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# 普朗克时期[编辑]

馬克斯·普朗克
**普朗克時期**（英語：Planck epoch 或 Planck era）是物理宇宙學中以馬克斯·普朗克為名的時期，是宇宙歷史中最早的時間階段，從0至大約10−43秒（大約是一個普朗克時間的間隔）。也可以說是時間最早的時刻，普朗克時間也許是最短的時間間隔單位，而且普朗克時期也僅僅持續了如此短暫的瞬間。人們相信，由于那時的宇宙規模極其微小，因此重力的量子效應支配著物理相互作用。在大約137.9億年以前的這個普朗克時期裏，萬有引力相信與其它的基本力一樣強大，並且所有的力可能都統一在一起。超高熱、超高密度，普朗克時期宇宙的狀態是不穩定的。隨著宇宙開始膨脹和冷却，通過一個所謂对称性破缺的過程，我們所熟悉的各種基本力開始顯現出來。

現代宇宙學目前認為，普朗克時期可能開創了一個大一統時期，然後对称性破缺迅速導致宇宙暴胀，亦即暴脹時期，其間，宇宙的規模在極短時間內急劇擴張。

## 理論的概念

因爲目前還不存在可被普遍接受的理論框架，用以說明如何將相對論性重力和量子力學結合在一起，所以科學上還不能作出短於普朗克時間間隔或短於普朗克長度間隔的預測。一個普朗克長度即光在一個普朗克時間所行走的距離－大約是1.616 × 10−35公尺。缺少量子重力這個統一量子力學和相對論重力的理論，就無法搞清楚宇宙處在普朗克時期時的物理學，也無法理解基本力統一的確切方式，以及它們如何分離成獨立的單體。四個基本力中間的三個已經成功地統合在一個共通的框架中，但是重力仍然有問題。如果忽略量子效應，宇宙就會開始於一個密度無限大的奇異點，而當把重力量子列入考慮的話，就有可能會改變此一結論。弦論和迴圈量子重力是萬有理論的主要備選理論，它們已經獲得了有意義的見解，但是在非交換幾何和其它場上面的工作，仍然有需要開始進一步去理解的東西。

## 实验探索

迄今，揭示這個宇宙學時期的實驗資料非常少，甚至可以說是沒有，但是最近來自WMAP探測器的結果，允許天文學家測試關於宇宙最初的第10−12秒（雖然WMAP所觀測到的宇宙微波背景輻射已經是宇宙誕生後數十萬年）。雖然這個時間仍然是遠遠超過普朗克時間的數量級，當前其它的實驗，包括普朗克巡天者探測器，承諾繼續將我們的「宇宙時鐘」一點一點地推向歷史上宇宙開始的第一時刻，希望能讓我們對普朗克時期有再深入一點的瞭解。來自粒子加速器的資料也對瞭解早期的宇宙提供了有意義的資料。相對論性重離子對撞機的實驗讓物理學家對更像液體的氣體夸克-膠子漿的行為有更多了解，在歐洲核子研究組織的大型強子對撞機將允許探測宇宙早期階段的電漿物質，但是無論目前或是可预见的未來，都沒有加速器有能力直接進行對普朗克尺度的研究。

## 相關條目

* 大爆炸
* 普朗克粒子
* 量子重力
* 大爆炸年表
* 統一場論

## 註解

## 參考資料

* A Brief History of the Universe. （原始内容存档于2010-08-28）.
* The Planck Epoch.  [2010-08-16]. （原始内容存档于2012-02-08）.
* Genesis I: The Planck Epoch.  [2010-08-16]. （原始内容存档于2021-02-01）.
* Evolution of the Universe through the Planck Epoch.

* The Planck Era （页面存档备份，存于互联网档案馆） from U of Tennessee Astrophysics pages
* The Planck Era from U of Oregon Cosmology pages
* The Planck Era by Sten Odenwald from Astronomy Cafe
* The Plank Epoch （页面存档备份，存于互联网档案馆） by professor James Schombert 39O
* The Planck Era - definition from U of Ottawa's Astronomy Knowledge Base
# 大一統時期[编辑]

**大一統時期**是在物理宇宙學中的大一統理論所描述的性質，這個時期是宇宙演化的早期，跟隨普朗克時期之後，大約開始於在大爆炸後的10-43秒，當時在宇宙中的溫度是大一統理論的特徵溫度。如果大一統能量是1015 GeV，這相當於1027 K以上的溫度。在這一段時期，四種基本力中的三種－電磁力、強作用力 和弱作用力－是合而為一的電子核子力。重力在普朗克時期結束時從電子核子力中分離出來。在大一統時期，物理的特徵，像是質量、電荷、味和色荷都沒有意義。

大一統時期大約在大爆炸之後的10−36秒，此時發生了幾個關鍵的事件。強作用力從其它的基本力中分離出來，溫度下降至X及Y玻色子可以生成的臨界值下，剩餘的X及Y玻色子開始衰變。有可能這衰變過程的某些部分違反重子數守恆，並引起物質少量的超越反物質的事件（請參閱 重子產生過程）。這種相變也被認為觸發了宇宙暴脹的過程，並且主導了宇宙演化的暴脹時期。

## 參考資料

* Allday, Jonathan. Quarks, Leptons and the Big Bang. Institute of Physics Publishing. 2001. ISBN 978-0750308069.
# 夸克時期[编辑]

**夸克時期**是物理宇宙學的早期宇宙演化的一段時期，這時基本作用力的重力、電磁力、強作用力和弱作用力已經分離成為現在的形式，但溫度仍然很高，不允許夸克結合在一起形成強子。夸克時期開始於大爆炸之後大約10-12秒，這時前面的電弱時期已經結束，電弱交互作用分離成為弱交互作用和電磁。在夸克時期，宇宙充滿了熱夸克-膠子電漿，包括夸克、輕子和它們的反物質。高能量粒子的相互碰撞可以形成介子和重子。夸克時期大約在宇宙為10-6秒時結束，這時粒子交互作用的平均能量已經低於強子的束縛能。接下來的時期，夸克被約束在強子的內部，這段期間就稱為強子時期。

## 參考資料

* Allday, Jonathan. Quarks, Leptons and the Big Bang. Second Edition. 2002. ISBN 978-0750308069.
* *Physics 175: Stars and Galazies - The Big Bang, Matter and Energy*; Ithaca College, New York
# 電弱時期

**電弱時期**是宇宙早期演化中的時期，在物理宇宙學中宇宙的溫度不夠高到能讓電磁和弱交互作用合併成單一的電弱交互作用( > 100 GeV)。電弱時期大約開始於大爆炸之後的10-36秒，當強力從電弱交互作用中分離的時候。這次的相變觸發一段名為宇宙暴脹的指數型擴張。大約在大爆炸之後的10-33秒，在極短的時間內，空間超快速的膨脹。受到能量場的排斥，在遠短於一秒的時間內從原子的大小暴脹至柚子的大小。暴脹還會生成兩種波（密度波和引力波）沿著量子漲落成為影響日後星系聚類的結構。一些聳動的建議認為這次暴脹是永恆的，而且可能產生了包括我們的宇宙在內的多重宇宙。目前的概念是已經通過當今學術界嚴肅的辯論，但仍然是一種猜想。大約在大爆炸之後的10-32秒，暴脹時期的暴脹場位能釋放導致宇宙的暴脹，使宇宙充滿了濃密、熱的夸克-膠子漿。在這個階段有著高能量的粒子交互作用創造出大量的不穩定粒子，包括W及Z玻色子和希格斯玻色子。當宇宙膨脹和變冷，交互作用變得不太活躍，並且當宇宙年齡大約是10-12秒時，W及Z玻色子停止創建，剩餘的W及Z玻色子很快的衰變，弱交互作用在接下來的夸克時期成為短程力。

