实测期末考试
第一章
一、天体信息的来源：
1、电磁波：人类认识宇宙、了解天体的最主要途径；
2、宇宙线：来自宇宙空间的各种高能粒子：质子、α粒子、电子；
3、引力辐射；
4、中微子辐射；
5、实物：陨石、月球岩石样本。
二、天体信息的获取：
三、地球大气对天文观测的影响
1、改变天体辐射的方向：大气折射
2、地球大气本身的辐射：
3、改变天体辐射的成份和强度：（1）大气消光：大气分子和固体微粒对辐射的吸收和散射作用：–减弱了天体辐射的强度–改变了天体辐射的能谱（2）大气中O3，O2，N2，CO2，H2O等分子的吸收作用产生大量的吸收线和吸收带。
4、大气对电磁波的吸收。
第二章
一、表征望远镜光学性能的物理量：
1、口径：通常指物镜的有效口径，即未被镜框遮挡住的那部分物镜的直径，用D表示
2、相对口径A：物镜的口径D与其焦距f1’的比值A=D/f1’。
3、焦比：相对口径的倒数，即1/A
4、放大率：目视望远镜的放大率指的是角放大率，
底片比例尺：就是在视场中央底片上单位长度所对应的天体上的角距。大小为1/f1’
5、视场：能被望远镜良好成像的天空区域的角直径。
6、贯穿本领：在晴朗无月的夜间用望远镜观看或拍摄天顶附近的A0型星，所观测到的最暗星的星等。
7、分辨角：对目视望远镜而言，两个天体或一天体的两部分的像刚刚被肉眼分辨开时，它们所对应天球上两点的角距称为分辨角，分辨角的倒数称为分辨本领。
照相望远镜：在拍摄底片上，两个刚刚能分开的极限星（能拍摄下来的最暗的星）所对应的角距称为照相望远镜的分辨角。
二、望远镜分类：
折射式望远镜：伽利略式开普勒式
反射式望远镜：牛顿系统主焦点系统卡赛格林系统耐斯系统
R-C系统折轴系统
折反射式望远镜：斯密特望远镜
优点：相对口径大，在口径和相对口径相同的情况下，视场更大。缺点：矫正板难于加工，有挡光作用，镜筒较长
马克拖夫望远镜
优点：镜筒短，球面加工容易。缺点：视场较小，改正板较厚，光能损失严重
贝克尔系统—
马克拖夫卡赛格林系统
三、各类望远镜的特性和用途
1、反射式望远镜的优点：完全没有色差反射式望远镜对近紫外和近红外波段反射率较高光能损失较小。折射式透过率低。反射式口径可以做得很大，而折射式由于透镜吸光和自重变形随口径的增大而迅速增大，口径无法做大，所以反射式贯穿本领大，相对口径大，大口径的反射式望远镜可以兼有数种系统。镜筒更短
2、折射式望远镜的优点：工作视场大，一般可以达到几度到十度，底片比例尺较小，分辨本领较高，受温度变化和镜筒弯曲的影响较小，星象稳定，散射光较小。
四、望远镜的机架结构及装置
一般要求：能够方便而准确地指向待测天体，能够跟踪因地球自转而做周日视运动的天体。常有赤道式和地平式两种装置。
赤道式的两条轴：极轴（赤经轴，只改变赤经），赤纬轴，（只改变赤纬）。赤道式存在重力变形问题。
地平式的两条轴：垂直轴和水平轴
五、先进天文技术
主动光学技术：改正主镜镜面本身由于望远镜指向变化引起的镜面变形。
薄镜面主动加力矫正技术：减小重力变形和热变形的影响
自适应光学技术：将波前探测器测出的信号输入计算机，计算出镜面需要做多大的改正以补偿波前变化。
六、天文台址的选择：
衡量天文台台址的好坏的指标：
1.台址的大气特点：–?大气宁静度–?无云或少云的天数–?大气中的水汽含量–?大气中雨、雪等沉降物的情况–?风力–?大气消光
2.台址的基本指标：–?海拔高度–?地形情况–?温度情况–?沙暴和尘埃情况–?地质活动
3.人类活动情况：–?背景天光–?大气污染情况
其他–?水电供应–?交通和生活设施
?从已选定的优良台址的分布看，它们主要集中在受冷洋流控制下的沿海高山地带以及大洋中的孤岛上。这些地方气流平稳，大气宁静度好。
??台址高于大气中的气流层，所以晴夜多。水汽含量少，减少了大气对光辐射的吸收和消光作用。
??优良的台址还必须远离人类活动的地点，以防止人工照明引起的背景光的污染。
大气宁静度（视宁度seeing）
??是一个描述望远镜星象的不规则运动和弥散的物理量。
??是由于地球大气的扰动而形成的。由于大气的扰动，大气层各点的温度会产生微小的差别，从而引起大气中气体的密度和折射率的改变。
导致背景天光的主要因素有：大气对天体辐射的散射和吸收、月光、城市夜天光。
第三章：辐射探测器
一、反应探测器性能的参数：
1、量子效率QE是指光子和探测器作用时，产生光子数与入射光子数之比。是用来判断探测器灵敏度的指标。
可探测量子效率DQE：探测器输出信噪比平方与输入信噪比平方之比
DQE=（S/N）2out/(S/N）2in表示信号由于通过探测而引起的变坏。
理想情况下QE=DQE
2、响应度：又称灵敏度，入射单位功率的辐射流所引起的探测器输出信号的反应。
线性：当输入通量增加，输出信号随之成正比增加，输出信号与输入通量的比率不变。3、光谱响应：又称为分光灵敏度、分光响应。指单色辐射作用时探测器的响应度，用于表示探测器对不同波长辐射的响应特性。探测器的光谱响应常用量子效率来表征，QE随波长的变化即为光谱响应曲线。
4、分辨率：空间分辨率-描述探测器鉴别空间密集像点的能力，通常以每毫米所能分辨的线对的数目来表示。时间分辨率-指探测器纪录或反应辐射快速变化的能力。从辐射进入探测器，到探测器发生反应的这段时间称为响应时间。
5、探测率：探测器能探测到的最小辐射功率的倒数。
探测率是描述一个探测器性能的重要参数，探测率定义为等效噪声功率（NEP）的倒数。等效噪声功率是指当辐射信号入射到探测器响应平面上时，辐射功率所产生的电输出信号的均方根值正好等于探测器本身在单位带宽内的噪声均方根值，则这一辐射功率均方根值就称为探测器的噪声等效功率NEP,，也就是探测器产生输出信噪比为1时的入射辐射功率。
暗电流
答：在无光照时由于热激励等因素，使得光探测器仍有电流输出，这种电流称之为暗电流。
暗流是表示红外焦平面探测器在无光照辐射条件下，由随机的热电子所引起的暗信号，表示单位时间内单个像元产生的热电子信号值
来源：管脚漏电流；光电阴极或次及的热辐射；管类残留气体电离。
二、各类探测器：
照相底片-将一些感光乳胶均匀地涂在玻璃底板上形成。
优点：尺寸大可以匹配望远镜大视场；分辨率高，储存的信息容量大。
光导探测器（光电导效应）
答:利用半导体材料的光电导效应制作的光电探测器件。
基于半导体的光电效应，器件在光照下会改变自身的电阻率，器件表面层内产生载流子，并在外场作用下形成光电流，得到电流信号，利用这种原理制成的探测器叫做光导探测器。
光伏探测器
答：利用半导体PN结光伏效应制成的器件称为光伏探测器
半导体制成P-N结时由于存在浓度梯度电子与空穴相互扩散，在接触区域形成一个内建电场。光照这种半导体时由于半导体对光的吸收而产生了光生电子-空穴对，它们在内建电场的作用下就会向相反的方向移动和积聚而产生电位差，这种现象就是光生伏特效应，利用光生伏特效应制成的探测器叫做光伏探测器。
利用外光电效应的器件有光电管和光电倍增管。光电倍增管-原理：当光照射到光阴及向真空中激发出电子，在电场作用向进一步进入电子倍增及得到放大，放大后的电子被阳极收集形成阳极电流，在负载电压上产生压降形成输出电压信号。
光电倍增管的光谱响应：阴极接收入射光子能量激发电子，转化效率即为阴极灵敏度，它与入射光波长间的关系叫做光谱响应。
优点：量子效率高；动态范围大；高增益、低噪声；工作频率高，时间分辨率高，响应时间短，可以工作在紫外、可见光和近红外区，特别适合观测快速变化的弱源。
缺点：属于单元探测器件，线性度不是特别好，由于大部分是玻璃外壳抗震性能不好，有暗电流存在。
