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# 卡洛斯·弗伦克[编辑]

| 卡洛斯·弗伦克爵士 Sir Carlos Frenk |
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| 卡洛斯·弗伦克在2012年全英天文学会议上演讲 |
| 出生 |  (1951-10-27) 1951年10月27日  墨西哥墨西哥城 |
| 居住地 |  英国杜伦 |
| 公民权 |  墨西哥  英国 |
| 母校 | 墨西哥国立自治大学（学士学位) 康桥大学（硕士学位、博士学位） |
| 知名于 | 冷暗物质 ΛCDM模型 星系的形成与进化理论及计算机模拟 |
| 奖项 | 格鲁贝尔宇宙学奖(2011) 英国皇家天文学会金质奖章(2014) 波恩奖章(2017) |
| 网站 |  |
| **科学生涯** |
| 研究领域 | * 天文学
* 宇宙学
* 大尺度结构形成
* 星系的形成与进化
* 暗物质
* ΛCDM模型
* 计算机模拟
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| 机构 | * 计算宇宙学研究所
* 杜伦大学
* Virgo Consortium
* 萨塞克斯大学
* 加利福尼亚大学圣塔芭芭拉分校
* 加利福尼亚大学柏克莱分校
* 坎布里奇大学
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| 论文 | Globular clusters in the galaxy and in the large Magellanic Cloud （1981） |
| 博士導師 | 伯纳德·琼斯 西蒙·怀特 |
| 著名學生 | 理查德·鲍尔 安德鲁·本森 |
| 受影响自 | 丹尼斯·夏玛 马丁·芮斯 |
| 施影响于 | 肖恩·科尔 |
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**卡洛斯·西尔维斯特雷·弗伦克**爵士，CBE，FRS （英語：Sir Carlos Silvestre Frenk，1951年10月27日—），英国理论宇宙学家，生于墨西哥，杜伦大学奥格登基础物理学研究中心和计算宇宙学研究中心奥格登基础物理学教授。他因为在宇宙大尺度结构、冷暗物质、星系形成等天体物理理论作出的巨大贡献而成名。他的主要成就是在1985年和马克·戴维斯、乔治·埃夫斯塔希欧、西蒙·怀特一道证明了宇宙的冷暗物质组成，以及在1997年和胡里奥·纳瓦罗和西蒙·怀特提出的暗物质晕的质量分布（Navarro-Frenk-White Profile)。卡洛斯·弗伦克和马克·戴维斯、乔治·埃夫斯塔希欧、西蒙·怀特被广泛认为是数值宇宙学的开创者，他们四人在2011年因此得到了格鲁贝尔宇宙学奖。弗伦克还是2014年英国皇家天文学会金质奖章的获得者

## 生平

卡洛斯·弗伦克在墨西哥长大。1972年，他进入墨西哥国立自治大学攻读理论物理学，并于四年后以最高成绩毕业，获得学士学位。1976年他进入康桥大学攻读数学硕士学位，并在一年后以荣誉学位毕业。拿到硕士学位后他进入康桥大学天文学研究所，并于1981年在伯纳德·琼斯的指导下获得博士学位。毕业后他前往美国的加州大学柏克莱分校做博士后，并在此地和马克·戴维斯、乔治·埃夫斯塔希欧、西蒙·怀特开始试图建立整个宇宙的模型的工作。他们证明了以中微子为主导的热暗物质宇宙的星系形成模式与观测结果不匹配从而建立起了以冷暗物质为主导的宇宙模型体系。

在加州大学圣塔芭芭拉分校和萨塞克斯大学做完博士后之后，弗伦克于1985年进入英国的杜伦大学，并在1993年成为教授。在此期间，与马克·戴维斯、乔治·埃夫斯塔希欧、西蒙·怀特四人一起在1991年针对没有暗能量的冷暗物质宇宙学模型做了一次修正，正式提出了将宇宙学常数加入冷暗物质宇宙学的方案，这个模型后来演变成了现在宇宙学的主流的ΛCDM模型。同样是在1991年，弗伦克与西蒙·怀特在1978年怀特和芮斯的论文的基础上建立起了现有星系形成和演化模型的标准范式。

弗伦克和怀特的学术巅峰于几年后到来，在1996年和1997年，与亚利桑那大学的胡里奥·纳瓦罗一起，他们证明了几条暗物质晕的质量分布的几个共性，并以此建立起了一个在怀特、芮斯和弗伦克的星系形成理论下可适用于整个可观测宇宙的的暗物质晕的空间质量分布模型，这个模型被称作Navarro-Frenk-White Profile。这两篇总引用数接近13000次的文章给弗伦克带来了很高的名誉。但是，虽然这个模型的出发点是去解决之前冷暗物质模型无法解决的矮星系问题，这个模型也不可避免地带来了星系晕尖点问题，并且对矮星系问题的解释依然无法很合适地匹配观测现象。

弗伦克在2001年成为了杜伦大学的首任奥格登基础物理学教授（目前在任）。在2005年，由弗伦克和西蒙·怀特主导的千禧年模拟析出结果，更进一步的证明了他们的理论在脉冲星、活动星系核等问题上的适用性。他在2000年左右，和肖恩·科尔一道，开始涉及半解析星系模型的构建和大型巡天项目（如2dFGRS）。同样在2005年，肖恩·科尔使用2df巡天所做的数据分析证明了重子声波振荡的存在，从而在2014年与丹尼尔·爱森斯坦以及约翰·皮考克一起获得了邵逸夫天文学奖。

卡洛斯·弗伦克在2011年和马克·戴维斯、乔治·埃夫斯塔希欧、西蒙·怀特一起获得了格鲁贝尔宇宙学奖，并且在2014年独自获得了英国皇家天文学会金质奖章，他在2004年被选为了英国皇家学会院士，如今也是皇家学会的委员会的一员。

## 荣誉

弗伦克的学术生涯非常辉煌，他在学术巅峰期时常年排在全英国物理学家和全世界天体物理学家的论文总被引用数的前五名。于2011年、2014年、2017年他分别获得了宇宙学学界的最高奖格鲁贝尔宇宙学奖、英国皇家天文学会的学术生涯表彰英国皇家天文学会金质奖章以及波恩奖章，以表彰他在数值宇宙学、暗物质宇宙学、暗能量宇宙学和星系形成以及演化上的卓越贡献。

* Official Website of Carlos Frenk（页面存档备份，存于互联网档案馆）
* CV, Carlos Frenk (PDF).  [2017-01-21]. （原始内容存档 (PDF)于2017-01-07）.  (90.3 KB)
* Institute for Computational Cosmology（页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Virgo ConsortiumPortuguese Web Archive的存檔，存档日期2016-05-15
# 马克·戴维斯 (天文学家)[编辑]

| 马克·戴维斯 Marc Davis |
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| 出生 |  (1947-09-08) 1947年9月8日  美国俄亥俄州坎顿 |
| 居住地 |  美国加利福尼亚州伯克利 |
| 国籍 |  美国 |
| 母校 | 麻省理工学院 |
| 知名于 | galaxy surveys, cosmology, N-body simulations, interstellar dust |
| 奖项 | 丹尼·海涅曼天体物理学奖（2006） 格鲁伯宇宙学奖（2011） |
| **科学生涯** |
| 研究领域 | 宇宙学 天文学 |
| 机构 | 加州大学伯克利分校 |
| 博士導師 | 大卫·托德·威尔金森 |
|  |

