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奇異星 | 第三個量子效應是由於希格斯玻色子的出現，相關的連鎖反應導致真空極化效應的出現，奇異物質團並非如同原有理論所稱的具備極長久的穩定性，一部分連鎖反應當可成為夸克輕子的轉換來源，解釋了夸克星當中的弱作用力輕子生成源，而虛粒子對的出現使得夸克星某些局部可以進入比奇異物質更高密度的物質狀態，因此邁向更高的星體密度，向下一步更高密度星體演化的理論可以得到完善的解釋，亦即比夸克星更高密度的星體應當是理論上可以存在的。
希格斯玻色子應當也是夸克星星震的主要貢獻來源之一。
### 弦理論的推論
弦理論是另外一個極為有效的推論方法，但是由於弦理論的預測至今為止沒有任何一項被驗證，因此學界普遍不採信。這包含使用快子場論、量子蟲洞、弦場論（Torsi... | [
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奇異星 | 因此，夸克星是否存在需要這些實驗確認以後，才能透過觀測來逐步推敲及驗證，討論夸克星是否真實存在，這些實驗完成驗證之前，言之尚早。
目前夸克星機制當中，為方便建立模型而忽略太多重要的細節，大量物理環節都僅僅停留在猜想階段，實驗目前不能驗證其真實性，存在太多變因使過往發展的夸克星模型必須進行修正，此為主要由實驗物理學家所持有保守懷疑態度的堅強反對理據。
## 夸克物質形成機制理論
### 十重態群以下、四夸克以上狀態的粒子
實驗室當中發現的十重態群以下、四夸克以上狀態的粒子：
* Jaffe 1977，建議四夸克狀態的粒子存在，其奇異狀態為（qsqs）。
* Jaffe 1977，建議 H dibaryon，六夸克狀態有相同數... | [
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奇異星 | * 2012 年，日本 Belle 實驗室發現 2 個帶電荷的介子態，Z+
b(10610) 和 Z+
b(10650)，這兩個介子最簡單的夸克結構是四夸克 bbud。
* 2013 年 3 月，Zc(3900) 四夸克態由中國北京正負電子對撞機上的 BESIII 合作組公布發現，一周後日本 Belle 實驗室發現了稱為 Z (3895) 的同一種粒子。美國的研究人員採用美國康奈爾大學 CLEO-c 實驗保存的數據證實了。2013 年底，伴隨粒子 Zc(4020) 與 Zc(4025) 四夸克態由 BESIII 公布發現。這種介子態的四夸克結構是 ccud。
* 2014 年初，Z (4430) 四夸克態由 LHCb 成功確認。... | [
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奇異星 | 夸克星產生的帶負電荷奇異物質能與正常粒子發生作用。
一般而言，奇異物質（Strangelet）都是帶正電荷的，但是在高能撞擊下，卻能形成帶負電荷奇異物質。夸克星的形成機制，卻正好是高能撞擊，因此，如果奇異物質理論正確，帶負電荷奇異物質在極超新星爆發下，並非是個罕見物質。
帶負電荷奇異物質與正常粒子發生作用是一個極危險的反應，並且將正常原子轉化成奇異物質。如果這個反應不幸的是個連鎖反應（按照地球尚未被毀滅的狀況來推論，應該不會是連鎖反應，但是並沒有實際的實驗數據說明它的性質），那麼極超新星爆發的粒子與地球撞擊，將是一個極度可怕的災難。
至今為止，奇異物質理論都還只是一個假說，許多的爭辯還在進行當中。例如，於所有的射線搜尋當中，都... | [
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奇異星 | $Q={\frac {m_{e}+m_{\mu }+m_{\tau }}{({\sqrt {m_{e}}}+{\sqrt {m_{\mu }}}+{\sqrt {m_{\tau }}})^{2}}}\approx {\frac {2}{3}}$ ,
1⁄3 < Q < 1 是極為明顯的。
電子、μ 子及 τ 子的實驗測量值分別為 _m_e = 0.510998910(13) MeV/_c_2, _m_μ = 105.658367(4) MeV/_c_2, 及 _m_τ = 1776.84(17) MeV/_c_2，因而得出 $Q=0.666659\approx {\frac {2}{3}}$ 。
小出義夫輕子質量公式是物理學當... | [
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奇異星 | 「密度均勻說」是理想實驗室下的條件，假定了物質完全不發生衰變的條件下才會發生，它將實際上大約 1.7% 衰變的生成率設定為 0%，在物理上 1.7% 衰變生成率是非常高的數值，這意味夸克星內核經常性會發生粒子衰變，導緻密度均勻性的破壞，因此「密度均勻說」是一個看似合理卻完全錯誤的夸克星說法。會有這種說法的出現，基本上來源自科普文章作者並不讀專業論文或是無法讀懂專業論文，刻意或根本無知地將邊界條件設定去除或忽略，而這些邊界條件是絕對重要而不可去除的，科普文章作者選擇性地將容易吸引讀者目光的內容加入，卻不提及其發生可能性高度接近於零，因而導致將錯誤的說法到處傳播的問題。
宣稱星體可以穩定者多數從某一個角度推算而得到結論（例如只從量子力... | [
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奇異星 | 伽瑪射線爆（GRB）不能含有高含量的「重子」，否則能量無法供應粒子進行高速運動而產生伽瑪射線爆，然而，「夸克星」卻是富含「重子」的星體，中子星與夸克星是幾乎完全由「重子」所構成的星體，如何解釋幾乎完全由「重子」所組成的星體卻會發出重子低含量的伽瑪射線爆，成了星體能源模型理論上的超級困難。中子星因為星體中還可以含有相當數量的輕子，因此解釋上困難度不大。夸克星因為在坍縮時期所造成的輕子含量大幅度降低，解釋夸克星的重子含量比例則成了能量上的超級難題。
「重子污染」主要是因為理論不完備而在理論模型上發生解釋上的困難，並非真正會發生「污染重子現象」。
「重子污染困難」導致學界在對待「高速旋轉中子星」是否為夸克星的認定上，形成了長久的極大保... | [
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奇異星 | 重力真空星當中的真空極化機制（quark vacuum polarization），是否會在夸克星內核當中觸發「中微子爆發」，伴隨「夸克星星震」，目前依然決定著夸克星結構機制上的一個重大疑問。夸克星結構至今為止，並未有定論，內核是否有真空極化所產生的空間壁，學術研究上還有疑義。
真空極化現象需要電磁場，這表示夸克星內部必須產生強磁與電場，電磁場來源的機制則必須有來源。
如果夸克星不存在真空極化現象，則演化成重力真空星、模糊球及黑洞的理論全部遭遇理論困難，必須尋求替代解釋方案。
如果夸克星存在真空極化現象，夸克星演化過程當中會產生重力真空星當中的空間壁，內部存在擬視界層，中心為空洞或是存在空間泡，則現有的夸克星模型幾乎全部都是錯... | [
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奇異星 | 使用「時間量子理論」（Caldirola-Montaldi Chronon Model）推導可得相對比較正確的結論，原始的 Caldirola-Montaldi 時間量子方程如下：
: $\theta _{0}={\frac {1}{6\pi \epsilon _{0}}}{\frac {e^{2}}{m_{0}c^{3}}}\ $
由於 m0 會導致無限大的出現，此一原始方程實際不具備正確的物理含意，物理含意無法正確詮釋，修正為如下方程：
: $\theta _{0}m_{0}={\frac {1}{6\pi \epsilon _{0}}}{\frac {e^{2}}{c^{3}}}\ $
則得到「時間量子與質量的... | [
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奇異星 | 如果第三方實驗數據確認發現希格斯玻色子，則夸克星的引力機制及質量生成機制，涉及使用「廣義相對論」的部份，必須全面修改，做更進一步深入研究，則可檢驗「廣義相對論」是否是一個錯誤的物理理論有很大的幫助。目前可替代「廣義相對論」的新理論則有霍拉瓦重力及 Scalar invariant 系列的等價延展理論，霍拉瓦重力對勞倫茲變換在高能區域做了新的處理方式，等價延展理論則去除掉「廣義相對論」的一些不太恰當的假設，如果成功結合 Unparticle 理論，全系列的物理理論都會相對比較協調，消解掉「廣義相對論」所造成的長年爭議。以目前而言，採用「廣義相對論」對夸克星推導，都持續產生矛盾的推論結果，採用新的量子引力理論來推導夸克星機制，會有比較新... | [
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奇異星 | 以目前來說，**夸克星**仍只是理論上的假設星體，尚未獲得證實，目前所觀測的潛在夸克星僅為臆測。至 2011 年一月為止，有七個天體被懷疑是**夸克星**，分別為 RX J1856.5-3754、3C58、XTE J1739-285、SN 1987A、SN 2005gj、SN 2005ap 及 SN 2006gy。1998 年左右，兩顆由華人天體物理學家所提出的高速旋轉中子星可能是夸克星，但是因為提不出數據驗證，其他組的天體物理學家給出不同的分析結果，因而未被列入候選星當中。如果將超過 300Hz 的高速旋轉中子星及超強磁中子星也列入夸克星候選星，則可能是夸克星的天體大約達三十餘顆，例如 SAX J1808.4-3658（401Hz... | [