在暴脹時期之後，電弱時期的物理只有少許的推測，而大部分是比在之前更早各時期的宇宙有著更好的瞭解。W及Z玻色子的存在已經被證明，電弱理論的其它預測也經過實驗驗證。

## 參考資料

* Allday, Jonathan. Quarks, Leptons and the Big Bang. Second Edition. 2002. ISBN 978-0750308069.
* Greene, Brian. The Fabric of the Cosmos: Space, Time and the Texture of Reality. Penguin Books Ltd. 2005. ISBN 978-0141011110.
# 暴脹時期[编辑]

**暴脹時期**是物理宇宙學在早期的宇宙演化中，在暴脹理論中的一段時期，宇宙經歷了快速膨脹的一段時期。快速的膨脹使早期的宇宙在線性尺度上至少膨脹了1026 (並且可能是更大的尺度)，並且使它的體積至少增加了1078。

膨脹被認為是由相變引起的，從大爆炸之後大約10-36秒的大一統時期結束之後開始。在理論上認為這一個時期是標量場的轉換階段，被稱為暴脹場。當這個場確定整個宇宙進入最低能階狀態，它產生了一個導致時空迅速膨脹的斥力。這個膨脹解釋了當前宇宙的許多特性，若沒有暴脹時期則很難解釋。

暴脹時期的結束時間並不很確定，但人們認為是在大爆炸之後的10-33和 10-32秒之間。空間快速擴張的意義是大一統時期產生的基本粒子很均勻的散布在整個宇宙的空間。但是在暴脹時期結束時釋放出的巨大暴脹場位能重新填充了宇宙，混合了熱的夸克、反夸克和膠子。

## 相關條目

* 宇宙暴脹
* 大爆炸
* 宇宙年表

## 參考資料

* Guth, Alan H. The Inflationary Universe: Quest for a New Theory of Cosmic Origins. Vintage. 1998. ISBN 978-0099959502.
* Greene, Brian. The Fabric of the Cosmos: Space, Time and the Texture of Reality. Penguin Books Ltd. 2005. ISBN 978-0141011110.

* Inflation for Beginners （页面存档备份，存于互联网档案馆） by John Gribbin
# 強子時期

**強子時期**是物理宇宙學在宇宙演化早期的一個時期，這時物質的宇宙是由強子主導。它大概開始於大爆炸之後10-6秒，這時宇宙的溫度已經降低至允許來自夸克時期形成的夸克被束縛在一起成為強子。最初，溫度仍高得足以讓強子和反強子對形成，物質與反物質維持著熱平衡。但是，宇宙的溫度仍持續下降，強子和反強子對不再能產生，大部分的強子和反強子都在湮滅的反應中消除了，只有少部分的強子留存下來。在大爆炸後的一秒鐘，反強子已經完全被清除掉，接下來就是輕子時期的開始。

## 參考資料

* Allday, Jonathan. Quarks, Leptons and the Big Bang. Second Edition. 2002. ISBN 978-0750308069.
* *Physics 175: Stars and Galazies - The Big Bang, Matter and Energy*; Ithaca College, New York
# 輕子時期

**輕子時期**是物理宇宙學在宇宙演化早期的一個時期，這時的宇宙是由輕子這種物質主導。他大概開始於大爆炸之後1秒，在多數的強子和反強子相互湮滅的強子時期的尾端。在輕子時期的宇宙溫度仍然夠高，足以生成輕子/反輕子對，因此輕子和反輕子對仍然維持著熱平衡。大約在大爆炸之後10秒鐘，宇宙的溫度已經降低到輕子和反輕子對不再能產生。多數的輕子和反輕子在湮滅的反應中被消除了，只殘餘下少數的輕子。當電磁交互作用力由電弱交互作用中被獨立出來時，宇宙的物質由光子主導，開始進入光子時期。

## 參考資料

* Allday, Jonathan. Quarks, Leptons and the Big Bang. Second Edition. 2002. ISBN 978-0750308069.
# 復合 (宇宙學)

**復合**（英語：Recombination）是宇宙論中帶電的電子和質子在宇宙中首度結合成電中性氫原子的時代。在大爆炸之後，宇宙是熱的，光子、電子和質子密集電漿，電漿和光子的交互作用造成的宇宙輻射，有效的使宇宙變得不透明。當宇宙膨脹時，它開始變冷。最終，宇宙的溫度冷到高能態中性氫可以形成的溫度點，自由電子和質子與中性氫原子的比率下降至約為1比10,000。不久之後，在宇宙中的光子與物質退耦，因此復合有時也被稱為**光子退耦**，儘管復合與光子退耦是不同的事件。一旦光子與物質退耦，它們在宇宙中不與物質交互作用的自由路徑，就構成我們今天所觀測到的宇宙微波背景輻射。復合大約發生在宇宙年齡380,000歲，或是大約紅移= 7003110000000000000♠1100。

## 復合時代的推導

粗略的估計復合時代的紅移是可能的，從考慮復合開始前的時代，光子主要經由耦合反應成為物質

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_0
參與這種反應的光子 (γ) 至少要有13.6電子伏特的能量。只要光子能耦合成物質，這種反應就會在統計上平衡，所以薩哈方程式可以用來測量構成的均衡值。在這個方程式的結果是

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_2
此處*n*代表下述質點的密度，
*m*e是電子質量，
*k*B是波茲曼常數，
*T*是溫度，
*ħ* 約簡普朗克常數，和
*Q*是氫的束縛能。注意到電中性需要*n*e = *n*p，因此定義電離的分數為

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_4
薩哈方程式可以重新寫為

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_6
最後一步是將方程式表示成光子密度的數值，這是重子經由重子對光子相關的數質密度比率*η*。這樣做的原因是重子對光子的比率是可以測量的，並由此給出光子密度的數值

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_8
此處*c*是光速。然後

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_10
解這個方程是得到產生50%電離的復合溫度大約是7003400000000000000♠4000 K，而反過來，得到的紅移大約是*z* = 7003150000000000000♠1500，作為宇宙輻射的溫度是*T*r = 2.728 (1 + z)；以電子伏特作單位，這個溫度大約是6980480652946099999♠0.3 eV。 這大約比氫的束縛能低了兩個數量級。能量相差兩個數量級，平衡卻可以經常維持著，看來似乎是很奇怪的現象。差異的原因是光子的數量遠遠的多於重子；光子對重子的比率大約是10−9。如果有與氫原子大約相同數量的光子能量大於氫原子結合的束縛能，氣體將保持電離的狀態。會有一些光子在黑體光譜的維因區，有著大於kT的能量，直到溫度低於4000K或0.3電子伏特，能量大於13.6電子伏特的光子數量才會少於氫原子。不同的狀態是宇宙會因為高熵而使復合被延遲。

