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# 弦論地景[编辑]

**弦論地景**（英語：String theory landscape）是弦論的一項重要概念，反映了所有的物理參數，因此形成充斥著大量維度的地形，如同高山和谷地一般。處在谷地的流形，是屬於稳定真空，也是多維地景的極小值——我們的宇宙即位於此一狀態。

## 概念

因為參數不只一個，我們實際上應把這個真空能量曲線想像成是一個複雜、多維度山脈的剖面，美國史丹佛大學的色斯金將此描述成弦論地景。由於這個多維地景的極小值（球可以停駐的凹陷底部），對應著時空的穩定組態（包括膜與通量），所以稱為穩定真空。

真實的地景只容許兩個獨立的方向（南北向與東西向），而這也是我們所有可以畫出的方向。但是弦論地景因為可以擁有上百個方向，因此遠比真實地景來得複雜。弦論地景的維度不應與世界的真正維度相混淆；每個座標軸所測度的，並非物理空間中的某些位置，而是幾何的某個面向，例如把手的大小或膜的位置等。

## 弦論與多重宇宙

IIB型弦論可對應到F理論，並且可以求得10500個解，亦即有10500種不同組態，各自對應不同的宇宙形式。

地景說即推測：整個宇宙實際上是一團擴張中泡泡裡的泡泡，每層泡泡擁有自己的物理定律。其中僅有極少數的泡泡，適合像星系和生命等複雜結構的形成。我們宇宙便是隨機佔據了某塊谷地，發展出現今萬物。

* 弦理論
* 多重宇宙論
* 真空能量

## 參考文獻

 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
# 相變

| 相變 |
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|  |
| 上级分类 | thermodynamic process path、​物态变化、​转变、​threshold effect  |
| 研究学科 | 热力学  |

**相變**（Phase transition），又称**物态变化**，是指物質在外部參數（如：溫度、壓力、磁場等等）連續變化之下，從一種相（態）忽然變成另一種相，最常見的是冰變成水和水變成蒸氣。

物质的相变
然而，除了物體的三相變化（固態、液態、氣態）自然界還存在許許多多的相變現象，例如日常生活中另一種較常見的相變是加熱一塊磁鐵，磁鐵的鐵磁性忽然消失。其他在物理學中重要相變列舉如下：

* 物質從金屬變成超導體的超導相變。
* 液態氦從正常液體變成超流體的λ相變。
* 磁鐵在居里溫度從鐵磁性變成順磁性。
* 金屬-絕緣體相變。
* 量子相變

## 相變的種類

第一個嘗試將相變加以分類的是奧地利數學家、物理學家保羅·埃倫費斯特。相变分为一级相变和二级相变甚至多级相变，从数学角度讲，一级相变的热力学函数连续，但其状态函數的一阶导数不连续。二级相变的热力学函数及其关于状态函數的一阶导数都连续，但其关于状态函數的二阶导数不连续。从理论角度来看，一级相变在相变发生时，两相之间有潜热和体积等跃变。二级相变在相变发生时，两相之间无潜热和体积跃变，但有热容跃变。

## 相變的特性

### 對稱破缺

对称性破缺（symmetry breaking）系指物理学里，在具有某种对称性的物理系统之临界点附近发生可能分岔中的一个分岔，打破了这物理系统的对称性，并且决定了这物理系统的命运。例如当水温降至接近冰点时，水中各处看起来皆相同，因此水系统具有空间上的对称性，此时若某处的温度振荡至低于冰点，便破坏了对称性，且决定了所凝固之冰的结构。对于外在观察者，不清楚有涨落（或热噪声）的存在，会觉得这选择相当随机或任意。在图样形成（pattern formation）里，对称性破缺占有重要角色。

对称性破缺可以分为两种：

明显对称性破缺：在描述物理系统的拉格朗日量或哈密顿量的数学表示里，存在明显不具有某种对称性的项。
自发对称性破缺：描述物理系统的拉格朗日量或哈密顿量具有某种对称性，但是物理系统的最低能量态（真空态）不具有此种对称性。通常，这种对称性破缺会具有一种有序参数。动力学对称性破缺是这种对称性破缺的特例。著名例子分别为标准模型中的希格斯机制、超导物理中的BCS理论。

### 序參量

序參量（order parameter）是用来描述相变过程中有序程度的物理量。在铁磁相变中，序參量是磁化强度；在气液相变中，序參量是气液密度差；在超导相变中，序參量是超导能隙。列夫·朗道发展的朗道相变理论以序參量为核心概念，将自由能表达为序參量的幂级数展开，通过分析自由能极小值的变化来描述相变。

### 臨界指數和普適類

临界指数是指，臨界點附近，定量描述物理量的臨界行為時所使用的指數常數。

## 例子

* 易辛模型（可以用共形場論計算臨界指數）
* 别列津斯基-科斯特利茨-索利斯相变

* Peskin Schroeder, Quantum Field Theory
* Kardar, Statistical Theory of Fields
* Kleiner, Critical properties of phi fourth theories
* Zinn Justin, Critical phenomena

* 潛熱
* 量子相變
* 临界指数
* 臨界現象
* 同素异形体
# 凝結

A340機翼上凝結的水汽
**凝結**（英語：**condensation**），或稱**凝析**，是氣體遇冷而變成液體，如水蒸气遇冷变成水。温度越低，凝結速度越快。在水循环中常提到凝結。像空氣中的水蒸气接觸到其他固體、液體表面，或是接觸到云凝结核，因而形成液體，即為凝結。若气体遇冷後直接變成固體，則稱為凝华。

凝結也是化工生产中常見的程序，以成本低的水或空气作冷凝的介质，使其他物質的溫度降低。经过冷凝操作后，水或空气温度会升高，如果直接排放会造成热污染。

凝結和蒸发是作用相反的两个单元操作，蒸馏是蒸发和凝結的联合操作。

## 開始凝結

凝結的開始是由於氣相物質中形成了團簇結構（例如雲中水滴或雪花的形成），或是氣態物質接觸到固態或是液態的表面。

## 一些可逆性的現象

以下是氣態/固態或是氣態/液態的表面會出現的一些可逆性現象。

* 氣態物質被液態所吸收（氣態和液態的物質可能相同，也可能氣態物質溶解在液態中），其可逆反應為蒸发。
* 若固態表面的溫度及壓力大於氣態物質的三相點，氣態物質會吸附在固態表面，形成液滴，其可逆反應也是蒸发。
* 固態表面的溫度及壓力小於氣態物質的三相點，氣態物質會吸附入固態結構中，也成為固態，其可逆反應為升华。