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奇異星 | 錢德拉 X 射線天文台 ACIS S3 所得數據顯示距離太陽 10,000 光年左右的 3C58 則是過冷，無法用標準理論解釋中子星形成機制。但是所使用的模型是 QGP「夸克膠子電漿模型」，並非「夸克 - 膠子 - 引力機制」，RHIC 及 LHC 報告 hadronic gas、mixed phase、QGP 三者有相當程度的不同，使用 QGP 解釋夸克星非常不適當，推測它是夸克星，也有很大的觀測困難，對其是否屬於夸克星並沒有很大幫助，只能說明它可能不是中子星，尚沒有辦法斷定它是哪一種星體。
### XTE J1739-285
愛荷華大學教授認為距離 39,000 光年的 XTE J1739-285 可能是潛在的**夸克星**... | [
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奇異星 | SN 2005gj 離地球約為 8 億 6400 萬光年，由史隆尋天計畫於 2005 年 9 月 29 日所發現的，光度超過 SN 1991T 的三倍，能量遠超過正常超新星爆發。由於距離地球太遠，實際的觀測技術無法了解具體細節，僅能以理論推斷其爆發結果所產生的星體並非中子星或黑洞，唯一合理的「推論」是爆發結果產生了夸克星。
### SN 2005ap
SN 2005ap 是 ROTSE-IIIb 於 2005 年四月三日發現，距離地球大約 47 億光年，光度超過 SN 2006gy 大約兩倍，是目前發現的超新星爆發規模最大的一個，是正規 II 型超新星爆發的 300 倍左右。此等規模的超新星爆發，理論預測應該會產生夸克星，但是目... | [
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奇異星 | 由於對於「奇異物質」的物理性質了解甚少，學術上的爭辯依然在進行當中，尚不足以完成精確的計算，目前連 LHC 的能量等級均不足以製造並找到「奇異物質」，因此上述數據出入數字甚大，是否會發生上述所稱的災難，高能天體物理學界看法兩極化，目前僅知因為帶負電荷奇異物質能夠與正常的粒子發生作用，只要極少量的（少於十顆）帶負電荷奇異物質（Negatively Charged Strangelet）撞擊地球，就能給地球帶來四億五千萬年前奧陶紀與志留紀時期毀滅性的結果。天體物理學界對於「海山二」的興趣極高，花費極大量的資源、金錢及太空天文望遠鏡專門投注於海山二研究，2003 年甚至曾經動用全球的望遠鏡來觀測海山二的 X 光蝕，可見其十分受天體物理學家... | [
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奇異星 | 據某些推論分析，「超強磁中子星」應該是夸克星，磁層輻射應當與典型中子星有磁場等級上的極大區分，然而，這些理論在輕子含量比例、電荷分離、真空極化、漂移子脈衝、熱輻射機制及非熱輻射機制等等解釋上均遭遇重大矛盾。因此，目前學界依然將超強磁中子星歸類在中子星裡面。
### 星爆特徵
中子星與夸克星的星爆與星震由於基本組成物質特性大不相同，伽瑪射線爆所造成的現象有所區分。
### 時空場差異
由於中子星與夸克星的兩項主要差異「旋轉速度」及「質量半徑關係」所造成的物理現象，中子星與夸克星的時空場有所區別，係為極佳的區分方式。
### 表面物理
中子星表面一般有碳大氣層及電子殼層，夸克星的表面理論上應當是 H 雙重子與碳大氣層混和，有... | [
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0.10527368634939194,
-0.4344412088394165,
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奇異星 | * Perhaps a Stable Dihyperon Subscription or purchase required
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-0.3208035528659... |
积分 | **積分**（英語：Integral）是微積分學與數學分析裡的一個核心概念。通常分為**定積分**和**不定積分**兩種。直觀地說，對於一個給定的正實值函數 $f(x)$ ， $f(x)$ 在一個實數區間 $[a,b]$ 上的定積分
:
可以在數值上理解為在 $\textstyle Oxy$ 坐標平面上，由曲線 $(x,f(x))$ （ $x\in [a,b]$ ），直線 $x=a$ ， $x=b$ 以及 $x$ 軸圍成的曲邊梯形的面積值。
$f(x)$ 的不定積分（或原函數）是指任何滿足導數是函數 $f(x)$ 的函數 $F(x)$ 。一個函數 $f(x)$ 的不定積分不是唯一的：只要 $F(x)$ 是 $f(x)$ ... | [
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-0.20806725323200... |
积分 | 問題中的「下方」面積，是指函數 $y=f(x)$ 的圖象與 x 軸之間的部分的面積 $S$ （見右圖）。我們把這個面積稱為函數 $f$ 在區間 [0,1] 上的積分，寫作：
: $S=\int _{0}^{1}{\sqrt {x}}\,\mathrm {d} x\,\!.$
其中的 $\mathrm {d} x$ 稱為**積分變量**，表示要求面積的範圍是用坐標軸橫軸的刻度計算； $\int _{0}^{1}$ 則表示從 0 開始算起，到 1 為止，稱為**積分範圍**或**積分域**，其中 0 稱為**積分下界**，1 稱為**積分上界**， $\int $ 叫做**積分號**，是從拉長的字母 S 演變過來的。函數 ${\... | [
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-0.059631071984767914,
-0.0493463464081287... |
积分 | : ${\sqrt {\frac {0}{12}}}\left({\frac {1}{12}}-0\right)+{\sqrt {\frac {1}{12}}}\left({\frac {2}{12}}-{\frac {1}{12}}\right)+\cdots +{\sqrt {\frac {11}{12}}}\left(1-{\frac {11}{12}}\right)\approx 0.6203.\,\!$
於是，面積 $S$ 的取值介於 0.6203 和 0.7497 之間。要取得更加精確的估計，可以將橫軸細分成更多的部分，並按照同樣的方法放置長方形，計算長方形的面積之和。隨著長方形越來越多，每個長方形越來越「細」，計算出... | [
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-0.13274379074573517,
0.06118561699986458... |
积分 | 如果變量不只一個，比如說在二重積分中，函數 $f(x,y)\,\!$ 在區域 D 上的積分記作
: $\iint _{D}f(x,y)\,\!\,\mathrm {d} \sigma $ 或者 $\iint _{D}f(x,y)\,\!\,\mathrm {d} x\mathrm {d} y$
其中 $\mathrm {d} \sigma $ 與區域 D 對應，是相應積分域中的微分元。
## 嚴格定義
定義積分的方法不止一種，各種定義之間也不是完全等價的。其中的差別主要是在定義某些特殊的函數：在某些積分的定義下這些函數不可積分，但在另一些定義之下它們的積分存在。然而有時也會因為教學的原因造成定義上的差別。最常見的積分定義... | [
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0.4394300580024719,
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-0.27924671769142... |
积分 | 最簡單的取樣分割方法是將區間均勻地分成若干個長度相等的子區間，然後在每個子區間上按相同的準則取得標記點。例如取每個子區間右端 $t_{i}=x_{i+1}$ （見左圖左上角）或者取每個子區間上函數的極大值對應的 $t_{i}$ （左圖左下角）等等。不同的取樣分割方式得到的黎曼和一般都不相同，而如果當 $\lambda $ 足夠小的時候，所有的黎曼和都趨於某個極限，那麼這個極限就叫做函數 $f$ 在閉區間 $[a,b]$ 上的黎曼積分。即， $S$ 是函數 $f$ 在閉區間 $[a,b]$ 上的黎曼積分，若且唯若對於任意的 $\epsilon >0$ ，都存在 $\delta >0$ ，使得對於任意的取樣分割 $x_{0},\ldot... | [
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积分 | 勒貝格積分的概念定義在測度的概念上。測度是日常概念中測量長度、面積的推廣，將其以公理化的方式定義。黎曼積分實際可以看成是用一系列矩形來儘可能鋪滿函數曲線下方的圖形，而每個矩形的面積是長乘寬，或者說是兩個區間之長度的乘積。測度為更一般的空間中的集合定義了類似長度的概念，從而能夠「測量」更不規則的函數曲線下方圖形的面積，從而定義積分。在一維實空間中，一個區間 _A_ = [_a_, _b_] 的勒貝格測度 μ(_A_) 是區間的右端值減去左端值， _b_ − _a_。這使得勒貝格積分和正常意義上的黎曼積分相兼容。在更複雜的情況下，積分的集合可以更加複雜，不再是區間，甚至不再是區間的交集或併集，其「長度」則由測度來給出。:Intro.3
... | [
-0.24813725054264069,