這種推導依賴在基態的氫和復合之間直接的熱力學平衡假設，其中每個計算的簡化但也修正了結果。激發態氫的復合意味著復合過程會比薩哈方程式預測的慢上許多。在物理學上更仔細的處理復合，產生的數值接近到*z* = 7003110000000000000♠1100。

## 衝擊

復合之前，光子不能自由的穿越宇宙，因為它們不斷的與自由電子和質子發生散射。這些散射造成資訊的流失，因此在接近復合的附近有一道“紅移的光子屏障”，阻止我們使用光子直接了解紅移更大的宇宙。一旦復合發生了，光子的平均自由半徑由於自由電子的減少而大大的提高。在復合之後不久，光子的平均自由半徑變得比哈伯長度更大，光子就可以自由的旅行而不會與物質交互作用。由於這個原因，復合與最後的散射表面密切相關，這個名稱與光子在宇宙微波背景輻射與物質最後的交互影響密切相關。然而，复合与光子退耦并不是同一件事，如果一个宇宙的重子-光子比率、物质密度与我们的宇宙不同，那么那个宇宙中的复合和光子退耦不一定在同一时期发生。。

## 註解

## 參考資料

## 書目

* Galli, S.; Bean, R.; Melchiorri, A.; Silk, J. Delayed recombination and cosmic parameters. Physical Review D. 2008, **78** (6): 063532. doi:10.1103/PhysRevD.78.063532. arXiv:0807.1420.
* Longair, Malcolm. Galaxy Formation. Springer. 2006. ISBN 9783540734772.
* Padmanabhan, Thanu. Structure formation in the universe. Cambridge University Press. 1993. ISBN 0521424860.
* Ryden, Barbara. Introduction to Cosmology. Addison-Wesley. 2003. ISBN 0805389121.
# 宇宙的膨脹[编辑]

**宇宙的膨脹**是指可觀測宇宙中，那些未受引力束縛區域之間的距離會隨時間而增加。這是一種內在的膨脹現象，因此它並不代表宇宙會「擴展」到某個外部空間，也不表示在宇宙之外還有其他空間存在。對宇宙中的任何觀察者來說，除了那些因引力相互牽引而靠近的星系外，其餘星系看似都會以與它們距離成正比的速度逐漸遠離。雖然物體不能以超過光速的速度運動，但這項限制僅適用於局部的參考系，不會影響那些在宇宙尺度上遙遠天體的退行速度。

## 參考資料
# 宇宙的形状[编辑]

宇宙形状
**宇宙的形狀**从黎曼度規曲面與时空拓扑的角度而言，可分為宇宙的局部與全域幾何形狀。宇宙的形狀與主要敘述時空如何藉由質量與能量扭曲與彎折的廣義相對論有關。

宇宙的形狀有可觀測宇宙與全域宇宙的差別。可觀測宇宙原則上是宇宙的一部分，在觀察上受到有限的光速與宇宙年齡的影響。在人們的理解當中，可觀測宇宙是以地球為球心，直徑930億光年（8.8 × 1026公尺）的球體，且在任何一個觀察點性質皆相似。

## 分类

依據《我們數學的宇宙》，全域宇宙的形狀可以解釋成以下3種分類：

1. 有限與無限；
2. 封閉與開放以及扁平
3. 單連通或多連通

上述特性皆具有一定的邏輯關聯。舉例來說，正曲率的宇宙必然為有限宇宙。一般人們假設一個扁平或負曲率的宇宙具有無限的特質，但如果這些宇宙在拓樸學上並不平凡，就不一定具有無限的性質。

由於宇宙膨脹的速率是時間函數，會隨宇宙的幾何特性而有不同，所以宇宙的形狀將會決定宇宙的終極命運。

自1997年的毫米波段氣球觀天計畫開始的一連串宇宙微波背景辐射測量實驗，觀測結果皆表示宇宙的幾何結構基本上是平坦的。後續的WMAP及普朗克衛星的相關測量也有相同結論。

## 另见

* 庞加莱猜想
* 弗里德曼-勒梅特-罗伯逊-沃尔克度规

## 參考文獻
# 結構形成[编辑]

**結構形成**，在物理宇宙學中是指星系、星系團和更大的結構在早期的微小密度波動中形成。從對宇宙微波背景輻射的觀測可知，宇宙大約在138億年前於一個炙熱、稠密、幾乎均勻的狀態中開始。然而，在今天的天空中，我們可以看到所有尺度的結構，從恆星和行星到星系，在更大尺度上的星系團和星系的片狀結構被包含少量星系的巨大空洞隔開。構造形成試圖模擬這些結構是如何由早期微小密度波紋的引力不穩定性形成。

現在的Lambda-CDM模型成功地預測了觀測到的星系、星系團和空洞的大尺度分布；但是在單個星系的尺度上，由於涉及重子物理、氣體加熱和冷卻、恆星形成和迴響的高度非線性過程，存在許多複雜狀況。無論是透過觀測，如哈伯超深空，還是通過大型電腦模擬，瞭解星系形成過程是現代宇宙學研究的一個主要課題。

## 概述

在現在的模型，可見宇宙的結構經由以下的階段形成：

### 極早期宇宙

在這一階段，一些機制，如宇宙膨脹，負責建立宇宙的初始條件：均勻性、各向同性、和平坦性。 宇宙膨脹也會將微小的量子波動（膨脹前）放大為密度過高和密度不足（膨脹後）的輕微密度波動。

### 結構生長

早期宇宙是由輻射控制的；在這種情況下，因為引力勢能波動保持不變，密度波動大於宇宙視界增長比例尺度因數。由於輻射控制阻礙了生長，小於視界的結構基本上仍然處於凍結狀態。 隨著宇宙膨脹，輻射密度下降得比物質快（由於光子能量的紅移）；這導致宇宙大爆炸後約50,000年出現了一種稱為物質-輻射相等的交叉現象。在這之後，所有的暗物質漣漪都可以自由生長，形成種子，重子隨後會落入其中。在這個時代的宇宙大小，在物質功率譜中形成一個轉換，可以用大的紅移量測來測量。

### 復合

宇宙在這一階段的大部分時間裡都是由輻射控制的，由於強烈的熱量和輻射，原始的氫和氦完全被電離成原子核和自由電子。在這種熱且密集的情況下，在電子的湯姆森散射結束之前，輻射（光子）不能傳播得很遠。宇宙非常熱，密度很高，但膨脹得也很快，因此溫度持續下降而冷卻。最後，在大爆炸之後約40萬年，它變得足夠冷（大約3,000K），質子可以捕獲帶負電的電子，形成中性的氫原子（由於氦原子有較大的結合能，在更早就形成）。一但幾乎所有的帶電粒子都被束縛在中性原子中，光子就不再與它們相互作用，在接下來的138億年中自由傳播；我們現在檢測到這些光子紅移了1,090倍，溫度降至2.725K。它們成為宇宙微波背景（CMB，Cosmic Microwave Background），充塞在宇宙各處。幾次引人注目的太空任務 （COBE、WMAP、Planck），已經探測到CMB有非常微小的密度和溫度變化。雖然CMB在各個方向上幾乎是一致的，但這些變化是微妙的。然而，這十萬分之幾的微小溫度變化是非常重要的，因為它們基本上是早期的種子。宇宙中隨後所有的複雜結構與變化，最終都是從這些種子發展出來的。