CCD结构：在P型或n型si衬底上生长一层绝缘的sio2，再光刻上电极，形成金属-氧化物-半导体电容阵列。在衬底和电极间加上一个偏置电压（栅极电压），即形成了一个MOS 电容器
5、
原理：如果一个入射光子的能量E大于或等于这种材料价带与导带间的能隙Eg，就可以把一个电子从价带激发到导带形成自由电子，而价带电子的作用等效于一个正电荷的作用，形成电子-空穴对，在外加电压的作用下载流子分别向两极移动，电子被收集在电势高的n沟道中，形成一个电荷包，每个电荷包对应一个像元，通过改变CCD电极电压可以很快地将电荷包从一个电极下面转移到另一个电极下面，即从一个像元转移到另一个像元，直到全部输出。1、光电效应将光子转化为电荷（电子）2、曝光时间里电荷在势井中积累3、曝光结束后电荷转移到读出寄存器4、将电荷转换成电压，放大读出
优点：1、量子效率高一般可达60%2、空间分辨率高3、动态范围大4、工作范围内线性响应好5、有较好的累积效应
缺点：无内部增益必须配备放大系统；紫外响应差；使用需要制冷，不然暗电流大。
第四章主要观测数据
光学天文测量：
?天体光度测量
天体光度测量（简称测光）就是用辐射探测器配合望远.测定天体的照度，它常用视星等来表示。
天体光度测量可以解决的问.：通过测光，获得天体的视星等及色指数，可以帮助我们认正天体和其它方法配合，获得天体的绝.对星等、距离、有效温度及天体总.射等数据。
?天体分光测量
天体分光学是应用光谱分析和分光光度测量方法来研究天体的特性。基本问题是获得天体的光谱；基本仪器是光谱仪，它将来自天体的辐射分解为由各种波长的单色光组成的光谱。光谱仪由三部分组成：准直系统-使入射光成为平行光。色散系统（或干涉系统）-将天体辐射分解为光谱。接收系统-用探测器将光谱纪录下来。
分光光度测量的任务是测定天体某波长处的单色辐射流或单色亮度，研究天体辐射随波长的分布，有连续光谱测量和谱线测量
天体光谱中有些波长处的辐射会有突然较大的增强或减弱，这种在狭长波段范围内光谱能量的突变为发射谱线或吸收谱线。
?天体偏振测量
响应函数：令qλ：望远.的透射（反射）系数；Tλ：滤光片的透射（反射）系数；Rλ：探测器的绝对光谱响应。则整整个仪器系统的的分光特性由响.函数Φλ确定：
平均波长：
通带半宽：Δλ＝λb?λa是响应函数为最大值的1/2处所对应的波长间隔。
根据通带半宽的不同，通常将测光工作分为三大类：
?宽带测光：Δλ>400?
?中带.光：70?<Δλ<400?
?窄带.光：Δλ<70?
大气消光现象：天体的辐射经过地球大气时，其流量密度会有所下降，此即大气消光。地球大气消光的物理机制是大气分子和固体质点对辐射的吸收和散射作用。它既减弱了所接收到的天体辐射强度，又改变了天体辐射的能谱，使天体的颜色发生变化。
大气消光和背景天光有直接的联系。大气消光值与背景天光值成反比，这是因为大气对天体辐射的散射越强烈，造成天光背景越明亮。
光学波段大气消光的主要原因：
–瑞利分子散射：～λ－4
–小颗粒水汽的散射
–小尘埃的散射
–氧分子及水分子的吸收
大气质量M(z)：表示不同天顶距z处大气消光作用的差别。
星际消光：星际空间存在大量的分子，原子气体和固态微粒，天体的电磁辐射穿过它们时，将为它们所衰减。
星际红化：在可见区和红外区，星际消光与波长有关，短波方向消光严重，长波方向消光轻微，因此较远的河内天体和河外天体辐射的光经过星际消光，短波部分大量被吸掉，留下长波看起来变“红”了。
色余：恒星的真实.色（U－B）0和（B－V）0由于星际红化，实际观察到（U－B）和（B－V）定义色余：：E（U－B）＝（U－B）－（U－B）0
E（B－V）＝（B－V）－（B－V）0
颜色因子Q 定义：
热星等与热改正
单色辐射流：λ
E 天体的照度：
?∞
=0λλd E E 热星等定义为：
?∞
+-=+-=0lg 5.2lg 5.2c d E c E m b λλ热改正BC
v
b v M M m BC -=-=b m UBV 系统所包含的物理信息：
B 和V 之差代表光学波段恒星能量分布的梯度，即温度。
uvby 系统所包含的物理信息：
（b-y）
）
（）（y -b b -v m 1-=）
（）（b -v v -u c 1-=
w m -=n m β(宽带和窄带βH 星等差)
1、(b－y)的含义：
在λ>4600?区域，金属吸收线.少，b 和y 几乎不受吸收线的影响，(b－y)将只与连续谱分布的斜率，即温度有关。
2、m1的含义：
v 受到较多的金属线的影响，在(v－b)中同时包含有恒星的温度和金属丰度两个信息。若从(v－b)中减去(b－y)（即温度的影响），那么，m 1=(v－b)－(b－y)将只与金属丰度有关。
3、c1的含义：
类似地，在(u－v)中即包含了温度、金属丰度的因素，也包含了与巴尔末跳变有关的量，从其中减去(v－b)，则c1=(u-v)－(v－b)将是一个仅与巴尔末跳变D 有关的参量。
第六章天体分光观测
描述分光仪器的参数：色散度：分辨本领：
（1）色散度：描述分光仪对光分解的本领的一个物理量。角色散度（
λθd d ）：单位波长间隔的光被分解开的角度。线色散度（λd l d ）:物镜焦平面上每单位波长相当的线长度。倒线色散度：（dl d λ）λ
λ
?=R 瑞利准则
阿贝准则光谱纯度：用完善的光学器件和具有一定宽度的狭缝时光谱仪的分辨本领。
s
λλ
?=P s λ?是狭缝的宽度在光谱中所对应的波长间隔，有时也将其称为光谱纯度。
（4）光谱照度：
描述光谱上各波长处照度强弱的物理量。它与光源的分光亮度，附加的辅助光学系统的分光透射系数以及光谱仪本身的分光特性均有关系。
对于连续光谱或带光谱，光谱照度与狭缝宽度成正比，而与光谱仪的分辨本领成反比。
（5）透光率T
入射狭缝在准直镜上所的立体角ω，准直镜面积和光谱仪透射系数λτ的乘积，表示光谱仪收集和透射光的能力。
T 越大，透过系统的光通量越大。透光率与分辨率乘积标志光谱质量的高低。
3常用光谱仪
光栅光谱仪
衍射光栅：由许多相互平行、等宽、等距的狭缝所组成，利用多缝衍射使光发生色散。
天体视向速度的测定：
第七章红外天文学
由于地面的红外天文观测主要受到大气对红外辐射的强烈吸收和大气自身的热发射两个方面的影响。强烈的吸收使得地面红外天文观测只能在30um以下的某些特殊窗口来进行。这些窗口在红外测光系统划分为J(1.2μm)、H(1.6μm)、K(2.2μm)、L(3.6μm)、M(5.0μm)、N(10.6μm)、Q(21μm)，目前地面红外望远镜也主要在这些波段范围内进行观测。就是在这些大气窗口,也都有不同程度的吸收.除此之外在350um和460um附近还有些透明度只有20%左右的很差的窗口；大气影响的另一个重要因素是自身发射,地面大气温度在300K左右,其辐射峰值波长在10um 附近,这种辐射充满整个望远镜视场,形成极强的背景辐射和涨落,产生很大的噪声,与望远镜本身和观测室环境所产生的强辐射背景和噪声一起,使得背景涨落噪声成为最主要的噪声源,成为提高观测灵敏度的主要障碍。另外大气的湍流和扰动等也会给红外观测带来不利影响。但是这种影响可以通过提高观测室的海拨高度来缓解。空间红外天文观测由于避开了大气辐射的影响，极大地降低背景强度，是一个比较理想的环境。另外，和光学波段一样，排除了大气扰动的影响，空间红外望远镜能够实现更高空间分辨率的观测。空间红外天文观测还可以自由选择波段，包括地面观测完全不可能实现的远红外观测。因此，为了获得高精度、高品质、更全面的天体红外观测数据，应进行空间红观测。