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-0.02904144115746... |
积分 | 這個積分可以用以下的方式逼近：
: $\int f\,d\mu =\lim _{n\to +\infty }\left[\sum _{k=0}^{n2^{n}-1}{\frac {k}{2^{n}}}\mu \left({\frac {k}{2^{n}}}\leqslant f<{\frac {k+1}{2^{n}}}\right)+n\mu (f\geqslant n)\right]=\lim _{n\to +\infty }\left[{\frac {1}{2^{n}}}\sum _{k=0}^{n2^{n}-1}\mu \left({\frac {k}{2^{n}}}\leqslant f\right)\right]$ ... | [
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积分 | 給定一個可測集合 $A$ ，可以定義可積函數在 $A$ 上的積分為：
: $\int _{A}f\,d\mu =\int f1_{A}\,d\mu .$ :345
### 其他定義
除了黎曼積分和勒貝格積分以外，還有若干不同的積分定義，適用於不同種類的函數。
* 達布積分：等價於黎曼積分的一種定義，比黎曼積分更加簡單，可用來幫助定義黎曼積分。
* 黎曼－斯蒂爾傑斯積分：黎曼積分的推廣，用一般的函數 g (x) 代替 x 作為積分變量，也就是將黎曼和中的 $(x_{i+1}-x_{i})$ 推廣為 $(g(x_{i+1})-g(x_{i}))$ 。
* 勒貝格－斯蒂爾傑斯積分：勒貝格積分的推廣，推廣方式類似於黎曼－斯蒂爾傑... | [
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积分 | : $\int _{\mathcal {I}}(\alpha f+\beta g)\,d\mu =\alpha \int _{\mathcal {I}}f\,d\mu +\beta \int _{\mathcal {I}}g\,d\mu .$
在積分區域上，積分有可加性。黎曼積分意義上，如果一個函數 $f$ 在某區間上黎曼可積，那麼對於區間內的三個實數 a, b, c，有
: $\int _{a}^{c}f(x)\,dx=\int _{a}^{b}f(x)\,dx+\int _{b}^{c}f(x)\,dx\,$
如果函數 $f$ 在兩個不相交的可測集 ${\mathcal {I}}$ 和 ${\mathcal {J}}$... | [
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积分 | 函數的積分表示了函數在某個區域上的整體性質，改變函數某點的取值不會改變它的積分值。對於黎曼可積的函數，改變有限個點的取值，其積分不變。對于勒貝格可積的函數，某個測度為 0 的集合上的函數值改變，不會影響它的積分值。如果兩個函數幾乎處處相同，那麼它們的積分相同。如果對 ${\mathcal {F}}$ 中任意元素 $A$ ，可積函數 $f$ 在 $A$ 上的積分總等於（大於等於）可積函數 $g$ 在 $A$ 上的積分，那麼 $f$ 幾乎處處等於（大於等於） $g$ 。
### 介值性質
如果 $f$ 在 ${\mathcal {I}}$ 上可積， $M$ 和 $m$ 分別是 $f$ 在 ${\mathcal {I}}$ 上的最大值... | [
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-0.1892091482877731... |
积分 | : $\left(\int _{\mathcal {I}}(fg)(x)\,dx\right)^{2}\leq \left(\int _{\mathcal {I}}f(x)^{2}\,dx\right)\left(\int _{\mathcal {I}}g(x)^{2}\,dx\right).$
而更廣泛的赫爾德不等式也有積分版本。設有正實數 $p$ 和 $q$ ，其倒數和為 1： ${\frac {1}{p}}+{\frac {1}{q}}=1$ ，則對黎曼可積函數 $f$ 和 $g$ ，有以下不等關係（在下式各項有意義的時候）：
: $\left|\int f(x)g(x)\,dx\right|\leqslant \le... | [
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积分 | ## 推廣
### 反常積分
狹義的黎曼積分中，被積函數是定義在閉區間（長度有限）上的函數，因此取值也是在有限區間中。反常積分也稱為廣義積分，是對更一般區間上的函數定義的積分，研究在狹義黎曼積分的被積函數條件沒有滿足時，是否能夠有積分的定義。一個基本的情形是，被積函數在半開區間 [_a_, _b_) 上有定義，然而在自變量趨向開區間的某一端（比如說 _b_）時，函數有「瑕點」（函數值趨向無窮或沒有極限）。這時候，考察被積函數在閉區間 [_a_, _b_ - ε] 上的積分值 $I_{\epsilon }$ ，如果當其中的正實數 ε 趨向於 0 的時候，積分值 $I_{\epsilon }$ 趨於一個極限 $I$ ，那麼就稱被積函... | [
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积分 | 首先考察 1 到正無窮大的部分，依據上述方法，可以首先考察 $f(x)$ 在閉區間 [1, _t_] 上的積分：
: $I_{t}=\int _{1}^{t}{\frac {\mathrm {d} x}{(x+1){\sqrt {x}}}}=2\arctan {\sqrt {t}}-{\frac {\pi }{2}}$
當實數 _t_ 趨於無窮大的時候，上述積分值的極限為 $\lim _{t\to \infty }\left(2\arctan {\sqrt {t}}-{\frac {\pi }{2}}\right)={\frac {\pi }{2}}.$ 所以 $f(x)$ 從 1 到正無窮大的積分可以定義為：
: $... | [
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积分 | : $\int _{0}^{\infty }{\frac {\mathrm {d} x}{(x+1){\sqrt {x}}}}=\int _{0}^{1}{\frac {\mathrm {d} x}{(x+1){\sqrt {x}}}}+\int _{1}^{\infty }{\frac {\mathrm {d} x}{(x+1){\sqrt {x}}}}={\frac {\pi }{2}}+{\frac {\pi }{2}}=\pi $
### 多重積分
狹義積分的積分範圍是實數的一個區間或者可測子集。多重積分將積分範圍擴展到多維空間中的區域或可測子集。比如說二重積分的積分範圍是平面上的一個區域。這時候積分 $\int _{D... | [
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积分 | 路徑積分也稱曲線積分，可以看作是區間上積分的推廣。積分的範圍不是區間（直線段），而是高維空間中的有向曲線。後者稱為積分路徑。路徑積分有很多種類，當積分路徑為閉合曲線時，稱為環路積分或圍道積分。路徑積分的被積函數可以是純量函數（純量場）或向量函數（向量場）。如果被積函數 F 是一個梯度場，那麼 F 的曲線積分與所取的路徑無關，而只與路徑的起點和終點的選取有關。與路徑積分類似，平面區域的二重積分可以推廣為在高維空間中的（有向）曲面上進行積分，稱為曲面積分。路徑積分和曲面積分是物理學中很重要的工具，例如計算電場或重力場中的做功、量子力學中計算粒子出現的概率，會用到路徑積分。流體力學中計算流體的流量、電力學中使用高斯定律計算電場和電荷分布時... | [
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磁化學 | **磁化學**（magnetic chemistry）是化學的分支，研究化學物質與電磁的關係。物質的磁性的產生，和原子或分子中電子的種種特性有關。
磁化學即研究分子原子中特性與磁學相關的化學問題。
## 磁化率
磁化學中最重要的指標就是磁化率。它衡量物質放在磁場中產生相互作用的強度。**體積磁化率**，用符號 $\chi _{v}$ 表示，由如下關係定義：
: ${\vec {M}}=\chi _{v}{\vec {H}}$
其中， ${\vec {M}}$ 是材料的磁化強度（單位體積中的磁偶極矩），用安培每米（國際單位制）表示； ${\vec {H}}$ 是磁場強度，也用安培每米表示。磁化率是無量綱量。在化學中，**摩... | [
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磁化學 | 在特定晶體材料中，獨立的磁矩會相互排列起來（磁矩既有強度也有方向）。這就導致了鐵磁性、反鐵磁性和亞鐵磁性。這些晶體性質是整體而言的，和化學性質幾乎沒有關係。
## 科研
2020 年 10 月，中國科學院合肥物質科學研究院強磁場中心磁性功能材料與器件研究團隊利用洛倫茲透射電子顯微鏡研究了 Kagome 晶體 Fe3Sn2 中的磁結構，澄清了該類材料中的複雜多拓撲態的起源。2021 年 7 月，中國中科院合肥物質科學研究院強磁場中心盛志高研究團隊，利用穩態強磁場大科學裝置 SM1 超導磁體開展特殊功能材料研究，發現強磁場可以有效調控化學反應的速率、反應路徑以及反應產物。
## 參考 | [
0.3845095932483673,
0.2395944446325302,