## 常見的凝結現象

凝結常出現在蒸氣冷卻或是加壓到其飽和點（若是水蒸氣，即為露點），氣態的分子密度達到其上限。冷卻或加壓蒸氣，再收集凝結後液體的設備稱之為冷凝器。

## 凝結的量測

氣象學中會量測在不同大氣壓力及溫度下，水蒸氣凝結成水的速率。

## 凝結的應用

在云室中的氣體（有時會用水，不過多半是2-丙醇）因為接觸到輻射粒子而凝結，產生類似飛機雲的效果
凝結是蒸餾中很重要的一部份，蒸餾在實驗以及化工應用中都很重要。

凝結是會自然發生的現象，因此人們也可以用凝結來產生大量的水，供應人們所需。許多建築物興建的目的就是為了讓水蒸氣凝結，再收集水份，例如通风井以及集霧器。有些地區有沙漠化的情形，可以用此系統可以維持這些地區的水份，此方式保持水份的效果很好，因此有些組織教育在沙漠化地區的居民用此方式來儲水，以克服水源不足的問題。

凝結也是在云室中追蹤粒子的關鍵過程。在云室中，因為入射粒子產生的離子即為凝結核，氣體會在附近凝結，形成產生類似飛機雲的效果。

凝結也是許多工業程序中的關鍵步驟，例如發電，海水淡化、熱管理、冷凍及空調等程序。

## 和生物體的關係

許多生物是靠凝結而來的水作為水份的來源，例如澳洲的魔蜥、纳米比亚海岸的拟步行虫，以及美國西岸的加州紅木。

## 建築物內的凝結

淋浴後窗戶上的水氣凝結
建築物內的水氣凝結會導致建築物內的濕氣、黴菌相關健康問題、木材乾腐或腐蚀、水泥和砖石墙壁受損，以及因為熱傳導的增加造成空調電費的增加，是不希望看到的現象。為了避免這些問題，需要降低室內的濕度，或是改善室內的通風。有許多可行的方式，例如開窗戶、打開通風扇、使用除濕機、在室外烘干衣服、在烹調時覆盖锅碗瓢盆等。裝設空調系統或是通風系統有助於將室內的濕氣排出，也讓建築物內的空氣可以流通。若提高溫度，空氣中可以容納的水蒸氣量就會增加，不過若溫暖潮濕的空氣碰到冷的表面就會凝結，空氣溫度降低，其中可保持的水蒸氣量也會降低，這是室內常用的凝結來源，因此此一作法有其風險。

內部結構凝結可能是因為熱橋效應、缺乏隔熱、防潮、隔熱玻璃，或是類似設備的效果不足。

* 通风井
* 玻色–爱因斯坦凝聚
* 云物理学
* 冷凝器
* DNA凝聚
* 开尔文方程
* 相图
* 相變
* 反常凝析
* 表面冷凝器
* Groasis Waterboxx
* 氣體液化

## 參考資料
# 超對稱破缺

**超對稱破缺**（supersymmetry breaking）是在粒子物理學中為了滿足精確實驗的超對稱所必需的一個理論程序，以從超對稱理論觀看外觀上非超對稱的物理。這是自發對稱破缺的例子。在超引力，這個結果對應於稍加修飾後成為使重力微子帶有質量的希格斯機制。

超對稱破缺發生在超對稱破缺尺度。超伴子（超對稱性粒子）應該和其對應的常規粒子有相同的質量；若缺乏超對稱破缺，它的質量就會變得更重。理論上，粒子加速器模擬宇宙大爆炸時的高能，才有可能發現超對稱粒子例如重力微子。

## 参考资料

## 相關條目

* 軟超對稱破缺
* 宇宙年表
* 大霹靂
* 隨機動力學的超對稱理論
# 真空期望值

在量子场论中，算符O 的**真空期望值** (或VEV) 是其真空的平均或期望值 WIKINIUM\_MATH\_PH\_0

## 引用

* 卡西米尔效应
* 自发对称破缺
* 希格斯场 的真空期望值是246 GeV， 导致了标准模型的希格斯机制。 WIKINIUM\_MATH\_PH\_2

* 真空能量
* 暗能量
# 光子時期[编辑]

**光子時期**是物理宇宙學在宇宙演化早期的一個時期，這時是由光子這種能量主導着宇宙。光子時期開始於輕子和反輕子湮滅的輕子時期之後，大約是大爆炸之後的10秒鐘。原子核在光子時期開始的幾分鐘經由太初核合成的程序產生，而在光子時期的其餘期間內，宇宙包含了由原子核、電子和光子組成熱且濃密的電漿。大約在大爆炸之後的38萬年，宇宙的溫度下降至原子核可以和電子結合在一起，創造出中性的原子。這樣的結果使得光子不再和物質頻繁的交互作用，宇宙開始變得透明，同時產生現今觀察到的宇宙微波背景輻射。

## 參考資料

* Allday, Jonathan. Quarks, Leptons and the Big Bang. Second Edition. 2002. ISBN 978-0750308069.
# 自由流[编辑]

**自由流**粒子，在天文學，通常是光子，在通過媒介傳播不會散射。

## 使用於表面界線

明確定義天體的表面，像是太陽，是件困難的事。由於恆星的物質遠離核心，而且其性質是自然的擴散。恆星表面經常使用的定義是基於光子所採取的路徑。在恆星的內部，光子的移動是隨機漫步，不斷的與物質交互作用，恆星的表面被定義為光子在恆星大氣層僅受到物質微小阻力的點。換言之，即光子成為自由流。

構成宇宙微波背景的光來自最後散射的表面。平均來看，這是光子與宇宙太初表面上物質的最後互動；換言之，從這個點開始，光子開始成為自由流。同樣的，宇宙微中子背景如果可以觀察得到，它將標記微中子退耦，開始自由的通過宇宙中其餘的物質流。

## 相關條目

* 輻射轉移

## 參考資料

## 書目

* 遐生, 徐. The Physical Universe: An Introduction to Astronomy. University Science Books. 1982. ISBN 978-0-935702-05-7.
# 退耦 (宇宙学)

**退耦**（英語：decoupling），在宇宙学中，指各种粒子彼此脱离热平衡的时期。由于宇宙的膨胀，粒子间的平均自由程增加，相互作用频率降低，因此脱离热平衡而发生退耦。目前普遍认为大爆炸后有两种主要的退耦，分别是光子退耦和中微子退耦，且它们分别导致了宇宙微波背景辐射和宇宙中微子背景輻射。

## 光子退耦

## 微中子退耦

## 大質量弱相互作用粒子：非相對論脫耦

* 復合 (宇宙學)
* 宇宙年表
* 武圖森－場耦合
# 重子声学振荡[编辑]

**重子聲學振盪**（**BAO**，**baryon acoustic oscillations**）是宇宙學在宇宙可見的重子物質（正常物質）密度的波動，是由早期宇宙原初電漿中的聲學密度波引起的。正如超新星為天文觀測提供**標準燭光** 一樣，BAO物質團簇為宇宙學中的長度尺度提供了一個**標準尺**。
這把標準尺的長度是由聲波在原初電漿中傳播的最大距離來確定的。在電漿冷卻到中性原子（復合時代），這鎖住了電漿密度波的擴展，**凍結**在適當的位置。這把標準尺的長度（在現在的宇宙〜4.9億光年）可以通過天文量測觀察物質的大尺度結構來測量。BAO量測有助於宇宙學家約制宇宙學參數，對導致宇宙加速膨脹的暗能量能有更多瞭解。

