Binary star

A binary star is a star system consisting of two stars orbiting around their common center of mass. The brighter star is called the primary and the other is its companion star, comes,[1] or secondary. Research between the early 1800s and today suggests that many stars are part of either binary star systems or star systems with more than two stars, called multiple star systems. The term double star may be used synonymously with binary star, but more generally, a double star may be either a binary star or an optical double star which consists of two stars with no physical connection but which appear close together in the sky as seen from the Earth. A double star may be determined to be optical if its components have sufficiently different proper motions or radial velocities, or if parallax measurements reveal its two components to be at sufficiently different distances from the Earth. Most known double stars have not yet been determined to be either bound binary star systems or optical doubles.
Binary star systems are very important in astrophysics because calculations of their orbits allow the masses of their component stars to be directly determined, which in turn allows other stellar parameters, such as radius and density, to be indirectly estimated. This also determines an empirical mass-luminosity relationship (MLR) from which the masses of single stars can be estimated.
Binary stars are often detected optically, in which case they are called visual binaries. Many visual binaries have long orbital periods of several centuries or millennia and therefore have orbits which are uncertain or poorly known. They may also be detected by indirect techniques, such as spectroscopy (spectroscopic binaries) or astrometry (astrometric binaries). If a binary star happens to orbit in a plane along our line of sight, its components will mutually eclipse and transit each other; these pairs are called eclipsing binaries, or, as they are detected by their changes in brightness during eclipses and transits, photometric binaries.
If components in binary star systems are close enough they can gravitationally distort their mutual outer stellar atmospheres. In some cases, these close binary systems can exchange mass, which may bring their evolution to stages that single stars cannot attain. Examples of binaries are Algol (an eclipsing binary), Sirius, and Cygnus X-1 (of which one member is probably a black hole). Binary stars are also common as the nuclei of many planetary nebulae, and are the progenitors of both novae and type Ia supernovae.

伴星(companion star)

聚星系統(multiple star system)

光學雙星(Optical double star)

radial
KK [ˋredɪəl], DJ [ˋreidiəl]
光線的;半徑的

radius
KK [ˋredɪəs], DJ [ˋreidiəs]
半徑

velocity
KK [vəˋlɑsətɪ], DJ [viˋlɔsiti]
速度; 速率

恆星並不是不動的,在銀河系中的所有天體都繞著銀河中心運轉,恆星也不例外,天文學家把恆星在天球上的移動稱為「自行」(proper motion)。恆星的自行量很小,絕大多數恆星經過數千年的移動量也還不到1度,因此恆星間的相對位置不會有明顯的變化,通常要經過幾萬年才會造成明顯的差異。

天空中所有的恆星,包括我們的太陽,都循著一定的軌道繞行銀河中心。在短短幾年中也許看不出來,但從數百年來星座形狀的變化來看便相當清楚了。如果我們每兩天拍攝固定區域的星空,連續十年,甚至更長,將會發現某些恆星其實不斷地緩慢移動著,這種運動稱為固有運動 (proper motion),以每年移動多少秒角作為度量。

星體的運動可分為固有運動(proper motion)——主要是由於星系自轉的緣故;和徑向(radial)運動——主要是由於不規則的運動;以及雙星的軌道運動。

只有在本銀河系內的星球才夠近得能量出自行(proper motion),才能量出星球繞行核心的速度,即使是離我們最近的麥哲倫星系也需要花二萬年的觀測時間才能量出每秒二百公里的軌道速度。

恆星在星空中的移動,因為它距離我們都很遙遠, 我們無法實際量測到它的運行速度, 若我們將觀測到它的運動分成與我們觀測連線方向的「徑向」運動和與徑向垂直的「橫向」運動, 則我們仍可以利用「 都卜勒效應 」 知道它在我們觀測的徑向運動速率, 但它的橫向運動,我們僅能從星空中觀測角度的改變來推斷它在橫向的速率。 所謂的恆星「自行 (proper motion)」,就是恆星在天球上的橫向運動位移 (角度) 量。

自行 (proper motion) 一顆恆星在周年內角度位置的改變。我們在地球上觀測的恆星具有不同程度的自行 – 為找尋鄰近的恆星提供了寶貴的線索。如果一顆恆星的自行很小,那麼它可能離我們非常遠,亦可能它的運動方向幾乎與我們的視線方向相同。如果一顆恆星的自行很大,那麼它一定離我們很近。 

天體在太空的運動可以分成兩個分量,一個投影在天球上的自行運動(proper motion),另一個為垂直的徑向運動(radial velocity)。

parallax
KK [ˋpærə͵læks], DJ [ˋpærə͵læks]
【天】【攝】視差

光學雙星(optical doubles)
重星(double star)

parameter
KK [pəˋræmətɚ], DJ [pəˋræmitə]
【數】【物】參數

質量與光度之關係(mass-luminosity relation)
主序星的光度或發光能力,約與其質量的3.5次方成正比。
mass-luminosity relation 質光關係: 指愈大質量的恆星,發光能力也愈高的傾向。
質量與光度關係(mass-luminosity relation; 質光關係)
質量-光度關係(mass-luminosity relation) 質量越大,萬有引力越強,核心的密度和溫度越高,核反應越快,產生能量越多,因此光度越高。