0.10607288777828217,
0.25577977299690247,
0.06521519273519516,
-0.1543736755847931,
0.07249587774276733,
0.35653841495513916,
0.36782851815223694,
0.13820698857307434,
0.0563010573387146,
0.3370477855205536,
-0.48008066415786743,
-0.16377456486225128... |
安时 | **安培**（英語：ampere，法語：ampère）簡稱**安**（amp），是電流強度的單位，國際單位制七個基本單位之一，符號 **A**。安培是以法國數學家和物理學家安德烈 - 馬里・安培命名的，為了紀念他在古典電磁學方面的貢獻。
實際情況中，安培是對單位時間內通過導體橫截面的電荷量的度量。1 秒內通過橫截面的電荷量為 1 庫侖（6.241×1018 個電子的電荷量）時，電流強度為 1 安培。1 安培也相當於 1 伏特電壓施加在 1 歐姆阻抗時，所通過的電流量（電流強度）。
比一安培小的電流可以用毫安、微安等單位表示。
* 1 安（A）= 1000 毫安（mA）
* 1 毫安（mA）= 1000 微安（μA）
## 定... | [
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0.14823052287101746,
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安时 | * 手機充電電流 0.5-2A （快充可到 5A 以上)
* 閃電約 1×104A
* 住宅配電箱約 60A
* 住宅斷路器，常見的有 10/20A
* 塑殼斷路器（MCCB），常見 200-800A
* 空氣斷路器（ACB），用於低壓電（380V），常見 1600/2500/4000A
* 用於配電的 1650kVA 三相變壓器，低壓線圈（380V）最大輸出 2500A
## 參見
* 安培計
* 電流
* 歐姆定律
* 庫侖
* 必歐 - 沙伐定律
## 注釋
## 參考資料
## 外部連結
* The NIST Reference on Constants, Units, and Uncertainty（頁面存檔備... | [
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绝对黑体 | 在熱力學中，**黑體**（英語：Black body），是一個理想化的物體，它能夠吸收外來的全部電磁輻射，並且不會有任何的反射與透射。隨著溫度上升，黑體所輻射出來的電磁波與光線則稱做黑體輻射。這個名詞在 1862 年由古斯塔夫・克希荷夫所提出並引入熱力學內。
## 定義簡述
黑體對於任何波長的電磁波的吸收係數為 1，透射係數為 0。但黑體未必是黑色的，即使不反射任何的電磁波，它也可以放出電磁波，而這些電磁波的波長和能量則全取決於黑體的溫度，不因其他因素而改變。
對於人的視覺而言，黑體在 700K 以下時看起來是黑色的，這是由於在 700K 之下的黑體所放出來的輻射能量很小且輻射波長在可見光範圍之外。若黑體的溫度高過上述的溫度的... | [
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绝对黑体 | 在實驗室內，研究者們可以模擬最靠近黑體的設備是大型空腔表面所開的一個小洞。只要有光線射向這個小洞，光線便會在空腔內反射或者被空腔內的牆壁所吸收，而只剩下微乎極微的光線可以再由洞口射出，亦即入射的光線幾乎都被吸收了，而沒有反射。如此，這個小洞就有如一個黑體一般，而且當空腔開始加熱以後，小洞發出來的輻射所形成的光譜將會以量子化計算且和空腔材質無關。依據克希荷夫熱輻射定律，光譜的圖形只和空腔的溫度有關，而和其他因素沒有關係。
## 解釋
### 黑體模擬裝置
通常，可以用一個開有小孔的腔體模擬黑體。射入小孔的電磁波經過多次反射後也難以射出，可以認爲電磁波被完全吸收。因此這個小孔就成爲一個黑體。但對於波長大於小孔直徑的電磁波，將有部分... | [
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绝对黑体 | 幾乎完美的黑色材料的其他示例是通過化學刻蝕鎳磷合金 (nickel–phosphorus alloy)，垂直排列的碳奈米管陣列 (vertically aligned carbon nanotube arrays) 和花朵碳奈米結構 (flower carbon nanostructures) ； 都吸收 99.9％或更多的光。（奈米碳管黑體）
## 參考文獻
## 參見
* 黑體輻射
* 普朗克公式
* 白體 (物理學)
* 克希荷夫熱輻射定律
* 斯特凡－波茲曼定律 | [
0.3686060309410095,
0.3985171616077423,
0.14860254526138306,
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-0.1101052388548851,
-0.3358136117... |
黑体辐射 | **黑體輻射**指處於熱力學平衡態的黑體發出的電磁輻射。黑體輻射的電磁波譜只取決於黑體的溫度。另一方面，所謂黑體輻射是光和物質達到平衡所表現出的現象。物質達到平衡，所以可以用一個溫度來描述物質的狀態，而光和物質的交互作用很強，如此光和光之間也可以用一個溫度來描述（光和光之間本身不會有交互作用，但光和物質的交互作用很強），而描述這關係的便是普朗克分佈（Planck distribution）。黑體輻射能量按波長的分布僅與溫度有關。
黑體不僅僅能全部吸收外來的電磁輻射，且散射電磁輻射的能力比同溫度下的任何其它物體強。對於黑體的研究，使自然現象中的量子效應被發現。而黑體作為一個理想化的物體，在現實中是不存在的，因此現實中物體的輻射也與理... | [
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-0.2222447693347... |
黑体辐射 | 這意味著黑體輻射本領等價於普適函數（與物質無關）
同時也可以以用 $E(\lambda ,T)$ 來表達輻射本領
: $E(\lambda ,T)={\frac {\nu ^{2}}{c}}E(\nu ,T)$
$$
E(\lambda ,T)$ 的單位為 $J/m^{3}\cdot s
$$
### 黑體輻射的普朗克公式
用於描述在任意溫度 $T\,$ 下，從一個黑體中發射的電磁輻射的輻射率與電磁輻射的頻率的關係公式。這裡輻射率是頻率 $\nu $ 的函數：
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黑体辐射 | : $\lambda '_{\mathrm {max} }={\frac {5.1\times 10^{-3}{\mbox{ m·K}}}{T}}$
### 黑體輻射的斯特藩 - 玻爾茲曼定律
這條定理指出，一個黑體表面單位面積放出的能量正比於其絕對溫度的 4 次方：
: $j^{\star }=\sigma T^{4},$
其中 $j^{\star }$ ：單位面積單位時間所放出的總能量，[ $J\cdot {s^{-1}}\cdot {m^{-2}}$ ]
$T$ : 黑體的絕對溫度，[_K_ ]
$\sigma $ ：斯特藩 - 玻爾茲曼常數，
: $\sigma ={\frac {2\pi ^{5}... | [
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-0.0470543317496776... |
黑体辐射 | 熱對流和體液蒸發也是人體散失能量的重要因素。因為努塞爾特數遠遠大於單位一，所以熱傳導可以忽略。蒸發（汗液）這個要素只有在熱輻射和熱對流在某個恆溫環境內不起主導因素時才給予考慮。自由熱傳導率儘管比輻射率小，但是也是可以進行比較的。因此，人體在靜止涼爽的環境中散失的總熱能的三分之二是由於熱輻射導致的。由於使用了很多假設情況下的近似值，所以這個結果只能算是粗略的估計。人體周圍的空氣運動所引起的對流或是體液蒸發同樣和熱輻射一樣是導致體能流失的重要因素。
如果在人體這個黑體上使用維恩位移定律，可以得到人體放出輻射的波長峰值為：
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黑体辐射 | : $P_{SE}=P_{Semt}\left({\frac {\pi R_{E}^{2}}{4\pi D^{2}}}\right)\qquad \qquad (2)$
其中
: $R_{E}\,$ : 地球的半徑
: $D\,$ ：天文單位， 太陽與地球的平均距離
由於本身的高溫，太陽發出的射線大多數屬於紫外線和可見光（UV-Vis）頻率範圍。在這個頻率範圍內，地球會反射一部分能量，其數量為 $\alpha $ ，即地球對 UV-Vis 範圍射線的反照率。反過來，即地球吸收了 $1-\alpha $ 的太陽光，並反射了剩下的。地球和其大氣層所吸收的能量為：
: $P_{abs}=(1-\alpha )\,P_... | [
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黑体辐射 | : $T_{S}=5778\ \mathrm {K} ,$
: $R_{S}=6.96\times 10^{8}\ \mathrm {m} ,$
: $D=1.496\times 10^{11}\ \mathrm {m} ,$
: $\alpha =0.306\ $
並將平均放射率設為單位量，可以得到地球的「有效溫度」為：
: $T_{E}=$ 254.356 K or -18.8 ℃.