## 早期宇宙

早期宇宙是由炙熱、緻密的電子和重子（質子和中子）組成的電漿。在這個宇宙中旅行的光子（光粒子）基上是被困住的，在通過湯姆森散射與電漿作用之前，它們無法傳播任何足夠長的距離。當宇宙膨脹時，電漿冷卻到3,000K以下，這是一個足夠低的能量，以至於電漿中的電子和質子可以結合形成電中性的氫原子。這種重組發生在宇宙大約37.9萬年時，或者在*z* = 1089的紅移時。光子與中性物質的相互作用要小得多，因此從重組開始後，宇宙對光子變得透明，允許光子與物質分離，並在宇宙中自由流動。從技術上來說，光子的平均自由程成了宇宙大小的尺度。宇宙微波背景（CMB）輻射是復合（重組）後發出的光，現在才到達我們的望遠鏡。因此，以威爾金森微波各向異性探測器（WMAP）的數據為例，人們基本上是看見的是回顧宇宙只有37.9萬年歷史時的影像。

圖1：基於WMAP9年的數據，呈現CMB溫度的各向異性（2012年）。
WMAP表示（圖1）宇宙密度是平滑、各向同性，只有百萬分之10的各向異性。然而，現在的宇宙中存在著巨大的大尺度結構和密度波動。例如，星系的密度是宇宙平均密度的100萬倍。現時的看法是，宇宙是由下而上的管道建造的，這意味著早期宇宙微小的各向異性充當了今天觀測到結構的種子。密度較大的區域吸引更多的物質，而低密度區域吸引的物質較少。因此這些微小的各向異性，如CMB所示，成為今天宇宙中的大尺度結構。

## 宇宙聲音

想像一下超密度的原初電漿區域。當這個超密度區域的引力吸引物質向它靠近時，光子-物質交互作用釋放的熱量產生大量向外的壓力。這些引力和壓力的反作用力產生了振盪，類似於氣壓差在空氣中產生的聲波 。

這個超密度區域包含暗物質、重子和光子。這種壓力導致重子和光子以略高於光速一半速度移動的球形聲波從超密度區向外傳播。暗物質只與引力相互作用，所以它留在聲波的中心，也就是超密度的起源處。在退耦之前，光子和重子一起向外移動。退耦後，光子不再與重子物質相互作用，它們擴散開來，釋放了重子系統的壓力。在所有這些代表不同聲波波長的殼層中，共振殼層對應於第一層。因為在退耦之前，對於所有的超密度區，共振殼層的傳播距離（半徑）都是相同的。這個半徑通常稱為聲視界。在沒有光子-重子壓力驅動超密度區的情況下，只有引力驅動剩餘的重子向外。因此，重子和暗物質（留在擾動中心）形成了一個結構，各向異性初始位置的超密度物質和在聲視界殼層中的物質都包含在其中。

這種各向異性最終變成物質密度的波紋，形成了星系。因此，人們期望觀察到更多被聲視界分開，而不是其它長度尺度分開的成對星系。這種特殊的物質結構發生在早期宇宙的每一個各向異性中，因此宇宙不是由一個聲波漣漪組成，而是由許多重疊的漣漪。想像一下子將一把鵝卵石扔進池塘，然後觀察水中產生漣漪的圖像做為模擬。在聲視界尺度上，我們不可能用肉眼觀察到星系間呈現這種分離的狀態，但我們可以通過觀察大量星系的分離，藉由統計來量測這種偽影。

## 標準尺

早期宇宙中重子波傳播的物理原理相當簡單。 因此，宇宙學家可以預測復合時聲視界的大小。 此外，宇宙微波背景(CMB) 也提供了這種規模的高精度測量。 然而，從復合到今天，宇宙一直在膨脹。 這種擴展得到了觀測的充分支持，並且是大爆炸模型的基礎之一。1990年代末，對超新星的觀測確定宇宙不僅在膨脹，而且膨脹速度還在加快。 更好地理解宇宙加速或暗能量已成為當今宇宙學中最重要的問題之一。 為了了解暗能量的本質，擁有多種測量加速度的方法非常重要。 重子声学振荡可以透過比較今天的聲層觀測（使用星系聚類）與復合時的聲層觀測（使用宇宙微波背景）來豐富有關這種加速的知識體系。 因此，重子声学振荡提供了一個測量棒，可以更好地了解加速度的性質，完全獨立於超新星技術。

## 史隆數位巡天中的重子声学振荡訊號

史隆數位巡天 (SDSS) 是一項重要的多光譜成像和光譜紅移調查，使用新墨西哥州阿帕契點天文台(APO)的專用2.5米廣角SDSS光學望遠鏡。 這項為期五年的調查的目標是拍攝數百萬個天體的影像和光譜。 編譯 SDSS 資料的結果是附近宇宙中物體的三維圖：SDSS 目錄。 SDSS 目錄提供了宇宙足夠大部分中物質分佈的圖片，人們可以透過注意是否存在統計上顯著過量的由預測的聲視界距離分隔的星系來搜尋重子声学振荡訊號。

史隆數位巡天團隊觀察了46,748 個發光紅色星系 (LRG) 的樣本，覆蓋超過 3,816 平方度的天空（直徑約 50 億光年），紅移為*z* = 0.47。 他們透過計算數據的兩點相關函數來分析這些星系的聚類。 相關函數 (ξ) 是同動星系間隔距離 (s) 的函數，描述了一個星系在另一個星系給定距離內被發現的機率。 人們預計，在小間隔距離處，星系的相關性較高（由於星系形成的塊狀性質），而在大間隔距離處，星系的相關性較低。 BAO 訊號將顯示為相關函數中的一個凸起，其同動間隔等於聲層。 此訊號由SDSS團隊於2005年偵測到。 SDSS 證實了 WMAP 結果，即當今宇宙中的聲視界約為 ~7024462851637220078♠150 Mpc。

## 相關條目

* 重子振荡光谱调查 (BOSS)
* 中性氣體重子聲學震盪望遠鏡
* 歐幾里得衛星

## 參考資料

* Martin White's Baryon Acoustic Oscillations and Dark Energy Web Page （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* [1] （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Review of Baryon Acoustic Oscillations （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* SDSS BAO Press Release （页面存档备份，存于互联网档案馆）
# UDFy-38135539[编辑]

| UDFy-38135539 |
| --- |
| 哈勃太空望遠鏡拍攝的UDFy-38135539圖像 |
| 观测资料 |
| 星座 | 天爐座 |
| 紅移 | 8.55 |
| 距离 | 超過13Gly |
| 其他名称 |
| HUDF.YD3 |
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**UDFy-38135539**（又名為："HUDF.YD3"）是人類觀測到的經光譜確認的最遙遠的天體（截至2010年10月），也是當前宇宙中已知存在的第三遙遠的天體（排在UDFj-39546284之後）。經計算它的光行距離超過40億秒差距，同移距離為91億秒差距。UDFy-38135539（哈勃超深空（UDF）的星系分類）最初於2009年9月由三個科學小組從哈勃太空望遠鏡紅外線圖像中發現。