目視雙星(Visual binaries)
視雙星(visual binary stars):用望遠鏡可以看到互繞的兩顆星。

軌道週期 orbital period
公轉週期 Orbital period
雙星的軌道週期(Orbital Period of Binaries)

millennia
KK [mɪˋlɛnɪə], DJ [miˋleniə]
(millennium的複數)

millennium
KK [mɪˋlɛnɪəm], DJ [miˋleniəm]
1. 千年期

spectroscopy
KK [spɛkˋtrɑskəpɪ], DJ [spekˋtrɔskəpi]
【物】光譜學

分光雙星(spectroscopic binaries)
分光雙星(spectroscopic binary stars)
如果這個雙星系統彼此很靠近,或距離地球太遠,也就所相對的視角大小,以致於無法從望遠鏡分辨出來。此時,通過光譜的觀測,我們可以了解,這個雙星系統的運動情形。主要是雙星系統的互繞,會對地球有不同的相對徑速度,也就造成譜線上會有光譜紅移或藍移的現象交替出現,如此即可從光譜上量出雙星相對於地球的徑向運動情形。徑向速度曲線(radial velocity curve)再此一曲線可推論雙星周期,運動軌跡與雙星質量。

光譜雙星(Spectrum binaries):我們分析某一顆恆星的光譜,但發現與常理不合,但可以用兩顆恆星的光譜疊合來解釋。

spectroscopic binaries 光譜雙星
兩顆星互繞質量中心,無法直接看出兩顆星,但是光譜顯示兩顆星

另外天文學家會透過星星的光譜分析尋找雙星。如果兩顆星星相互環繞,星星就會有一段時間是向著我們移動,另一段時間則是遠離我們移動,這時都卜勒效應會讓光譜時有紅位移,時有藍位移,這種利用紅移、藍移的交互變換所找到的雙星稱做分光雙星(spectroscopic binaies),如果看到兩顆星星的光譜線,稱做雙線分光雙星,如果只看到1顆星星的光譜線,則稱做單線分光雙星。

spectroscope
KK [ˋspɛktrə͵skop], DJ [ˋspektrəskəup]
【物】分光鏡[C]

spectroscopic
KK [͵spɛktrəˋskɑpɪk], DJ [͵spektrəˋskɔpik]
1. 分光鏡的

spectro-【物】表示”光譜的”, “分光儀”

astrometry
KK [æsˋtrɑmɪtrɪ], DJ [æsˋtrɔmitri]
天體測定

天文雙星(Astrometric binaries):由望遠鏡觀測到天空中的一顆恆星,但計算他的軌道卻十分奇怪,因此堆斷該恆星附近應該還有一顆伴星(可能是黑洞或白矮星)在那才會造成如此的軌道。

astrometric binaries - 觀測只見一星;由星球的自行運動軌跡(繞質心、非直線)推知與另一星互繞;為尋找未知行星系統的方法之一 e.g. 天狼星 (Sirius) 的伴星為一白矮星

如果雙星太過靠近,或者其中1顆非常暗,望遠鏡很難分辨出兩顆星的時候,就得靠其他方式尋找雙星。例如發現星星移動的軌跡像是喝了酒的醉漢,一路搖來晃去的,這就有可能是一個雙星系統,天狼星A就是典型的例子,這樣的雙星稱做天文測量雙星(astrometric binaries)。

另外也一種我們只看到一顆星,但種星的運動軌道是波浪狀的。這種現象我們認為是這顆星與它旁邊的暗星互繞所造成的。這樣的雙星系稱為天文測量雙星(Astrometric Binary)。例如在未製造大型望遠鏡之前,1844 年德國天文學家FW Bessel ,已從天狼星的運動軌道發現天狼星是天文雙星,但是在1962年美國望遠鏡製造商AClarlc從較大型的望遠鏡才看到另一顆伴星,之後天狼星才被歸類成目視雙星。

食雙星(eclipsing binaries)當雙星系統的軌道面的法向量與我們視線方向垂直的時候,我們會觀測到蝕現象,因此可由光度的變化來推斷雙星系統的週期。

食雙星(eclipse binaries)。雙星是會相互繞著質量中心旋轉,如果角度正好對向著我們,其中1顆星星會繞在前頭,擋到後頭的星光,此時整個雙星的亮度會變暗,當離開之後,亮度又會恢復,這種情況很類似日食,只不過是星星食星星。如果其中1顆是比較亮的星星,另1顆是比較暗的星星,當亮星擋到暗星,則整體的亮度減少,當亮星繞到暗星的後頭,也就是暗星擋到亮星,則整體的亮度減少更多,變得更暗。

食雙星(eclipsing binaries):恆星的亮度呈現週期性的變化。

以光度計來觀測食雙星(eclipsing binaries),可看到光變曲線,從光變曲線的分析,我們也可推論雙星的週期、運動情形,質量與星球半徑。

eclipsing binaries 食雙星:兩顆星互繞質量中心,無法直接看出兩顆星,但是恆星互食(遮住),光變曲線顯示雙星

photometric
KK [͵fotəˋmɛtrɪk], DJ [͵fəutəˋmetrik]
【物】光度計的; 測定光度的

photometric binary,光度雙星(即食雙星)

密近雙星系統(close binary system)

星球大氣與結構. Stellar Atmosphere and Structure

單星(single star)

Algol [ˈælgɔl] DJ [ˈælˌgɑl] KK
noun
【天】大陵變星

Cygnus [ˈsignəs] DJ [ˈsɪgnəs] KK
noun
天鵝座

nebulae
KK [ˋnɛbjʊli], DJ [ˋnebjuli:]
(nebula的複數)