在最初40萬年之後，宇宙發生的事情，層級結構的形成理論：較小的引力約束結構，像是包含第一顆恆星和星團的物質峰首先形成，以及隨後的氣體和暗物質合併形成星系，接著是星系群和星系團和星系的超星系團。

## 非常早期宇宙

## 相關條目

* 大爆炸——描述宇宙誕生初始條件及其後續演化的宇宙學模型
* 宇宙年表——依據大爆炸宇宙論描述宇宙的歷史和未來
* 星系的形成和演化
* 揭示計畫
* 恆星演化——天文学
* 大爆炸年表——依據大爆炸宇宙論描述宇宙的歷史和未來

## 參考資料
# 第五元素 (物理學)[编辑]

物理學中，**第五元素**（英語：**quintessence**，又译作**精质**）是一種對於暗能量的假設形式，被提出來解釋對於宇宙加速膨脹的觀測。第五元素是一種純量場，其状态方程 (宇宙学)（將該物質之壓力*p**q*與密度 WIKINIUM\_MATH\_PH\_0 *q*做聯繫的方程式）為如下形式：

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_2
其中*w* 少於-1/3。第五元素為動態的，而且一般來說，其有隨著時間及空間變動的密度與狀態方程式。相反地，宇宙常數是一個靜態的，具有固定值的能量密度，且*w* = −1.

許多第五元素模型都有一個**tracker**行為

一些第五元素的特例為鬼能量，其w < −1，以及k-essence（kinetic quintessence的簡寫），其動能非一般標準形式。

這個名字來自古希臘人所題得四元素說，其中純的「第五元素」——以太被認為充滿地球以外的宇宙空間。

* 宇宙標度因子

* Dark Energy dominates the Universe （页面存档备份，存于互联网档案馆） (outreach poster from University of Bonn)
# 2度視場星系紅移巡天

2度視場星系紅移巡天最精華的資料。
**2度視場星系紅移巡天**（英文：Two-degree-Field Galaxy Redshift Survey，縮寫為**2dF**或**2dFGRS**），是1997年至2002年4月11日之間使用英澳天文台的3.9公尺英澳望遠鏡進行的紅移巡天觀測。史蒂夫馬・杜克斯和約翰·皮科克是這個計劃的主持人，巡天測量的數據在2003年6月30日出版。在勘測的這一局部宇宙的部分，確定了大規模的結構。截至2007年1月，它是僅次於2000年開始的史隆數位巡天之下，規模第二大的巡天觀測。

## 敘述

**2度視場星系紅移巡天**計畫的名稱來源是因為所使用的儀器每次測量的面積大約是2平方度，針對南天和北天的銀極，總共測量了1,500平方度 。

觀測區域的選擇則是依據先前的1990年代的APM 星系巡天的結果（史蒂夫馬・杜克斯和約翰·皮科克也參與此工作），在赤經上涵蓋了75度寬的兩個扇狀區，在緯度上的涵蓋是銀北極7.5度的範圍，銀南極15度的範圍，在銀南極還測量了數百個獨立的2平方度區域。（參見 這張圖中，那些黑色的小圈代表勘測的區域，紅色的柵格是早先APM星系巡天調查的區域）。

總計，在五年之中，使用了272個觀測的夜晚。在光度學上測量了382,323個目標，在244,591個天體的光譜中有232,155個是星系（221,414有良好的品質），12,311個是恆星，還有125個類星體 。

這次勘查使用的是口徑3.9公尺的英澳望遠鏡，在主焦點上佩掛視野2dF的儀器後，每次指向目標時可以觀察2平方度的區域。這個儀器的頻譜儀擁有兩個各有200條光纖的遮罩，可以同時測量400個光譜。測量的極限星等是19.5等，涵蓋的紅移值主要在 *z* < 0.3，中間值為紅移0.11；換算成體積大約涵蓋在108 *h*−1 Mpc3，此處的*h* 相當於哈伯常數的百分之一，而哈伯常數的值為70 km/s/Mpc。這次勘查得到的最大紅移值相當於600 *h*−1 Mpc的距離。

## 巡天結果

2度視場星系紅移巡天所得與宇宙論相關的主要結果如下：

* 測量非相對論性的密度參數（重子物質、暗物質和大量的微中子）
* 偵測重子在聲學上的振盪，以得出重子物質與暗物質之間的密度關係
* 得出微中子對暗物質比例貢獻的上限，三種微中子的質量總計極限為1.8電子伏特

這些結果與其他觀測所獲的結論一致，例如WMAP（其觀察證據支持標準宇宙模型）。

透過2度視場星系紅移巡天，我們得以一窺可觀測宇宙的獨特面貌。以觀測結果建立出的三維空間測量圖顯示出，鄰近宇宙裡令人印象深刻的宇宙結構。由一些超星系團構成的巨大結構，像是史隆長城，是目前所知在宇宙中最巨大的結構。

## 相關條目

* ΛCDM模型
* 暗物質

## 註解

* Official site of the 2dF Galaxy Redshift Survey
* *The 2dF Galaxy Redshift Survey: spectra and redshifts* − 2001 Royal Astronomical Society paper describing the survey
# 毫米波段氣球觀天計畫[编辑]

準備發射升空的望遠鏡。
**毫米波段氣球觀天計畫** （BOOMERanG experiment，**B**alloon **O**bservations **O**f **M**illimetric **E**xtragalactic **R**adiation **an**d **G**eophysics），又名**回力镖計畫**，是三次以高空氣球在次軌道飛行測量部分天區宇宙微波背景輻射的實驗。這是首度以巨大的、高傳真放大影像觀測宇宙微波背景溫度各向異性的實驗，使用一架飛行在42,000公尺高的望遠鏡，讓大氣層在微波的吸收降至極低。雖然僅能掃描天空中極小的一塊區域，但與衛星探測比較，成本降低了非常多。

第一次的飛行實驗於1997年在北美洲完成。後續在1998和2003年的兩次飛行都在南極洲的麥可墨得基地開始，利用極地渦旋的風在南極盤旋了兩個星期之久，也因此這個望遠鏡有了迴力鏢的名稱。

## 儀器設備

這個實驗使用的儀器是輻射熱測量器 來檢測輻射。這些輻射熱測量器被維持在绝對溫度0.27K，依據德拜定律在這種溫度下物體的熱容量是非常低的，因此在對比之下，接踵而來的微波能導致明顯的溫度變化，其強度變化足以讓敏感的溫度計明確的偵測出來。