## 發現

2009年8月至9月，UDFy-38135539星系的景象由哈勃太空望遠鏡於近期配置的第三代廣域照相機所拍攝的哈勃超深空捕捉到。之後圖像數據被傳至科學界，最終由Bouwens、Bunker和McLure等小組發現，隨後Lehnert等人的小組進行了光譜證實。這項成果被公佈在2010年的《自然》雜誌上的一篇題為"紅移為z=8.6的星系光譜證實"（英文標題：Spectroscopic Confirmation of a Galaxy at Redshift z=8.6）的文章中。Lehnert的小組在成果發表於自然雜誌以前曾對星系進行了16小時的觀測以及對結果展開為期2個月以上的分析。

## 特徵

UDFy-38135539位於天爐座，距離地球40多億秒差距，超過130億光年。星系的光線紅移達到了8.55。相比之下之前最遙遠的天體紀錄保持者伽瑪射線暴GRB 090423的光線紅移為8.2。據估計，UDFy-38135539大概擁有10億顆恆星，它的直徑只有銀河系的十分之一，不到銀河系恆星質量總和的百分之一。從地球上看到的來自星系的光線是從130億年以前發出的，距大爆炸僅有6億年，那時宇宙只有當前年齡的4%。

UDFy-38135539的光度距離為860.9億秒差距，大約是2830億光年。在宇宙學中有數種不同的距離測量方法，光行距離和光度距離有别於用來定義可觀測宇宙大小的同移距離。光度距離 WIKINIUM\_MATH\_PH\_0 和一種叫橫向同移距離（comoving transverse distance) WIKINIUM\_MATH\_PH\_2 的因素相關，用等式表示就是： WIKINIUM\_MATH\_PH\_4 ，其中*z*是紅移，而在平坦宇宙中橫向同移距離本身等於徑向同移距離（radial comoving distance）。所以由 WIKINIUM\_MATH\_PH\_6 = 860.9億秒差距及*z*=8.55可得知同移距離之值為91億秒差距（大約是300億光年）。

## 後續發現

科學家們希望能夠發現更古老的星系。但每當星系的年齡越接近大爆炸的時間點時，星系的數量就會相應地减少，它們發出的光線也就越灰暗。畢竟普遍上這些擁有更少可觀測恆星數量的星系發出的光芒相當的微弱，隨著距離的增加，在尋找上的難度上也會大幅度提昇。將於2014年投入使用的詹姆斯·韋伯太空望遠鏡有能力觀測到134億光年以外，誕生時間早於宇宙大爆炸3億年之後的星系。預定於2018年完成的歐洲極大望遠鏡的鏡片直徑比甚大望遠鏡（Yepun）的大五倍，可以使人類對134億光年以外的星系作更詳細的研究。

* IOK-1
* UDFj-39546284

## 參考資料

| 紀錄
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| 上一紀錄： **IOK-1** | **最遙遠星系** 2009年－2011年
 | 下一紀錄： **UDFj-39546284** |
# 太阳系稳定性问题

太阳系稳定性是一个天文学中的热门课题。虽然几乎所有的预测都表明，在未来的数十亿年内没有行星会相互碰撞或脱离太阳系且地球是相对稳定的，但太阳系的确是一个混沌系统。

自从1687年牛顿提出万有引力定律以来，数学家和天文学家们已经找到了一些关于行星稳定运动的证据，这些探索引领了不少数学的发展，其中几个连续的“证明了”太阳系的稳定性。

## 概况和挑战

*主要话题：混沌理论*

行星轨道趋向于长期变化，为太阳系建立模型的理论成为多体问题。在太阳系中一个有关混沌的著名例子是在3：2轨道共振的海王星-冥王星系统，虽然它们自身的振动保持稳定，但在任意准确度下预测1-2千万年（李雅普诺夫时间）后冥王星的位置是不可能的。另一个例子是地球的黄赤交角，因为月球与地球的潮汐相互作用产生的摩擦增加了，这将会在距今15至45亿年后的某一点导致混沌。

行星轨道在更长的时间尺度下是混沌的，这样在0.02-2.3亿年的范围内整个太阳系会经历一个李雅普诺夫时间。就一切情况而论这都意味着行星的轨道位置最终一定会趋于不可预测，在某些情况下轨道自身也会出现显著的改变。这样的混沌最强烈的表现在于偏心率的变化，行星轨道会因此变成更圆或更扁的椭圆。

太阳系基本上是稳定的，在未来的数十亿年内没有行星会相互碰撞或脱离太阳系。超过这个范围，火星的偏心率将可能在50亿年后增长到0.2左右，导致它的轨道穿过地球的轨道而引起潜在的对撞危险。在同样的时间尺度下，水星的偏心率增长可能会更大，而紧密靠近金星使得它们在理论上可以一起逃出太阳系或推动金星撞向地球。

在计算中，不确定的因素还包括小行星、由于太阳辐射和太阳风的造成的动量损失、太阳风对行星磁层的拖拽作用、银河系的潮汐作用、微扰以及穿过恒星的影响等。此外，动量方程描述的是一个固有的连续性过程，所以我们无法从大规模并行运算中得利。

## 研究

**Longstop**

Longstop（Long-term Gravitational Study of the Outer Planets）是Archie Roy于1982年发起的太阳系动力学国际合作项目。它涉及到在超级计算机上创建模型以整合外层行星的轨道。它的结果显示了外层行星之间有着奇特的能量交换，但并未发现显著的不稳定现象。

**数字太阳系仪**

另一个项目涉及了数字太阳系仪的构造，它是由 Gerry Sussman和他的MIT小组于1988年提出的。小组用超级计算机整合了超过8.45亿年（太阳系年龄的20%)的外层行星轨道。在1988年，Sussman和Wisdom发现太阳系仪中的数据显示了冥王星轨道有混沌的迹象，部分原因是由于它与海王星之间特有的共振。

**Laskar**

1989年，法国精度管理局的Jacques Laskar发表了他对太阳系超过2亿年的数值积分结果，他沿线运用了拉普拉斯平衡方程而非完整的动量方程。Lasker的工作显示，地球轨道是混沌的，现在对地球轨道15公尺那麼小的测量误差就会导致仅仅1亿年后其轨道的不可测量。

## 参考

^ a b J. Laskar (1994). "Large-scale chaos in the solar system"（页面存档备份，存于互联网档案馆）. Astronomy and Astrophysics 287: L9–L12.

^ Ian Stewart (1997). Does God Play Dice? (2nd ed.). Penguin Books. pp. 246–249. ISBN 0-14-025602-4.

^ David Shiga (23 April 2008). "The solar system could go haywire before the sun dies". NewScientist.com News Service. Retrieved on 2008-04-28.