行星狀星雲(Planetary Nebulae)

progenitor
KK [proˋdʒɛnətɚ], DJ [prəuˋdʒenitə]
1. (人、動植物的)祖先

nova
KK [ˋnovə], DJ [ˋnəuvə]
【天】新星

Supermassive black hole

A supermassive black hole is the largest type of black hole in a galaxy, on the order of hundreds of thousands to billions of solar masses. Most, and possibly all galaxies, including the Milky Way,[2] are believed to contain supermassive black holes at their centers.[3][4]
Supermassive black holes have properties which distinguish them from lower-mass classifications:
The average density of a supermassive black hole (defined as the mass of the black hole divided by the volume within its Schwarzschild radius) can be very low, and may actually be lower than the density of air. This is because the Schwarzschild radius is directly proportional to mass, while density is inversely proportional to the volume. Since the volume of a spherical object (such as the event horizon of a non-rotating black hole) is directly proportional to the cube of the radius, and mass merely increases linearly, the volume increases by a much greater factor than the mass as a black hole grows. Thus, average density decreases for increasingly larger radii of black holes (due to volume increasing much faster than mass).
The tidal forces in the vicinity of the event horizon are significantly weaker. Since the central singularity is so far away from the horizon, a hypothetical astronaut traveling towards the black hole center would not experience significant tidal force until very deep into the black hole.

radius
KK [ˋredɪəs], DJ [ˋreidiəs]
1. 半徑; 半徑距離; 半徑範圍[C]

史瓦西半徑(Schwarzschild radius)是任何具有質量的物質都存在的一個臨界半徑特徵值。在物理學和天文學中,尤其在萬有引力理論、廣義相對論中,它是一個非常重要的概念。1916年卡爾·史瓦西首次發現了史瓦西半徑的存在,這個半徑是一個球狀對稱、不自轉又不帶電荷的物體的重力場的精確解。

如果把太陽壓縮,直到能放入一個半徑為3公里的球體內(其密度大於10 16 g/cm3)時,這個3 公里的球面稱為事件界面(event horizon),如果在這界面上發射一束光,它只會掉入事件界面之內,而無法逃離事件界面。對所有物質也是一樣,此一界面是一個單向膜,只准進不准出。因此,在此事件界面之內的區域,我們稱為黑洞。而對於一個質量為M的黑洞,其事件界面(也就是黑洞半徑) 為2GM/c2,又稱史瓦茲半徑(Schwarzschild radius)。黑洞中心有一奇點(singularity),在這一點上的潮汐的力是無窮大, 任何物質都將被扯碎掉,無法維持任何形體。

最初的質量大於30 個太陽質量,此時引力會戰勝簡併中子壓,而將恆星的殘
餘物,擠壓成上述的黑洞!!
理論上只要有一個足夠大的力,任何物體也可被壓成黑洞,例如太陽,只
要一直把它壓壓壓,當它半徑只得3km 時,它的逃逸速度將被光大,對於一個
外圍觀測者來說,它是黑的,這個關鍵的半徑由天文學家史瓦西斯(Karl
Schwarzchild)發現,而這個半徑就稱史瓦西半徑(Schwarzschild Radius),2 個
太陽質量,史瓦西半徑是6km,3 個太陽質量,史瓦西半徑是9km,如此類推.

若是重力場足夠大,強到連光都無法逃脫,那麼從外面的觀察者來看,這個星體是完全看不到的,也就是一個黑洞。對於給定的質量,沒有光可以從半徑為(前提是星體的大小要比這個半徑來的小)……以內的地方逃脫,這就是黑洞的史瓦西半徑(Schwarzschild radius)。

隨著恆星的體積減少,它表面的重力也愈來愈強,要從它的表面逃離的逃脫速度也愈來愈高。當它縮小到粒子逃離速度和光速相同時,連光都無法從表面逃出,它就和外面完全失去聯繫,這種新天體的半徑就稱為史瓦茲半徑(Schwarzschild radius),由這個半徑所畫出的球面是事件界面(event horizon)。對所有物質而言,事件界面很像是一個單向膜,只准進不准出,因此,在事件界面之內的區域,就稱為黑洞

spherical
KK [ˋsfɛrək!], DJ [ˋsferikəl]
球的;球面的;天體的

linearly
KK [ˋlɪnɪɚlɪ], DJ [ˋliniəli]
成直線地; 在線上地

radii
KK [ˋredɪ͵aɪ], DJ [ˋreidiai]
(radius的複數)

引潮力(Tidal Force)

The Schwarzschild radius (sometimes historically referred to as the gravitational radius) is a characteristic radius associated with every quantity of mass. It is the radius of a sphere in space, that if containing a correspondingly sufficient amount of mass (and therefore, reaches a certain density), the force of gravity from the contained mass would be so great that no known force or degeneracy pressure could stop the mass from continuing to collapse in volume into a point of infinite density: a gravitational singularity (colloquially referred to as a black hole). The term is used in physics and astronomy, especially in the theory of gravitation, and general relativity.

重力半徑(Gravitational radius )

degeneracy
KK [dɪˋdʒɛnərəsɪ], DJ [diˋdʒenərəsi]
1. 退步; 退化

中子簡併壓力(Neutron Degeneracy Pressure)
電子簡併壓力(Electron Degeneracy Pressure)

中子簡併壓力 (Neutron Degeneracy Pressure) 根據量子力學,中子在過度壓迫之下便會產生強大的壓力反抗 (好像波子被擠壓在一起)。如果恆星演化晚期時核心的質量比昌德拉華特極限大 (即> 1.4 太陽質量),重力勝過電子簡併壓力,恆星的核心不斷收縮,密度不斷增加,當密度達至約 10(12次方) g/cc,電子被壓進原子核內。原子核內電子與質子結合為中子,形成中子物質。密度達至約10(12次方) g/cc 之後,中子簡併壓力產生的反收縮作用急劇上升,塌縮下墜的物質突然衝擊堅硬的核心時發生反衝 (rebound),產生向外傳播的激振波 (shock wave),造成超新星爆炸。如果核心的質量 < 2-3 太陽質量,中子簡併壓力便會抗衡核心進一步收縮,形成一顆穩定、非常細小但密度極高的中子星。

