高中天体物理公式总结 高中天体物理公式 1. 开普勒第三定律：T2/R3=K(=4π2/GM){R: 轨道半径，T:周期，K:常量(与行星质量无关，取决于中心天体的质量)} 2. 万有引力定律：F=Gm1m2/r2 (G=6.67×10- 11Nm2/kg2 ，方向在它们的连线上) 3. 天体上的重力和重力加速度：GMm/R2=mg;g=GM/R{2R: 天体半径(m) , M 天体质量(kg) } 4. 卫星绕行速度、角速度、周期： V=(GM/r)1/2;ω=(GM/r3)1/2;T=2π(r3/GM)1/2{M：中心天体质量} 5. 第一(二、三)宇宙速度V仁(g地r地)1/2=(GM/r 地)1/2=7.9km/s;V2=11.2km/s;V3=16.7km/s 6. 地球同步卫星GMm/(r地+h)2=m4π2(r 地 +h)/T2{h≈36000km ，h: 距地球表面的高度，r 地: 地球的半径} 强调:(1) 天体运动所需的向心力由万有引力提供,F 向=F 万; (2) 应用万有引力定律可估算天体的质量密度等; (3) 地球同步卫星只能运行于赤道上空，运行周期和地球自转周期相同; (4) 卫星轨道半径变小时, 势能变小、动能变大、速度变大、周期变小;(5) 地球卫星的最大环绕速度和最小发射速度
均为7.9km/s 。 高中物理易错知识点 1. 受力分析，往往漏“力”百出对物体受力分析，是物理学中最重要、最基本的知识，分析方法有“整体法”与“隔离法”两种。对物体的受力分析可以说贯穿着整个高中物理始终，如力学中的重力、弹力（推、拉、提、压）与摩擦力（静摩擦力与滑动摩擦 力），电场中的电场力（库仑力）、磁场中的洛伦兹力（安培力）等。在受力分析中，最难的是受力方向的判别，最容易错的是受力分析往往漏掉某一个力。在受力分析过程中，特别是在“力、电、磁”综合问题中，第一步就是受力分析，虽然解题思路正确，但考生往往就是因为分析漏掉一个力（甚至重力），就少了一个力做功，从而得出的答案与正确结果大相径庭，痛失整题分数。还要说明的是在分析某个力发生变化时，运用的方法是数学计算法、动态矢量三角形法（注意只有满足一 个力大小方向都不变、第二个力的大小可变而方向不变、第三个力大小方向都改变的情形）和极限法（注意要满足力的单调变化情形）。 2. 对摩擦力认识模糊摩擦力包括静摩擦力，因为它具有“隐敝性”、“不定性”特点和“相对运动或相对趋势”知识的介入而成为所有力中最难认识、最难把握的一个力，任何一个题目一旦有了摩擦力，其难度与复杂程度将会随之加大。最典型的就是“传送带问题”，这问题可以将摩擦力各种可能情况全部包括进去，建议同学们
《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
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
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
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)。]
《天体物理方法》勘误表 （该勘误表是译者当时写给出版社，为供出版社印刷附页之用）原著前言 第3段第3行蝶形→碟形 正文 p.3 第4行“视黄醛（retinaldehyde）”改为“视黄醛（retinal 或retinaldehyde）” p.14 图1.1.12 图注“CCD中活跃电子(active electro n)电荷的俘获” 改为“CCD中动态电极(active electro de )的电荷俘获” p.33第9行以及p.35第1行“奈奎斯特”改为“尼奎斯特” p.49 倒数第7行“成本、大小、质量、分辨率”应为“成本、大小、重量、分辨率” [在工艺叙述中，对工件、产品等所讲的weight，不能译作“质量”，只能译成“重量”，否则会使读者误解为quantity质量（品质优劣）] [国家标准并未规定（也不可能规定）“重量是口头用语，在科技著作中都必须用质量”。要知道“重量”也是一个科学概念——表示“重力的大小”，所以在科技著作中是不会被禁用的。《物理学名词（科学出版社，1996）》列有weight，它与mass 既有联系又有本质区别，不能在二者有本质区别的地方把“质量”一词换成“重量” 一词。例如，胡凯编辑、薛晓舟著所《量子真空物理导论（科学出版社，2005）》一书第2页“（伊壁鸠鲁）认为原子除大小和形状的差别外，还有重量的区别，……”，其中的“重量”在编辑时就未改为“质量”，也不能改为“品质”。