^ The stability of the solar system.
# 黑矮星

赫羅圖
光譜型態
褐矮星
白矮星
紅矮星
次矮星
主序星
次巨星
巨星
亮巨星
超巨星
特超巨星
絕對
星等
(MV)

**黑矮星**是假想中的恆星殘骸，是當一顆白矮星的溫度低到不再能發出可以被偵測到的光或熱的狀態。由於一顆白矮星要達到此種狀態所需要的時間遠高過當前已有137億年的宇宙年齡，因此在現今的宇宙中尚不可能有黑矮星的存在，而溫度最低的白矮星將會是宇宙年齡的一個觀測極限。

白矮星是由主序帶上中或低質量的恆星（質量上限在9或10倍太陽質量），在它擁有的溫度能使用的元素都在融合中耗盡或驅散之後的殘骸。一個高密度的電子簡併物質除了緩慢的熱輻射之外，最終將成為一顆黑矮星。如果真有黑矮星存在，它也很難被偵測到，因為依照定義，它們只有很少的輻射。一種理論認為可以利用重力的擾動來檢出。

由於白矮星未來的演化還有物理學上的問題，像是暗物質的性質和質子衰變等的可能性和速率等，我們的理解依然很貧乏；也不知道需要多久的時間白矮星才會冷卻成黑暗無光的狀態, § IIIE, IVA.。巴罗和迪普勒估計需要1015（1000兆）年白矮星才能冷卻到5K；然而，如果大質量弱相互作用粒子存在，可能會因為粒子的這種作用，使白矮星變得更溫暖，而需要大約1025（10秭）年, § IIIE.。如果質子不穩定，白矮星會因為質子衰變而維持住溫度。理論上質子的生命期長達1037（10澗）年，Adams和Laughlin計算質子衰變會使一顆年老的、質量為太陽質的恆星的表面有效溫度升高大約0.06K。雖然很冷，但仍比未來1037（10澗）年後的宇宙背景輻射要高, §IVB.。

黑矮星這個名稱也曾被用在亞恆星天體，是指那些沒有足夠的質量維持氫燃燒的核融合的天体（大約0.08太陽質量以下）。這種天體目前通稱為棕矮星，這是在1970年代提出的名詞。同樣的，黑矮星也不能與黑洞或中子星混為一談。

## 相關條目

* 簡併物質
* 熱寂

## 參考資料
# 致密星[编辑]

**致密星**或**致密天体**是白矮星、中子星、奇特星、黑洞等一类高密度天体的总称，它们与一般恆星的主要区别是不再有核燃料进行聚变反应，热压力不足以与自身的引力保持平衡，因而塌缩成尺度非常小、密度非常大的天体。致密星通常是恒星演化末期的终结形态，恒星演化为何种致密星主要取决于恒星的质量。一般来說，质量在1至6*M*☉的恒星最终演化成白矮星，并伴随有质量损失，其外壳向外抛出，形成行星状星云。质量为3至8*M*☉的恒星將會演化成中子星，更大质量的恒星则坍缩成黑洞。

## 白矮星

愛斯基摩星雲
白矮星密度極高，一顆質量與太陽相當的白矮星體積只有地球一般的大小，微弱的光度則來自過去儲存的熱能。在太陽附近的區域內已知的恆星中大約有6%是白矮星。這種異常微弱的白矮星大約在1910年就被亨利·諾利斯·羅素、愛德華·皮克林和威廉·佛萊明等人注意到。

白矮星被認為是中、低質量恆星演化階段的最終產物，在銀河系內97%的恆星都屬於這一類。中低質量的恆星在渡過主序星階段，結束以氫融合反應之後，將在核心進行氦融合，將氦燃燒成碳和氧的3氦過程，並膨脹成為一顆紅巨星。如果紅巨星沒有足夠的質量產生能夠讓碳燃燒的更高溫度，碳和氧就會在核心堆積起來。在散發出外面數層的氣體成為行星狀星雲之後，留下來的只有核心的部份，這個殘骸最終將成為白矮星。因此，白矮星通常都由碳和氧組成。但也有可能核心的溫度可以達到燃燒碳卻仍不足以燃燒氖的高溫，這時就能形成核心由氧、氖和鎂組成的白矮星。同樣的，有些由氦組成的白矮星是由聯星的質量損失造成的。

白矮星的內部不再有物質進行核融合反應，因此不再有能量產生，也不再由核融合的熱來抵抗重力崩潰；它是由極端高密度的物質產生的電子簡併壓力來支撐。物理學上，對一顆沒有自轉的白矮星，電子簡併壓力能夠支撐的最大質量約為1.4*M*☉，也就是錢德拉塞卡極限。大量碳氧白矮星的質量都接近這個極限的質量，通常經由伴星的質量傳遞，可能經由碳引爆過程爆炸成為一顆Ia超新星。

## 中子星

蟹狀星雲

恆星在核心的氫、氦、碳等元素於核聚变反應中耗盡，最终轉變成鐵元素時便無法从核聚变中获得能量。失去熱輻射壓力支撐的外圍物質受重力牽引會急速向核心墜落，有可能导致外壳的動能轉化為熱能向外爆發產生超新星爆炸，或者根据恒星质量的不同，恒星的内部区域被压缩成白矮星、中子星或黑洞。白矮星被压缩成中子星的過程中恒星遭受劇烈的壓縮使其組成物質中的電子併入質子轉化成中子，直徑大約只有十餘公里，但上面一立方厘米的物質便可重達十億噸，且旋轉速度極快。由於其磁軸和自轉軸並不重合，磁場旋轉時所產生的無線電波等各种辐射可能會以一明一滅的方式傳到地球，有如人眨眼，此時稱作脈衝星。

一顆典型的中子星質量介於1.35到2.1*M*☉，半徑則在10至20公里之間（質量越大半徑收縮得越小），也就是太陽半徑的30,000至70,000分之一。因此，中子星的密度在每立方公分8×1013克至2×1015克間，此密度大約是原子核的密度。緻密恆星的質量低於錢德拉塞卡極限（1.4*M*☉），則可能是白矮星，但质量大於奧本海默-沃爾可夫極限（3.2*M*☉）的恆星会继续發生引力坍縮，並無可避免的產生黑洞。

由於中子星保留原恆星大部分的角動量，但半徑只是原恆星極微小的量，轉動慣量的減少導致轉速迅速的增加，產生非常高的自轉速率，周期從毫秒脈衝星的700分之一秒到30秒都有。中子星的高密度也使它有強大的表面重力，強度是地球的 2×1011 到 3×1012 倍。逃逸速度是將物體由重力場移動至無窮遠的距離所需要的速度，是測量重力的一項指標。一顆中子星的逃逸速度大約在10,000至150,000公里每秒之間。

## 黑洞

大麥哲倫雲面前的黑洞（中心）的模擬視圖。
黑洞是由质量足够大的恒星在核聚变反应的燃料耗盡後，發生引力坍缩而形成。黑洞的質量所产生的引力场令任何物质、辐射或光（电磁波）也無法逃逸。由于类似热力学上完全不反射光线的黑体，故名黑洞。在黑洞的周圍，是一個無法偵測的事件視界，標誌著無法返回的臨界點。

當星體發生超新星爆炸時，中子之間強烈的互斥力無法抵擋自身重力，因此會將中子星擠壓成更高密度狀態，由於沒有其他力量足以抵擋如此強大的壓力，整個恆星會不斷坍縮，最終形成「黑洞」。直至目前為止，質量最小的黑洞大約有3.8*M*☉。

