈尔大学科学家领导的国际天文学研究小组宣布，最终证实该天体构造其实是一个暗星系，其尺寸与普通的星系差不多，但却完全由暗物质组成。

通过设在荷兰的“威斯特博尔克综合射电天文望远镜”（Westerbork Synthesis Radio Telescope），精确测定了该星系的大小。通过哈伯太空望远镜的进一步观测，发现该星系中不存在一颗恒星，甚至连构成普通恒星和行星的物质也找不到。

在研究超级星系M99(NGC 4254)时意外发现VIRGOHI21星系，在M99星系周围观测到典型的气体发光现象，后来的重力测量结果显示，M99星系旁边肯定存在着一个巨大的重力源，但是却观测不到任何可见的星系。

据研究资料显示，“VIRGOHI21”暗星系的质量大约为太阳的1000亿倍，距离地球5000多万光年。

* 暗星系
* 暗物质
* HVC 127-41-330

## 参考资料

* Astronomers find star-less galaxy （页面存档备份，存于互联网档案馆） (BBC News), 2005
* A multibeam HI survey of the Virgo cluster - two isolated HI clouds?，(abstract), Davies, J, et.al, 2004
* A Dark Hydrogen Cloud in the Virgo Cluster
* First Invisible Galaxy Discovered in Cosmology Breakthrough （页面存档备份，存于互联网档案馆），(SPACE.com), 2005
* Astronomers spot first ever dark galaxy （页面存档备份，存于互联网档案馆） (The Register), 2005
* Dark Matter Galaxy? （页面存档备份，存于互联网档案馆） (UniverseToday)
* Arecibo Survey Produces Dark Galaxy Candidate（页面存档备份，存于互联网档案馆） (SpaceDaily), 2006
* 3D Animation from neutral Hydrogen data （页面存档备份，存于互联网档案馆）
# 奇異物質 (假設事物)[编辑]

在物理學中，**奇異物質**（英語：Exotic matter）指的是與普通物質不同，具有奇異特性的物質的統稱。奇異物質有以下幾種：

* 未被发现的假想粒子和物质状态，如果存在的话，其性质将在已知物理定律的范围内，例如反物質、超重元素物質。
* 假想的具有反常物理性質的粒子，例如負物質、快子物質，它們可能打破已知的物理定律。
* 几种已通过实验证实存在的粒子，被推测为奇异强子，且符合标准模型。
* 極端的物质状态，例如玻色-爱因斯坦凝聚态、费米子凝聚态、核子物质、量子自旋液体、弦网液体、超临界流体、色玻璃凝聚体、夸克-胶子等离子体、里德堡物质、里德堡极化子、光子物质、维格纳晶体、超流体和时间晶体，這類物質完全符合已知物理定律。
* 物理學中所知甚少的物質，例如暗物質、负压物質（暗能量）和镜像物質。
* 当置于超高压下时，可能会导致其物理或化学性质发生剧烈变化的普通物质。
* 简并态物质
* 奇异原子

## 負物質

擁有**負質量**（英語：Negative mass）的一類奇異物質有時譯為**負物質**（英語：Negative matter）。注意這裏的「負粒子及負物質」與「反粒子及反物质」（英語：Antiparticle and Antimatter）是完全不同的概念，負粒子及負物質擁有負質量/負能量，而反粒子及反物質具有正質量/正能量。反粒子及反物質與普通粒子及普通物質（意即正粒子及正物質）一樣會被重力場吸引，但另一方面負粒子及負物質不會受重力場吸引，反而會受其排斥。

負物質可能擁有一些奇特的特性，如往施力方向的反方向加速。譬如一個慣性質量為負、電荷為正的物體與帶電的普通物質相互作用，它會與帶正電的物體相吸，與帶負電的物質相斥，完全與普通物質間的「同性相斥，異性相吸」相反。這種反常的行為可產生一些不可思議的結果。

## 虛質量

靜止質量為虛數的假想粒子稱為快子，其運動速度永遠高於光速。目前尚無證據表明快子存在。

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_0 ，其中E為能量，m為質量，c為光速（常數），v為速度
如果靜止質量m是虛數，由於E（能量）必須是實數，說明分母也是虛數，即被開方數為負，而只有v（速度）大於c（光速）時該條件才滿足。格雷戈里·本福特等人指出，根據狹義相對論，若快子存在，可實現與過去的通訊（見快子電話）。

在量子場論中，虛質量會導致快子凝聚。

## 超高压下的物质

在超高压下，氯化钠 （NaCl） 等物质在氯或钠过量的情况下会转化为经典化学“禁止”的化合物，例如Na
3Cl 和 NaCl
3。量子力学计算预测了其他化合物的可能性，例如NaCl
7，Na
3Cl
2 和 Na
2Cl。这些材料在高压下具有热力学稳定性。此类化合物可能存在于高压下的自然环境中，例如深海或行星核心内部。这些材料具有潜在的有用特性。例如 Na
3Cl是一种二维金属，由可以导电的纯钠和盐层组成。盐层充当绝缘体，而钠层充当导体。