這個溫度值是基於地球是一個完全黑體的假設，忽略溫室效應並認為地球的反照率完全不變的基礎上得到的。而實際上地球僅是非常接近一個完美黑體，所以必須將估計溫度定為比有效溫度高出好幾度。如果想要估計地球在沒有大氣層的情況下的溫度... | [
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代数几何 | **代數幾何**（英語：**algebraic geometry**）是數學的一個分支，經典代數幾何研究多項式方程的零點。現代代數幾何將抽象代數，尤其是交換代數，同幾何學的語言和問題結合起來。
代數幾何的基本研究對象為代數簇。代數簇是由空間坐標的若干代數方程的零點集。常見的例子有平面代數曲線，比如直線、圓、橢圓、拋物線、雙曲線、三次曲線（非奇異情形稱作橢圓曲線）、四次曲線（如雙紐線，以及卵形線）、以及一般 n 次曲線。代數幾何的基本問題涉及對代數簇的分類，比如考慮在雙有理等價意義下的分類，即雙有理幾何，以及模空間問題，等等。
代數幾何在現代數學占中心地位，與多複變函數論、微分幾何、拓撲學和數論等不同領域均有交叉。始於對代數方程組... | [
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代数几何 | ## 基本概念
### 聯立多項式的零點
在古典代數幾何中，主要的研究對象是一組多項式的公共零點集，即同時滿足一個或多個多項式方程的所有點組成的集合。 例如，在三維歐幾里德空間 $\mathbb {R} ^{3}$ 中的單位球面被定義為滿足方程
: $x^{2}+y^{2}+z^{2}-1=0$
的所有點 $(x,y,z)$ 的集合。
一個 "傾斜的" 圓周在三維歐幾里德空間 $\mathbb {R} ^{3}$ 中可以被定義為同時滿足如下兩個方程
: $x^{2}+y^{2}+z^{2}-1=0$ ，
: $x+y+z=0$
的所有點 $(x,y,z)$ 的集合。
### 仿射簇
現在我們開始進入稍... | [
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-0.41092... |
代数几何 | 在一些特殊情況下，可以用局部化方法把配分函數原在無限維空間的積分化簡爲在有限維空間的積分。對不同的作用量而言，這個過程給出了代數幾何的幾種計數理論，包括：
* Gromov Witten 不變量（即 IIA 型弦論）
* 辛流形裡的全純曲線計數
* Seiberg Witten 不變量
* Chern Simon 數規範場
IIB 型弦論則利用了 Hodge 結構的形變來計算。
## 主要研究者
* 亞歷山大・格羅滕迪克
* 讓 - 皮埃爾・塞爾
* 奧斯卡・扎里斯基
* 安德烈・韋伊
* 米高・弗朗西斯・阿蒂亞
* 愛德華・威滕
* 小平邦彥
* 森重文
* 廣中平祐
* 梅村浩
* 飯高茂
* 斎藤秀司
* 周煒良
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-0.11793667823076248,
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代数几何 | * David Mumford. Algebraic Geometry I: Complex Projective Varieties 2nd ed. Springer-Verlag. 1995. ISBN 978-3-540-58657-9. 引文格式 1 維護：冗餘文本 (link)
* Miles Reid. Undergraduate Algebraic Geometry. Cambridge University Press. 1988. ISBN 978-0-521-35662-6.
* Igor Shafarevich. Basic Algebraic Geometry I: Varieties in Project... | [
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代数几何 | * Igor Shafarevich. Basic Algebraic Geometry II: Schemes and Complex Manifolds. Springer-Verlag. 1995. ISBN 978-0-387-54812-8.
網際網路上的資料:
* Kevin R. Coombes: _Algebraic Geometry: A Total Hypertext Online System_
* _Algebraic geometry_entry on PlanetMath（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* _Algebraic Equations and Systems of Algebraic... | [
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数理模型方法 | **數學模型**（mathematical model）是使用數學來將一個系統簡化後予以描述。數學模型廣泛應用在自然科學（如物理學、化學、生物學、宇宙學）、工程學科（如電腦科學，人工智慧）、以及社會科學（如經濟學、心理學、社會學和政治科學）上。科學家和工程師用模型來解釋一個系統，研究不同組成部分的影響，以及對行為做出預測。常見的模型包括動態系統、機率模型、微分方程式或賽局模型等等。描述不同物件的模型可能有相同的形式，同一個模型也可能包含了不同的抽象結構。
## 分類
數學模型通常由關係與變數組成。關係可用算符描述，例如代數算符、函數、微分算符等。變數是關注的可量化的系統參數的抽象形式。算符可以與變數相結合發揮作用，也可以不與變數... | [
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数理模型方法 | * **顯式與隱式：**如果整體模型的所有輸入參數都已知，且輸出參數可以由有限次計算求得（稱為線性規劃，不要與上面描述的線性模型相混淆），該模型稱作顯式模型。但有時輸出參數未知，相應的輸入必須通過迭代過程求解，如牛頓法（如果是線性模型）或布洛登法（如是非線性模型）。例如噴氣發動機物理特性如渦輪和噴管喉道面積，可以在給定特定飛行條件和功率設定的熱力學迴圈（空氣和燃油的流量、壓力、溫度）的情況下顯式計算出來，但不能用物理性質常數顯式計算出其他飛行條件和功率設定下發動機的工作週期。
* **離散與連續：**離散模型將物件視作離散的，例如分子模型中的微粒，又如機率模型中的狀態。而連續模型則由連續的物件所描述，例如管道中流體的速度場，固體中的... | [
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数理模型方法 | 物理中常用的若干簡化模型包括無品質的繩子、點粒子、理想氣體以及無限深方形阱。用簡單方程式表示的物理定律有牛頓定律、馬克士威方程組和薛丁格方程式等。這些定律都是建立在實際情況的數學模型基礎上的。許多實際情況是非常複雜的，因此要用電腦進行類比，計算可行的模型是建立在基本定律或基本定律的近似模型上的。例如，分子可以用薛丁格方程式的近似解分子軌道模型進行類比。在工程中，物理模型通常運用的數學方法如有限元分析。不同數學模型使用不同的幾何學，但所使用的不一定是描述宇宙最準確的幾何學。歐幾里得幾何多用在古典物理學中，而狹義相對論和廣義相對論都是不使用歐幾里得幾何的理論。
在數理生物學中，哈溫定律描述一個無限大的族群、裡面隨機交配、沒有天擇或突變... | [
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数理模型方法 | * **人口增長**：一個簡單（但粗略）的人口增長模型為馬爾薩斯增長模式；另一個較理想且被大量使用的人口增長模型為邏輯函數和其延伸。
* **位能場中的粒子模型**：在此模型中，粒子被視為一個品質為 _m_ 的點，其軌跡為一將時間對映至其空間座標的函數 _x_ : **R** → **R**3，位能場由一函數 _V_:**R**3 → **R** 給定，則其軌跡為如下微分方程式的解：
: : $-{\frac {\mathrm {d} ^{2}\mathbf {r} (t)}{\mathrm {d} t^{2}}}m={\frac {\partial V[\mathbf {r} (t)]}{\partial x}}\mathb... | [
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数理模型方法 | MCM/ICM 是 Mathematical Contest in Modeling 和 Interdisciplinary Contest in Modeling 的縮寫，即「數學建模競賽」和「交叉學科建模競賽」。MCM 始於 1985 年，ICM 始於 2000 年，由 COMAP（the Consortium for Mathematics and Its Application，美國數學及其應用聯合會）主辦，得到了 SIAM，NSA，INFORMS 等多個組織的贊助。MCM/ICM 與其他著名數學競賽（如 Putnam 數學競賽）的區別在於其著重強調研究問題、解決方案的原創性、團隊合作、交流以及結果的合理性。競賽以三人（本科... | [