黑洞無法直接觀測，但可以藉由間接方式得知其存在與質量，並且觀測到它對其他事物的影響。藉由物體被吸入之前的因高熱而放出紫外線和X射線的「邊緣訊息」，可以獲取黑洞的存在的訊息。推測出黑洞的存在也可藉由間接觀測恆星或星際雲氣團繞行黑洞軌跡，來取得位置以及質量。

## 奇特星

奇特星是不由元素构成的星体，而是一类成分包括基本粒子夸克或其它假想粒子，在簡併壓力和引力间达到平衡之后形成，並且具有其它的量子特性的緻密星。奇特星主要包括夸克星和奇異星、先子星。

* 恒星演化
# 丹尼斯·奥弗比[编辑]

| 丹尼斯·奥弗比 |
| --- |
| 出生 | 1944年6月2日  （82歲） |
| 母校 | * 麻省理工学院
 |
| 职业 | 新聞工作者  |
| 奖项 | Science Writing Award、Science Writing Award  |

**丹尼斯·奥弗比**（英語：Dennis Overbye，1944年6月2日—）是一位美国科普作家，出生于华盛顿州西雅图，专业领域为物理学和宇宙学，主要作品有《环宇孤心：探索宇宙奥秘的故事》（*Lonely Hearts of the Cosmos: The Scientific Quest for the Secret of the Universe*）、《恋爱中的爱因斯坦：科学罗曼史》（*Einstein in Love: A Scientific Romance*）等。

* Bio on Edge.org（页面存档备份，存于互联网档案馆）
* *New York Times* author index page（页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Interview with Overbye on the Marketing for Scientists blog（页面存档备份，存于互联网档案馆）
# 皇家天文學會月報[编辑]

Monthly Notices of the Royal Astronomical Society| 学科 | 天文學 |
| 语言 | 英語 |
| 主编 | David Flower |
| 出版信息 |
| 出版历史 | 1827年至今 |
| 出版者 | 英國皇家天文學會委由威立－布萊克威爾出版（英國） |
| 發行週期 | 36期/年 |
| 影响因子 | 5.356（2019年） |
| 标准缩写 ISO 4 (alt) · 蓝皮书 (alt1 · alt2) NLM (alt) · MathSciNet (alt ) |
| ISO 4 | *MNRAS* |
| 索引 CODEN · JSTOR (alt) · LCCN (alt) MIAR · NLM (alt) · Scopus |
| CODEN | MNRAA4 |
| ISSN | 0035-8711（印刷） 1365-2966（在线）  |
| OCLC 編號 | 10340650 |
| 链接 |
| * 期刊首页
 |

**皇家天文學會月報**（英語：**Monthly Notices of the Royal Astronomical Society**，**MNRAS**）是世界上最主要的天文學和天文物理學領域同行評審的學術期刊之一。出刊於1827年，發表作為天文等相關領域原創研究的論文或事件通報。另外，該期刊實際上並非每月出刊，所發表的文章也不僅限於英國皇家天文學會的訊息。

## 歷史

皇家天文學會月報第一期在1827年2月9日出刊，當時因為英國皇家天文學會叫做**倫敦天文學會**，期刊名是*Monthly Notices of the Astronomical Society of London*。隨著英國皇家天文學會正式成立，在第二卷發行時改為現名。直到1960年該期刊內容還是皇家天文學會每月消息，之後每月消息轉移至新成立的《皇家天文學會季刊》（Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society, QJRAS，1960年至1996年）。至1965年該期刊都是由英國皇家天文學會自行出刊，之後委託布萊克威爾出版社（Blackwell Scientific Publications，已被約翰威立併購，改名Wiley-Blackwell出版）發行。

今日該期刊並非每月出刊，而是一年發行9卷，共36期。

* 天文期刊
* 天文物理期刊
* 天文與天體物理學報
* 天文學通報

## 參考資料

* Official website （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* MNRAS （页面存档备份，存于互联网档案馆） on Astrophysics Data System
# 大歷史[编辑]

艺术家的描绘了威尔金森微波各向异性探测器卫星收集的数据，以帮助科学家们理解宇宙大爆炸
图 大爆炸 膨胀根据 美国宇航局
**大历史**（英語：Big History）是一个新興學術領域，探索从宇宙大爆炸到現代的歷史。它通過包括科學、人文等多種學科的跨學科方法來檢視長遠的时间框架， 并在更大的背景之下探讨人类存在的意義。 它整合宇宙、地球、生命和人类的研究，使用经验，证据来探索因果关系， 它被講授於大学 和中学 經常使用基于网路的互動式专题來介绍。 此运动涉及澳大利亚麦考瑞大学之历史学家大衛·克里斯欽，他创造了「大的历史」这个词， 并且是由一个「学者的不寻常联盟」所成就。

一个「大历史」的早期例子发现於约翰·肯尼迪在萊斯大學的着名演讲，他將50,000年的人类历史濃縮為半个世纪來講解。 一些历史学家表示对「科学历史」表示怀疑，并认为「大历史」之宣稱沒有独创性。

## 参考资料
# 深時[编辑]

**深時**（Deep time）是個地質時間概念，於18世紀時由蘇格蘭地質學家詹姆斯·赫顿（1726–1797）提出。

深時的概念源於對自然的觀察，並構成對自然進行科學描述的一個基石。早期的田野觀察成果包含原始水平原理、地層疊置和事件的空間尺度。對深時的正確認知有助於確認人類消耗地球資源的限制，並提供辯論框架給在科學和宗教之間有效性領域以及對科學推理的意義持有不同觀點的人們。

罗马天主教神学家托马斯·贝瑞（Thomas Berry）（1914-2009）探讨了“深时”概念的精神含义。贝瑞提出，深刻理解我们进化中的宇宙的历史和运作是我们作为个体和物种有效运作的必要灵感和指导。这一观点极大地影响了深层生态学和生态智慧的发展。深时概念带给人的感受性体验也极大地影响了乔安娜·梅西（Joanna Macy）的作品。

* 大歷史
* 廣義相對論
* 地貌学
* 数量级 (时间)
* 《沒有我們的世界》

## 註腳

## 參考資料

* Palmer, A. R.; Zen, E-an. Critical Issues Committee , 编. The Context of Humanity: Understanding Deep Time. Geological Society of America.  [2020-03-24]. （原始内容存档于2006-03-26）.
* Kubicek, Robert. Ages in Chaos: James Hutton and the Discovery of Deep Time. The Historian. 2008-03-01, **70** (1): 142–143. ISBN 978-0-7653-1238-9.
# 金髮姑娘原則

**金髮姑娘原則**（英語：Goldilocks principle），又稱**金髮女孩效應**，來自英國作家羅伯特·騷塞（Robert Southey）的童話故事《三隻小熊》，講述一位名為Goldilock的金髮女孩進山採蘑菇，不小心闖進了熊屋，趁著熊爸爸、熊媽媽和熊小孩外出還沒有回來，金髮女孩盡享廚房裡各種美饌，然後舒適地躺在熊床上迷迷糊糊地睡著了，還做了一個美夢。被金髮姑娘霸佔的房子中，每隻熊都有自己偏好的床、食物和椅子。金髮姑娘在偷食過三碗粥、偷坐過三把椅子、偷躺過三張床後，金髮姑娘覺得不太冷或不太熱的粥最好、不太大或不太小的床和椅子最舒適。直到有一日，三隻熊回來了，原來此間房子屬三隻熊所有，金髮女郎的幸福生活便一去不復返。