* 反物质 – 由普通物质相应粒子的反粒子组成的物质
* 反物质的引力相互作用 – 反物质引力理论
* 暗能量 – 驱动宇宙加速膨胀的能量
* 暗物质 – 宇宙学中的概念
* 镜像物质 – 普通物质的假设对应物
* 负能量 – 物理学中的概念
* 负质量 – 物理模型中的概念
* 量子色动力物质 – 物质的假设相QCD物质
* 奇異物質（Strange matter） - 與「Exotic matter」譯名相同，但是不同的概念，由奇异夸克构成的简并物质。
* 虫洞

## 參考資料
# 揭示計畫

**揭示計劃**是由國際科學家合作開展的一系列正在進行的天體物理學模擬 。目的是用一個全面的物理模型來研究宇宙中星系的形成和演化過程。在廣泛的新聞報導之後，許多出版物都描述了早期結果。該專案計劃於2015年4月公開發佈了模擬產生的所有數據。揭示計劃模擬的主要開發人員是福爾克爾·施普林格爾（英語：Volker Springel，馬克斯·普朗克天體物理研究所所長）和馬克·福格斯伯格（英語：Mark Vogelsberger，麻省理工學院）。揭示計劃模擬的框架和星系形成模型已用於廣泛的衍生專案，起始於Auriga和IllustrisTNG（均為 2017年），接續為Thesan (2021), MillenniumTNG（2022年）和TNG-Cluster（2023年）。

## 揭示計劃模擬

### 概述

宇宙的大尺度結構模擬－類似於*揭示計畫*。
*揭示計畫*包括大尺度結構、類比宇宙論的 宇宙演化，跨越从大霹靂的初始條件，一直到138億年之後的現代。為了更好的了解宇宙的性質，包括星系形成、暗物質和暗能量，基於當前可用的最精確資料和演算法，建模與可觀測宇宙比較。早期的结果在广泛的新闻报道之后的许多出版物中被描述。该项目公开发布了2015年4月的模拟产生的所有数据。

## 演算法

主要的揭示類比在法國CEA (France)的居禮超級電腦、德國萊布尼茲超級計算中心的SuperMUC、和美國麻省理工學院的一部超級電腦上執行運算。總共耗用了8,192個CPU核的1,900萬小時。尖峰記憶體的使用量是25TB的RAM ，累積的資料總量超過230TB，在模擬類比中儲存了136件快照。

## 公开资料发布

2015年4月（第一篇论文发表后11个月），项目组从所有模拟中公开发布所有数据产品。所有原始数据文件可以通过数据发布网页 （页面存档备份，存于互联网档案馆）直接下载。 这包括单个光环和子光环系统的组目录，通过时间跟踪这些对象的合并树，135个不同时间点的全快照粒子数据以及各种补充数据目录。 除了直接的数据下载外，基于Web的API还可以完成许多常见的搜索和数据提取任务，而无需访问完整的数据集。

## 相關條目

* 星系團
* 星系絲狀體
* 超星系團
* 拉尼亞凱亞超星系團
* 空洞 (天文學)
* 巨牆 (天文學)

## 參考資料

* 官方网站
* Press release （页面存档备份，存于互联网档案馆） - Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (7 May 2014).
* Video (06:44) - "Illustris" Simulation （页面存档备份，存于互联网档案馆） - Illustris-Project （页面存档备份，存于互联网档案馆） (6 May 2014).
* Video (86:49) - "Search for Life in the Universe" （页面存档备份，存于互联网档案馆） - NASA (14 July 2014).
# 風 (太陽探測器)[编辑]

風| 風是全球地球空間科學第一個衛星 |
| 其他名称 | GGS/Wind, ISTP/Wind, Interplanetary Physics Laboratory |
|  |
| 任务类型 | 日心軌道 |
| 运营方 | NASA |
| 国际卫星标识符 | 1994-071A |
| 衛星目錄序號 | 23333 |
| 网站 |  |
| 任務時長 | 3 years (planned) 31年，7个月，11天 *(in progress)* |
|  |
|  |
| 航天器属性 |
| 制造方 | 马丁·玛丽埃塔 |
| 發射質量 | 1,250公斤（2,760磅）  |
| 乾質量 | 950公斤（2,090磅） |
| 有效载荷質量 | 195公斤（430磅） |
| 尺寸 | 2.4乘1.8米（7英尺10英寸乘5英尺11英寸） |
| 功率 | 370 watts |
|  |
|  |
| 任務開始 |
| 發射日期 | 1 November 1994, 09:31:00 UTC |
| 运载火箭 | 三角洲2號運載火箭 7925-10 (Delta 227) |
| 發射場 | 卡納維拉爾角空軍基地LC-17B發射台 |
| 承包方 | 麦克唐纳-道格拉斯公司 |
|  |
|  |
| 軌道參數 |
| 参照系 | 日心軌道 |
| 軌域 | L1 拉格朗日點 |
|  |
|  |
| 太陽軌道器 |
| 入軌 | May 2004 |
|  |
|