**马克·戴维斯**（英語：Marc Davis，1947年9月8日—），美国天文学家，加州大学伯克利分校天文学和物理学教授。

## 教育经历

1969年，戴维斯获得了麻省理工学院的学士学位。1973年，他获得了普林斯顿大学的博士学位。他当选了美国国家科学院（1991年）和美国文理科学院（1992年）院士。1973-1974年，他在普林斯顿大学任教。1975年至1981年，他担任哈佛大学天文学教师。自1981年起，他成为了加州大学伯克利分校的教师。

## 参考资料

* Home page （页面存档备份，存于互联网档案馆）
# 詹姆斯·冈恩 (天文学家)[编辑]

| 詹姆斯·冈恩 James Gunn |
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| James E. Gunn (摄于2000年) |
| 出生 |  (1938-10-21) 1938年10月21日 美國得克萨斯州利文斯頓 |
| 国籍 | 美國 |
| 母校 | 莱斯大学 加州理工学院 |
| 知名于 | 冈恩–彼得森槽 |
| 奖项 | 丹尼·海涅曼天体物理学奖 (1988) 英国皇家天文学会金质奖章 (1994) 美國天文學會約瑟夫·韋伯天文儀器獎 (2002) 克拉福德奖 (2005) 格鲁伯宇宙学奖 (2005) 美国国家科学奖章 (2009) 布鲁斯奖章 (2013) |
| **科学生涯** |
| 研究领域 | 天文学 天体物理学 |
| 机构 | 普林斯顿大学 |
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**詹姆斯·爱德华·冈恩**（英語：James Edward Gunn，1938年10月21日—），美国天文学家，普林斯顿大学尤金·希金斯天文学教授。冈恩的早期理论工作建立了对星系形成、星系际空间性质的当前认识。他还建议对星系中暗物质的存在性进行观测验证，并预测了遥远类星体光谱中存在冈恩–彼得森槽。

## 科學貢獻

冈恩后来的大部分工作都涉及领导重大观测项目。 他制定了首次将数码相机技术用于空间观测的计划，该项目促成了斯隆数字巡天，这是有史以来进行的最广泛的宇宙三维测绘。 他还在哈勃空间望远镜的廣域和行星照相機方面发挥了重要作用。

## 生涯

冈恩于1957年毕业于德克萨斯州比维尔的A.C. Jones高中。他于1961年在德克萨斯州休斯顿的莱斯大学获得学士学位，并于1961年获得博士学位。1965 年毕业于加州理工学院（Caltech）。两年后，他加入普林斯顿大学任教。 随后，他在返回普林斯顿之前在加州大学伯克利分校和加州理工学院工作。 他与天文学家吉莉安·纳普 (Gillian Knapp) 结婚，育有两个孩子，温贝托 (Humberto) 和玛琳·冈恩 (Marleny Gunn)。

## 奖项和荣誉

* 麦克阿瑟奖 (1983年)
* 莱斯大学杰出校友奖 (1987年)
* 丹尼·海涅曼天体物理学奖 (1988年)
* 英国皇家天文学会金质奖章 (1994年)
* 加拿大天文学会皮特奖 (2001年)
* 美国天文学会约瑟夫·韦伯奖 (2002年)
* 加利福尼亚州技术学院杰出校友奖 (2002年)
* 克拉福德奖 (2005年)
* 美国天文学会亨利·诺里斯·罗素讲座 (2005年)
* 格鲁伯宇宙学奖 (2005年)
* 朴次茅斯大学荣誉学位 (2006年)
* 美国国家科学奖章 (2008年)
* 太平洋天文学会布鲁斯奖章 (2013年)
* 京都獎基础科学奖（地球与行星科学、天文学和天体物理学）(2019年)

## 延伸阅读

* Ann K. Finkbeiner. *A Grand and Bold Thing: An Extraordinary New Map of the Universe Ushering In A New Era of Discovery* (2010), on the Sloan Digital Sky Survey

## 参考资料
# 穆斯塔法·伊沙克·布塞哈基

| 穆斯塔法·伊沙克·布塞哈基 Mustapha Ishak Boushaki 阿拉伯語：مصطفى إسحاق بوسحاقي |
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| 出生 | 1967年2月7日  阿尔及利亚布维拉 |
| 居住地 | 阿尔及利亚、加拿大、美国 |
| 国籍 |  美国 |
| 永久居留权 |  美国 |
| 别名 | 穆斯塔法·伊沙克 |
| 民族 | 柏柏尔人 |
| 公民权 | * 阿尔及利亚（1967–1987）
* 加拿大（1987–1998）
* 美国（1998-）
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| 母校 | * 魁北克大学蒙特利尔分校
* 蒙特利尔大学
* 女王大學
* 普林斯顿大学
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| 知名于 | * 宇宙算子
* 不一致性指数 (IOI)
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| 网站 | 个人网站 |
| **科学生涯** |
| 研究领域 | 物理学, 天体物理学, 宇宙学 |
| 机构 | * 普林斯顿大学
* 德克薩斯州大學達拉斯分校
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| 论文 | 非均匀宇宙学模型研究（2003） |
| 博士導師 | 凯尔威廉莱克 |
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**穆斯塔法·伊沙克·布塞哈基**（英語：Mustapha Ishak Boushaki，1967年2月7日—) 是德克薩斯州大學達拉斯分校的一位理论物理学、宇宙学學者和教授。他的研究領域有宇宙加速膨脹、暗能量、引力透镜和廣義相對論的替代理論。他于2021年被評为美國科學促進會院士。

## 教育和教育

穆斯塔法·伊沙克·布塞哈基出生于阿尔及利亚，並于1987年搬到蒙特利尔。他于1994年在魁北克大学蒙特利尔分校獲得计算机科学学士学位，并于1998年在蒙特利尔大学获得物理学学士学位。之後他又來到女王大學攻讀博士學位，并于2003年畢業。