由于童话故事在不同文化中都很流行，所以“恰到好处”的概念很容易理解，很容易应用于广泛的学科，包括发展心理学、生物学、天文学、经济学和工程学等。

## 應用

### 在認知科學和發展心理學

這裡是指——嬰兒處於開始認知世界的過程中，對於過於簡單的學習對象會忽視、對於過於複雜的對象也會忽視、只想竭力去玩弄·搞懂的有點複雜多變又沒有那麼多知識含量的東西 。如果特地把嬰兒放在某種“含有某些特化要素的成長環境中”、就能在以後的人生中塑造出有某種天分的小孩（例如讓小孩聽古典音樂、讓他亂彈鋼琴，但是不強迫教他複雜的音樂知識，這樣會自動把古典音樂的天份輸入腦中），從而把小孩改造成自己喜歡的理想樣子。另外也有對比的運用方法，刻意把一個簡單的事物、一個複雜的事物、和一個適中的事物放在嬰兒眼前，讓嬰兒“假性自由”選擇他喜歡的，但實際上是背後人為讓他做出這樣的選擇。

### 在天文学

這裡是指——適居帶和恒星的周邊才有外星生命的存在。地球殊異假說利用了這個原理的一部分，認為行星離恒星和銀河中心太近或者太遠、都無法達到像人類一樣的生命形態。在過熱或者過冷的場合甚至不會有生命出現 。整合和地球生存條件一樣的行星就叫做金髮姑娘行星。

### 在医学

這裡是指——抑制劑和興奮劑，這兩種性質都具備的藥物。例如：用抗精神病藥的阿立哌唑（Aripiprazole）釋放在腦的中腦邊緣通路（Mesolimbic Pathway），能讓多巴胺D2受容体在急性精神病状態時讓生理活動亢奮；但是使用Mesocortical之類的讓多巴胺活動能力降低的藥物的時候，d2受容体的活動卻也依然亢奮。

### 在經濟學

這裡是指——經濟的高速增長、卻擁有比較低的通貨膨脹率，讓這一段時間維持得越長越好，才能最大化經濟效益。在這種時候，市場可能會採取溫和的金融政策。而金髮姑娘市場是指：在經濟繁榮中，消費的價格和市場自動產生的價格之間，消費的價格應該貼近平均值。這被大量運用在各種企業的行銷模式當中，因為經濟繁榮、所以有大量買家然後賣家自然會比較商品，雖然這個原理單獨存在的話看似和金髮姑娘原則無關，但是如果準有3個種類的商品，客戶就選擇不貴、又不便宜的，即使景氣好公司行號也會想節約成本、但是又不至於買到最差的。

### 在通訊領域

這裡是指——把傳達消息的效果最全面化，但是同時又避免過度擴張和僱傭不必要的人員、購買不必要的設備。過多的通訊和過少的通訊都會引起收聽者的恐慌和效益不佳，導致即使傳達了正確的消息、這些負面情感也會被收聽者吸收，造成不客觀的解讀。

### 在數學領域

這裡是指——三次方程或者運算以上的多項式，但又不是一次運算。例如ƒ(x)=x³這就是符合金髮姑娘原則的算式。英文叫做"shelf area"。以最最嚴密的規定來說，是一次式的傾斜±15°，這樣是最完美比例的金髮姑娘。但是如果是非數學的算式，例如化學、物理，真完美比例會隨著條件的改變而改變。

## 另见

* 中庸之道
# 現代性

**现代性**（英語：modernity）是指現代社會的性質或特徵。

## 發端

### 西方

現代性起源於歐洲，從15世紀後期的文藝復興、活字印刷的發明、啟蒙運動、以及航海大發現開始出現。

西方經濟現代性，發端於資本主義、城市化和工業革命；政治現代性，始見於18世紀後期的美國和法國大革命；在科學和哲學中，先後有笛卡兒的理性主義，現代實驗方法、19世紀末對科學和形而上的批判以及相對論；藝術和建築方面，表現於20世紀初期的現代主義。现代性通常指的是西方中世纪之后，以工业化、世俗化、理性化、民族国家及其体系与监督形式为标志的历史阶段。

### 東亞

西方現代性成為其他地區現代性模式的原型和參照，但並非現代性的唯一模式。日本自明治維新起就走上現代化之路，自20世紀60年代起亞洲「四小龍」（韓國、台灣、香港和新加坡）的快速發展，說明現代性不是西方的專利。東亞現代性仍保留了一些儒家傳統，重視家庭、教育與人際關係、勤勞苦幹、較重視秩序、不太重視個人自由和個性、政治透明度較低。其政治與經濟的具體運作，以至日常與家庭生活方式，與西方現代性略有不同，學者稱之為「第二種現代性」或「東亞現代性」。

## 內涵

### 發展

現代性的發展途徑，在不同的地區不盡相同。

就經濟體系而言，現代性包括了市場經濟和計劃經濟的體系，後來逐漸以兩者不同程度的混合為基本形式。

就政治制度而言，從極右的法西斯主義到極左的共產主義都對現代世界產生重大影響，但「自由主義民主」（Liberal Democracy），加上福利國家，被視為最有活力、最為普遍的政權形式。

就思想文化而言，西方社會的核心價值觀，是以個人主義形式存在的人道主義，以及以功利主義形式存在的理性主義，而形形色色的保守主義和激進思潮也是現代社會不可或缺的成分。

就文學藝術而言，現代性集中表現於現代主義，超越現實主義的文學藝術。

### 社會學層面

社會學家分析，「現代性」包括以下內涵：

1. 工業化：工業化推動傳統社會進入現代社會，工業革命會大幅改變傳統社會結構和生產組織，工業化又是經濟現代化的必要條件。成熟的工業化經濟可視為現代社會。
2. 都市化：都市是現代生活的主要型態，反之，傳統社會以村落為社會生活的單元。都市化把散佈在村落和山區的人口吸引到城市，往往同時促進知識的增長，和工業經濟的發展。
3. 普遍參與：傳統社會是「部落的政治文化」或「臣屬的政治文化」，而現代社會則「參與的政治文化」。知識的普及，以及報紙、雜誌、無線電等大眾媒介的發展，促進了人民的普遍參與。人民在社會中擔當主動的角色，對法律、經濟措施有其意見，部份有意參與政治活動。
4. 世俗化：傳統社會行為受宗教、教條、習俗成規等控制，現代社會則對自然和人事抱「世俗」的態度，以理性為思想的基礎，肯定人能夠通過科學的方法以改造世界，主宰命運。
5. 高度的「結構分殊性」（Structural Differentiation）：傳統社會中，家庭負擔起政治、教育、宗教、經濟的所有功能，現代社會則專業化和精密分工，產生教會、政黨、工會、學校、學術團體等，每一種結構都扮演其特殊角色。