大气吸收：H2O，CO2，O3等气体?由于上述气体的消光作用，地面红外观测仅限于几个波段，即大气窗口。
红外天文观测的特点和采取的对策：
1、特点：
?地球大气的吸收作用
?面临背景红外辐射问题
–周围环境：与300K黑体辐射十分相似，辐射的极大值落在1μm附近，对光学波段影响很小，而对红外波段影响很大。
–天空背景：天空背景的热辐射在大于5μm波段，白天、黑夜几乎差不多。因此，在这样的环境中进行红外天文观测，如同一位光学天文观测者在光天化日之下观测恒星一样，十分困难。
2、对策：
?地面上：采取特殊措施
?到高空和大气外进行观测
?地面红外天文观测
（1）选址：寒冷、干燥的高山或高原
（2）望远镜设计、制造提出一些特殊要求：?卡塞格林系统的焦比相对较大，这样主镜中
心孔可以小。
?较小的副镜
?取消天空挡板或挡光筒
?薄而小的副镜支架
?镜面镀银或金
?红外望远镜可以在白天观测，此时望远镜不能采用光学导星方法，因此要求望远镜有较
高的定位和跟踪精度。
（3）采用调制技术：
?让天空加天体的辐射以及单独天空的辐射交替地投射到探测器上，相减，则得到来自天体的信号。
T1时刻：S源＋S天
T2时刻：S天
相减后得到S源
分为两种
?焦平面调制：
–调制盘以一定的速度均匀旋转，接收器交替获得两种信号。
?副镜调制：
–均匀摆动副镜，波形尽量接近方波
《An Introduction to Modern Astrophysics》 (second edition)教材评价 暴鹏程(南开大学物理科学学院) 1、本书的出版情况和作者简介 《An Introduction to Modern Astrophysics（second edition）》（《现代天体物理概论》(第二版)）是美国麻省理工学院物理系课程编号为8.901的课程”Astrophysics I” (天体物理I)所选用的教材。本书于2006年由Addison-Wesley出版社出版，全书共1278页(含附录共1400页)，作者是韦伯州立大学的Bradley W.Carroll和Dale A.Ostlie. Bradley W.Carroll是美国韦伯州立大学的物理系教授，他从加州大学欧文分校取得数学学士学位，之后在博尔德科罗拉多大学取得物理学硕士学位和天体物理博士学位。 Bradley对天文学抱有终身的兴趣并且对头顶的星空怀有一种天真的好奇，这导致最终投身天文学领域。在Carl Hansen 和 John Cox的指导下，他的博士课题是脉冲星的自转效应。之后，他去罗切斯特大学和Hugh Van Horn一起进行博士后研究，主要是研究中子星及其堆积盘的振荡。在这两所大学的熏陶下，Brad 掌握了构造复杂天体物理系统的简化模型的精髓。四年后，结束博士后研究的Bradley幸运地得到韦伯斯特州立大学的教职，并且更幸运的是，在那里碰到了Dale Ostlie，两人在恒星脉冲领域都有专长并且见解相近。Bradley十分喜欢和学生共同探索物理世界，这给他写这本书时提供了很大的帮助。 Dale A.Ostlie是美国韦伯州立大学理学院的院长，他于1977年在圣奥拉夫学院取得物理和数学的学士学位，然后于1982年在爱荷华州立大学取得物理/天体物理的博士学位。之后先后在爱荷华州立大学物理系，约翰霍普金斯大学的空间望远科学技术研究所，贝茨学院物理系，洛斯阿拉莫斯国家图书馆理论物理组进行教学科研工作。从1984年起，在韦伯州立大学物理系进行教学科研工作至今。 在本书的另一个作者Bradley W.Carroll来到韦伯州立大学后，由于在许多领域尤其是恒星脉冲领域的共识和对教学的热爱，两人合著了本书。 2、本书的创作背景和主要内容 天体物理作为天文学的二级学科，也是天文学和物理学的交叉学科。天体物理是研究天体和其他宇宙物质的性质、结构和演化的天文学分支。天体物理学从研究方法来说，可分为实测天体物理学和理论天体物理学。前者研究天体物理学中基本观测技术、各种仪器设备的原理和结构，以及观测资料的分析处理，从而为理论研究提供资料或者检验理论模型。后者则是对观测资料进行理论分析，建立理论模型，以解释各种天象。同时，还可预言尚未观测到的天体和天象。用物理学的技术和方法分析来自天体的电磁辐射，可得到天体的各种物理参数。根据这些参数运用物理理论来阐明发生在天体上的物理过程，及其演变是实测天体物理学和理论天体物理学的任务。 本书是天体物理学的一本经典的教科书，两位作者都是多年从事教学和研究一线工作。本书深入浅出，条理清晰地介绍阐明天体物理的相关基础知识和应用情况，是一本不可多得的天体物理入门级教材。
论天体物理学及其对未来发展的重要作用 11级物理2班黄健根1107020051 摘要:天体物理学是应用物理学的技术、方法和理论，研究天体的形态、结构、化学组成、物理状态和演化规律的天文学分支学科。它分为：太阳物理学、太阳系物理学、恒星物理学、恒星天文学、星系天文学、宇宙学、宇宙化学、天体演化学等分支学科。另外，射电天文学、空间天文学、高能天体物理学也是它的分支。多年来，随着世界人口的不断增加，资源不断的消耗，人们的生存环境日益缩减，资源也愈加匮乏。越来越多的国家将希望寄托于地球外部的空间，这进一步促进了天体物理学的发展，理论天体物理学的发展紧密地依赖于理论物理学的进步，几乎理论物理学每一项重要突破，都会大大推动理论天体物理学的前进。二十世纪二十年代初量子理论的建立，使深入分析恒星的光谱成为可能，并由此建立了恒星大气的系统理论。三十年代原子核物理学的发展，使恒星能源的疑问获得满意的解决，从而使恒星内部结构理论迅速发展；并且依据赫罗图的实测结果，确立了恒星演化的科学理论。 关键词：天体银河系特殊行星星系集团同位素 引力原子核等离子体星系空间 引言：本学期开展了物理学史着门课程,陈老师给我们讲述了有关内容，以下是我对天体物理学及其对未来发展的重要作用的论述。 （一）天体物理学的有关介绍 从公元前129年古希腊天文学家喜帕恰斯目测恒星光度起，中间经过1609年伽利略使用光学望远镜观测天体，绘制月面图，1655～1656年惠更斯发现土星光环和猎户座星云，后来还有哈雷发现恒星自行，到十八世纪赫歇耳开创恒星天文学，这是天体物理学的孕育时期。十九世纪中叶，三种物理方法——分光学、光度学和照相术广泛应用于天体的观测研究以后，对天体的结构、化学组成、物理状态的研究形成了完整的科学体系，天体物理学开始成为天文学的一个独立的分支学科。 天体物理学是应用物理学的技术、方法和理论，研究天体的形态、结构、化学组成、物理状态和演化规律的天文学分支学科。 天体物理学分为：太阳物理学、太阳系物理学、恒星物理学、恒星天文学、星系天文学、宇宙学、宇宙化学、天体演化学等分支学科。另外，射电天文学、空间天文学、高能天体物理学也是它的分支。 利用理论物理方法研究天体的物理性质和过程的一门学科。1859年﹐基尔霍夫根据热力学规律解释太阳光谱的夫琅和费线﹐断言在太阳上存在著某些和地球上一样的化学元素﹐这表明﹐可以利用理论物理的普遍规律从天文实测结果中分析出天体的内在性质﹐是为理论天体物理学的开端。理论天体物理学的发展紧密地依赖于理论物理学的进步﹐几乎理论物理学每一项重要突破﹐都会大大推动理论天体物理学的前进。二十世纪二十年代初