伊沙克·布塞哈基畢業後开始在普林斯顿大学担任研究助理，然后于2005年成为德克萨斯大学达拉斯分校的教授。

## 參考文献

* 个人网站 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
# 阿兰·古斯[编辑]

| 阿兰·古斯 Alan Guth |
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| 攝於2007年 |
| 出生 |  (1947-02-27) 1947年2月27日  美国新澤西州布倫斯威克 |
| 母校 | 麻省理工学院 |
| 知名于 | 宇宙暴脹模型 博德-古斯-維連金定理 |
| 配偶 | Susan Tisch（1971年结婚） |
| 儿女 | 2名，包括拉里·古思 |
| 奖项 | 麻省理工学院科學獎 奧斯卡·克萊因獎章 (1991) 富蘭克林獎章 艾薩克·牛頓獎章(2009) 狄拉克奖章 格魯伯宇宙学獎 (2004) 基礎物理學突破獎 (2012) 科维理奖(2014) |
| **科学生涯** |
| 研究领域 | 宇宙学、理论物理学、粒子物理 |
| 机构 | 普林斯顿大学 哥伦比亚大学 康奈尔大学 斯坦福直线加速器中心 麻省理工学院 |
| 博士導師 | 法蘭西斯·E·羅 |
| 受影响自 | 罗伯特·迪克 |
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**阿兰·哈维·古斯**（英語：Alan Harvey Guth，1947年2月27日—）是一名美国理论物理学家、宇宙学家，麻省理工学院教授，宇宙学中暴脹模型的创立者。

## 生平

1947年，古斯出生在美国新泽西州布伦斯威克，三年后古斯一家迁到新泽西州的高地公园，古斯在那里上了中学。1964年，古斯进入麻省理工学院就读，先后获得物理学学士和硕士学位，1972年获得理论粒子物理学博士学位。随后古斯在普林斯顿大学、哥伦比亚大学、康奈尔大学和斯坦福直线加速器中心从事过一些短期工作。1979年春天，正在康奈尔大学工作的古斯听取了罗伯特·迪克的一个关于宇宙学平坦性问题的报告，从此将研究方向转向宇宙学。

1979年12月，正在斯坦福大学工作的古斯形成了有关暴脹的思想，认为宇宙在极早期（大约10-35秒到10-33秒）经历了一个短期的加速膨胀阶段，并发现视界问题和观测不到磁单极的问题都能够通过暴脹得以解决。他把这个思想称为“惊人的悟觉”。暴脹思想一经提出就在宇宙学界引起巨大轰动，古斯也因此被聘为麻省理工学院物理系的客座副教授。1981年古斯正式发表了他的第一个暴脹模型，6月转为正式副教授。

2014年3月17日，BICEP2科學家團隊宣佈在B模功率譜中可能探測到暴脹所產生的重力波。這為暴脹理論提供了強烈的證據，對於標準宇宙學來說是一項重要的發現 。可是，BICEP2團隊於6月19日在《物理評論快報》發佈的論文承認，觀測到的信號可能大部分是由銀河系塵埃的前景效應造成的，對於這結果的正確性持保留態度。必需要等到十月份普朗克衛星數據分析結果發佈之後，才可做定論。9月19日，在對普朗克衛星數據進行分析後，普朗克團隊發佈報告指出，銀河系內塵埃也可能會造成這樣的宇宙信號，但是並沒有排除測量到有意義的宇宙信號的可能性。

古斯由于对暴脹的研究而获得1996年的爱丁顿奖章和2002年的狄拉克奖章、2014年科维理奖。目前古斯在麻省理工学院担任维克多·魏斯科普夫（Victor F.Weisskopf）物理讲座教授，并继续研究暴脹模型的各种推论。

## 研究

在1978年，古思在康乃爾大學發生首度發展宇宙暴漲理論，當時他參加了美國物理學家羅伯特·迪克（Robert Henry Dicke）有關宇宙學平坦性問題的演講。迪克認為平坦性問題是宇宙大爆炸理論無法解決的難題之一。宇宙的命運取決於密度，如果密度夠大，將會坍塌成一個奇點，反之若密度低於臨界密度，宇宙會越來越大。

古思在1979年參加史蒂文·温伯格的演講，溫伯格於1974年提出了最早的SU(5)大統一理論，統一了電弱相互作用和強相互作用。在非常高溫的情況下（例如大爆炸），電磁力、強力與弱力將融合為單一一種力。

古斯提出，當早期宇宙溫度下降時，它正處於一個具有高能量密度的假真空當中，而假真空與宇宙常數的效應十分相似。極早期宇宙在降溫的時候，它處於一種過冷狀態。要從該狀態衰變出來，必須經過量子穿隧所造成的宇宙泡成核過程。真真空泡沫在假真空背景中自發形成，並迅速開始以光速膨脹。古斯意識到這一模型的問題：其再加熱過程並不正確。當宇宙泡成核時，它並沒有產生任何輻射；輻射只是在泡沫壁碰撞時才會產生。但為了解決初始條件問題，暴脹持續的時間必須足夠長，這時泡沫碰撞的機率就已經降到很低的程度。這樣的宇宙就不會充斥著輻射。

阿諾·彭齊亞斯和羅伯特·威爾遜於1964年發現宇宙微波背景輻射後，科學家發現它非常均勻，幾乎沒有變化。這種現象導致難題出現，因為宇宙中兩個相隔遙遠的區域沒有機會彼此接觸，卻仍然具有相同的溫度，這種接觸需要信息的傳遞，但是傳遞速度不能超過光速，因此這一情況成為標準大爆炸模型的難題之一。阿蘭·古斯藉由宇宙暴脹解決這項矛盾，他認為早期宇宙經歷過空間膨脹呈加速度狀態的過程，因為早期宇宙所有區域皆相互聯繫，於是宇宙膨脹之後同質化中從未斷。

1980年1月，阿蘭·古斯在SLAC國家加速器實驗室研討會公佈他對宇宙暴漲的想法，他解決大統一理論中充斥著磁單極子的問題。同年8月，他在物理評論提出論文，標題為「宇宙暴漲：一個視界問題和平坦性問題可能的解決方案。」

1981年12月，阿蘭·古斯讀到莫斯科物理學家安德烈·林德的論文，他認為整個宇宙包覆在一個泡沫內，所以沒有認為物質被泡沫壁碰撞摧毀。這個結論來自西德尼·科尔曼和埃里克·溫伯格提出的希格斯場與能量圖。

1983年，阿蘭·古斯發表論文，解釋暴脹模型。然而他仍堅持早期宇宙的空間膨脹呈加速度狀態。

## 奖项和荣誉

古斯在麻省理工學院擔任维克托·魏斯科普夫（Victor F.Weisskopf）物理講座教授，並繼續研究暴脹模型的各種推論。到目前為止，他撰寫了約60篇論文，內容包含宇宙暴漲影響及其與粒子物理之相互作用。他已經贏得許多獎項，包括國際理論物理中心獎章、1996年愛丁頓獎章、2009年艾薩克·牛頓獎章（英國物理學院頒發）。

阿蘭·古斯在2005年贏得由波士頓環球報主辦最凌亂辦公室獎，但阿蘭·古斯對於獲獎頗為自豪。

## 著作

* Alan Guth,"*The Inflationary Universe: The Quest for a New Theory of Cosmic Origins*". 1998. ISBN 0201328402