### 內部矛盾

現代化帶給人們彷彿無可置疑的好處：嬰兒死亡率降低、因飢餓而死亡的人數下降、某些致命疾病被消滅、不同背景與收入的人們有了較為公平的競爭機會等等。對某些人來說，現代性雖然尚未完全實現，但這是一種可能性的表示。一般而言，對大部份人來說，以理性科學的態度探究問題並追求經濟富裕，似乎仍是理解何謂「好的社會發展」的合理方式。

但同時，社會學家等也指出現代性的許多陰暗面。除了醫療與農業領域外，科技同時也在軍事領域成長。二戰期間在廣島與長崎投下的原子彈，以及之戰後的核武競賽，被某些學者認為是人類或能或不能掌控科技的危險標誌。

蘇聯大整肅以及納粹大屠殺，被某些學者認為是理性思考以及社會理性組織，涉及對個體產生排外或滅絕行動的象徵。而LGBT人群、罪犯以及精神病患，也被某些學者認為是遭到現代社會不公正地排除的對象。现代性中包含了价值理性与工具理性之间无法忽视的矛盾。

環境問題展現了現代性的陰暗一面。污染或許是其中最沒有爭議的一項議題，不過也有人把日漸降低的生物多樣性與日益嚴重的氣候變遷等等算在內。某些學者還認為，生物科技與基因工程的發展正在創造著未知的危險。

除了這些明顯的事件外，許多批評家指出現代生活在心理與道德的危險。異化、無根的感覺、緊密連繫感與共同價值觀的喪失、享樂主義抬頭等等。這些都伴隨著對前現代社會的重新評估而來，雖然這些批評可能基於對理想化過去的懷舊。

## 相關條目

* 现代化
* 後現代性
* 祛魅
* 壓縮現代性

## 註釋

## 參考書目

* 金耀基：《從傳統到現代》（台北：時報文化出版企業有限公司，1993）。
* 夏光：《東亞現代性與西方現代性》（北京：三聯書店，2005）。

* 高宣揚：〈「現代性」的精神源泉：法國十九世紀文學〉 （页面存档备份，存于互联网档案馆）（2010）
* 金耀基：〈中國現代的文明秩序的建構——論中國的「現代化」與「現代性」〉 （页面存档备份，存于互联网档案馆）（1997）
* 金耀基：〈文化自覺、全球化與中國現代性之構建〉 （页面存档备份，存于互联网档案馆）（2007）
* 劉擎：〈多重現代性的觀念與意義〉 （页面存档备份，存于互联网档案馆）（2009）
# 辛西娅·斯托克斯·布朗

| 辛西娅·斯托克斯·布朗 |
| --- |
| 出生 | 1938年3月20日  麦迪逊维尔  |
| 逝世 | 2017年10月15日  （79歲） |
| 母校 | * 杜克大学
* 约翰斯·霍普金斯大学
* Eastern High School
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| 职业 | 历史学家、教育學家  |
| 雇主 | * 加利福尼亞多明尼克大學
 |
| 奖项 | 美國圖書獎  |

**辛西娅·斯托克斯·布朗**（英語：Cynthia Stokes Brown，1938年—2017年10月15日）是一位美国教育家和历史学家
，大歷史项目的参与者，主要作品有《大历史，小世界：从大爆炸到你》（*Big History, Small World: From the Big Bang to You*）、《大历史：从宇宙大爆炸到今天》（*Big History: From the Big Bang to the Present*）、《大历史：虚无与万物之间》（*Big History: Between Nothing and Everything*，与大衛·克里斯欽、克雷格·本杰明合著）等。

* *Big History: From the Big Bang to the Present （页面存档备份，存于互联网档案馆）*. New York: New Press, 2007.
* Cynthia Stokes Brown." Contemporary Authors Online. Detroit: Gale, 2008. Gale Biography In Context. Web. June 6, 2011.
* Dominican University Personal page
# 大衛·克里斯欽

**大衛‧吉爾伯‧克里斯欽**（英語：David Gilbert Christian，1946年6月30日—）是俄羅斯歷史的歷史學家和學者，他以教導和推動新歷史的大歷史而著稱。

## 生平

克里斯欽於1989年開始教授第一門課程，該課程使用多學科方法在科學，社會科學和人文學科的不同專業學者的幫助下，研究了從宇宙大爆炸到現在的歷史。該課程根據宇宙，地質和生物學歷史描述了人類歷史。他被稱為創造「大歷史」一詞，並擔任國際大歷史協會主席。克里斯欽最暢銷的教學公司課程名為“大歷史”引起了慈善家比爾·蓋茨的注意，他親自資助克里斯蒂安為製定一項計劃，為全世界的高中生提供課程。

## 著作

* 《Maps of Time：An Introduction to Big History》。中譯本：《Big History大歷史：跨越130億年時空，打破知識藩籬的時間旅圖》，拾已安、王若馨 譯，聯經出版（2018）ISBN 9789570851625。

## 參考資料
# 埃里克·蔡森[编辑]

| 埃里克·蔡森 |
| --- |
| 出生 | 1946年10月26日  （79歲） 洛厄尔  |
| 母校 | * 哈佛大学
* 哈佛大学
* 马萨诸塞大学洛厄尔分校
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| 职业 | 天体物理学家、天文学家、大學教師  |
| 雇主 | * 史密松天体物理台
* 哈佛-史密松天体物理中心
* 哈佛大学
* 哈佛大学
* 哈佛大学天文台
* 哈弗福德學院
* 塔夫茨大學
* 太空望遠鏡科學研究所
* 林肯實驗室
* 约翰斯·霍普金斯大学
* 维斯理学院
* 聖母大學
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| 奖项 | Walter P. Kistler Book Award、Alfred P. Sloan Fellow、Bok Prize Lecture、美国科学促进会会士  |

**埃里克·J·蔡森**（英語：Eric J. Chaisson，1946年10月26日—）是一位美国天体物理学家，出生于马萨诸塞州洛厄尔，哈佛大学教授，哈佛-史密松天体物理中心成员，美國科學促進會会员，主要作品有《宇宙的演化》（*Cosmic Evolution: The Rise of Complexity in Nature*）、《天文学与生活》（*Astronomy: A Beginner’s Guide to the Universe*，与史蒂夫·L·W·麦克米兰合著）、《今日天文》（*Astronomy Today*，与史蒂夫·L·W·麦克米兰合著）等。

## 参考资料

* Eric Chaisson's curriculum vitae （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Eric Chaisson's web site （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Cosmic evolution web site （页面存档备份，存于互联网档案馆） (containing text, images, animations, movies, and hyperlinked references of interest to both non-scientists {Introductory Track} and professional scientists {Advanced Track}).
* A 60-minute video interview with PBS-Science for the Public 2014: WGBH Forum （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Representative samples of recent research articles: Current Research （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Syllabus of annual course at Harvard: Current Teaching （页面存档备份，存于互联网档案馆）