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-0.277427077... |
数理模型方法 | * Lin, C.C. & Segel, L.A. ( 1988 ). _Mathematics Applied to Deterministic Problems in the Natural Sciences_, Philadelphia: SIAM. ISBN 978-0-89871-229-2
## 參考資料 | [
-0.22041690349578857,
0.29108116030693054,
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0.08381777256727219,
-0.10803810507059097,
0.16033239662647247,
-0.26225918531417847,
-0.4339186251... |
紅位移 | 在物理學領域，**紅移**（Redshift）是指電磁輻射由於某種原因導致波長增加、頻率降低的現象，在可見光波段，表現為光譜的譜線朝紅端移動了一段距離。相反的，電磁輻射的波長變短、頻率升高的現象則被稱為藍移。紅移最初是在人們熟悉的可見光波段發現的，隨著對電磁波譜各個波段的了解逐步加深，任何電磁輻射的波長增加都可以稱為紅移。對於波長較短的 γ 射線、X - 射線和紫外線等波段，波長變長確實是波譜向紅光移動，「紅移」的命名並無問題；而對於波長較長的紅外線、微波和無線電波等波段，儘管波長增加實際上是遠離紅光波段，這種現象還是被稱為「紅移」。
當光源移動遠離觀測者時，觀測者觀察到的電磁波譜會發生紅移，這類似於聲波因為都卜勒效應造成的頻率變... | [
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紅位移 | ## 簡史
這個主題的發展開始於 19 世紀對波動力學現象的探索，因而連結到了都卜勒效應。稍後，因為克里斯琴・都卜勒在 1842 年對這種現象提出了物理學上的解釋，而被稱為都卜勒效應。他的假說在 1845 年被荷蘭的科學家赫里斯托福魯斯・亨里克斯・迪德里克斯・白貝羅用聲波做實驗而獲得證實。都卜勒預言這種現象可以應用在所有的波上，並且指出恆星的顏色不同可能是由於它們相對於地球的運動速度不同而引起的。後來這個推論被否認。恆星呈現不同的顏色是因為溫度不同，而不是運動速度不同。
都卜勒紅移是法國物理學家阿曼德・斐索在 1848 年首先發現的，他指出恆星譜線位置的移動是由於都卜勒效應，因此也稱為「都卜勒 - 斐索效應」。1868 年，英國... | [
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紅位移 | 在 _z_ 被測量後，紅移和藍移的差別只是簡單的正負號的區別。依據下一章節的機制，無論被觀察到的是紅移或藍移，都有一些基本的說明。例如，都卜勒效應的藍移（_z_ < 0）會聯想到物體朝向觀測者接近並且能量增加，反過來說都卜勒紅移（_z_ > 0），就會聯想到物體遠離觀測者而去並且能量減少。同樣的，愛因斯坦效應的藍移可以聯想到光線進入強引力場，而愛因斯坦效應的紅移是離開引力場。
## 機制
一個光子在真空中傳播可以有幾種不同的紅移機制，每一種機制都能產生類似都卜勒紅移的現象，意謂著 _z_ 是與波長無關的。這些機制分別使用伽利略變換、勞侖茲變換、或相對論轉換在各個參考架構之間來比較。
### 都卜勒效應
如果一個光源是遠離觀測... | [
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紅位移 | : $1+z={\frac {1-v\cos(\theta )/c}{\sqrt {1-v^{2}/c^{2}}}}$
而正對著觀測者的運動物體（θ = 0°），公式可以簡化為：
: $1+z={\sqrt {\frac {1+{\frac {v}{c}}}{1-{\frac {v}{c}}}}}$
在特殊的狀況下，運動源與測器成直角（θ = 90°），相對性的紅移為橫向紅移，儘管物體並沒有移動遠離觀測者，仍舊會測量到紅移
: $1+z={\frac {1}{\sqrt {1-v^{2}/c^{2}}}}$
即使來源是朝向觀測者運動，如果有橫向的分量，那麼在這個方向上的速度可以增加到抵消預期中的藍移，而且如果繼續增... | [
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紅位移 | 實際的速度和空間膨脹的之間的區別在膨脹的橡皮板宇宙有清楚的說明，一般的宇宙學也曾經描述過類似的空間擴展。如果以滾珠軸承來代表兩個物體，以有彈性的橡皮墊代表時空，都卜勒效應是軸承橫越過橡皮墊產生的獨特運動，宇宙學紅移則是橡皮墊向下沉陷的柱狀體的沉陷量。(很明顯的在模型上會有維度的問題，當軸承滾動時應該是在橡皮墊上，而如果兩個物體的距離夠遠時宇宙學紅移的速度會大於都卜勒效應的速度。)
儘管速度是由分別由都卜勒紅移和宇宙學紅移共同造成的，天文學家（特別是專業的）有時會以 "退行速度" 來取代在膨脹宇宙中遙遠的星系的紅移，即使很明顯的只是視覺上的退行。影響所及，在大眾化的講述中經常會以 "都卜勒紅移" 而不是 "宇宙學紅移" 來描述受到時... | [
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紅位移 | 在天文觀測中可以測量到紅移，因為原子的發射光譜和吸收光譜，與在地球上的實驗室內的分光儀校準好的光譜比較時，是非常的明顯。當從同一個天體上測量到各種不同的吸收和發射譜線時，_z_ 被發現是一個常數。雖然來自遙遠天體的譜線可能會被污染，並且有輕微的變寬，但並不能夠用熱力學或機械的行為來解釋。基於這些和其他的理由，公眾的輿論已經將天文學上觀測到的紅移認定是三種類似的都卜勒紅移之一，而沒有任何一種假說能如此的振振有詞。
光譜學，用在測量上，比只要簡單的通過特定的濾光器來測定天體亮度的光度學要困難。當測光時，可以利用所有的數據（例如，哈伯深空和哈伯超深空），天文學家依靠的是紅移測光的技術，由於濾光器在某些波長的範圍內非常靈敏，依靠這樣的技術... | [
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紅位移 | 宇宙中合於哈伯定律的天體距離越遠就有越大的紅移，因此被觀測到有最大紅移，對應於最遙遠的距離也有最長的回應時間的天體是宇宙微波背景輻射，紅移的數值高達 _z_ = 1089（_z_ = 0 相當於現在的時間），在宇宙年齡為 137 億年的狀態下，相當於大霹靂之後 379,000 年的時間。
核心像點光源的類星體是紅移（ $z>0.1$ ）最高的天體，是在望遠鏡改善之前，除了星系之外還能被發現的其他高紅移天體。目前，被發現紅移最高的類星體是 $z=6.4$ ，被證實紅移最高的星系是 $z=7.0$ 在尚未經確認的報告中顯示，透過重力透鏡觀測到的遙遠星系集團有紅移高達 $z=10$ 的星系。
對比本星系群遙遠，但仍在處女座星系團附近，... | [
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紅位移 | 最近的觀測卻建議宇宙的擴張不僅沒有如同第一點的預測減速，反而在加速中。這是廣泛的，雖然不是相當普遍的，相信這是因為有暗物質在控制著宇宙的發展。這樣的宇宙學常數暗示宇宙的最後命運不是大擠壓，反而可預見宇宙將長久存在。（可是在宇宙內多數的物理程序仍然朝向熱寂。）
擴張的宇宙是大霹靂理論的中心預言，如果往前追溯，理論預測「奇異點」的存在，而那時的宇宙有無限大的密度；廣義相對論的理論，大霹靂的理論依據，將不再能適用。最有可能取代的理論據信是尚未成熟的量子引力學，能在密度變得無窮大之前繼續適用。
### 紅移巡天
在先進的自動化望遠鏡和改良的光譜儀合作之下，以一定數量星空的紅移當成宇宙的投影，通過紅移與角度位置數據的結合，紅移巡天圖可以... | [
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紅位移 | 在輻射轉移和物理光學的主題中會總結電磁輻射中波長和頻率轉換可能發生的現象和交互作用導致位移的結果。在這些情況下位移和物理上對應的能量轉移到物質或其他的光子，而不是歸結於參考座標系的轉變之間。這些轉移可以歸結於沃爾夫效應或是來自於基本粒子、微粒物質、或來自電介質的折射率的漲落，其導致電磁輻射的散射。當這些現象對應於「紅移」或「藍移」的現象時，是物理的電磁輻射場本身的交互作用或是介入（干預）的物質來自參考座標系效應的現象。在天文物理，質 - 光交互作用的結果在輻射場的能量的遷移上通常是「紅化」（reddening）而不是「紅移」，而這個項目通常是保留在前面的效應中討論的。
在許多情況下散射會導致輻射的紅化，因為熵會使光子趨向最低能量而... | [
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穩定流 | **流體動力學**（英語：Fluid dynamics）是流體力學的一門子學科。流體動力學研究的對象是運動中的流體（含液體和氣體）的狀態與規律。流體動力學底下的子學科包括有空氣動力學和液體動力學。