一個1.2公尺的反射鏡能將微波聚焦在有16個角狀接收器的焦平面上。這些接收器的工作頻率為145 GHz、245 GHz和345 GHz，每個僅有8個畫素，所以一次只能看見極小範圍的天空，所以望遠鏡必須轉動來掃描整體的視野。

## 成效

毫米波段氣球觀天計畫測量的宇宙微波背景的各向異性。
與其他的實驗，像是Saskatoon、TOCO、 MAXIMA等，結合，毫米波段氣球觀天計畫在1997和1998年確定了到高精度與最後散射表面的角直徑距離。在與被認為已經完整的哈伯常數結合後，毫米波段氣球觀天計畫的數據認為宇宙的形狀是平坦的，支持宇宙存在暗能量的超新星證據。毫米波段氣球觀天計畫在2003年的飛行，在宇宙微波背景的偏極化測量和溫度的各向異性上，獲得了有非常高噪訊比的信號圖。

## 參考資料

* 宇宙微波背景輻射
* 觀測的宇宙論

* 主網站 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* 資料網站
* 1998飛行報告 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* 2003飛行報告
* Polarization Sensitive Bolometric Detector （页面存档备份，存于互联网档案馆）
# 暗能量巡天[编辑]

**暗能量巡天**（英語：The Dark Energy Survey，缩写**DES**）是在可见／近红外波段进行巡天观测以探测宇宙加速膨胀机理的研究项目。该项目使用智利托洛洛山美洲际天文台的4米布兰科望远镜进行观测，并已于2012年底开始运行。该项目将在2013年至2018年间完成对南半球总面积为5,000平方度星空的观测。观测范围与南极望远镜有重叠。参与暗能量巡天合作项目的研究所和大学有20多个，分布于美国，巴西，英国，德国，西班牙，瑞士等6个国家。

## 科研目标

暗能量巡天通过超新星(Supernovae)，重子声学振荡(BAO)， 星系团数量(Galaxy Cluster Abundance)， 和弱引力透镜（Weak Lensing)四个方面的研究来探测宇宙加速膨胀的原因，也即探测暗能量的性质。

## 暗能量相机和布兰科望远镜

用于暗能量巡天的望远镜是4米口径的布兰科望远镜。该望远镜建于1974年，是当时南半球最大的望远镜。被授予2011年诺贝尔物理学奖的"透过观测遥远超新星而发现宇宙加速膨胀”正是使用了该望远镜进行观测。而现在DES将使用同一台望远镜去了解这一加速膨胀的原因。

### 暗能量相机

暗能量巡天最为重要的工具是拥有5.7亿像素的暗能量相机。该相机是迄今为止世界上最为强大的数码相机，由费米实验室的科学家们领导的科学团队历时8年时间研制完成。该相机于2012年9月12日首次对南半球的星空进行拍摄。

## 合作参与机构

暗能量巡天(DES)是由来自美国，巴西，英国，德国，西班牙，瑞士，澳大利亚的20多所研究机构或大学的300多名科学家所组成的国际合作项目。现任负责人为乔舒亚·弗里曼（Joshua Frieman）。

参与该项目的美国大学和研究机构有费米国家实验室，芝加哥大学，美国国家光学天文台，俄亥俄州立大学，德克萨斯州农工大学，伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校，劳伦斯伯克利国家实验室，密歇根大学，宾夕法尼亚大学，阿贡国家实验室，加利福尼亚大学圣克鲁兹分校，SLAC国家加速器实验室，斯坦福大学。来自巴西的参与方为巴西物理研究中心 （页面存档备份，存于互联网档案馆），巴西国家观测台 （页面存档备份，存于互联网档案馆），巴西南大河联邦大学 （页面存档备份，存于互联网档案馆）。英国的参与方为伦敦大学学院，剑桥大学，爱丁堡大学，朴茨茅斯大学，萨塞克斯大学，诺丁汉大学。德国的参与方为慕尼黑大学。西班牙的参与方为空间科学研究所 （页面存档备份，存于互联网档案馆），高能物理研究所 （页面存档备份，存于互联网档案馆），能源环境技术研究中心 （页面存档备份，存于互联网档案馆）。瑞士的参与方为苏黎世联邦理工学院。

## 参考资料
# 威廉·德西特[编辑]

| 威廉·德西特 Willem de Sitter |
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| 出生 | (1872-05-06)1872年5月6日 荷蘭弗里斯兰省斯內克 |
| 逝世 | 1934年11月20日(1934-11-20)（62歲） 荷蘭南荷蘭省莱顿 |
| 国籍 | 荷蘭 |
| 母校 | 格罗宁根大学 |
| 知名于 | 德西特宇宙 |
| **科学生涯** |
| 研究领域 | 物理學家 |
| 机构 | 莱顿大学 |
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**威廉·德西特**（荷蘭語：Willem de Sitter，1872年5月6日—1934年11月20日）是一位荷蘭數學家、物理學家和天文學家。

## 生平與其研究

德西特生於荷蘭弗里斯兰省斯內克。他就讀於格罗宁根大学，之後進入格罗宁根的天文實驗室任職。之後曾於1897年到1899年之間任職於南非的好望角天文台。1908年他成為莱顿大学天文系主任，1919年起直到他去世他都是莱顿天文台台長。

德西特的主要貢獻在於物理宇宙学。他和阿尔伯特·爱因斯坦於1932年共同發表論文，聲稱宇宙可能有大量不發光的物質，就是今日所說的暗物質。他還提出了愛因斯坦廣義相對論的解，即德西特宇宙和德西特空間，其中並無物質和正值宇宙學常數。這個結果是空宇宙的大幅擴張。德西特也以研究木星聞名。

## 後代

他的兒子艾爾諾·德西特（Aernout de Sitter）是印尼冷邦博斯查天文台台長，並在當地研究M4球狀星團。1944年去世。

## 榮譽

**獲獎 1929年詹姆斯·克雷格·沃森獎
* 1931年布鲁斯奖
* 1931年英國皇家天文學會金質獎章

**命名事物 月球上的德西特撞擊坑
* 小行星1686

## 著作

* On the bearing of the Principle of Relativity on Gravitational Astronomy, 1911, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Vol. 71, p. 388–415
* A proof of the constancy of the velocity of light, 1913, Proceedings of the Royal Netherlands Academy of Arts and Sciences, 1913, 15 II: 1297–1298
* Ein astronomischer Beweis für die Konstanz der Lichtgeschwindigkeit, 1913, Physikalische Zeitschrift, 14: 429
* On the constancy of the velocity of light, 1913, Proceedings of the Royal Netherlands Academy of Arts and Sciences, 1913, 16 I: 395-396
* Über die Genauigkeit, innerhalb welcher die Unabhängigkeit der Lichtgeschwindigkeit von der Bewegung der Quelle behauptet werden kann, 1913, Physikalische Zeitschrift, 14: 1267