昌德拉華特極限 (Chandrasekhar Limit) 印度 (現在巴基斯坦) 天文學家昌德拉華特 (Chandrasekhar, Subrahmanyan)(1910-1995) 計算出電子簡併壓力能夠承受的白矮星最大質量為 1.4 太陽質量,超過這個極限後,簡併壓力再不能對抗重力,換言之,恆星將會進一步收縮。

電子簡併壓力 (Electron Degeneracy Pressure) 當密度達到相當高時,電子被擠壓在一起,根據量子力學,電子在過度壓迫之下便會產生強大向外的壓力反抗。

對於像太陽這樣的小型恆星而言,恆星會開始冷卻、收縮,直到電子簡併壓力(electron degeneracy pressure,在高密度下,由於兩個電子無法佔據同一個能階所產生的向外壓力)足以抵抗恆星內部進一步的收縮為止。以這種方式終結的恆星,我們稱為 「白矮星」(white dwarf)。但如果星體的質量較大,重力能夠克服電子簡併壓力,恆星內部就會繼續收縮。當質量密度越來越高,電子和質子便會重新結合成中子。在某種程度 上,這個高密度的星體內部會經歷超新星形成的過程,將星體外部噴射出去。剩下的核心部份會繼續收縮,直到中子簡併壓力足以抵抗星體進一步的向內坍塌。以這 種方式終結的稱為「中子星」(neutron star),其質量大約為太陽的1.4倍,而半徑只有10公里,因此一湯匙份量的中子星有10億公噸重呢!至於質量更大的恆星,它還能繼續克服中子簡併壓 力,最後因為沒有其他壓力的抗衡,而形成黑洞。

重力奇點(gravitational singularity)
根據史瓦茲解,如果一個重力天體的半徑小於一個特定值,天體將會發生坍塌,這個半徑就叫做史瓦茲旭爾德半徑。在這個半徑以下的天體,其中的時空嚴重彎曲,從而使其發射的所有射線,無論是來自什麼方向的,都將被吸引入這個天體的中心。因為相對論指出在任何慣性座標中,物質的速率都不可能超越真空中的光速,在史瓦茲半徑以下的天體的任何物質,包括重力天體的組成物質——都將塌陷於中心部分。一個有理論上無限密度組成的點組成重力奇點(gravitational singularity)。由於在史瓦茲半徑內連光線都不能逃出黑洞,所以一個典型的黑洞確實是絕對「黑」的。

廣義相對論 (General Relativity)

重力理論(gravitation theory)

Einstein’s theory has important astrophysical implications. It points towards the existence of black holes—regions of space in which space and time are distorted in such a way that nothing, not even light, can escape—as an end-state for massive stars. There is evidence that such stellar black holes as well as more massive varieties of black hole are responsible for the intense radiation emitted by certain types of astronomical objects such as active galactic nuclei or microquasars. The bending of light by gravity can lead to the phenomenon of gravitational lensing, where multiple images of the same distant astronomical object are visible in the sky. General relativity also predicts the existence of gravitational waves, which have since been measured indirectly; a direct measurement is the aim of projects such as LIGO. In addition, general relativity is the basis of current cosmological models of a consistently expanding universe.

恆星型黑洞(stellar black hole,質量約數倍到數十倍太陽質量)
超重黑洞(supermassive black hole,質量約數百萬倍到數十億倍太陽質量)

intense radiation 高強度輻射

天體(Astronomical object)

活躍星系核(Active Galactic Nuclei, AGNs)

quasar
KK [ˋkwesɑr], DJ [ˋkweisɑ:]
【天】類星體

似星體(quasar)
微類星體(microquasar)
微類星體是一種奇特的雙星系統,它們位在我們的銀河系之內,會發射出高能量的輻射,並噴出運動速度接近光速的粒子噴流。這種活躍的微類星體系統,可能是由超新星爆炸產生的極緻密天體;中子星或黑洞,和一顆仍然繞著它運行的普通恆星所組成。

重力透鏡(gravitational lensing)
宇宙中處處可見重力透鏡現象,極為普遍,這種現象的成因是,大質量恆星或星系,將經過其周圍的光束彎曲偏折。如果這個大質量物體所在的位置是在地球和遙遠星系的中間,從遠方背景處而來、經過該星系周圍而被彎曲的光束,就會變得較明亮、較易於觀測,同時,也變形得比較厲害。倘若它們排列的位置非常完美,發出光束的遠方星體的形象,還會被放大。

A quasi-stellar radio source (“quasar”) is a very energetic and distant galaxy with an active galactic nucleus. They are the most luminous objects in the universe. Quasars were first identified as being high redshift sources of electromagnetic energy, including radio waves and visible light, that were point-like, similar to stars, rather than extended sources similar to galaxies.
While there was initially some controversy over the nature of these objects—as recently as the early 1980s, there was no clear consensus as to their nature—there is now a scientific consensus that a quasar is a compact region in the center of a massive galaxy surrounding the central super massive black hole. Its size is 10–10,000 times the Schwarzschild radius of the black hole. The quasar is powered by an accretion disc around the black hole.