## 参阅

* 安德烈·林德
* 佐藤勝彥 (物理學家)
* 暴脹模型

## 參考資料

* 阿兰·古斯主页 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* MIT Center for Theoretical Physics （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Alan Guth - "*Eternal inflation: Successes and questions*"
* The Growth of Inflation, Symmetry magazine, December 2004/January 2005
* Guth's Grand Guess （页面存档备份，存于互联网档案馆）, Discover magazine, April 2002
* Additional photo
* Inflationary spacetimes are not past-complete （页面存档备份，存于互联网档案馆）
# 保罗·斯泰恩哈特[编辑]

| 保罗·斯泰恩哈特 |
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| 出生 | 保罗·斯泰恩哈特  (1952-12-25) 1952年12月25日 華盛頓哥倫比亞特區 |
| 居住地 | 美國 |
| 国籍 | 美國 |
| 母校 | * 加州理工學院 (理學士)
* 哈佛大學 (文學碩士,哲學博士)
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| 知名于 | * 宇宙暴漲
* Cyclic model
* 火宇宙
* 第五元素
* Self-interacting dark matter (SIDM)
* 準晶體
* 二十面石
* Steinhardtite
* Decagonite
* HyperUniform disordered solids (HUDS)
* Etaphase, Inc.
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| 奖项 | * 古根海姆獎 (1994)
* 狄拉克獎章 (2002)
* 奥利弗·巴克利奖 (2010)
* John Scott Award (2012)
* Simons Fellow (2012)
* Radcliffe Fellow, Harvard (2012)
* Caltech Distinguished Alumni Award (2014)
* Aspen Institute Italia Award (2018)
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| 网站 | paulsteinhardt.org |
| **科学生涯** |
| 研究领域 | 理論物理學 宇宙學 |
| 机构 | * 普林斯頓大學
* 賓夕法尼亞大學
* 哈佛大學
* 加州理工學院
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| 论文 | Lattice theory of SU(N) flavor quantum electrodynamics in (1 + 1)-dimensions（1978） |
| 博士導師 | 西德尼·科爾曼 |
| 其他指导者 | * 理察·費曼
* 巴里·巴利許
* Frank Sciulli
* Richard Alben
* Praveen Chaudhari
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| 博士生 | * 安德烈亞斯·阿爾布雷克特
* Katie Mack
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**保罗·斯泰恩哈特**（英語：**Paul Steinhardt**，1952年12月25日—），美国宇宙学家，普林斯顿大学教授。他和他的学生独立地修正了古斯的暴胀模型。在2002年時，由於對宇宙暴脹理論的貢獻而榮獲國際理論物理研究中心頒發的
狄拉克獎章。此外，他也因預測「準晶體」這種假設性的新狀態物質而聞名。

## 參考資料
# 约瑟夫·西尔克

| 约瑟夫·西尔克 Joseph Silk |
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| 出生 |  (1942-12-03) 1942年12月3日  英格兰伦敦 |
| 居住地 |  英国 |
| 国籍 |  英国  美国 |
| 母校 | 剑桥大学克莱尔学院 哈佛大学 |
| 奖项 | 英國皇家學會貝克漢姆獎章（2007） 巴爾贊獎（2011） 格鲁伯宇宙学奖（2019） |
| **科学生涯** |
| 研究领域 | 宇宙学 |
| 机构 | 巴黎天体物理研究所 牛津大学 加州大学伯克利分校 约翰·霍普金斯大学 |
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**约瑟夫·艾弗·西尔克**，FRS（英語：**Joseph Ivor Silk**，1942年12月3日—），英国天体物理学家。1999年至2011年，他是牛津大学萨维尔天文学教授。

## 出版物

西尔克发表了超过800篇论文，近200篇作为第一作者，其中3篇引用了超过了1000次，50篇以上发表于*自然* ，12篇发表于*科学*。

### 书籍

* *The Infinite Cosmos*, Oxford University Press, 2006, ISBN 978-0-19-953361-9
* *On the Shores of the Unknown: A Short History of the Universe*, Cambridge University Press, 2005, ISBN 0-521-83627-1, Google Link
* *The Big Bang* , W.H. Freeman, 2005, ISBN 0-7167-1812-X
* *Cosmic Enigmas* , Springer, 1994, ISBN 1-56396-061-3, Google Link

## 参考资料

* Introduction videos to Professor Silk and his work, upon his appointment to Gresham College in 2015 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Joseph Silk International Balzan Prize Foundation
# 约翰·皮科克

| 约翰·皮科克 John Peacock |
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| 约翰·皮科克，摄于爱丁堡皇家天文台 |
| 出生 | 约翰·安德鲁·皮科克  (1956-03-27) 1956年3月27日  英国英格兰沙夫茨伯里 |
| 母校 | 剑桥大学耶稣学院 |
| 知名于 | 星系大尺度结构 |
| 配偶 | 希瑟·皮科克 |
| 奖项 | 爱丁堡皇家学会会员 (2006) 皇家学会会员 (2007) 邵逸夫天文学奖 (2014) 英国皇家天文学会金质奖章 (2023) |
| 网站 | www.roe.ac.uk/~jap/ |
| **科学生涯** |
| 研究领域 | 天体物理学 宇宙学 |
| 机构 | 爱丁堡大学 爱丁堡皇家天文台 |
| 论文 | 河外射电源的射电谱和宇宙学演化（1981） |
| 博士導師 | Malcolm\_Longair J. Wall |
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**约翰·安德鲁·皮科克**，FRS，FRSE （英語：John Andrew Peacock，1956年3月27日—），男，英国宇宙学家，天文学家，爱丁堡大学的宇宙学教授。2014年邵逸夫奖的联合获奖者。

## 生平

1956年3月27日，皮科克出生于英格兰多塞特郡的沙夫茨伯里。他曾在剑桥大学耶稣学院学习自然科学，1977年毕业并获得一级文学学士学位。之后在剑桥大学卡文迪许实验室攻读研究生，师从M. S. Longair和J. V. V. Wall。1981年获得博士学位，论文题为《河外射电源的射电谱和宇宙学演化》（The radio spectra and cosmological evolution of extragalactic radio sources）。

1998年起担任爱丁堡大学宇宙学教授。

## 家庭

父亲亚瑟·皮考克，母亲伊泽贝尔·皮考克。

妻子希瑟是护士和医学教育者。1982年两人结婚。育有三个子女：邓肯（1986年出生），伊莫金（1989年出生）以及索菲（1991年出生）。

## 奖项和荣誉

### 奖项

2014年，他因在测量星系大尺度结构上的贡献（包括重子声学振荡和红移空间畸变）与丹尼尔·爱森斯坦、肖恩·科尔共同获得邵逸夫天文学奖。

### 荣誉

2006年, 当选为爱丁堡皇家学会会员（FRSE）。

2007年, 当选为皇家学会会员（FRS）。

## 参考资料
# 迈克尔·特纳 (物理学家)

| 迈克尔·特纳 Michael Turner |
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| 出生 |  (1949-07-29) 1949年7月29日  美国加利福尼亚州洛杉矶 |
| 国籍 |  美国 |
| 母校 | 斯坦福大学 |
| 知名于 | 暗能量术语提出者 |
| **科学生涯** |
| 研究领域 | 物理宇宙学 |
| 机构 | 芝加哥大学 |
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**迈克尔·S·特纳**（英語：Michael S. Turner，1949年7月29日—），美国理论宇宙学家，1998年提出了暗能量（dark energy）这一术语。