解決一個典型的流體動力學問題，需要計算流體的多項特性，主要包括速度、壓力、密度、溫度。
流體動力學有很大的應用，比如在預測天氣，計算飛機所受的力和力矩，輸油管線中石油的流率等方面上。其中的的一些原理甚至運用在交通工程，因交通運輸本身可被視為一連續流體運動。
## 流體動力學方程式
流體動力學的基本公理為守恆律，特別是質量守恆、動量守恆（也稱作牛頓第二與第三定律）以及能量守恆。這些守恆律以古典力學為基礎，並且在量子力學及廣義相對論中... | [
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穩定流 | 所有流體某種程度上而言都是可壓縮的，換言之，壓力或溫度的改變會造成流體密度的改變。然而，許多情況下，壓力或溫度改變所造成的密度改變相當微小，是可以被忽略的。此種流體可以用不可壓縮流進行模擬，否則必須使用更普遍性的可壓縮流方程式進行描述。
數學上而言，「不可壓縮性」代表著流體流動時，其密度 $\rho \;$ 維持不變，換言之：
: ${\frac {\mathrm {D} \rho }{\mathrm {D} t}}=0\,$ ，
其中， $\mathrm {D} /\mathrm {D} t$ 為隨質導數（substantial derivative）。此條件可以簡化許多描述流體的方程式，尤其是運用在均勻密度的流體。而隨... | [
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穩定流 | 在某一個流線上，將歐拉方程式積分，可得到白努利定律。如果流體每一處都是無旋轉渦動，白努利方程式可描述整個流動。
### 穩定流與非穩定流
穩定流即在流場中任一特定位置上，此位置上流體質點的任何物理性質不會隨時間改變。在流場中若有流線，線上任一位置上的切線方向與質點之速度向量相同。
非穩定流：水在滲流場內運動過程中各個運動要素隨時間改變的水流運動。運動要素包括水位、流速、流向等
### 層流與紊流
當流動由漩渦和表觀的隨機性所主導時，此種流動稱為紊流。當亂流效應不明顯時，則稱為層流。然而值得注意的是，流動之中存在於漩渦不一定表示此流動為亂流──這些現象可能也存在於層流之中。數學上，紊流通常以雷諾分離法來表示，也就是紊流可以表示... | [
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數學物理家 | **數學物理**是數學和物理學的交叉領域，指應用特定的數學方法來研究物理學的某些部分。對應的數學方法也叫**數學物理方法**。數學和物理學的發展在歷史上一直密不可分，許多數學理論是在物理問題的基礎上發展起來的；很多數學方法和工具通常也只在物理學中找到實際應用。不過，也只是互相參考而已，所有沒有所謂的一定。
## 主要內容
* 微分方程式的解算：很多物理問題，比如在古典力學和量子力學中求解運動方程式，都可以被歸結為在一定邊界條件下的對微分方程式的求解。因此求解微分方程式成為數學物理的最重要組成部分。相關的數學工具包括：
* 常微分方程式的求解
* 偏微分方程式的求解
* 特殊函數
* 積分變換
* 複變函數論
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數學物理家 | * Arnold, Vladimir I.; Vogtmann, K.; Weinstein, A. (tr.), _Mathematical methods of classical mechanics / [Matematicheskie metody klassicheskoĭ mekhaniki]_ 2nd, New York, [NY.]: Springer-Verlag, 1997, ISBN 0-387-96890-3
* Courant, Richard; Hilbert, David, Methods of mathematical physics, New York, [NY.]: Interscience Pu... | [
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數學物理家 | * Margenau, Henry; Murphy, George Moseley, _The mathematics of physics and chemistry_ 2nd repr., Huntington, [NY.]: R. E. Krieger Pub. Co., 1976, ISBN 0-88275-423-8 (This is a reprint of the 1956 second edition.)
* Morse, Philip McCord; Feshbach, Herman, _Methods of theoretical physics_ repr., Boston, [Mass.]: McGraw ... | [
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-0.429131180047... |
數學物理家 | * Weyl, Hermann; Robertson, H. P. (tr.), _The theory of groups and quantum mechanics / [Gruppentheorie und Quantenmechanik]_, London, [England]: Methuen & Co., 1931
* Whittaker, Edmund Taylor; Watson, George Neville, A course of modern analysis: an introduction to the general theory of infinite processes and of analyti... | [
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量子化学 | **量子化學**（英語：Quantum chemistry），或稱**分子量子力學**，是應用量子力學的規律和方法來研究化學問題的一門學科。將量子理論應用於原子體系還是分子體系是區分量子物理學與量子化學的標準之一。
目前認為最早的量子化學計算是 1927 年布勞（Ø.Burrau）對 H+
2 離子以及同年瓦爾特・海特勒和弗里茨・倫敦對 H2 分子的計算，開創量子化學這一個交叉學科。經過近八十年發展之後，量子化學已經成為化學家們廣泛應用的一種理論方法。
## 量子化學發展史
1925 年和 1926 年，物理學家維爾納・海森伯和埃爾溫・薛丁格各自建立了矩陣力學和波動力學，標誌著量子力學的誕生，同時也為化學家提供了認識物質化學... | [
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量子化学 | 1928 年道格拉斯・哈特里提出了哈特里方程，方程將每一個電子都看作是在其餘的電子所提供的平均勢場中運動的，通過迭代法給出每一個電子的運動方程。1930 年，弗拉基米爾・福克對哈特里方程補充了泡利原理，提出**哈特里 - 福克方程**，進一步完善了由哈特里發展的哈特里方程。為了求解哈特里 - 福克方程，1951 年克萊門斯・C・J・羅特漢進一步提出將方程中的分子軌道用組成分子的原子軌道線性展開，發展出了著名的 RHF 方程，這個方程以及在這個方程基礎上進一步發展的方法是現代量子化學處理問題的主要方法。
雖然量子力學以及量子化學的基本理論早在 1930 年代就已經基本成型，但是所涉及的多體薛丁格方程形式非常複雜，至今仍然沒有精確解法... | [
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量子化学 | 在計算方法方面，隨著計算機的發展，量子化學計算方法也飛速發展，在 1920 年代至今的數十年內，湧現出了組態相互作用方法（**CI**）、多體微擾理論（**MP**）、密度泛函理論（**DFT**）以及數量眾多形式不一的旨在減少計算量的半經驗計算方法，由於量子化學家們的工作，現在已經有大量商用量子化學計算軟體出現，其中很多都能夠在普通 PC 機上實現化學精度的量化計算，昔日神秘的量子化學理論，已經成為化學家常用的理論工具。約翰・波普與瓦爾特・科恩分別因為發展首個普及的量子化學軟體（Gaussian）和提出密度泛函理論 （Density Functional Theory）而獲得 1998 年諾貝爾化學獎。2009 年日本山口大學堀憲... | [
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量子化学 | * **MP 方法**：多體微擾方法，將多電子體系的總哈密頓算符與 Fock 算符的差作為體系的微擾項，應用 Rayleigh-Schroedinger 微擾方法計算。一級微擾等價於 HF，二級微擾可以達到甚至超過 DCI 方法的精度水平，但計算量（N^5）小於 DCI（N^6）。一般不適用於能級接近簡併的體系。任意階的 MP 都是 size-extensive 的。