所謂「類星體」(quasar),它是星系中心超大質量的黑洞,星系一小部分質量在行將遭黑洞完全吞食前,所放出短暫強光,且亮度極強的一種現象。

美國麻州劍橋 Harvard-Smithsonian 天體物理學中心的 Rudolph Schild,
領導一個團隊觀察位於地球九十億光年遠的類星體(quasar)。一個類星體
是一種非常明亮、緊密的天體,它的輻射通常被認為是由一個巨大的黑洞吞
噬周遭的物質而產生。

類星體是遙遠星系核心超大質量黑洞(uper-massive black holes)周圍極端因發出非常巨大能量而異常明亮的區域。

類星體是類恆星物體(quasi-stellar objects)的縮寫,長久以來困惑著天文學家。在一個比我們太陽系還小的範圍內,典型的類星體放射出如此大量的熱與能量 – 有些以物質的形式,接近光速噴射出來 – 亮度超過整個星系。且不像被稱做超新星(supernova)的巨大恆星死亡時爆炸發出的超亮但短暫的光,類星體光輝萬古恆在。

由於在光學望遠鏡中觀察,類星體與普通的恆星看上去似乎沒有區別,因此得名類星體(Quasi Stellar Object,或者quasar)。

類星電波源 quasi-stellar radio source

quasi
KK [ˋkwesaɪ], DJ [ˋkweisai]
類似的; 外表的; 半的; 準的

活躍星系核(Active Galactic Nucleus)

電磁能量(electromagnetic energy,EM)

無線電波(radio waves)

accretion
KK [æˋkriʃən], DJ [æˋkri:ʃən]
1. 增加物

吸積盤(accretion disc 或 accretion disk)是一種由彌散物質組成的、圍繞中心體轉動的結構(常見於繞恆星運動的盤狀結構)。比較典型的中心體有年輕的恆星,源恆星(protostar),白矮星,中子星以及黑洞。

Galaxy

A galaxy is a massive, gravitationally bound system that consists of stars and stellar remnants, an interstellar medium of gas and dust, and an important but poorly understood component tentatively dubbed dark matter.[1][2] The name is from the Greek root galaxias [γαλαξίας], meaning “milky,” a reference to the Milky Way galaxy. Typical galaxies range from dwarfs with as few as ten million[3] (107) stars up to giants with a hundred trillion[4] (1014) stars, all orbiting the galaxy’s center of mass. Galaxies may contain many multiple star systems, star clusters, and various interstellar clouds. The Sun is one of the stars in the Milky Way galaxy; the Solar System includes the Earth and all the other objects that orbit the Sun.
Historically, galaxies have been categorized according to their apparent shape (usually referred to as their visual morphology). A common form is the elliptical galaxy,[5] which has an ellipse-shaped light profile. Spiral galaxies are disk-shaped assemblages with dusty, curving arms. Galaxies with irregular or unusual shapes are known as irregular galaxies, and typically result from disruption by the gravitational pull of neighboring galaxies. Such interactions between nearby galaxies, which may ultimately result in galaxies merging, may induce episodes of significantly increased star formation, producing what is called a starburst galaxy. Small galaxies that lack a coherent structure could also be referred to as irregular galaxies.[6]
There are probably more than 170 billion (1.7 × 1011) galaxies in the observable universe.[7][8] Most galaxies are 1,000 to 100,000[9] parsecs in diameter and are usually separated by distances on the order of millions of parsecs (or megaparsecs).[10] Intergalactic space (the space between galaxies) is filled with a tenuous gas of an average density less than one atom per cubic meter. The majority of galaxies are organized into a hierarchy of associations called clusters, which, in turn, can form larger groups called superclusters. These larger structures are generally arranged into sheets and filaments, which surround immense voids in the universe.[11]
Although it is not yet well understood, dark matter appears to account for around 90% of the mass of most galaxies. Observational data suggests that supermassive black holes may exist at the center of many, if not all, galaxies. They are proposed to be the primary cause of active galactic nuclei found at the core of some galaxies. The Milky Way galaxy appears to harbor at least one such object within its nucleus.[12]

重力相繫(gravitationally bound)

Stellar Remnants 恆星的殘骸

remnant
KK [ˋrɛmnənt], DJ [ˋremnənt]
1. 殘餘, 剩餘; 遺跡, 遺風

dub
授予…稱號; 把…叫做; 給…取綽號
They dubbed him a traitor. 他們叫他賣國賊。

從一個螺旋星系的動力行為來看,星系內有90%以上的物質是看不見的,並不存在於恆星內。更重要的,光靠這些會發光的物質是沒辦法形成宇宙大尺度結構,除非宇宙所含的物質遠大於發光物質(恆星),天文學家稱這些不發光的物質為黑暗物質(dark matter)。

在宇宙學中,暗物質(又稱暗質),是指無法通過電磁波的觀測進行研究,換言之,不與電磁力產生作用的物質。人們目前只能通過重力產生的效應得知,或說發現,宇宙中有大量暗物質的存在。

現代天文學通過重力透鏡、宇宙中大尺度結構的形成、微波背景輻射等研究表明:我們目前所認知的部分,即重子(加上電子),大約只佔宇宙的4%,而暗物質則佔了宇宙的23%,還有73%是一種導致宇宙加速膨脹的暗能量。暗物質的存在可以解決大霹靂理論中的不自洽性,對結構形成也非常地關鍵。暗物質很有可能是一種(或幾種)粒子物理標準模型以外的新粒子所構成。對暗物質(和暗能量)的研究是現代宇宙學和粒子物理的重要課題。

在過去十年,科學家不斷找尋宇宙(Universe)內的黑暗物質(dark matter),從觀察星系(galaxies)的移動,科學家相信,宇宙內四分之一的質量(mass),是由我們熟悉的星球(stars)組成,而科學家只可以觀察這些星球的四分之一,因為它們發出輻射(radiation),剩下來的四分之三失蹤了物質,是非常黑暗,不能讓科學家看到,科學家稱這些物質為黑暗物質。

科學家判斷,這些黑暗物質可能是由很弱的、互相影響的亞原子粒子(weakly interacting, massive sub-atomic particles 或簡稱WIMPs)組成,也可能是由巨大壓縮的物體(massive compact objects或簡稱 MACHOs)組成,這些物體可能是死去的星球,如中子星(neutron stars)、矮小星(dwarf stars)和黑洞(black holes)等。