天文与空间科学学院本科人才 培养方案和指导性教学计划 一、天文与空间科学学院概况 南京大学天文与空间科学学院成立于2011年3月，其前身天文学系始建于1952年，是目前全国高校中历史最悠久、培养人才最多的天文学专业院系。学院素以专业设置齐全、学历层次完备、师资力量雄厚、治学严谨而享有盛誉，在历届全国高校天文学科评比中均排名第一。拥有为教学科研服务的中心实验室、太阳塔实验室、现代天文与天体物理教育部重点实验室和南京大学深空探测实验室等4个实验室。目前拥有天文学国家一级重点学科（包括天体物理学、天体测量和天体力学2个国家二级重点学科），2个博士点和1个博士后流动站，今年新增空间科学与技术本科专业,培养具备扎实基础和实践技能，具有较强创新精神的空间科学与技术领域的高级专业人才，从事空间科学和深空探测等领域的工作。 南京大学天文与空间科学学院拥有一支高水平的师资队伍。现有教师约30名，包括4名中科院院士、2名长江学者、7名杰出青年科学基金获得者、1名国家百千万人才工程人选和5名教育部新（跨）世纪优秀人才支持计划入选者。近年来，学院承担着多项国家自然科学基金项目和国家重点基础研究规划项目，科研成果显著，获多项国家级和省部级科研奖励。学院与国内外多个科研和教学机构建立了密切的合作与人员交流联系和合作。在南京大学“211”工程、“985”工程的重点支持下，学院正努力建设成为一个具有国际影响的天文学教学和科研中心。 2010年，南京大学与中科院紫金山天文台和中科院国家天文台南京天文光学技术研究所签订三方合作协议，共同在南京大学仙林校区建设“南京天文与空间科学技术园区”，即将开工建设的天文与空间科学学院办公大楼将坐落在该园区。大楼总建筑面积达10000多平方米，将是一幢集科研、实验、教学、学术活动于一体的智能化建筑,将能够满足天文与空间科学学院未来20年在教学与科研方面的发展需要，并容纳多个研究中心，同时也是本学院教师与研究生科研、本科生实习的场所。 二、指导思想 培养的指导思想为: 按大理科设置基础课,以拓宽知识结构,加强天文实验课程建设和早期科研训练能力培养,培养目标是：“德智体美全面发展、具有扎实天文学基础和创新能力的大理科人才”。
881-《天体物理学》考试大纲 一、试卷满分及考试时间 试卷满分为150分，考试时间为180分钟。 二、试卷的内容结构及分值分布 填空题 10% 选择题 10% 名词解释 20% 简答题 30% 证明、计算题 30% 三、考察的知识及范围 (一)宇宙概观 了解天体物理学的研究对象，不同层次的天体系统的基本性质，包括太阳系、恒星世界、星系和星系团等； 了解接受宇宙信息的主要渠道，了解电磁辐射的地面、空间观测手段和方法。 (二)基本天体物理量及其测量 1. 掌握恒星视星等和绝对星等之间的关系、星等和光度之间的关系； 2. 了解恒星的黑体辐射谱，掌握维恩位移定律、斯特藩-玻尔兹曼定律在估计恒星相关参量中的应用。 3. 掌握恒星的光谱分类标准、不同光谱型谱线特征及成因； 4. 掌握恒星在赫罗图上的分布、利用赫罗图估计恒星的基本性质； 5.掌握变星的分类及基本特征；造父变星的周光关系及应用；
超新星的分类及特征； 6. 掌握不同天体距离测定方法，包括三角时差法、标准烛光法及哈勃定律； 7. 掌握双星系统恒星质量测定方法、恒星光度对质量的依赖关系、球状星团或椭圆星系的位力定理； 8. 了解恒星的年龄的估计方法。 (三)恒星的形成与演化 1.了解恒星形成时的金斯判据、恒星形成主序星前阶段所发生 的物理过程； 2.了解恒星在主序阶段所发生的物理过程； 3.了解求解恒星结构的基本方程，了解简并和非简并状态下的 物态方程； 4.掌握恒星能量的位力定理； 5.掌握小质量、中等质量和大质量恒星离开主序后的演化过 程，以及在赫罗图中的位置及对应的物理过程； 6.了解超新星分类及特征、中微子基本性质、太阳中微子之谜 及可能解释；超新星遗迹的高能辐射； 7.了解密近双星的演化的洛希等势面、密近双星演化中的物质 交流、白矮星和中子星系统中的吸积过程； 8.了解引力波辐射及探测原理。 (四)致密星 1.了解白矮星的基本性质，掌握白矮星质量的钱德拉塞卡极限； 2.了解中子星的结构，掌握中子星自转角速度与磁场的估计方
第四章土壤物理性质 主要教学目标：本章将要求学生掌握土壤物理性质如土壤质地、土壤结构以及土壤孔隙等内容。并在学习的基础上掌握改良不太适宜林业生产的某些土壤物理性质的一些方法。如客土、土壤耕作、施用化学肥料和土壤结构改良剂等。 第一节土壤质地 一、几个概念 1、单粒：相对稳定的土壤矿物的基本颗粒，不包括有机质单粒； 2、复粒（团聚体）：由若干单粒团聚而成的次生颗粒为复粒或团聚体。 3、粒级：按一定的直径范围，将土划分为若干组。 土壤中单粒的直径是一个连续的变量，只是为了测定和划分的方便，进行了人为分组。土壤中颗粒的大小不同，成分和性质各异；根据土粒的特性并按其粒径大小划分为若干组，使同一组土粒的成分和性质基本一致，组间则的差异较明显。 4、土壤的机械组成：又叫土壤的颗粒组成，土壤中各种粒级所占的重量百分比。 5、土壤质地：将土壤的颗粒组成区分为几种不同的组合，并给每个组合一定的名称，这种分类命名称为土壤质地。如：砂土、砂壤土、轻壤土、中壤土、重壤土、粘土等 二、粒级划分标准： 我国土粒分级主要有2个 1、前苏联卡庆斯基制土粒分级（简明系统） 将0.01mm作为划分的界限，直径>0.01mm的颗粒，称为物理性砂粒；而<0.01mm的颗粒，称为物理性粘粒。 2、现在我国常用的分级标准是： 这个标准是1995年制定的。 共8级： 2～1mm极粗砂；1～0.5mm粗砂；0.5～0.25mm中砂；0.25～0.10mm细砂； 0.10～0.05mm极细砂；0.05～0.02mm粗粉粒；0.02～0.002mm细粉粒；小于0.002mm粘粒 三、各粒级组的性质 石砾：主要成分是各种岩屑 砂粒：主要成分为原生矿物如石英。比表面积小，养分少，保水保肥性差，通透性强。 粘粒：主要成分是粘土矿物。比表面积大，养分含量高，保肥保水能力强，但通透性差。粉粒：性质介于砂粒和粘粒之间。 四、土壤质地分类 1、国际三级制，根据砂粒（2—0.02mm）、粉砂粒(0.02mm—0.002mm)和粘粒(<0.002mm)的含量确定，用三角坐标图。 2、简明系统二级制，根据物理性粘粒的数量确定。考虑到土壤条件对物理性质的影响，对不同土类定下不同的质地分类标准。在我国较常用。 3、我国土壤质地分类系统： 结合我国土壤的特点，在农业生产中主要采用前苏联的卡庆斯基的质地分类。对石砾含量较高的土壤制定了石砾性土壤质地分类标准。将砾质土壤分为无砾质、少砾质和多砾质三级，可在土壤质地前冠以少砾质或多砾质的名称。 五、土壤质地与土壤肥力性状关系 从两个方面来论述 1、土壤质地与土壤营养条件的关系 肥力性状砂土壤土粘土 保持养分能力小中等大 供给养分能力小中等大
2016 年中国科学院大学天体物理考研专业目录及考试科目
学科、专业名称（代码）研 究方向 070401 天体物理 预计招生 人数 32 ① 101 思 想 政 治 理 论 ② 201 英语一③601 高等数 01 理论天体物理 学(甲)或 617 普通物理(甲) ④808 电动力学或 811 量 子力学或 961 天体物理 ① 101 思 想 政 治 理 论 ② 201 英语一③601 高等数 02 实测天体物理 学(甲)或 617 普通物理(甲) ④811 量子力学或 817 光 学 ① 101 思 想 政 治 理 论 ② 03 空间探测与行星化学 201 英语一③601 高等数 学(甲)或 617 普通物理(甲) ④827 地球化学 ① 101 思 想 政 治 理 论 ② 201 英语一③601 高等数 04 天文地球动力学 学(甲)或 617 普通物理(甲) ④808 电动力学或 817 光 学 考试科目 备注