## 註釋

* 德西特宇宙
* 德西特空間
* 德西特不變狹義相對論
* 德西特效應
* 德西特聯星實驗

* 約翰·J·奧康納; 埃德蒙·F·羅伯遜, Sitter, MacTutor数学史档案 （英语）
* P.C. van der Kruit *Willem de Sitter (1872 – 1934)* （页面存档备份，存于互联网档案馆） in: History of science and scholarship in the Netherlands.
* A. Blaauw, *Sitter, Willem de (1872–1934)* （页面存档备份，存于互联网档案馆）, in Biografisch Woordenboek van Nederland.
* Bruce Medal page （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Awarding of Bruce Medal: PASP **43** (1931) 125 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Awarding of RAS gold medal: MNRAS **91** (1931) 422 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* de Sitter's binary star arguments against Ritz's relativity theory (1913) (four articles)

### 訃聞

* AN **253** (1934) 495/496 （页面存档备份，存于互联网档案馆） (one line)
* JRASC **29** (1935) 1 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* MNRAS **95** (1935) 343 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Obs **58** (1935) 22 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* PASP **46** (1934) 368 （页面存档备份，存于互联网档案馆） (one paragraph)
* PASP **47** (1935) 65 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Eleanor Kanegis Levin, artist and gallery owner, dies at 82 – The Boston Globe （页面存档备份，存于互联网档案馆） at www.boston.com (Eleanor Kanegis Levin)
# 阿诺·彭齐亚斯[编辑]

| 阿诺·彭齐亚斯 Arno Penzias |
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| 出生 | Arnold Allan Penzias (1933-04-26)1933年4月26日 {魏瑪共和國慕尼黑 |
| 逝世 | 2024年1月22日(2024-01-22)（90歲） 美國加利福尼亚州旧金山 |
| 国籍 | 美國 |
| 母校 | 紐約市立學院 哥倫比亞大學 |
| 知名于 | 宇宙微波背景輻射 |
| 奖项 |  诺贝尔物理学奖（1978年） |
| **科学生涯** |
| 研究领域 | 物理学 |
| 机构 | 貝爾實驗室 |
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**阿诺·阿兰·彭齐亚斯**（德語：Arno Allan Penzias，1933年4月26日—2024年1月22日），德國出生的美國射电天文学家，犹太人，1964年与罗伯特·威尔逊一起发现了微波背景辐射，并因此获得1978年诺贝尔物理学奖。

彭齐亚斯1933年出生于德国的慕尼黑，后随全家移居美国。是1939年二战爆发前最后一批逃离纳粹德国的难民。到达美国后就读于纽约市立学院，1954年毕业于物理系，毕业后在陆军通讯兵团服役。两年后，彭齐亚斯进入哥伦比亚大学就读，1958年获得硕士学位，1962年获得博士学位。而后任职于新泽西州霍姆代尔附近克劳福德山的贝尔电话公司。1964年，彭齐亚斯和同在贝尔电话公司工作的威尔逊使用一具为早期通讯卫星设计的天线，接收到了来自天空的均匀、且不随时间变化的讯号。1965年，他们二人在《天体物理学报》上发表了题为《在4080兆赫上额外天线温度的测量》的论文，宣布了这个发现。随后，普林斯顿大学的狄克等人在同一杂志上解释道，这就是宇宙微波背景辐射。宇宙微波背景辐射的发现为宇宙大爆炸理论提供了有力证据。彭齐亚斯和威尔逊也因此获得1978年诺贝尔物理学奖。

## 参阅

* 罗伯特·威尔逊
* 宇宙微波背景辐射

## 参考资料

* 诺贝尔官方网站阿诺·彭齐亚斯自传 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* 彭齐亚斯的个人主页 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
# 乔治·伽莫夫

| 乔治·伽莫夫 George Gamow |
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| 出生 | 1904年3月4日［儒略曆2月20日］ 俄罗斯帝国敖德萨 （今乌克兰） |
| 逝世 | 1968年8月19日(1968-08-19)（64歲） 美國科羅拉多州博爾德 |
| 公民权 | 俄罗斯帝国 苏联 美国（1940年后） |
| 母校 | 列宁格勒大学 |
| 知名于 | 宇宙微波背景辐射
量子穿隧效應

大爆炸 |
| 奖项 | 卡林伽科普奖 (1956) |
| **科学生涯** |
| 研究领域 | 物理學家、科學作家 |
| 机构 | 哥廷根大学 哥本哈根大学尼爾斯·波耳研究所 剑桥大学卡文迪许实验室 喬治華盛頓大學 伯克利加州大学 科羅拉多大學博爾德分校 |
| 博士導師 | 亚力山大·弗里德曼 |
| 博士生 | 拉尔夫·阿尔菲 |
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**乔治·伽莫夫**（英語：George Gamow，1904年3月4日—1968年8月20日），原名**格奧爾基·安東諾維奇·伽莫夫**（俄語：Георгий Антонович Гамов），美国-苏联物理学家、宇宙學家、科普作家，热大爆炸宇宙学模型的创立者，也是最早提出遺傳密碼模型的人。

## 生平

伽莫夫1904年生于乌克兰的敖德萨，父亲是教师。伽莫夫少年时期经历了战争和革命的动乱，1922年进入新俄罗斯大学就读，不久转到列宁格勒大学攻读光学，曾师从著名宇宙学家亚力山大·弗里德曼学习弗里德曼宇宙模型。1928年获得博士学位。1928年到1932年间曾先后在德国哥廷根大学、丹麦哥本哈根大学尼爾斯·波耳研究所和英国剑桥大学卡文迪许实验室师从著名物理学家玻尔和卢瑟福从事研究工作。在哥廷根大学期间，伽莫夫成功地将量子理论应用到原子核的研究，解释了α衰变。

1931年，伽莫夫被召回苏联，任命为列宁格勒科学院首席研究员，并在列宁格勒大学担任物理教授。当时斯大林制度下，伽莫夫感到自己富于想象力的天性受到压制，很不开心。1933年出席在比利时布鲁塞尔召开的第七次索爾維會議时，伽莫夫抓住机会离开了苏联。离开苏联后，伽莫夫在法国巴黎的居里研究所从事研究，1934年移居美国，在密执安大学担任讲师，同年秋天被聘为哥伦比亚特区的乔治华盛顿大学教授。在乔治华盛顿大学工作期间，伽莫夫主要从事宇宙学和天体物理学研究，发展了大爆炸宇宙模型，并且研究了宇宙初始阶段化学元素起源的问题，这个时期是他学术生涯的顶峰，取得了一系列重要的研究成果。1954年起，伽莫夫担任伯克利加州大学教授，1956年起任科罗拉多大学教授，并将研究中心转向分子生物学。这期间，伽莫夫提出了DNA分子的“遗传密码”。

## 貢獻

### 大爆炸理論

现代宇宙大爆炸理论是在1932年由比利时牧师勒梅特首次提出的。1940年代，伽莫夫与他的两个学生——拉尔夫·阿尔菲和罗伯特·赫尔曼一道，将相对论引入宇宙学，提出了热大爆炸宇宙学模型。热大爆炸宇宙学模型认为，宇宙最初开始于高温高密的原始物质，温度超过几十亿度。随着宇宙膨胀，温度逐渐下降，形成了现在的星系等天体。他们还预言了宇宙微波背景辐射的存在。1964年美国无线电工程师阿诺·彭齐亚斯和罗伯特·威尔逊偶然中发现了宇宙微波背景辐射，证实了他们的预言。