## 生平

迈克尔·特纳1971年获得加州理工学院物理学专业理学士学位。1978年，获得斯坦福大学物理学博士学位。
# 丹尼尔·爱森斯坦

| 丹尼尔·爱森斯坦 Daniel Eisenstein |
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| 出生 | 丹尼尔·爱森斯坦 |
| 奖项 | 邵逸夫天文学奖（2014） 美国科学院院士（2014） 西蒙斯研究者奖（2016） |
| 网站 |  |
| **科学生涯** |
| 研究领域 | 宇宙学 |
| 机构 | 哈佛大学 |
|  |

**丹尼尔·爱森斯坦** (英語：**Daniel Eisenstein**，1970年—)，美国天文学家、宇宙学家。自2010年起担任哈佛大学天文学教授。

## 教育经历

爱森斯坦1996年从哈佛大学获得博士学位，然后在普林斯顿高等研究院和芝加哥大学进行博士后研究。

## 学术生涯

爱森斯坦研究的焦点是重子声学振荡方法的发展，以测量宇宙距离尺度和研究暗能量。

他在亚利桑那大学的天文学系工作了9年，之后于2010年起担任哈佛大学天文学教授。

自1998年以来，他一直活跃于斯隆数字巡天工作，从2007年到2015年担任SDSS-III的主任。他现在是暗能量光谱仪器合作的联合发言人。他是JWST近红外相机仪器组，SDSS-IV联盟和Euclid财团的成员。 2012年，他担任国家科学基金会天文组合评估委员会主席。他曾经是许多其他科学合作和国家委员会的成员。

## 奖项和荣誉

2014年，他与约翰·皮考克和肖恩·科尔被共同授予“邵逸夫天文学奖”，以表彰他们在测量星系大尺度结构特征上的贡献，这些测量包括重子声学振荡和红移空间畸变，其结果可以对宇宙学模型作出限制。此外，他于同年当选为美国国家科学院院士。

2016年，他获得西蒙斯研究员奖资助。

一颗小行星(183287 Deisenstein)以他命名。

## 参考资料
# 温迪·弗里德曼

| 温迪·弗里德曼 Wendy Freedman |
| --- |
| Freedman in 2010 |
| 出生 |  (1957-07-17) 1957年7月17日  加拿大安大略省温哥华 |

**温迪·劳雷尔·弗里德曼**（英語：**Wendy Laurel Freedman**，1957年7月17日—），加拿大-美国天文学家，加利福尼亚州帕萨迪纳和智利拉斯坎帕纳斯卡内基天文台的主任，最知名于对哈勃常数的测量。她现在是芝加哥大学John & Marion天文学和天体物理学教授。她的主要研究兴趣是观测宇宙学，重点是测量当前和过去的宇宙膨胀速率，并刻画暗能量的本质。

## 奖项和荣誉

弗里德曼与美国驻智利大使，2009年
弗里德曼当选了美国国家科学院，美国哲学学会，美国文理科学院以及美国物理学会的院士。

## 个人生活

弗里德曼的丈夫是她的长期合作者巴里·F·马多尔。他们有两个孩子。

## 参考资料

## 延伸阅读

* Shearer, Benjamin F; Shearer, Barbara Smith. Notable women in the physical sciences : a biographical dictionary. Westport, Conn.: Greenwood Press. 1997  [2018-04-19]. ISBN 9780313293030. （原始内容存档于2021-03-09）.
* Armstrong, Mabel. Women astronomers : reaching for the stars. Marcola, Ore.: Stone Pine Press. 2008  [2018-04-19]. ISBN 9780972892957. （原始内容存档于2019-05-03）.

* The University of Chicago Academic Profile

 维基共享资源上的相關多媒體資源：温迪·弗里德曼
# 肖恩·科爾[编辑]

| 肖恩·科尔 Shaun Cole |
| --- |
| 出生 | 1963年11月19日  英格兰奇平兰开夏 |
| 母校 | 牛津大学耶稣学院 克莱尔学院, 剑桥大学 |
| 知名于 | 重子声学振荡的发现、银河系形成的半分析模型 |
| 奖项 | 邵逸夫天文学奖(2014) |
| **科学生涯** |
| 研究领域 | 宇宙学 银河系天文学 |
| 机构 | 加州大学伯克利分校 杜伦大学 |
| 博士導師 | 乔治·埃夫斯塔希欧 尼克·凯泽 |
| 受影响自 | 卡洛斯·弗伦克 约翰·皮考克 |
| 施影响于 | 理查德·马西 |
|  |

**肖恩·马尔科姆·科尔**（英語：Shaun Malcolm Cole，1963年11月19日—），男，英国宇宙学家。自2005年起担任杜伦大学物理学教授。他是2014年邵逸夫奖的联合获奖者。

## 荣誉

2014年，他因在测量星系大尺度结构上的贡献（包括重子声学振荡和红移空间畸变）与丹尼尔·爱森斯坦、约翰·皮考克共同获得邵逸夫天文学奖。

## 参考资料
# 希尔达族[编辑]

图为内太阳系的小行星，其中希尔达小行星由棕色标出。
**希尔达小行星**（英語：Hilda asteroid）包括了轨道半长径在3.7至4.2天文单位之间、轨道离心率小于0.3、轨道倾角小于20°的小行星。这些小行星并非来源于同一个母天体，因而不能算作真正意义上的小行星族。不过，它们都与木星间形成2:3的轨道共振。希尔达小行星的远日点可能是L3、L4、L5这三个拉格朗日点。当其连续绕太阳旋转三圈，会相继通过这三个点。小行星153（希尔达星）是该族小行星的代表星，1875年由约翰·帕利扎发现。目前已知的希尔达小行星超过1100颗。

希尔达小行星大多为低反照率的D-型小行星与P-型小行星，另有一小部分为C-型小行星。在小行星主带外部的包括希尔达小行星与特洛伊小行星在内的D-型与P-型小行星，与彗核有着类似的表面颜色及表面矿物学。这显示它们有着相同的起源。