考研复习方案和规划 前几遍专业参考书的复习，一定要耐心仔细梳理参考书的知识点并全面进行把握 1、基础复习阶段 要求吃透参考书内容， 做到准确定位， 事无巨细地对涉及到的各类知识点进行地毯式的复习， 夯实基础，训练思维，掌握一些基本概念，为下一个阶段做好准备。 2、强化提高阶段 本阶段， 考生要对指定参考书进行更深入复习， 加强知识点的前后联系， 建立整体框架结构， 分清重难点， 对重难点基本掌握。 做历年真题， 弄清考试形式、 题型设置和难易程度等内容。 3、冲刺阶段 总结所有重点知识点，包括重点概念、理论和模型等，查漏补缺，回归教材。温习专业课笔 记和历年真题，做专业课模拟试题。调整心态，保持状态，积极应考。 注意事项 1、学习任务中所说的“一遍”不一定是指仅看一次书，某些难点多的章节可能要反复看几 遍才能彻底理解通过。 2、每本书每章节看完后最好自己能闭上书后列一个提纲，以此回忆内容梗概，也方便以后 看着提纲进行提醒式记忆。 3、看进度，卡时间。一定要防止看书太慢，遇到弄不懂的问题，要及时请教专业咨询师或 本校老师。 三、学习方法解读 （一）参考书的阅读方法 1、了解课本基本内容，对知识体系有初步了解，认真做课后习题，考研题型基本离不开课 后题的原型，将课后题做清楚明白，专业课基本就不会成为你的问题。 2、对课本知识进行总结，材料综合相对于其它只考一门专业课的专业来说，知识点比 较多，前后章节联系不强，因此需要对知识点进行梳理，对课本题型进行分类。 3、将自己在学习过程中产生的问题记录下来，并用红笔标记，着重去理解那些易考而 对自己来说比较难懂的知识， 尽可能把所有的有问题知识要点都能够及时记录并在之后反复 进行理解。 （二） 学习笔记的整理方法 1、在仔细看书的同时应开始做笔记，笔记在刚开始的时候可能会影响看书的速度，但 是随着时间的发展，会发现笔记对于整理思路和理解课本的内容都很有好处。 2、做笔记的方法不是简单地把书上的内容抄到笔记本上，而是把书上的内容整理成为 一个个小问题， 按照题型来进行归纳总结。 笔记应着重将自己不是非常明白的地方标记出来， 通过多做题对知识点进行梳理总结，对题型归类。 （三）真题的使用方法 认真分析历年试题，做好总结，对于考生明确复习方向，确定复习范围和重点，做好应 试准备都具有十分重要的作用。 对于理工科的学生来说， 总结真题中高分值题型是非常重要的， 因为一个大题可能会关 乎你在初试中是安全通过还是被刷， 同时也不能放弃分值较小的题型。 基本原则是计算题吃 透，选择简答认真总结分类，把握各类型题在各章节的分布，有重点的去复习，分值较多章 节着重记忆理解。 考生可以根据这些特点，有针对性地复习和准备，并进行一些有针对性的练习，这样既 可以检查自己的复习效果，发现自己的不足之处，以待改进；又可以巩固所学的知识，使之
天体物理学 2008.9－2009.2 袁业飞董小波 1.【天文思维。】a. 一个致密天体位于银河系内，我们在0.1秒钟之内观测到它增亮了二倍。请估计它的物理尺度不能超过多少？如果增亮的幅度只有10%，又能得到什么结论？ b. 某种类型的活动星系在所有星系中的比例大约为1/100。那么，这种类型星系的活动期至少是多长？ 2.【视超光速。】我们对一个遥远天体作了两次观测（相隔一段时间），发现它在高速运动。我们可以测得它在天球上走过的角距离，还可以通过其它方法测得它的宇宙学红移从而确定它离地球的距离，这样我们可以算得它的横向速度。请推导这个速度和它的真实运动速度的关系；什么情况下我们测得的横向速度会超出光速？ 3.【位力定理；辐射压。】大质量黑洞（M BH > 106 M⊙）吸积周围气体释放引力能产生电磁连续谱辐射，连续谱辐射又电离周围气体从而产生发射线（e.g. H-beta 4861?，半高宽度大概几十?）；另外，由于吸积过程中的一些不稳定性，连续谱的光度会有变化。这就是在活动星系核中发生的基本过程。假设周围的电离气体运动被黑洞引力所主导并处于Viral平衡，而且呈球对称分布。 请设计一种方案来测量黑洞质量；如果忽略电子散射引起的效应，那么基于Viral定理估计的黑洞质量的系统偏差是怎样的？ 4.【辐射拉拽。】一颗尘埃颗粒质量为10-11克，在1AU处绕太阳作近似圆周运动。它吸收太阳光并以红外方式再辐射出去，保持温度一定。尘埃吸收太阳光的截面为10-8 cm2。请计算需要多长时间它将掉入太阳表面？假设1/108的太阳光被绕太阳运动的尘埃所吸收，那么每秒钟掉入太阳的尘埃总质量是多少？ 对于绕太阳运动的电离气体（电子－质子对），这种效应显著吗？ 5.【*optional: 伽利略相对性原理、狭义相对论；推理思辨能力】 请基于伽利略相对性原理作推理（没必要做复杂的数学计算推演），证明：如果质点速度不存在上限，则惯性系之间由伽利略变换相联系（牛顿时空观）；否则，洛仑兹变换（狭义相对论）。 6.【星等、绝对星等；流量、光度；面亮度（Flux/α2）、面光度（L/S）】 一个星系距离地球1Mpc，面亮度为 27mag/ascsec2。请问1”的角距离对应这个星系多大的物理尺度(pc)？星系单位面积（1pc2）的发光功率是多少？如果另一个星系的单位面积发光功率与上一个星系相同，但距离地球10Mpc，请问它的面亮度是多少？ [*optional: 设一个位于较高红移z处（这时要考虑宇宙膨胀效应）的星系的光度为L，固有的物理直径为D。请推导它表面亮度公式I(L,D,z)。]
测定土壤理化指标有很多标准文件，部分指标有国家标准，部分用农业行业标准，由于指标太多，故列出土壤测定的一些方法，通过方法可以搜索到行业标准或国家标准的具体内容，供参考： 土壤质地国际制；指测法或密度计法（粒度分布仪法）测定 土壤容重环刀法测定 土壤水分烘干法测定 土壤田间持水量环刀法测定 土壤pH土液比1：2.5，电位法测定 土壤交换酸氯化钾交换——中和滴定法测定 石灰需要量氯化钙交换——中和滴定法测定 土壤阳离子交换量EDTA-乙酸铵盐交换法测定 土壤水溶性盐分总量电导率法或重量法测定 碳酸根和重碳酸根电位滴定法或双指示剂中和法测定 氯离子硝酸银滴定法测定 硫酸根离子硫酸钡比浊法或EDTA间接滴定法测定 钙、镁离子原子吸收分光光度计法测定 钾、钠离子火焰光度法或原子吸收分光光度计法测定 土壤氧化还原电位电位法测定。 土壤有机质油浴加热重铬酸钾氧化容量法测定 土壤全氮凯氏蒸馏法测定 土壤水解性氮碱解扩散法测定 土壤铵态氮氯化钾浸提——靛酚蓝比色法（分光光度法）测定 土壤硝态氮氯化钙浸提——紫外分光光度计法或酚二磺酸比色法（分光光度法）测定 土壤有效磷碳酸氢钠或氟化铵－盐酸浸提——钼锑抗比色法（分光光度法）测定 土壤缓效钾硝酸提取——火焰光度计、原子吸收分光光度计法或ICP法测定 土壤速效钾乙酸铵浸提——火焰光度计、原子吸收分光光度计法或ICP法测定 土壤交换性钙镁乙酸铵交换——原子吸收分光光度计法或ICP法测定 土壤有效硫磷酸盐－乙酸或氯化钙浸提——硫酸钡比浊法测定 土壤有效硅柠檬酸或乙酸缓冲液浸提－硅钼蓝比色法（分光光度法）测定 土壤有效铜、锌、铁、锰DTPA浸提－原子吸收分光光度计法或ICP法测定 土壤有效硼沸水浸提——甲亚胺－H比色法（分光光度法）或姜黄素比色法（分光光度法）或ICP法测定 土壤有效钼草酸－草酸铵浸提——极谱法测定 全量铅、镉、铬干灰化法处理——原子吸收分光光度计法或ICP法测定 全量汞湿灰化处理——冷原子吸收（或荧光）光度计法 全量砷干灰化处理——共价氢化物原子荧光光度法或ICP法测定