矮行星 (Dwarf planets)
紅巨星(red giant)
白矮星(white dwarf)

Dwarf galaxy
矮星系是由數十億顆恆星組成,一種比較小的星系,比我們銀河系有二千至四千億顆恆星少了許多。大麥哲倫星系,大約有300億顆恆星,當在討論在銀河系周圍的星系時,有時也會被歸類為矮星系。

質心(Center of mass)

雙星或多星系統(Binary and Multiple Star Systems)
天上的星星因物理關係而彼此聚集在一起自成一個系統,我們稱之為聚星或多重星(multiple star),兩顆組成的叫雙星(binary star),三顆或四顆在一起的叫三合星(triple star)或四合星(quadruplestar),由十顆以上的恆星,各成員間因引力束縛而聚在一起的恆星群,我們稱之為星團(star cluster)

Interstellar cloud
科學家認為,我們的太陽和九大行星,幾乎在同一時期從星際雲中誕生。星際雲由飄浮在銀河系的氣體和微塵組成,氣體有92%是氫,7.8%是氦,微塵的主要成分是矽酸鹽。星際雲的密度並不均勻,有扭曲存在。

宇宙中星羅棋佈著由氣體及塵埃等細小粒子所組成的星際雲,假若這些星際物質可以看得到,我們便稱之為星雲

星際雲可以極度龐大和擁有極大質量,直徑可達一千光年,質量相等於十個至一千個太陽質量(以太陽的質量為比較標準,是天文學家常用的恆星質量單位)不等。如上一章所述,這些星際雲密度很低,成分主要是氫。

在不受干擾的情況下,這些星際雲可以千載不變。但是,在宇宙中又有誰可獨善其身?這些干擾可以來自星系碰撞、處身星系所產生的密度波、超新星爆發的激波,甚或在附近誕生的恆星。

恆星系統 star system

apparent shape 外觀形狀

morphology
KK [mɔrˋfɑlədʒɪ], DJ [mɔ:ˋfɔlədʒi]
【生】【語】形態學

elliptic
KK [ɪˋlɪptɪk], DJ [iˋliptik]
1. 橢圓的

ellipse
KK [ɪˋlɪps], DJ [iˋlips]
橢圓

橢圓星系(Elliptical galaxy)
此類星系有個恆星密集的核心,外圍有許多球狀星團,其形狀是各種扁度的橢圓形。橢圓星系(Elliptical Galaxies)是幾乎不帶星際氣體且多是年老星球組成的圓形外觀的星系,而它的質量大多大於我們銀河系,包括比銀河系大10倍的巨型星系。

assemblage
KK [əˋsɛmblɪdʒ], DJ [əˋsemblidʒ]
1. 集合在一起的人(或物)[C][G]

disruption
KK [dɪsˋrʌpʃən], DJ [disˋrʌpʃən]
分裂; 崩潰; 瓦解

引力(gravitational pull)
重力(gravity)

星爆星系(starburst galaxy)
星爆星系是在比較星系的恆星形成速率時,其形成速率比大多數的星系都要高出許多的一種星系。通常在兩個星系過度靠近或發生碰撞之際,會有爆發性的恆星形成。在這種星系中,恆星形成的速率是很驚人的,如果要持續這種速率,要供應恆星形成所儲存的氣體,在遠短於星系的動力生命期內就會耗盡。基於這個原因,星爆過程被假設為短暫時期的現象,最出名的星爆星系是M82、NGC 4038/NGC 4039和IC 10。

一致性的結構(coherent structure)

「可見宇宙」(observable universe)
可觀測宇宙(Observable Universe)

parsec
KK [ˋpɑr͵sɛk], DJ [ˋpɑ:sek]
【天】秒差距(天文距離單位之一)

megaparsec (Mpc) 百萬秒差距: 天文學上距離的單位,大約等於三百二十六萬光年。

intergalactic
KK [͵ɪntɚgəˋlæktɪk], DJ [͵intəgəˋlæktik]
星系間的

KK [gəˋlæktɪk], DJ [gəˋlæktik]
【天】銀河的

(星系際空間,Intergalactic Space)

tenuous
KK [ˋtɛnjʊəs], DJ [ˋtenjuəs]
稀薄的

hierarchy
KK [ˋhaɪə͵rɑrkɪ], DJ [ˋhaiərɑ:ki]
1. 等級制度

星系團(Galaxy groups and clusters)是由星系組成的自引力束縛體系,通常尺度在數百萬秒差距,包含了數百到數千個星系。包含了少量星系的星系團叫做星系群。銀河系所在的星系群叫做本星系群,成員星系大約為40個。距離本星系群較近的一個星系團是室女座星系團,包含了超過2500個星系。

超星系團(superclusters)

filament
KK [ˋfɪləmənt], DJ [ˋfiləmənt]
1. 細絲, 細線

在天文學裡, 空洞 (voids) 指的是絲狀結構之間的空間, 空洞與絲狀結構一起是宇宙組成中最大尺度的結構. 空洞中只包含很少或完全不包含任何星系.