## 参考资料
# 小行星28978[编辑]

伊克西翁
28978 Ixion |  |
| 发现 |
| 發現者 | 深度黃道巡天 |
| 發現日期 | 2001年5月22日 |
| 編號 |
| 小行星分類 | 冥族小天體 |
| 軌道參數 |
| 曆元 2017年9月4日 |
| 不確定參數 3 |
| 觀測弧 | 31.94 年 (11,665 日) |
| 遠日點 | 49.256 AU |
| 近日點 | 30.071 AU |
| 半長軸 | 39.664 AU |
| 離心率 | 0.2418 |
| 軌道週期 | 249.80 年 (91,240 日) |
| 平近點角 | 283.89° |
| 軌道傾角 | 19.587° |
| 升交點黃經 | 70.996° |
| 近日點參數 | 298.84° |
| 物理特徵 |
| 大小 | 7005696780000000000♠696.78+10.75 −8.87 km (直徑) |
| 自轉週期 | 7001124000000000000♠12.4±0.3 h |
| 反照率 | 6999106000000000000♠0.106±0.003 |
| 光譜類型 | B–V = 7000100899999999999♠1.009±0.051 V–R = 6999610000000000000♠0.610±0.030 V–I = 7000114599999999999♠1.146±0.086 |
| 視星等 | 19.84 |
| 絕對星等(H) | 7000384500000000000♠3.845±0.006 |
|  |

**伊克西翁**（28978 Ixion）是一柯伊伯带天体，於2001年5月22日被發現，小行星編號為28978，臨時編號為2001 KX76。它與海王星的軌道共振為3:2，因此被分類為冥族小天體。雖然國際天文學聯合會（IAU）認為現有的數據未能確定其為矮行星，但該天體將來很有可能被認定為類冥矮行星。該天體以希臘神話中狂妄的拉皮斯人国王伊克西翁來命名。

伊克西翁的光變曲線分析顯示其亮度變化只有很小的偏差，表示它是一個橢球體，接近於矮行星的形狀，表面則佈滿著反照率較小的暗點。它的直徑約為697公里，是第五大的冥族小天體。它在可見光下呈中度紅色，並具有由托林和水冰混合物製成的表面。

## 物理特徵

伊克西翁在不同反照率下的直徑估計值
伊克西翁是除冥王星之外第一個當時估計比穀神星大的海王星外天體（TNO），即使在發現一年後的2002年，估計直徑仍然超過1000公里，雖然此估計是250 GHz的虛假檢測結果，但後來的觀察並未證實這一點。最近的估計顯示伊克西翁具有高反照率，比穀神星小。2020年至2023年間的恆星掩星觀測表明，伊克西翁是一個近乎球形的天體，平均直徑為697公里。

伊克西翁在可見光下呈中度紅色（略微紅色，比創神星更紅）。相較其他中型紅色QB1天體，其有更高的反照率（> 0.15）。在其光譜中波長為0.8μm時可能存在吸收特徵，這通常與水對表面材料的改變有關。在近紅外線中，伊克西翁的光譜平坦而無特徵，並沒有1.5和2μm的水冰吸收帶。這與伐樓拿相反，伐樓拿在近紅外線中具有紅色光譜斜坡以及突出的吸水帶。可見光和紅外光譜結果都表明，伊克西翁的表面由水冰、黑碳和托林混合物（它是通過照射水和有機化合物的包合物形成的共聚物）組成。甚大望遠鏡（VLT）對伊克西翁的彗星活動進行了檢測，但並沒有發現彗髮 。伊克西翁目前距離太陽大約41天文單位，當伊克西翁接近近日點時，或許會形成彗髮和暫時性大氣層。

## 參考資料
# 雨神星[编辑]

38628 Huya 雨神星 | 藝術家筆下的雨神星 |
| 发现 |
| 發現者 | 伊格納西奧·費瑞恩 |
| 發現日期 | 2000年3月10日 |
| 編號 |
| 小行星分類 | 冥族小天體 |
| 軌道參數 |
| 曆元 2006年12月31日 |
| 遠日點 | 50.986 AU |
| 近日點 | 28.538 AU |
| 半長軸 | 39.762 AU |
| 離心率 | 0.282 |
| 軌道週期 | 250.73 年 |
| 平均軌道速度 | 4.63 km/s |
| 平近點角 | 348.506° |
| 軌道傾角 | 15.463° |
| 升交點黃經 | 169.296° |
| 近日點參數 | 67.637° |
| 物理特徵 |
| 大小 | 430-530 km |
| 質量 | 8.3–16×1019? kg |
| 平均密度 | 2.0? g/cm³ |
| 逃逸速度 | 0.23–0.28? km/s |
| 自轉週期 | 6.725 小時 |
| 反照率 | 0.09-0.13 |
| 光譜類型 | 中度紅色 B-V=1.00、V-R=0.65 |
| 絕對星等(H) | 4.7 |
|  |

**雨神星**（38628 Huya）是一個外海王星天體，2000年3月10日由伊格納西奧·費瑞恩（Ignacio Ferrin）發現，2003年8月國際天文聯會正式命名為Huya，胡雅為南美洲印第安神話中的雨神。該天體與海王星的軌道共振為3:2，因此被分類為冥族小天體。

* Orbital simulation （页面存档备份，存于互联网档案馆） from JPL (Java) / Ephemeris （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* 37th DPS: Albedos, Diameters (and a Density) of Kuiper Belt and Centaur Objects
* Planet 10? Tiny 'Plutino' Almost Qualifies
* Discovery of a bright Trans-Neptunian Object (Yale)
* From the Rain Forest to Planet Huya

|  |  |  |
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| 前一小行星： **(38627)小行星38627** | 小行星列表
 | 後一小行星： **(38629)小行星38629** |
# 小行星55565

旦神星（55565 Aya）| 史匹哲太空望遠鏡在2004年4月13日拍攝的矮行星候選者（55565）。 |
| 发现 |
| 發現者 | 米高·E·布朗 埃莉諾 F. 海倫 米契爾希克斯 肯尼思勞倫斯 史蒂文H. Pravdo 乍德·特魯希略 |
| 發現日期 | 2002年1月10日 |
| 編號 |
| MPC編號 | 2002 AW197 |
| 其它名稱 | *none* |
| 小行星分類 | TNO (QB1天體) |
| 軌道參數 |
| 曆元 2006年12月31日 (JD 2454100.5) |
| 遠日點 | 8003.964 Gm (53.503 AU) |
| 近日點 | 6143.329 Gm (41.066 AU) |
| 半長軸 | 7073.647 Gm (47.284 AU) |
| 離心率 | 0.132 |
| 軌道週期 | 118761.410 d (325.15 a) |
| 平均軌道速度 | 4.31 公里/秒 |
| 平近點角 | 281.945° |
| 軌道傾角 | 24.410° |
| 升交點黃經 | 297.513° |
| 近日點參數 | 295.307° |
| 物理特徵 |
| 大小 | 700±50 km
940 km |
| 質量 | 5.2×1020? kg |
| 平均密度 | 2.0? g/cm³ |
| 表面重力 | 0.2216? m/s² |
| 逃逸速度 | 0.4192? km/s |
| 恆星週期 | ? d |
| 反照率 | 0.17±0.03 |
| 溫度 | ~39–40 K |
| 光譜類型 | ? |
| 視星等 | 19.9 (衝) |
| 絕對星等(H) | 3.27 |
|  |