| 展开 |
| --- |
| 3DP | Three-Dimensional Plasma and Energetic Particle Investigation for the Wind Spacecraft |
| TGRS | Transient Gamma-Ray Spectrometer |
| MFI | Magnetic Field Investigation |
| WAVES | Radio and Plasma Wave Experiment |
| SWE | Solar Wind Experiment |
| SMS | Solar Wind and Suprathermal Ion Composition Experiment |
| KONUS | Gamma-Ray Burst Experiment |
| EPACT | Energetic Particles: Acceleration, Composition, and Transport |

 |
|  Wind mission patchInternational Solar-Terrestrial Physics Science Initiative← *Geotail**極* → |

**風**（Wind）是美國太空總署科學衛星，也是全球地球空間科學衛星其中之一，於1994年11月1日9:31 UTC從佛羅里達州梅里特島卡納維拉爾角空軍基地LC-17B發射台發射，搭載三角洲2號運載火箭。風由位於紐澤西州東溫莎鎮的马丁·玛丽埃塔設計和製造。風衛星是一顆自旋穩定的圓柱形衛星，直徑為2.4公尺（7 英尺 10 英寸），高度為1.8 公尺（5 英尺 11 英寸）。

風衛星可以研究太陽風和地球磁層中的無線電波和等離子體。風衛星最初任務是在L1拉格朗日點繞太陽運行，但是在太陽和太陽圈探測器和先進成分探測器被發射到同一位置後，風衛星研究目標變更為研究磁層和近月環境。自2004年5月以來，風衛星一直處於 L1。風衛星目前有足夠的燃料在L1上仍可以持續使用50年，至少到2070年前。風衛星目前繼續收集數據，到2020年底，已為5810篇科學出版物貢獻了數據。

## 參考資料
# XMM-牛顿卫星[编辑]

XMM-牛顿卫星| High Throughput X-ray Spectroscopy Mission |
| XMM-牛顿卫星的模型 |
| 基本资料 |
| 组织机构 | ESA |
| 发射日期 | 1999年12月10日 |
| 发射地点 | 库鲁发射场 |
| 发射载体 | 亞利安五號火箭 |
| 质量 | 3800公斤 |
| 轨道类型 | 橢圓 |
| 轨道高度 | 7,000-114,000公里 |
| 轨道周期 | 48小時 |
| 波段 | X射線 |
| 集光面积 | 4,300 cm² |

**XMM-牛顿卫星**（英語：X-ray Multi-Mirror Newton）是欧洲空间局1999年发射的一颗X射线天文卫星，具有极高的谱分辨本领。

## 歷史

XMM-牛顿计划始于1984年，1997年3月开始建造，原名为“高通量X射线分光任务”（The High-Throughput X-ray Spectroscopy Mission），为了纪念发明了分光镜的牛顿而命名XMM-牛顿卫星，其中XMM是X-ray Multi-Mirror Mission（X射线多镜面任务）的缩写。1999年12月10日，XMM-牛顿卫星在法属圭亚那的库鲁发射场用阿里亚娜5型火箭发射升空。它的轨道是椭圆形，近地点7,000公里，远地点114,000公里，轨道倾角40度，周期48小时。XMM-牛顿卫星原计划寿命为两年，但是至少
将延長任務期至2010年。

## 儀器

XMM-牛顿卫星重3.8吨，长10米，太阳能电池帆板展开后宽16米。卫星上搭载的主要科学仪器有：

* 3台掠射式X射线望远镜，每个望远镜由58个套筒组成，采用沃尔特Ⅰ型构造，最大的一层直径为70厘米，焦距为7.5米，总接收面积达到4,300平方厘米，是由意大利科学家制造的。
* 三台欧洲光子成像照相机（EPIC），工作能段为0.2-12keV，位于X射线望远镜的焦平面上，用于X射线成像、X射线测光和中等分辨率分光。其中两台为MOS（金属氧化半导体）照相机，由7块不共面的CCD芯片组成，另一台为pn照相机，由12块共面的CCD芯片组成。
* 两台反射式光栅分光仪（RGS），位于X射线望远镜的焦平面上，可以获得高分辨率的X射线光谱。
* 光学监视器（OM），是一个口径30厘米的R-C式光学／紫外望远镜

* X射线天文学

* XMM-Newton Science Operations Centre