大尺度絲狀結構 (large-scale filament structure)

有一群由阿爾文(H. Alfven)為首的電漿物理學家正不斷地努力推廣這種電漿宇宙論(Plasma Cosmology)的論調。阿爾文認為沿著磁場以近乎光速運動的電子流,不僅發生在地球的磁層及太陽上,也可以發生在宇宙中。假如真是如此,電流片(sheets)、電流繩(ropes)也應該存在於宇宙中,這些電流會造成宇宙中形成細胞狀及細絲狀結構。當時的天文學家並不接受這種觀念,他們堅信越大尺度下的宇宙是越均勻的。巨大的絲狀的結構、片狀結構及銀河形成的牆狀結構是不可能發生的。

超大質量黑洞(supermassive black holes)
幾乎每個星系的中心都有一個質量高達100萬~10億倍太陽質量的超大質量黑洞(supermassive black hole),或稱為活躍星系核(active galactic nuclei, AGN)。

if not all 就算不是全部;即使不是全部

nuclei
KK [ˋnjuklɪ͵aɪ], DJ [ˋnju:kli͵ai]
(nucleus的複數)

nucleus
KK [ˋnjuklɪəs], DJ [ˋnju:kliəs]
1. 【核】(原子)核

活躍星系核(Active Galactic Nuclei, AGNs)

Astrophysics

Astrophysics (Greek: Astro – meaning “star”, and Greek: physis – φύσις – meaning “nature”) is the branch of astronomy that deals with the physics of the universe, including the physical properties (luminosity, density, temperature, and chemical composition) of celestial objects such as galaxies, stars, planets, exoplanets, and the interstellar medium, as well as their interactions. The study of cosmology addresses questions of astrophysics at scales much larger than the size of particular gravitationally-bound objects in the universe.
Because astrophysics is a very broad subject, astrophysicists typically apply many disciplines of physics, including mechanics, electromagnetism, statistical mechanics, thermodynamics, quantum mechanics, relativity, nuclear and particle physics, and atomic and molecular physics. In practice, modern astronomical research involves a substantial amount of physics. The name of a university’s department (“astrophysics” or “astronomy”) often has to do more with the department’s history than with the contents of the programs. Astrophysics can be studied at the bachelors, masters, and Ph.D. levels in aerospace engineering, physics, or astronomy departments at many universities.

astrophysics
KK [͵æstrəˋfɪzɪks], DJ [͵æstrəuˋfiziks]
(用作單或複)【天】天體物理學

celestial
KK [sɪˋlɛstʃəl], DJ [siˋlestjəl]
1. 天的, 天空的

地球到天體的距離(The distance from earth to Celestial objects)

太陽系外行星 Exoplanet
太陽系有8個行星,而環繞著其他恆星轉的星球,叫做系外行星,至今已發現超過300個這種神秘的星球。

interstellar
KK [͵ɪntɚˋstɛlɚ], DJ [ˋintəˋstelə]
星際的

stellar
KK [ˋstɛlɚ], DJ [ˋstelə]
1. 星的

星際介質 Interstellar Medium
天上的恆星並不是孤零零的。在我們銀河系盤面上,還存在有大約百分之十的可見物質,而它們的學名稱為星際介質 (interstellar medium, ISM),並且以氣體的型態存在於銀河系之中。

星際介質是一種散佈在恆星間極為稀薄的物質。直到1930年代後期,天文學家們才知道恆星間並非一無所有、完全透明的空間,而是充滿了混合著原子、塵埃與分子的低密度物質,在某些機會下凝聚成大片黑暗的分子雲,也就是恆星的誕生地。

天文學家們從觀測得知,星際介質中絕大多數為氫氣體,以及一些佔比率極少的其他原子,類似太陽的組成成分。塵埃在空間中的密度極低,在106m3中僅有一顆微粒。相當於在一個小型的天象館空間中只有兩顆塵埃粒。星際物質在每立方公分空間中只有1~10個原子,比起我們呼吸的空氣來說,每立方公分1019個原子,幾乎可以算是真空了。

cosmology
KK [kɑzˋmɑlədʒɪ], DJ [kɔzˋmɔlədʒi]
宇宙論

gravitational
KK [ˋgrævəˋteʃən!], DJ [ˋgrævəˋteiʃənəl]
(萬有)引力的; 重力的

gravitation
KK [͵grævəˋteʃən], DJ [͵græviˋteiʃən]
1. 【物】(萬有)引力, 重力, 地心吸力

重力相繫(gravitationally bound)

astrophysicist
KK [͵æstroˋfɪzɪsɪst], DJ [͵æstrəuˋfizisist]
天體物理學家

mechanics
KK [məˋkænɪks], DJ [miˋkæniks]
1. 力學; 機械學[J]

electromagnetism
KK [ɪˋlɛktroˋmægnə͵tɪzəm], DJ [iˋlektrəuˋmægnitizəm]
電磁; 電磁學

Statistical Mechanics 統計力學

thermodynamics
KK [͵θɝmodaɪˋnæmɪks], DJ [ˋθə:məudaiˋnæmiks]
(用作單)【物】熱電學

dynamics
KK [daɪˋnæmɪks], DJ [daiˋnæmiks]
1. 力學; 動力學[J]

thermo
KK [ˋθɝmo], DJ [ˋθə:məu]
熱的; 熱電的

quantum
KK [ˋkwɑntəm], DJ [ˋkwɔntəm]
1. 【物】量子

量子力學 (Quantum Mechanics)

molecular
KK [məˋlɛkjəlɚ], DJ [məˋlekjələ]
分子的; 由分子組成的

astronomical
KK [͵æstrəˋnɑmɪk!], DJ [͵æstrəˋnɔmikəl]
1. 天文學的; 天文的

航太工程系統(Aerospace Engineering System, AES)