此处胡凯编辑做得对。] p.52第2段“刚性固体面镜的重量与D5成比例。多数面镜直径大于0.5~1 m，都要用一些办法来减轻重量（to reduce the weight）。减轻重量的方法主要有两种：薄面镜和蜂巢面镜。为了保持正确的光学形状，这两种面镜都需要主动支承。单一薄面镜每面重达23 t，需15 只触动器维持它的形状。10 m 的凯克望远镜每面主镜含36面独立的正六边形拼片，每片直径1.8 m，厚70 mm，总重量仅14.4 t(与5 m海尔望远镜的14.8 t面镜比较)。”； 第3段“加上面镜加工后的最终重量，材料的总量将相当可观”“当然，制作这种面镜可用其它方法，细化骨架与削薄镜面下侧也可以进一步减少毛坯的重量”； 第4段“无论采用什么方法去减少面镜的重量，只要毛坯所用的材料自身具有高强度的刚性(抗弯性)，那就有助于保持正确的形状。” p.60 图1．1．47左端“露罩”部分仅印出“上边线”，遗漏了“下边线”。 p.65第二段第5行“对这类工作，使用非传统的望远镜设计，并非罕见，这是因为考虑到气球升力或火箭功率的限制，原本它们在重量和体积上所具有的次要优点，此时就变得至关重要了。”；p.65 脚注②f ar i nfraRed and s ub-millimetre t elescope →F ar I nfraRed and S ub-millimetre T elescope ☆p.66第2行译文“分担重量（原文to distribute their weight）”。 [编辑时把这些“重”字都改成“质”字后，读起来舒服吗？能表达作者的原意吗？ 另外，在工艺叙述时，如果把“重量（weight）”全部改做“质量（mass）”，在某些语境中亦易与“quantity质量（品质优劣）”相混淆。所以还是具体问题具体分析区别对待，不应机械地生硬地呆板地武断地认为“重量是口头用语，在科技著作中都必须用质量”。] p.75 倒数第2段第4行“，所以，”→“，所以”（删去“以”字后面的逗号） p.90第4行“镜面的质量”改为“面镜的重量” p.90第1段倒数第2行，将“30米的装置”后加括号，变为“30米的装置（）”；将“位
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
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。
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
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。
1983年诺贝尔物理学奖——天体物理学的成就 1983年诺贝尔物理学奖一半授予美国伊利诺斯州芝加哥大学的钱德拉塞卡尔（Subrahmanyan Chandrasekhar，19l0—1995），以表彰他对恒星结构和演变有重要意义的物理过程的理论研究；另一半授予加利福尼亚州帕萨迪那加州理工学院的W.A.福勒（William AlfredFowler，1911—1995），以表彰他对宇宙中化学元素的形成有重要意义的核反应的理论和实验研究。 钱德拉塞卡尔是另一诺贝尔物理学奖获得者拉曼（SirChandrasekhara Venkata Raman）的外甥，1910年10月19日出生于巴基斯坦的拉合尔，1930年毕业于印度马德拉斯大学，后在英国剑桥大学学习和任教。1937年移居美国。 钱德拉塞卡尔的主要贡献是发展了白矮星①理论。 白矮星的特性是大约在1915年由美国天文学家亚当斯（W.S.Adams）发现的。1925年英国物理学家R.H.福勒（R.H.Fowler）用物质简并假说解释了白矮星的巨大密度。物质简并假说称，电子和电离的核在极大的压力下组成高度密集的物质。1926年爱丁顿（A.S.Eddington ）建议，氢转变为氦是恒星能量的可能泉源，这就为恒星演化理论奠定了基础。 1930年—1936年，钱德拉塞卡尔在剑桥大学三一学院工作期间，就投入到了白矮星的研究之中。他找到了决定恒星生命的基本参数，通过应用相对论和量子力学，利用简并电子气体的物态方程，为白矮星的演化过程建立了合理的模型，并作出了如下预测： 1.白矮星的质量越大，其半径越小； 2.白矮星的质量不会大于太阳质量的1.44倍（这个值被称为钱德拉塞卡尔极限）； 3.质量更大的恒星必须通过某些形式的质量转化，也许要经过大爆炸，才能最后归宿为白矮星。 钱德拉塞卡尔的理论解释了恒星演化的最后过程，因此对宇宙学作出了重大贡献。1939年他在全面研究了恒星结构的基础上出版了《恒星结构研究导论》一书，系统总结了他的白矮星理论。他还在恒星和行星大气的辐射转移理论、星系动力学、等离子体天体物理学、宇宙磁流体力学等方面进行了许多工作。 钱德拉塞卡尔1995年8月21日由于心脏病发作而去世，享年84岁。他在晚年时潜心研究牛顿的《自然哲学的数学原理》。1995年3月20日他还在美国物理学会圣何塞年会上做过题为“牛顿…原理?的一些命题”的特邀报告。当时他正在写一本有关牛顿的书。 W.A.福勒1911年8月9日出生于美国宾夕法尼亚州的匹兹堡。由于从事与