二十世纪40年代，伽莫夫指派阿尔菲研究了大爆炸中元素合成的理论。在阿尔菲1948年提交的博士论文中，伽莫夫说服了汉斯·贝特把他的名字署在了论文上，又把自己的名字署在最后，这样，三个人名字的谐音恰好组成前三个希腊字母α、β、γ。于是这份标志宇宙大爆炸模型的论文以阿尔弗、贝特、伽莫夫三人的名义，在1948年4月1日愚人节那天发表，称为αβγ論文。

### DNA遺傳密碼

1928年，伽莫夫在哥廷根大學就讀期間，結識馬克斯·德爾布呂克。1940年代，德爾布呂克在冷泉港實驗室開設噬菌體研究課程，形成噬菌體集團，華森也是其中一員。

1953年，伽莫夫參與德爾布呂克在冷泉港召開的研討會，華森、克里克在會中介紹了他們新發現的DNA雙螺旋結構。伽莫夫在會後寫了信件給華森與克里克，提出他的想法。在信件中，伽莫夫先列出25種最常見的胺基酸，根據DNA的四種核酸為20種胺基酸進行編碼的想法，建立了一個數學模型。他是首位以密碼學角度來思考DNA的學者。華森、克里克發現伽莫夫的想法中，許多化學與生物學細節都是錯誤的，例如伽莫夫完全不了解RNA的角色。但是根據伽莫夫的想法，華森、克里克列出了正確的20種胺基酸，並將他們的修正後的想法，回信給伽莫夫。

伽莫夫隨後在柏克萊加州大學組織了一個非正式的研究小組，稱為RNA領帶俱樂部（RNA Tie Club），針對RNA遺傳密碼進行研究。1955年，克里克提出轉接子假說，他利用伽莫夫的編碼概念，但是推翻了先前伽莫夫提出的編碼方案。因此，伽莫夫根據胺基酸出現在蛋白質中的頻率進行分類，提出三個核酸一組為20個氨基酸編碼的概念，形成遺傳密碼學說。

### 科普作品

伽莫夫还是一位优秀的科普作家，被科普界奉为一代宗师。在他一生正式出版的25部著作中，有18部是科普作品，其中最具代表性的是《物理世界奇遇记》。在这部作品中，伽莫夫成功地塑造了只懂数字不懂科学的银行职员汤普金斯先生这个人物形象，通过他梦游物理幻境的奇妙经历，以诙谐、幽默、生动的语言将物理学的重要概念介绍给读者，获得了极大的成功。1956年，伽莫夫获得联合国教科文组织颁发的卡林伽科普奖。

## 主要著作

* *The New World of Mr. Tompkins*：《物理世界奇遇记》，1965年。
* *One, Two, Three... Infinity*：《从一到无穷大》，1947年。
* *Thirty Years That Shook Physics: The Story of Quantum Theory*：《震惊物理学的三十年：量子理论的故事》，1966年。

## 参阅

* 大爆炸理论
* αβγ理论
# 雅科夫·泽尔多维奇[编辑]

| 雅可夫·泽尔多维奇 |
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| 2014年邮票 |
| 出生 | 1914年3月8日  俄罗斯帝国明斯克 |
| 逝世 | 1987年12月2日(1987-12-02)（73歲）  苏联俄羅斯莫斯科 |
| 墓地 | 莫斯科新圣女公墓 |
| 公民权 |  苏联 |
| 母校 | 圣彼得堡国立大学 |
| 知名于 | 苏联原子弹计划 霍金輻射 苏尼亚耶夫-泽尔多维奇效应 ZND模型 |
| 奖项 |

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| **科学生涯** |
| 研究领域 | 物理学 天体物理学 |
| 机构 | 化学物理研究所 莫斯科国立大学 |
| 著名學生 | 拉希德·苏尼亚耶夫 伊戈尔·德米特里耶维奇·诺维科夫 阿列克谢·斯塔罗宾斯基 |
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雅可夫·泽尔多维奇（右）和天文學家約瑟夫·什克洛夫斯基（左），1977年。
**雅可夫·鲍里索维奇·泽尔多维奇**（俄語：Яков Борисович Зельдович，1914年3月8日—1987年2月12日），前苏联理论天体物理学家。

## 简历

泽尔多维奇1914年出生于明斯克（今白俄羅斯首都）。1930年高中毕业后，在金属工艺研究所当实验员。自1931年，开始在莫斯科的苏联科学院化学物理研究所当实验员。未受过正式大学教育，自学大学课程。1934年被物理化学研究所录取为研究生，并于1936年获得副博士学位。1939年获得了博士学位。1958年成为苏联科学院院士。

## 研究工作

早年研究工作在物理化学领域：吸附和催化的理论与实验研究，含氮化合物的燃烧与爆炸的实验研究，燃烧理论。爆炸过程中氧化氮的生成机制，称为泽尔多为奇机制。

后研究兴趣转移到爆炸力学和流体力学。

1939年起，开始从事铀裂变的研究，提出链式反应理论。1943年开始参与苏联核武器研发，提出了氢弹的泽尔多维奇-萨哈罗夫构型。并开始对纯粹的核物理和粒子物理发生研究兴趣，并取得了不少成果，预言了pi介子的贝塔衰变，预言了mu子催化。

自1956年，开始研究天体物理和宇宙学。第一个提出类星体来自于黑洞吸积盘、恒星磁场起源方面提出“拉伸-扭转-折叠”机制的发电机理论、提出活动星系核的能量来自超大质量黑洞。宇宙学领域的引力物质的泽尔多为奇不稳定性。在宇宙大尺度结构方面提出了一系列非常有洞察力的近似，并有许多开创性的工作。这种洞察力来自于他早年从事气体动力学、爆炸冲击波研究的经验。1964年，泽尔多维奇提出银河系X射线源是双星系统中的中子星或者黑洞的吸积过程产生的。同年他还提出了宇宙微波背景辐射的存在。1972年，他与拉希德·苏尼亚耶夫预言了星系团对背景辐射的影响，这一现象被命名为苏尼亚耶夫-泽尔多维奇效应，可以用来测量星系团中物质的分布、哈勃常数的数值等等。

史蒂芬·霍金曾对泽尔多为奇说，“在我遇到您以前，我以为泽尔多为奇是一个类似于布尔巴基一样的集体笔名。”

## 个人生活

雅科夫·澤爾多維奇與妻子瓦爾瓦拉·帕夫洛夫娜·康斯坦丁諾娃育有一個兒子和兩個女兒，他們也是物理學家：兒子和女兒——奧爾加·雅科夫列夫娜·澤爾多維奇和瑪麗娜·雅科夫列夫娜·澤爾多維奇。

澤爾多維奇還與O.K.生了一個女兒安努什卡與希里亞耶娃。

1958年，澤爾多維奇與尼娜·尼古拉耶夫娜·阿加波娃生了另一個兒子，他的名字叫列昂尼德·雅科夫列維奇·阿加波夫。 他於2016年去世，享年58歲。

## 著作

他写过一本很好的微积分教材，英文版称《Higher Math for Beginners》，里面渗透了很多物理观点，著名数学家弗拉基米爾·阿諾爾德称之为“当代最好的数学分析教科书”。