**小行星55565**（55565 Aya）是外海王星天體（TNO），以阿卡德神话中的黎明女神阿亚（Aya）命名。它在2002年被米高·E·布朗等人發現，被分類為QB1天體。

它是矮行星候選者，並且它的位置靠近古柏斷崖。

## 尺寸

由史匹哲太空望遠鏡觀測的熱輻射估計的直徑是700±50公里，反照率大約是0.17±0.03.。

### 表面

ESO分析光譜顯示出偏向紅色並且沒有水冰的跡象 (對照夸奧爾也是偏紅的)，建議有有機物質 (參見顏色和對光譜類型的比較。)

* AstDys orbital elements
* Orbital simulation from JPL (Java)
* Cruikshank, D., et al. *High Albedo KBO (55565)2002 AW197*, The Astronomical Journal Letters, 624,53 (May 2004). Abstract （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Doressoundiram, A.; Barucci, M. A.; Tozzi, G. P.; Poulet, F.; Boehnhardt, H.; de Bergh, C.; Peixinho, N. *Spectral characteristics and modeling of the trans-neptunian object (55565) 2002 AW197 and the Centaurs (55576) 2002 GB10 and (83982) 2002 GO9: ESO Large Program on TNOs and Centaurs*. Planetary and Space Science, **53**, Issue 14-15, p. 1501-1509 (2005). Abstract （页面存档备份，存于互联网档案馆）

## 參考資料
# 达摩克型小行星

**達摩克型小行星**是像(5335) 達摩克里斯和1996 PW這兩顆，有著像哈雷彗星這種哈雷族彗星的軌道週期，或長週期與高離心率軌道，但不會顯示彗髮或尾巴的小行星。大衛·朱維特定義達摩克型小行星為相較於木星的蒂塞朗參數小於或等於2的天體（ WIKINIUM\_MATH\_PH\_0 ）；而日本天文學家中村彰正建議，符合以下兩項條件之一的小行星，即可將之列入達摩克型：

1. 軌道半短軸(q) < 5.2 AU、軌道半長軸(a) > 8.0 AU，以極軌道離心率(e) > 0.75
2. 或是軌道傾角(i) > 90°

但是，這個定義並未聚焦在木星，不包括像是(127546) 2002 XU93、2003 WG166、和2004 DA62等天體。

使用相較於木星小於或等於2的蒂塞朗參數，目前有156顆達摩克型小行星的候選者。這些候選者中，有106顆的軌道觀測弧超過30天，可以提供相當好的軌道。假定反照率是0.04，它們的平均半徑是8公里。有4顆達摩克型小行星的反照率已經被測量過，它們是太陽系中已知的最黑暗天體之一。達摩克型小行星的顏色偏紅，但不若許多古柏帶或半人馬天體那麼紅。其它的達摩克型小行星包括：2013 BL76、2012 DR30、2008 KV42、(65407) 2002 RP120、和(20461) Dioretsa。

逆行的天體，像是哈雷彗星和達摩克小行星(343158) 2009 HC82，相對於地球的速度可以達到81 km/s（290,000 km/h）。

## 起源

達摩克型小行星被認為是哈雷家族彗星在失去所有的揮發性物質之後，殘留下的核心，並進入休眠狀態，而這些彗星可能來自歐特雲。這種假說被許多達摩克型小行星呈現的事實強化（有許多被賦予臨時名稱），這些小行星之後顯示有彗髮，並且被證實是彗星： C/2001 OG108 (龍尼歐)、C/2002 CE10 (LINEAR)、C/2002 VQ94 (LINEAR)、C/2004 HV60 (Spacewatch)，可能還有其它的。起源於彗星的另一個強有力徵兆是一些達摩克小行星有著不同於其它小行星的逆行軌道（天體的軌道傾角在90度到180之間，是有與其它許多天體相反方向運行的逆行軌道）。

## 相關條目

* 熄火彗星

## 參考資料

* 达摩克型小行星一覽表(英)
* David Jewitt, 2005年1月，第一次觀察達摩克型小行星 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
# 電路圖[编辑]

繪畫圖（上）與示意圖（電路圖）（下）的比較
通用的電路符號（ANSI）
4-bit TTL計數器的電路圖（是一種狀態機）
**電路圖**（英語：circuit diagram、electrical diagram、elementary diagram、electronic schematic）是電路的簡化圖形表示法，屬於一種示意圖（原理圖）。電路圖使用簡單的圖示組成電路，電路符號彼此連接，這兩種類型的顯示設備之間的連接，包括電源和訊號的連接。電路圖裡各電子元件的位置，並未反映在完成的實體電路上它們的位置。

不像區塊圖或分佈圖，在電路圖中顯示電路的實際使用的連線。

電路圖被用於電路設計，或是規劃印刷電路板的佈線，或維修電器和電子設備。

## 符號

* 電路符號
* 電路設計
* Dia (軟體)
* OrCAD
* 電子設計自動化（Electronic design automation）

## 參考资料

* "Circuit diagram" - 搜索 Google 圖書
* "電路圖" - 搜索 Google 圖書
* List of Schematic Symbols
* Large Circuit Diagrams Database （页面存档备份，存于互联网档案馆）
# OpenSPARC

OpenSPARC開放原碼社群網站
**OpenSPARC**是一個開放原始碼（Open Source）專案，該專案於2005年12月由昇陽電腦所發起成立，成立之初先由該公司釋出UltraSPARC T1處理器在電路設計上的原始程式碼（Source Code），如此可以使軟硬體的開發設計者（及開發商）能更快速容易的取得該處理器的架構原理與相關技術資料，進而更快開發出呼應支援此架構的軟硬體應用及產品。

此外，OpenSPARC專案也類似一個開發設計的服務社群，除了可以共享技術資料外，相互之間也可就研發上的技術難題與經驗進行討論，甚至是測試驗證等的交流。

雖然2005年底就已提案成立，不過一直等到2006年3月21日，昇陽電腦才正式釋出（Release）UltraSPARC T1處理器的程式碼，程式碼是以Verilog的硬體描述程式語言所撰寫成，不過昇陽電腦對於程式碼的開放有其限度，僅開放暫存器轉化層（Register Transfer Level，RTL）的程式，雖不足以用此程式碼來研製UltraSPARC T1處理器，但這也已經足夠讓開發設計者用來開發、驗證相容於UltraSPARC T1處理器架構的的軟硬體。除了程式碼與相關技術資料的開放外，也提供許多免費的開發工具軟體，或驗證測試之用的工具軟體。

## 專案社群的會員

目前該社群的較知名會員有：Aurora VLSI、Aldec、Synopsys、World 45 Ltd.、SimplyRISC、Time-to-Market公司，及聖克魯茲加州大學（The University of California at Santa Cruz）。

## 相關參考

* SPARC -（**S**calable **P**rocessor **ARC**hitecture）具擴展延伸性的處理器架構
* UltraSPARC T1
* UltraSPARC T2