Five-dimensional space

In physics and mathematics, a sequence of N numbers can be understood to represent a location in an N-dimensional space.
Abstract five-dimensional space occurs frequently in mathematics, and is a legitimate construct. Whether or not the real universe in which we live is somehow five-dimensional is a topic that is debated and explored in several branches of physics, including astrophysics and particle physics.
In physics, the fifth dimension is a hypothetical extra dimension beyond the usual three spatial dimensions and one time dimension of Relativity. The Kaluza-Klein theory used the fifth dimension to unify gravity with the electromagnetic force; e.g. Minkowski space and Maxwell’s equations in vacuum can be embedded in a 5-dimensional Riemann curvature tensor (Embedding.pdf eq. 37)[unreliable source?]. Kaluza-Klein theory now is seen as essentially a gauge theory with gauge group the circle group. M-theory suggests that space-time has eleven dimensions, seven of which are “rolled up” to below the subatomic level. Physicists have speculated that the graviton, a particle thought to carry the force of gravity, may “leak” into the fifth or higher dimensions which would explain how gravity is significantly weaker than the other three fundamental forces.
In 1993 the physicist Gerard ‘t Hooft put forward the holographic principle, which explains that the information about an extra dimension is visible as a curvature in a spacetime with one fewer dimensions. For example, holograms are three-dimensional pictures placed on a two-dimensional surface, which gives the image a curvature when the observer moves. Similarly, in general relativity, the fourth dimension is manifested in observable three dimensions as the curvature of path of a moving infinitesimal (test) particle. Hooft has speculated that the fifth dimension is really the spacetime fabric.

three-dimensional space 三維空間

construct
KK [ˋkɑnstrʌkt], DJ [ˋkɔnstrʌkt]
構思的結果, 構想; 概念[C]

astrophysics
KK [͵æstrəˋfɪzɪks], DJ [͵æstrəuˋfiziks]
(用作單或複)【天】天體物理學

Particle physics
粒子物理學

時間維度 (Time Dimension)

物理學中,卡魯扎-克萊因理論(Kaluza–Klein theory也簡為KK theory)是一個試圖統一重力與電磁兩大基本力的理論模型。此理論首先由數學家Theodor Kaluza於1921年所發表,將廣義相對論延伸至一個五維時空。所得方程式可以分成好幾組方程式,其中一個與愛因斯坦場方程式等價,其他組方程式則與描述電磁場的馬克士威方程組等價,另外還多出一個純量場——五維度規張量之分量g55,現在稱之為「輻子(暫譯)」(radion),為此—純量場之相應粒子。

1926,愛因斯坦(Albert Einstein)的同事克魯札(Theodore Kaluza)率先發表一篇論文,之後波爾(Niels Bohr)的同事克來因(Oscar Klein)加以改進,形成了所謂的克魯札–克萊因理論(Kaluza-Klein theory),這是個五次元的理論,試圖結合馬克思威爾(James Clerk Maxwell)的電磁學方程式,和愛因斯坦重力方程式,可說是超弦理論的先聲。在這個理論中,克魯札、克萊因兩人將原本愛因斯坦重力方程式中4×4度規(metric)矩陣,進一步擴充成5×5矩陣,至於多出來的空間,剛好可擺上馬克思威爾的電磁學方程式.。僅僅多加一個次元,就巧妙的結合重力與光,就連當時的愛因斯坦也不免大為震驚。

電磁力 (EMF, Electromagnetic Force)

閔可夫斯基(Minkowski,Hermann)的另一重要貢獻是與著名物理學家愛因斯坦(Einstein)共同建立了狹義相對論(Special Relativity),1907年,他發表《時間與空間》,所提供的四維時空數學結構被稱為“閔可夫斯基空間”(Minkowski Space)。

gauge
KK [gedʒ], DJ [geidʒ]
1. 標準尺寸, 標準規格[U][C]

規範理論(gauge theory)

M理論(M-theory)是為「物理的終極理論」而提出的理論。物理學家希望能用一個理論來解釋所有的物質與能源的本質和交互關係。它試圖把4種作用力–電磁力、重力、強核力和弱核力統一起來。它還試圖結合當前所有5種超弦理論和11維的超重力理論。為了充分了解它,愛德華·維騰 (Edward Witten) 認為需要發明新的數學工具。M理論的「M」包含有許多意思,例如魔術(magic)、神秘(mystery)、膜(membrane)、矩陣(matrix)或母親(mother)等等。亦有人認為這個M字代表著維騰本人(Witten 的 “W” 反轉便是 “M”)

根據M理論,我們的宇宙很可能是產生於11維薄膜的碰撞與撕裂當中,基本上由此產生的宇宙可以和多世界詮釋裡所說的宇宙極為不同的宇宙。

subatomic
KK [͵sʌbəˋtɑmɪk], DJ [͵sʌbəˋtɔmik]
【物】次原子的; 比原子小的; 在原子內的

atomic
KK [əˋtɑmɪk], DJ [əˋtɔmik]
1. 原子的

graviton
KK [ˋgrævə͵tɑn], DJ [ˋgrævitɔn]
【物】引力子

重力交互作用,簡稱重力或引力,是四個基本交互作用中最弱的,但是同時又是作用範圍最大的(不會如電磁力一般相互抵銷)。但當距離增大,重力交互作用的影響力就會遞減,假設兩物件的相互距離為r,其作用力則可以1/r2的計算式推論出來。不像其他的交互作用,重力可以廣泛地作用於所有的物質。由於其廣泛的作用範圍,當物質質量為極大,物質有關的屬性以及與物質的帶電量有時可以相對地忽略。

全像原理 (Holographic Principle)

curvature
KK [ˋkɝvətʃɚ], DJ [ˋkə:vətʃə]
1. 彎曲

space-time
KK [ˋspesˋtaɪm], DJ [ˋspeisˋtaim]
【物】時空(的)

hologram
KK [ˋhɑlə͵græm], DJ [ˋhɔləgræm]
全像術(Hologram)

observable
KK [əbˋzɝvəb!], DJ [əbˋzə:vəbl]
1. 看得見的; 顯著的

infinitesimal
KK [͵ɪnfɪnəˋtɛsəm!], DJ [͵infiniˋtesiməl]
1. 極微小的, 無限小的