* 苏尼亚耶夫-泽尔多维奇效应
* 列夫·朗道
* 约翰·惠勒
* 丹尼斯·夏玛

* 《大英百科全书》中的条目：雅科夫·泽尔多维奇（英文）
* 雅科夫·泽尔多维奇 at Goodreads
# 拉希德·苏尼亚耶夫[编辑]

| 拉希德·苏尼亚耶夫 Рашид Сюняев |
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| 拉希德·阿利耶维奇·苏尼亚耶夫, 2010 |
| 出生 |  (1943-03-01) 1943年3月1日 蘇聯乌兹别克塔什干 |
| 居住地 | 德國慕尼黑 |
| 国籍 | 俄羅斯 德國 |
| 母校 | 莫斯科物理技术学院 (MS), 莫斯科国立大学 (Ph.D) |
| 知名于 | 宇宙微波背景辐射 |
| 奖项 | 丹尼·海涅曼天体物理学奖 (2003年) 克拉福德奖 (2008年) 京都獎 (2011年) |
| **科学生涯** |
| 研究领域 | 天体物理学 |
| 机构 | 俄羅斯科學院, 马克斯·普朗克天体物理研究所 |
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**拉希德·阿利耶维奇·苏尼亚耶夫**（俄語：Рашид Алиевич Сюняев，1943年3月1日—），俄国天体物理学家，韃靼人，吸积盘理论的开拓者，并在1972年和雅可夫·泽尔多维奇一起提出了苏尼亚耶夫-泽尔多维奇效应。

苏尼亚耶夫1943年出生于塔什干（今乌兹别克斯坦首都），曾就读于莫斯科物理技术学院以及莫斯科大学。

* 吸积盘
* 苏尼亚耶夫-泽尔多维奇效应
# 汉尼斯·阿尔文

| 漢尼斯·阿爾文 Hannes Olof Gösta Alfvén |
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| 1942年的阿爾文 |
| 出生 | (1908-05-30)1908年5月30日 瑞典东约特兰省北雪平 |
| 逝世 | 1995年4月2日(1995-04-02)（86歲） 瑞典斯德哥爾摩省于什霍爾姆 |
| 母校 | 乌普萨拉大学 |
| 知名于 | 磁流体力学 阿尔文波 |
| 奖项 |  諾貝爾物理學獎（1970年） |
| **科学生涯** |
| 研究领域 | 電機工程學、電漿物理 |
| 机构 | 乌普萨拉大学 瑞典皇家工学院 聖地牙哥加利福尼亞大學 馬里蘭大學學院市分校 南加州大学 |
| 博士導師 | 曼内·西格巴恩 卡爾·威廉·歐辛 |
| 博士生 | Carl-Gunne Falthammar Bibhas De 葉永烜 |
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**漢尼斯·奧洛夫·哥斯達·阿爾文**（瑞典語：Hannes Olof Gösta Alfvén，1908年5月30日—1995年4月2日），瑞典等离子体物理学家、天文学家，致力于磁流体动力学领域的研究，其成果被广泛应用天体物理学、地质学等学科。1970年诺贝尔物理学奖得主。初時為工程師，後來轉為研究及教授等離子學及電子工程。

## 生平

阿尔文1908年出生于瑞典的北雪平，1926年进入乌普萨拉大学就读，1934年获得该校博士学位。而后阿尔文在乌普萨拉大学和斯德哥尔摩的诺贝尔物理学院教授物理学课程，1940年起担任斯德哥尔摩皇家理工学院教授。1967年，阿尔文移居美国，在加州大學聖地牙哥分校和南加州大学执教。1991年退休，退休时是加利福尼亚大学圣迭哥分校的电机工程教授和皇家工学院的等离子体物理教授。退休后来往于加利福尼亚州和瑞典之间。1995年逝世，终年87岁。

阿尔文最初从事电学仪器的理论和实验工作，1930年代后期开始研究宇宙尺度上的电场和电流系统，以及宇宙线的起源问题。1940年代末，阿尔文开始将磁流体动力学应用于天体物理学，研究了太阳黑子、天体磁场起源、行星际等离子体的性质，提出了等离子体宇宙学，并且倡导太阳系起源于电磁作用的学说。

## 个人生活

阿尔文性格幽默，兴趣广泛，参加过包括国际裁军运动在内的众多社会活动。他还在科学史、东方哲学、宗教方面有一定研究，并且通晓瑞典语、英语、德语、法语、俄语，还会讲一些西班牙语和汉语。阿尔文和他的妻子柯尔斯顿（Kirsten）生育了1个儿子4个女儿，儿子成为医生，一个女儿成为作家，一个女儿成为律师。

## 荣誉

为纪念他，第1778号小行星被命名为“阿尔文”。

## 主要著作

* 《宇宙电动力学》
* 《太阳系的结构和演化史》（与阿亨尼斯合著）
* 《太阳系的演化》（与阿亨尼斯合著）

## 参阅

* 阿尔文学说
* 阿尔文波

## 参考资料

* 诺贝尔官方网站关于汉尼斯·阿尔文简介 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* HANNES ALFVÉN BIRTH CENTENNIAL : A PICTORIAL TRIBUTE
# 约翰·马瑟[编辑]

| 约翰·C·马瑟 John C. Mather |
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| 出生 |  (1946-08-07) 1946年8月7日  美国弗吉尼亚州罗阿诺克 |
| 居住地 |  美国 |
| 国籍 |  美国 |
| 母校 | 斯沃斯莫尔学院 加利福尼亚大学伯克利分校 |
| 知名于 | 宇宙微波背景辐射 |
| 奖项 |  諾貝爾物理學獎（2006年） |
| **科学生涯** |
| 研究领域 | 天体物理学家 宇宙学家 |
| 机构 | 美国国家航空航天局 |
| 博士導師 | Paul L. Richards |
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**约翰·克倫威爾·马瑟**（英語：John Cromwell Mather，1945年8月7日—），美国国家航空航天局戈达德航天中心的高级天体物理学家。他和乔治·斯穆特因发现了宇宙微波背景辐射的黑体形式和各向异性共同获得2006年的诺贝尔物理学奖。

馬瑟是20位美國諾貝爾物理學獎獲得者之一，他於2008年5月簽署了一封致乔治·沃克·布什總統的信，敦促他“扭轉2008財年綜合撥款法案對基礎科學研究造成的損害” 通過為能源部科學辦公室、國家科學基金會、和國家標準技術研究所申請額外的緊急資金。

馬瑟還是詹姆斯·韦伯太空望远镜（JWST）的高級項目科學家，該太空望遠鏡於2021年12月25日發射到拉格朗日點L2。

## 教育经历

约翰·马瑟于1968年在斯沃斯莫尔学院获得物理学学士学位，1974年在伯克利加州大学获得物理学博士学位。

* （英文）个人简介 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* （英文）伯克利实验室论文