第一章 1.获得天体信息的渠道：电磁辐射、宇宙线、中微子、引力波 2.电磁辐射根据波长由长到短可分为：射电、红外、光、紫外、X射线和γ射线等波段 3.电磁辐射由光子构成，光子能量与频率（或颜色）有关：频率越高（低），能量越高（低） 4.黑体：能吸收所有外来辐射（无反射）并全部再辐射的理想天体 5.黑体辐射波长与温度之间的关系;λT=0.29（cm K） 6.高温黑体主要辐射短波，低温黑体主要辐射长波 7.当电子从高能态跃迁到低能态时，原子释放光子，产生发射线，反之，产生吸收线 8.谱线红移（蓝移） 远离（接近）观测者辐射源发出的电磁辐射波长变长（短），称为谱线红移（蓝移） 9.恒星距离的测量：三角视差、周年时差（要会计算）（三角测距法通常只适用于近距离的恒星） 10.怎样测量周年是视差？ 通过测量天体在天球上（相对于遥远背景星）相隔半年位置的变化而测得 11.怎样发现周围行星测量它们的距离？ 1.亮度 2.恒星的自行较大 https://www.doczj.com/doc/3716208972.html,rge separation in binary 12.恒星大小的测定方法 掩食法、间接测量法（通过测量恒星的光度和表面温度T就可以得到它的半径R） 13.根据恒星的体积大小分类： 超巨星R~100-1000个太阳半径 巨星R~10-100个太阳半径 矮星R~太阳半径 14.恒星的光度和亮度： 光度：天体在单位时间内辐射的总能量，是恒星的固有量 亮度：在地球上单位时间单位面积接收的天体的辐射量 15.视星等的种类（视星等的星等值越大，视亮度越低） 根据测量波段的不同，分为：目视星等、照亮星等、光电星等 按波段测量得到的行的称为热星等 16.恒星的温度和颜色 恒星的颜色反映了恒星的表面温度的高低，温度越高（低）颜色越蓝（红） （可根据波长和温度的关系推出此结论） 17.赫罗图（自己看课件） 18.双星：由在彼此引力作用下以椭圆互相绕转的两颗恒星组成的双星系统 19.双星系统的质心以直线运动，但每一颗子星的运动轨迹是波浪形的，如天狼星 20.不同质量的恒星在赫罗图上的分布 高质量高温度的恒星明亮且高温，位于主序带的上部，低质量的恒星黯淡且低温位于主序带的下部 第二章 1.太阳的能源 化学反应2H+O----H2O+E 引力收缩 2.中微子 中微子是一种不带电、质量极小的亚原子粒子，它几乎不与任何物质发生相互作用 3.恒星的能量传输的三种形式 辐射、传导、对流（对流不仅传递能量，还起着混合物质的作用太阳核心区产生的能量主要通过辐射与对流向外传递） 第三章 恒星主序星的演化（自己看课件）
射电天文学 一、课程基本信息 一、教学目标： 了解关于电磁波的传播与偏振，射电望远镜的接收机和天线，射电干涉仪及观测的方法，辐射机制以及射电天体的基本知识。 二、教学内容和学时分配 内容提要：主要介绍射电天文的基本而全面的基础知识，包括射电天文的概况、电磁波辐射及传播、电磁波的偏振、信号处理、天线的基本原理、接收机、射电天文干涉仪、射电天文的观测方法、射电连续谱的发射机制、星际空间的分子。 1射电天文基础：4学时 1.1射电天文在天体物理中的地位 1.2射电窗口 1.3一些基本定义 1.4辐射转移
1.5黑体辐射和亮温度 1.6Nyquist原理和噪声温度2电磁波的传播：6学时 2.1麦克斯韦方程组 2.2能量守恒和坡印廷矢量 2.3复数场向量 2.4波动方程 2.5绝缘介质中的平面波 2.6波包和群速度 2.7耗散介质中的平面波 2.8稀薄等离子体的色散量3波的偏振：4学时 3.1向量波 3.2喷加莱球和斯托克斯参量 3.3准单色平面波 3.4准单色波的斯托克斯参数 3.5法拉第旋转 4信号处理和接收机：6学时 4.1信号处理和静态随机过程 4.2接收机的极限灵敏度 4.3非相干和相干辐射计 4.4低噪声前端放大器
4.5相关接收机和偏振计 4.6频谱仪 4.7脉冲星后端 5天线原理基础：4学时 5.1电磁势 5.2波动方程的格林函数 5.3赫兹偶极子 5.4互易定理 5.5描述天线的参数 6连续孔径天线：3学时 6.1局域源的辐射场 6.2孔径照明和天线方向图 6.3圆形孔径 7干涉仪和孔径综合：3学时 7.1角分辨率的追求 7.2相关性函数 7.3展源的相关性函数 7.4二元干涉仪 7.5孔径综合 8观测方法：3学时 8.1地球大气 8.2定标的程序
天体物理二级学科（070401）硕士研究生培养方案 一、培养目标 总体要求：完成培养方案规定的课程学习任务，在各个科研环节接受基本训练，在导师指导下自主完成导师安排的科研工作，获得一定量的科研经历，毕业论文达到理学硕士学位论文水平。 具体要求如下： 1.初步了解国内外天体物理学研究历史、现状和可能的发展方向； 2.能用一门外语进行学术交流和论文写作。 3.初步掌握专业基础理论和研究方法； 4．具有开展科学研究的初步能力； 5. 具有从事科技管理或者综合发展的能力。 二、研究方向 1.核、粒子天体物理和宇宙学：利用天体乃至宇宙作为特殊实验室来研究基本物理规律，运用物理学研究天文现象的成因和宇宙的起源和演化等问题。譬如：极端条件下的物性、暗物质和暗能量的本质、黑洞物理、超高能宇宙线起源等。天文学和基础物理学相互借鉴，实现观念、方法的更新，推动解决粒子物理、高能核物理和超高能天体物理相关问题。 2.高能天体物理：利用X射线、γ射线、中微子以及引力波等高能观测手段，观测宇宙天体特别是与致密天体相关的剧烈爆发现象，并揭示其内在的物理机制。譬如，脉冲星辐射机制，伽玛射线暴及其余辉成因，超新星爆发机制，活动星系核物理，X射线爆发类型和起源等。 3.恒星与星际介质：运用地面和空间的先进观测设备，在光学、红外、紫外和射电等多波段对恒星和星际介质进行观测研究，结合理论模型来理解恒星的形成和演化中的吸积和恒星活动等外部物理过程、恒星的内部结构变化、系外行星系统形成以及星际介质的性质。 三、基准学制、学习年限与总学分 硕士生基准学制为三年，最长学习年限为四年，总学分36-38学分（18学时/学分）。其中课程学习2年（以课程学习、实践为主，兼顾论文的前期工作），学位论文工作时间一般不少于1年。 提前修满学分、完成学位论文并达到学校和本学科规定条件的硕士生，可申请提前答辩和毕业。 四、课程设置 课程设置和教学进度按三年基准学制安排。（具体课程信息见《×××一级学科硕士研究生课程设置表》） 五、实践环节