## 相關參見

* 開源硬件
* （英文） OpenSPARC Internals（页面存档备份，存于互联网档案馆） （PDF）- 國際標準書號： ISBN 978-0-557-01974-8

* OpenSPARC社群網站（页面存档备份，存于互联网档案馆） - **（英文） UltraSPARC T1的原始程式碼（页面存档备份，存于互联网档案馆） - **（英文） UltraSPARC T1的技術規格（页面存档备份，存于互联网档案馆） - **（英文） UltraSPARC T2的原始程式碼（页面存档备份，存于互联网档案馆） - **（英文） UltraSPARC T2的技術規格（页面存档备份，存于互联网档案馆） - **（英文）**
# 開放式協同合作[编辑]

**開放式協同合作**（英語：open collaboration）或簡稱**開放式協**是指從開放源碼運動所啟發及衍生的一套與傳統組織內及組織間不同的協同合作方式。

根據簡稱OpenSym的「開放式協同合作之聯合國際會議」（英語：The Joint International Symposium on Open Collaboration）所提供的定義，「開放式協同合作的開放性在於三項要件：（1）平等參與（每個人都能參與，不存在原則性或人為的障礙）、（2）按功績組織（相關決定及地位以功績為基礎而非外力強加）、及（3）自組織（組織流程去適應參與的人，而非參與的人去適應預定的流程）。」

為促成开放式创新，Levine & Prietula將開放式協同合作定義為「任何創新或生產體系，其系統仰賴一群有目標導向但協調方式寬鬆的參與者，這些參與者互動生產出有經濟價值的產品或服務，而將這些產品或服務讓貢獻者及非貢獻者都能享用。」

* 开放式创新
* 維基百科
# 开放式创新

開放式創新模型
**开放式创新**这个词，尽管这个思想和讨论（特别是公司内科研）从1960年代开始讨论，最早是由加州大学伯克利分校的教授Henry Chesbrough在*《开放式创新：新的科技创造盈利方向》*一书中提到。这个概念涉及用户创新, 积累创新, 诀窍交易, 大规模创新和创新传播。

“开放式创新是指公司利用外部思想进行创新，拓展科技。”或者指"与合作伙伴一起创新，分享风险，分享盈利。"公司和周围环境之间的界限变得模糊，创新可以在公司以内和公司以外进行。

开拓创新的核心思想是世界上充满了知识，公司不需要完全依赖公司内部进行科研，可以把创新进行授权(如通过专利)给其他公司。另外，公司内部不能进行的创新可以在外部进行(例如通过授权、合资公司、资产分拆)等。.

## 开放和关闭式创新

关闭式创新指成功的创新需要控制，公司需要控制自身思想(的创造)、生产、市场营销、销售、服务、投资和支持。这个思想的主要来源是，20世纪初期，大学和政府不介入科技应用。有些公司决定独立进行科研，创立了独立的科研部门，控制整个产品的研发(NPD)循环，而不能等待科研部门介入科技的实际开发。也没有足够时间等待其他公司生产一些必须的配件。这些公司逐渐变得自给自足，与外界缺少沟通。

随着时间，开放式创新有了更多的条件，包括:

* 技术工种的流动性、可聘性增强
* 风险投资市场的发展
* 公司外部进行科研的成型
* 外部供应商数量的增加

有四个因素决定了新型的科研，知识不再是公司的独立财产，而是员工、供应商、竞争者和大学共有的。如果公司内部知识不够用，其他人可以完成创新。关闭式和开放式创新都能获得新的想法。目前，哪种会占主导还没有定论。

* 開放式協同合作
* 智库
* 创新

## 参考

* Chesbrough, H., Vanhaverbeke, W., West, J. (2006), Open Innovation: Researching a New Paradigm, Oxford University Press [1] （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Penin, Julien, Caroline Hussler and Burger-Helmchen, Thierry, (2011): *New shapes and new stakes: a portrait of open innovation as a promising phenomenon* （页面存档备份，存于互联网档案馆） Journal of Innovation Economics, n°7, 11–29.
* Vemuri, V.; Bertone, V.: Will the Open Source Movement Survive a Litigious Society?, in: Electronic Markets, 14, 2, 2004, pp. 114–123.
* Zhao, L.; Deek, F.: User Collaboration in Open Source Software Development, in: Electronic Markets, 14, 2, 2004, pp. 89–103.

* Peer-reviewed encyclopedia entry on Open User Innovation （页面存档备份，存于互联网档案馆） by Eric von Hippel
* The Principles of distributed innovationPDF
# 自由知識[编辑]

**自由知識**（Libre knowledge），為人們能夠自由學習、詮釋、應用的知識，它亦可因人們需要而再重新詮釋，並基於社群利益而互相分享。

該詞也包含了自由知識的文化提倡運動，並因自由軟體的原則精神，自由軟體上（含維基百科）集體合作的成功，以及對於知識應該是所有人共享且不該有任何限制的堅定信念等三個要點而興盛。

## 自由知識

自由知識的提倡者相信許多儲存在網路上的知識，都陷於人為的刻意限制或資訊操控下。因此，自由知識這個新名詞便產生了，並基於自由軟體基金會所訂定的原則而發展。自由知識為使用者能夠自由以閱讀、聆聽、觀賞等等方式使用的明確知識，也可以基於任何目的從中學習、拷貝、改寫，或利用，亦能夠為了大眾利益而分享吸收後得到的新知識等。

自由知識的使用者能夠自由進行下列的事項：

1. 基於任何目的上使用這些知識
2. 研究其中的邏輯想法等，以將其修改成能夠符合自己需要新知識
3. 能夠自由複製或散播全部或部份的內容
4. 提升知識的深度及應用性，並分享其成果

而其中第一項及第三項需要使用由自由軟體基金會所定義的開放檔案格式以及自由軟體。

### 自由資源

自由資源這個詞指的是在裝置上或是其他媒介上以文件、聲音、多媒體等，或是以他們幾項的結合呈現的資源，人們可以在其平台上，藉由自由軟體來使用或是釋出這些資源，也可以基於任何目的從中學習、拷貝、改寫，或利用，亦能夠為了大眾利益而分享吸收後得到的新知識。

自由資源對自由軟體、自由文化、自由知識等運動的提倡上極為重要，並由自由社群所使用。舉例來說，他們有時會基於學習的目的而使用這些資源。而自由社群宣言亦顯示了上面幾個運動所提倡的幾個價值。

自由資源是在人們當初討論自由知識的過程中出現的，並在蒐集各方定義後概括化為現在的「自由資源」一詞。

### 自由學習

知識與學習兩者之間關聯密不可分，而自由學習則因人們對自由資源的使用而蓬勃發展（且通常是因大家共同的合作與互相學習）。另外，自由知識也與學習自由、自由教育與學習等詞彙有很大的關聯。因此人們認為自由學習可以應用在一些在公共教育不夠完善的國家上，以激勵及發展整個公民社會，並提升公眾教育系統的品質。