年级 08 专业光信息科学与技术 学生姓名张桂洋 学号080701110090 理学院 实验时间： 2011 年 6 月16 日
天体物理学及其对未来发展的重要作用 摘要: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。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：本学期开展了物理前沿着门课程,我们在此课程中前后接受了三位老师的精彩讲课。他们分别是胡老师讲述的等离子体，张老师的天文学以及龙老师的量子力学。其中我最感兴趣的就是天文学中的天体物理学这一块。
（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。 对行星的研究是天体物理学的一个重要方面。近二十年来，对彗星的研究以及对星星及物质的分布、密度、温度、磁场和化学组成等方面的研究，都取得了重要成果。随着空间探测的进展，太阳系的研究又成为最活跃的领域之一。 银河系有一、二千亿颗恒星，其物理状态千差万别。球状体、红外星、天体微波激射源、赫比格一阿罗天体，可能都是从星际云到恒星之间的过渡天体。
天体物理学相关知识 天体物理学科技名词定义中文名称：天体物理学英文名称：astrophysics定义：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。所属学科：天文学(一级学科)；天体物理(二级学科)本内容由全国科学技术名词审定委员会审定公布 百科名片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。 目录[[url=javascript：void(0)]隐藏[/url]] 简介分类起源发展研究高能天体物理学射电天文学空间天文学 [编辑本段] 简介天体物理学分为：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。 太阳是离地球最近的一颗普通恒星。对太阳的研究，经历了从研究它的内部结构、能量来源、化学组成和静态表面结构，到使用多波段电磁辐射研究它的活动现象的过程。太阳风的影响能够为我们直接感受。日地关系密切，所以研究有关地球的科学，必须考虑太阳的因素。 天体物理学 对行星的研究是天体物理学的一个重要方面。近二十年来，对彗星的研究以及对行星际物质的分布、密度、温度、磁场和化学组成等方面的研究，都取得了重要成果。随着空间探测的进展，太阳系的研究又成为最活跃的领域之一。 银河系有一、二千亿颗恒星，其物理状态千差万别。球状体、红外星、天体微波激射源、赫比格一阿罗天体，可能都是从星际云到恒星之间的过渡天体。 特殊恒星更是多种多样：造父变星的光变周期为1~50天，光变幅为0.1~2个星等；长周期变星的光变周期为90~1000天，光变幅为 2.5~9个星等；天琴座RR型变星的光变周期为0.05~1.5天，光变幅不超过1~2个星等；金牛座T型变星光变不规则，没有固定的周期；新星爆发时抛出大量物质，光度急骤增加几万到几百万倍；有的红巨星的半
中科院研究生院硕士研究生入学考试 《天体物理学》考试大纲 一．考试内容： 大学理科的《天体物理》课程的基本内容，包含：实测天体物理，天体物理辐射过程，太阳物理，恒星物理，星系天文学和宇宙学等。 二．考试要求： （一）宇宙概观 由近及远各层次天体：太阳系、恒星、星际物质、星系、宇宙 宇宙中物质状态，粒子和四种作用力，物理和天体物理，21世纪天体物理学（二）天体物理辐射过程 描述辐射场的物理量，辐射转移方程，热辐射，黑体辐射，普朗克定律的特征，维恩位移定律； 回旋辐射，同步加速辐射，曲率辐射，康普顿散射，逆康普顿散射，切连科夫辐射。 （三）实测天体物理 获得天体信息的渠道，天文望远镜，哈勃空间望远镜，LAMOST, 辐射探测器（CCD）； 天体的光度测量：星等，绝对星等，色指数和热改正，星际消光，星际红化和色余； 天体的光谱分析：天体物理光谱分析，谱线轮廓，谱线强度，等值宽度，谱线证认； 恒星的光谱分类：光谱型，光度型； 射电天文方法：射电望远镜基本组成原理，射电天文测量基本参数，射电天文成就； 空间天文方法：红外天文卫星；X射线天文和γ射线观测； 天体的距离：视差：定义和单位，造父变星测距，谱线红移和哈勃定律； 天体的质量的测定； 天体年龄的测定方法。 （四）太阳物理 太阳的基本参数，太阳的质量、半径、光度、有效温度，太阳常数； 太阳大气分层：光球，（临边昏暗），色球，日冕； 太阳活动：太阳活动和磁场，太阳黑子（蝴蝶图），耀斑，日冕物质抛射，日地关系。 （五）恒星物理 恒星的观测特性：光度、光谱、质量、半径、有效温度， 星团和赫-罗图：星团、星协、赫-罗图（定义和各种表示法、在天体物理中的重要性）， 恒星内部结构和演化：演化时标，内部结构方程和边界条件，物态方程，不透明度，能源和主要核反应，林忠四郎线，各种质量恒星的演化,
1、中性氢21厘米谱线:氢原子在它的基态，有两个超精细结构子能级。星际物质中处于基态 的中性氢原子的碰撞结果，在这两个子能级间引起跃迁，便形成21厘米谱线的辐射。 2、秒差距：是最标准的测量恒星距离的方法，建立在三角视差的基础上，1pc=3.26ly 3、天文单位：一个日地距离为1天文单位（1AU），天文常数之一，天文学中测量距离，特别 是测量太阳系内天体之间的距离的基本单位。1976年，国际天文学联会把1天文单位定义成一颗质量可忽略，公转轨道不受干扰而公转周期为为365天的粒子与一个质量相当约太阳质量之间的距离，约1亿5千万公里。 4、光年:是长度单位之一，指光在真空中一年时间内传播的距离，大约94.6千亿公里（或58.8 千亿英里）。 5、恒星的赫罗图:赫罗图是恒星的光谱类型与光度之关系图，赫罗图的纵轴是光度与绝对星 等，而横轴则是光谱类型及恒星的表面温度，从左向右递减。 6、宇宙暗物质:非重子物质，与辐射场无相互作用，大爆炸之后就开在引力的作用下开始成团， 无法通过电磁波的观测进行研究，也就是不与电磁力产生作用的物质。目前只能通过重力产生的效应得知，而且已经发现宇宙中有大量暗物质的存在。 7、宇宙暗能量：在物理宇宙学中，暗能量（又称暗能）是一种充溢空间的、增加宇宙膨胀速 度的难以察觉的能量形式。暗能量假说是当今对宇宙加速膨胀的观测结果非唯一，但最流行的解释。 在宇宙标准模型中，暗能量占据宇宙73%的质能。 8、一般情况下，年轻星团里面的质量很小的金属丰度较低。 答：此观点错误。年轻的星是从被年老死亡的恒星的残骸"污染"了的星云中诞生的, 这些残骸含有大量的核反应产物, 因此丰度较高. 而那些从大爆炸中诞生的第一批恒星仅由氢和氦构成, 所以它们的金属丰度异常的低 9、型超新星的起源 答：型超新星爆发前是密近双星系统中的一颗白矮星它周围体壳由于另一颗子星的引力吸积而被完全剖离，此时他反过来吸积周围物质，质量超过钱德拉塞卡极限（上限）后爆炸而形成。 10、冥王星不再属于太阳系的一颗大行星而降级为矮行星的原因？ 答：冥王星的质量很小为1.27×Kg，周期为248年，公转轨道为39.5个天文单位，其轨道为椭圆轨道，则轨道平面与其它太阳系八大行星差别大，不满足行星的条件：1、该天体位于围绕太阳的轨道上。2、该天体有足够大质量来克服团体引力以达到流体力平衡状态。3、该天体有足够引力清空其轨道附近天体的条件。2006年被国际天文学联合会开除大行星位置，成为一颗矮行星。 11、旋涡星系的质量测定主要利用位力定力 答：一类具有旋涡结构的星系，中心是球状或椭球状核球，星系外面是扁平的星系盘，从核球两端延伸出两条或两条以上螺旋状旋臂叠加在星系盘上星系盘外面是球状星系。 旋涡星系定义：具有旋涡状结构的星系，包括正常旋涡星系和棒旋星系。外形呈旋涡结构，有明显的核心，核心呈凸透镜形，核心球外是一个薄薄的圆盘，有几条旋臂，在旋涡星系中有一类的核心不是球形，而是棒状，旋臂从棒的两端生出，称为棒旋星系。 12、白矮星：白矮星(White Dwarf)是一种低光度、高密度、高温度的恒星。因为它的颜色呈白色、体积比 较矮小，因此被命名为白矮星。白矮星是一种晚期的恒星。根据现代恒星演化理论，白矮星是在红巨星的中心形成的。白矮星是一种很特殊的天体，它的体积小、亮度低，但质量大、密度极高。比如天狼星伴星（它是最早被发现的白矮星），体积和地球相当，但质量却和太阳差不多，它的密度在1000万吨/立方米左右。 13、脉冲星：脉冲星（Pulsar），又称波霎，是中子星的一种，为会周期性发射脉冲信号的星体，直 径大多为20千米左右，自转极快。