理论天体物理学 利用理论物理方法研究天体的物理性质和过程的一门学科。1859年，基尔霍夫根据热力学规律解释太阳光谱的夫琅和费线，断言在太阳上存在着某些和地球上一样的化学元素，这表明，可以利用理论物理的普遍规律从天文实测结果中分析出天体的内在性质，是为理论天体物理学的开端。理论天体物理学的发展紧密地依赖于理论物理学的进步,几乎理论物理学每一项重要突破,都会大大推动理论天体物理学的前进。二十世纪二十年代初量子理论的建立,使深入分析恒星的光谱成为可能,并由此建立了恒星大气的系统理论。三十年代原子核物理学的发展，使恒星能源的疑问获得满意的解决，从而使恒星内部结构理论迅速发展；并且依据赫罗图的实测结果，确立了恒星演化的科学理论。1917年爱因斯坦用广义相对论分析宇宙的结构，创立了相对论宇宙学。1929年哈勃发现了河外星系的谱线红移与距离间的关系，以后人们利用广义相对论的引力理论来分析有关河外天体的观测资料，探索大尺度上的物质结构和运动，这就形成了现代宇宙学。近二十年来，在理论天体物理这一领域，可以看到理论物理与天体物理更广泛更深入的结合，其中以相对论天体物理学、等离子体天体物理学、高能天体物理学等几个方面最为活跃。 从理论物理学的分支与天体物理学问题的联系，可以看出目前理论天体物理的概貌。 ①辐射理论研究类星体、射电源、星系核等天体的辐射,以及X射线源、γ射线源和星际分子的发射机制。 ②原子核理论研究恒星的结构和演化，元素的起源和核合成（见元素合成理论），以及宇宙线问题。 ③引力理论探讨致密星的结构和稳定性，黑洞问题，以及宇宙学的运动学和动力学。 ④等离子体理论分析射电源的结构、超新星遗迹、电离氢区、脉冲星、行星磁层、行星际物质、星际物质和星系际物质等。 ⑤基本粒子理论研究超新星爆发、天体中的中微子过程（见中微子天文学）、超密态物质的成分和物态等。 ⑥固态（或凝聚态）理论研究星际尘埃、致密星中的相变及其他固态过程。 理论天体物理的基本方法是把地球上实验室范围中发现的规律应用于研究宇宙天体。这种方法不仅对于说明和解释已知的天体现象是有力的，而且还可以预言某些尚未观测到的天体现象或天体。例如，在1932年发现中子之后不久，朗道、奥本海默等就根据星体平衡和稳定的理论预言可能存在稳定的致密中子星。尽管这种预言中的天体与当时已知的所有天体差别极大（异乎寻常的高密度等），可是在三十多年后的1967年，发现了脉冲星，预言终于被证实。另一方面，许多物理学概念首先是由研究天体现象得到的，后来又是依靠天体现象加以检验的。例如，首先是天体物理学家注意到充满宇宙间的电离物质具有一系列特性，这对建立等离子体物理学这门学科起了极大的推动作用。又如，热核聚变概念是在研究恒星能源时首次提出的。禁线也是受到天体光谱研究的刺激才得到深入探讨的。 由于地面条件的限制，某些物理规律的验证只有通过宇宙天体这个实验室才能进行。有关广义相对论的一系列关键性的观测检验，都是靠研究天体现象来完成的。水星近日点进动问题、光线偏转以及雷达回波的延迟是几个早期的例子。1978年，通过对脉冲星双星PSR1913+16的周期变短的分析，给引力波理论提供了第一个检验，这是理论物理学与天体现象二者结合的一个新的成功事例。因此，理论天体物理学既是理论物理学用于天体问题的一门“应用”学科，又是用天体现象探索基本物理规律的“基础”学科。无论从天文学角度来看，或是从物理学角度来看，理论天体物理学都是富有生命力的。
实验3 土壤理化性质测定与分析 1 土壤样品的采集和制备 土壤样品的采集是否具有代表性，是决定分析结果能否正确反映土壤特性的关键。因此，采集的土壤样品必须具有代表性，以确保土壤质量分析结果的正确性。从田间采集来的土壤样品不可直接进行化学分析，需经过筛或风干过筛等处理后方可进行分析。因此，在风干过筛处理中保持最小的误差是同样的重要。本实验的目的在于通过土壤样品采集的实践，使学生更好地掌握采集具有代表性土壤样品的技能和合理处理样品的技能。 1.1土壤样品的采集 1.1.1耕层混合土壤样品的采集 （1）确定采样单元 根据有关资料和现场勘查后，将采样区划分为数个采样单元，每个采样单元的图类型，肥力状况和地形等因素要尽可能均匀一致。 （2）确定采样点数及采样点位置 采样点数的确定，取决于采样区域的大小、地块的复杂程度和所要求的精密度等因素，一般以5-20个为宜。采样点位置的确定要遵循随机布点的原则，常采用“S”型布点方式，该方式能较好地克服耕作、施肥等农业措施造成的误差。但在采样单元面积较小，地形变化较小，地力较均匀的情况下也可采用对角线（或梅花）形布点方式。为从总体上控制采样点的代表性，避免在堆过肥的地方和田埂，沟边以及特殊地形部位采样。 （3）各采样点土样的采集 遵循采样“等量”的原则，即每点所采土样的土体的宽度、厚度及深度均相同。使用采样器采样时应垂直于地面向下至规定的深度。用取土铲取样应先铲出一个耕层断面，再平行于断面下取土。 （4）混合土样的制备 将个点采集的土样集中在一起，尽可能捏碎，混均；如果采集的样品数量过多，可用四分法将多余的土样弃去，以取1kg为宜。其方法是将混均的土样平铺成四方形，划对角线将土样分成四份，将其中一对角线的两份弃去，如所剩样品仍很多，可重复上诉方法处理，知道所需数目为止。采集含水较多的土样时（如水稻土），四分法很难使用，可将各样点采集的烂泥状样品搅拌均匀后，再取出所需数量。将采好的土样装袋，土袋最好采用布制的，以保持通气。 （5）制作采样标签及采样记录 选用耐浸润的纸签（牛皮纸或硫酸纸），用铅笔在标签上注明采样地点，日期，采样深度，土壤名称，编号及采样人等，一式两份，土袋内外各放一份。同时做好采样记录。 1.1.2土壤剖面样品的采集 即按土壤发生层次的采样。首先在能代表研究对象的采样点挖掘1×1.5m左右的长方形土壤剖面坑，较窄的一面向阳，作为剖面观察面。挖出的土应放在土坑的两侧，而不要放在观察面的上方。土坑的深度根据具体情况确定，一般要求达到母质层或地下水位。根据剖面的土壤颜色、结构、质地、松紧度、湿度及植物根系分布等，划分土层。按研究所需了解的项目逐项进行仔细观察，描述记载，然后至上而下逐层采集样品，一般采集各层最典型的中部位置的土壤，以克服层次之间的过渡现象，保证样品代表性。每个土样质量1kg左右，将采集的样品放入样品袋，写明标签（同上）。 （1）土壤诊断样品采集 为找出造成某些植物发生局部死苗失绿，矮缩，花而不实等异常现象的原因，必须对土壤进行某些成分的分析测定。一般应在发生异常现象的范围内，采集典型土壤样品，多点混合，同时在附近采集正常土样作为对照。 （2）土壤盐分动态样品的采集 淋溶和蒸发是造成土壤剖面中盐分季节性变化的主要原因，因此，这类样品的采集按垂直深度分层采
1 土壤 (1) 1.1土壤样品制备 (1) 1.2土壤pH值测定——电位法 (1) 1.3有机质——重铬酸钾法 (3) 1.4全N——半微量开氏法 (5) 1.5碱解N——扩散法 (7) 1.6全P——酸溶法 (8) 1.7有效P——碳酸氢钠法 (11) 1.8速效K——火焰光度法 (13) 1.9铵态N——靛酚蓝比色法 (14) 1.10硝酸盐N——紫外分光光度法 (15) 2 水 (17) 2.1 水样采集和预处理 (17) 2.2 pH值——电位法 (17) 2.3总N——碱性过硫酸钾氧化紫外分光光度法 (18) 2.4铵态N——靛酚蓝比色法 (19) 2.5硝酸盐N——紫外分光光度法 (20) 2.6总P——过硫酸钾氧化钼酸铵分光光度法 (20) 2.7可溶P——钼酸铵分光光度法 (22) 2.8高锰酸盐指数（COD Mn） (22) 3 植物 (24) 3.1植物样品制备 (24) 3.2全N——开氏法 (24) 3.2全P、全K——光谱法 (25) 4 注意事项 (26) 4.1反复强调的p.s. (26) 4.2常用仪器说明 (27) 4.2.1天平 (27) 4.2.2移液枪 (27) 4.3 washing issues (28) 4.3.1glass things (28) 4.3.2消化罐 (28) 参考文献 (29)
1.1土壤样品制备 土壤样品采集就不说了，根据研究目的，采样方法也各不相同。下面介绍的是针对实验中的样品制备方法。 在所有土壤实验开始之前，都要先进行相应样品的制备。师兄师姐们不止一次提过，研究生刚入学应该每人发一件白大褂和一根擀面杖。做土壤侵蚀研究的怎么能不会磨土呢？土样经风干后，用木棍碾碎，然后过2mm筛，剩下的砾石称重。这一部分样品可以直接进行pH值和土壤机械组成的测定。对于不同的土壤指标，所需制备的样品粒径是不相同的。速效养分的测定往往不能研磨过细，因为这样土壤矿物晶粒会遭到破坏，使得分析结果偏高。全量养分则相反，磨细一些可以使样品更易分解或熔化，有益于测定。对于土壤硝态氮和铵态氮这类指标，则不能风干，而是采样后直接经2mm筛，然后冷冻保存，尽快测定。根据目前实验室所采用的比较成熟的方法，测试不同指标所需的土壤用量和粒径如下表所示。注意，这里的用量是以我测的北京褐土为标准，测部分指标的时候根据养分含量需要适当调整用量。 表1 测试不同指标对应粒径及用量 指标pH 机械 组成 有机质全N 全P 全K 碱解N 有效P 速效K NH4-N NO3-N 状态风干风干风干风干风干风干风干风干风干新鲜新鲜 粒径 （mm） 2 2 0.149 0.149 0.149 0.149 0.25 1 1 2 2 用量 （g） 10 30 0.5 1 0.1 0.1 2 2.5 5 10 20 1.2土壤pH值测定——电位法 1.原理 土壤pH值的测定是最没技术含量，也最烦人的实验。它的测定原理很简单，往土里加 水，充分混合后用pH计测一下，读个数，搞定。pH值其实就是H+浓度的负对数，既然 能通过电子仪器读的出来，那就是把浓度和电动势之类的联系起来。这个和翻斗式雨量计 有异曲同工之处，小翻斗一动，就有电子脉冲了……省去若干原理解释。 2. 主要仪器 烧杯、移液管或小量筒、搅拌器、pH计、滤纸 3. pH计标定
实测期末考试 第一章 一、天体信息的来源： 1、电磁波：人类认识宇宙、了解天体的最主要途径； 2、宇宙线：来自宇宙空间的各种高能粒子：质子、α粒子、电子； 3、引力辐射； 4、中微子辐射； 5、实物：陨石、月球岩石样本。 二、天体信息的获取： 三、地球大气对天文观测的影响 1、改变天体辐射的方向：大气折射 2、地球大气本身的辐射： 3、改变天体辐射的成份和强度：（1）大气消光：大气分子和固体微粒对辐射的吸收和散射作用：–减弱了天体辐射的强度–改变了天体辐射的能谱（2）大气中O3，O2，N2，CO2，H2O等分子的吸收作用产生大量的吸收线和吸收带。 4、大气对电磁波的吸收。 第二章 一、表征望远镜光学性能的物理量： 1、口径：通常指物镜的有效口径，即未被镜框遮挡住的那部分物镜的直径，用D表示 2、相对口径A：物镜的口径D与其焦距f1’的比值A=D/f1’。 3、焦比：相对口径的倒数，即1/A 4、放大率：目视望远镜的放大率指的是角放大率， 底片比例尺：就是在视场中央底片上单位长度所对应的天体上的角距。大小为1/f1’ 5、视场：能被望远镜良好成像的天空区域的角直径。 6、贯穿本领：在晴朗无月的夜间用望远镜观看或拍摄天顶附近的A0型星，所观测到的最暗星的星等。 7、分辨角：对目视望远镜而言，两个天体或一天体的两部分的像刚刚被肉眼分辨开时，它们所对应天球上两点的角距称为分辨角，分辨角的倒数称为分辨本领。 照相望远镜：在拍摄底片上，两个刚刚能分开的极限星（能拍摄下来的最暗的星）所对应的角距称为照相望远镜的分辨角。 二、望远镜分类：
折射式望远镜：伽利略式开普勒式 反射式望远镜：牛顿系统主焦点系统卡赛格林系统耐斯系统 R-C系统折轴系统 折反射式望远镜：斯密特望远镜 优点：相对口径大，在口径和相对口径相同的情况下，视场更大。缺点：矫正板难于加工，有挡光作用，镜筒较长 马克拖夫望远镜 优点：镜筒短，球面加工容易。缺点：视场较小，改正板较厚，光能损失严重 贝克尔系统— 马克拖夫卡赛格林系统 三、各类望远镜的特性和用途 1、反射式望远镜的优点：完全没有色差反射式望远镜对近紫外和近红外波段反射率较高光能损失较小。折射式透过率低。反射式口径可以做得很大，而折射式由于透镜吸光和自重变形随口径的增大而迅速增大，口径无法做大，所以反射式贯穿本领大，相对口径大，大口径的反射式望远镜可以兼有数种系统。镜筒更短 2、折射式望远镜的优点：工作视场大，一般可以达到几度到十度，底片比例尺较小，分辨本领较高，受温度变化和镜筒弯曲的影响较小，星象稳定，散射光较小。 四、望远镜的机架结构及装置 一般要求：能够方便而准确地指向待测天体，能够跟踪因地球自转而做周日视运动的天体。常有赤道式和地平式两种装置。 赤道式的两条轴：极轴（赤经轴，只改变赤经），赤纬轴，（只改变赤纬）。赤道式存在重力变形问题。 地平式的两条轴：垂直轴和水平轴 五、先进天文技术 主动光学技术：改正主镜镜面本身由于望远镜指向变化引起的镜面变形。 薄镜面主动加力矫正技术：减小重力变形和热变形的影响 自适应光学技术：将波前探测器测出的信号输入计算机，计算出镜面需要做多大的改正以补偿波前变化。 六、天文台址的选择： 衡量天文台台址的好坏的指标： 1.台址的大气特点：–?大气宁静度–?无云或少云的天数–?大气中的水汽含量–?大气中雨、雪等沉降物的情况–?风力–?大气消光 2.台址的基本指标：–?海拔高度–?地形情况–?温度情况–?沙暴和尘埃情况–?地质活动 3.人类活动情况：–?背景天光–?大气污染情况 其他–?水电供应–?交通和生活设施 ?从已选定的优良台址的分布看，它们主要集中在受冷洋流控制下的沿海高山地带以及大洋中的孤岛上。这些地方气流平稳，大气宁静度好。 ??台址高于大气中的气流层，所以晴夜多。水汽含量少，减少了大气对光辐射的吸收和消光作用。 ??优良的台址还必须远离人类活动的地点，以防止人工照明引起的背景光的污染。 大气宁静度（视宁度seeing） ??是一个描述望远镜星象的不规则运动和弥散的物理量。
土 壤 理 化 分 析 实 验 指 导 书 北京林业大学
本书的术语和代号说明 1．水：在试剂配制和操作步骤中所说的“水”，除非特别说明外，一律系指蒸馏水或去离子水。 2．试剂级别：除非特别说明，一般试剂溶液系指化学纯（CP）试剂配制，标定剂和标准溶液则用分析纯（AR）或优级纯（GR）试剂配制。 3．定容：一定量的溶质溶解后，或取一整份溶液，在精密量器（容量瓶或比色管等）中准确稀释到一定的体积（刻度），塞紧，并充分摇匀为止，这一整个操作过程称为“定容”。因此“定容”不仅指准确稀释，还包括充分混匀的意思。 4．养分的表示方法：除化肥成分用K2O、P2O5外，其他一切土壤、植物的养分均用元素（N、P、K、Ca、Mg、Cu、Mn、Zn、B、Mo等）表示。 5．凡计算结果中用%或mg、kg、μg等表示的，均为某物质的质量分数。 6．根据1984年颁布的《中华人民共和国法定计量单位》及有关量和单位的国家标准，现将土壤理化分析方法中常用法定计量单位与废止计量单位之间的转换关系列表如下：
目录 绪论 1.概述 1.1土壤理化分析课程介绍 1.2课堂要求 第一篇基础知识和化学及养分分析 第一章土壤理化分析的基本知识 1.1土壤理化分析用纯水 1.1.1纯水的制备 1.2试剂的标准、规格、选用和保存 1.2.1试剂的标准 1.2.2试剂的规格 1.2.3试剂的选用 1.2.4试剂的保存 1.2.5试剂的配制 1.3 常用器皿的性能、选用和洗涤 1.3.1玻璃器皿 1.3.2瓷、石英、玛瑙、铂、塑料和石墨等器皿 1.4滤纸的性能与选用 第二章土壤样品的采集与制备 2.1 土壤样品的采集 2.1.1概述 2.1.2混合土样的采集 2.1.3特殊土样的采集 2.1.4其他特殊样品的采集 2.1.5采集土壤样品的工具 2.2土壤样品的制备和保存 2.2.1新鲜样品和风干样品 2.2.2样品的风干、制备和保存 2.3土壤水分测定 2.3.1适用范围 2.3.2方法原理 2.3.3仪器设备 2.3.4试样的选取和制备 2.3.5测定步骤 2.3.6结果的计算