* **多組態自洽場方法**：同時對組態和展開係數進行優化，恰當地應用可以克服截斷 CI 不滿足體積加合性的缺點，並比較地準確處理能級近簡併的體系。
* **半經驗計算方法**：Extended Huckel method, AM1, PM3 等方法。在計算過... | [
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量子化学 | * **Gaussian**[1] （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館） ：量子化學領域最著名和應用最廣泛的軟體之一，由量子化學家約翰・波普的實驗室開發，可以應用從頭算方法、半經驗計算方法等進行分子能量和結構；過渡態能量和結構；化學鍵及反應能量；分子軌道；偶極矩；多極矩；紅外光譜和拉曼光譜，核磁共振，極化率和超極化率，熱力學性質，反應路徑等分子相關計算。可以運行在 Windows、Linux、Mac 作業系統中運行，目前最新版本為 Gaussian 16。但由於 Gaussian Inc.（Gaussian 的發展者）排斥其他軟體發展者的行為，而引來不少批評；其行為包括逐使原開發者約翰・波普離開 Gaussian Inc.（因而成為... | [
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量子化学 | * **CASTEP**[6] （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館） ：為一量子力學為基礎的週期性固態材料化學計算的套裝軟體，此程式由英國劍橋大學卡文迪許實驗室（Cavendish Laboratory）的凝態物理理論組所共同研究開發。CASTEP 是由密度泛函理論為基礎的計算程式所組成，同時採用平面波（plane wave）為基底處理波函數，可針對具有週期性的固態材料表面進行化學模擬計算，而此軟體更具有高精準度以及高效能計算能力的表現。
* **MOLPRO**[7] （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館） ：應用廣泛的量子化學計算軟體，軟體長於高精度計算，用多參考 CI，耦合簇等方法處理電子相關問題能夠對較大的分子體系進行準確的從... | [
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量子化学 | * **其他量子化學計算軟體**目前，除了上面提到的幾版著名量子化學計算軟體之外，還有大量商業和免費的量子化學計算軟體，其中絕大部分是從事量子化學或計算化學研究的實驗室自行開發的，此外，一些著名的大型化學軟體如 HyperChem、Chem3D、Sybyl 等，也包含有量子化學計算包。
## 參考文獻
## 外部連結
* Early Ideas in the History of Quantum Chemistry （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
## 參見
* 計算化學
* 波恩 - 奧本海默近似
* 密度泛函理論
* 多體微擾理論
* Hartree-Fock 方程 | [
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光化学 | **光化學**（英語：**photochemistry**），是化學的一個分支，是一門研究物質因受光的影響而產生化學效應的學科。這裡的光通常指紫外光或可見光。光化學與其他化學的本質區別在於光化學涉及激發態。
## 歷史
最早進行光化學研究的學者是義大利化學家賈科莫・恰米奇安，從 1886 年開始，他與義大利化學家 Paolo Silber 共同完成了「苯醌向對苯二酚的轉化」以及「硝基苯在醇溶液中的光化學作用」等研究，他也可被認為是太陽能電池板之父。在 1912 年的第 8 屆國際應用化學大會上，他以「光化學的未來」為題發表了一篇演講，展望了光化學在未來可能起到的重要作用。
## 定義
光化學的定義有不同的表述。C. H. W... | [
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光化学 | **三重態**，也稱**三線態**，指的是自旋多重性為 3 的分子。三重態分子的能級在磁場中裂分，在光譜中原來的一條能級線裂分為三條線。當分子中含有兩個未配對的、自旋方向相同的電子時，該分子處於三重態。
### 激發態的失活
這些激發態的壽命較短，會在非常短的時間內失去多餘的能量回到基態構型，這個過程可以通過不同途徑完成。
#### 激發態的物理失活
如果失活過程中分子回到了其原始的基態，那麼就是一個物理失活過程。物理失活過程可以分為：
1. **分子內過程**
* **輻射躍遷**：在分子從激發態變為基態的過程中發射電磁輻射的躍遷。即發光過程，包括螢光、磷光和延時螢光。
* **非輻射躍遷**：在失活過程中不發無... | [
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光化学 | 2. Wardle, Brian. Principles and Applications of Photochemistry. John Wiley and Sons. 2010. ISBN 9780470014936 （英語）. | [
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輻射化學 | **放射化學**（英語：Radiochemistry）是化學的一個分支，旨在研究那些參與化學反應的物質屬於或帶有放射性同位素的化學反應的一門學科。放射化學是關於放射性材料的化學；其中，放射性同位素用於研究非放射性同位素（在放射化學領域，由於缺乏放射性的物質在放射性衰變上是_穩定的_，因而往往又將這些非放射性物質稱為_冷物質_或_惰性物質_）的性質和化學反應。放射化學在很大程度上是利用放射性來研究普通化學反應。
## 歷史
此學科起源在 19 世紀末 20 世紀初，亨利・貝克勒於 1896 年發現鈾化合物所發射的輻射，能使底片感光變黑。其後皮埃爾・居里及瑪麗・居禮則在鐳的相關研究中，進一步發展了輻射化學的研究。**輻射化學**是研... | [
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共价 | **共價鍵**（英語：covalent bond）是種化學鍵。兩粒或以上非金屬原子共同使用它們的外層電子（除砷化鎵），在理想情況下達到電子飽和的狀態，由此組成比較穩定和堅固的化學結構。與離子鍵不同，它們並沒有獲得或損失電子，進入共價鍵的原子向外不顯示電荷。共價鍵的強度比氫鍵強，比離子鍵小。同一種元素的原子或不同元素的原子都可以通過共價鍵結合，一般共價鍵結合的產物是分子，在少數情況下也可以形成晶體。又稱為共價鏈。
吉爾伯特・路易斯於 1916 年最早提出「共價鍵」這一概念。他認為 —— 在簡單原子軌域模型中，要形成共價鍵的原子必須互相提供電子（一個或多個）從而組成電子對，電子對則扮演了共價鍵的角色，而形成共價鍵後的原子共同擁有那... | [
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共价 | * σ 鍵
* π 鍵
* δ 鍵
在有機化合物中，通常把共價鍵以其共用的電子對數分為**單鍵**、**雙鍵**以及**叄鍵**。單鍵是一根 σ 鍵；雙鍵和叄鍵都含一根 σ 鍵，其餘 1 根或 2 根是 π 鍵。
但無機化合物不用此法。原因是，無機化合物中經常出現的共軛體系（離域 π 鍵）使得某兩粒原子之間共用的電子對數很難確定，因此無機物中常取**平均鍵級**，作為鍵能的粗略標準。
共價鍵還可以分為極性共價鍵和非極性共價鍵
## 極性共價鍵
假如組成共價鍵的原子的電負度不同，那麼其中一粒原子核可能吸引共用的電子對，電子對在分子中的分布也不相等，電子較集中的地方顯負性，電子較稀疏的地方顯正性。這樣整粒分子就會顯示出一定的極... | [
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电学 | **電學**（electricity，electrical science）是涵蓋一切以電為研究基礎的學科，屬物理學的重要分支學科。19 世紀末隨著電報、電力系統的應用逐漸奠定了此工程的學科基礎，並廣泛地應用在各個領域。在技職教育上，以基本電學作為起始基礎教育學科，電機工程包括許多「次領域」如：電路學、電子學、電力學、電磁學等等，並且與其他物理科學領域有相互關係。
## 發展歷史
在 20 世紀初期發明的真空管，可以放大和處理電子訊號，因此產生了廣播、電視、和電話等遠程通訊事業，使人類的通訊和娛樂方式為之改觀。但是以真空管裝配的電子產品，不但體積大而且耗電量多，因此早期的電子工業對人類生活的影響，主要是在通訊和娛樂方面。在 20... | [
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电学 | * 電場（electric field）：正或負電荷周圍產生電作用的區域，電場方向由高電位指向低電位。
* 電容（capacitance）：加電壓至金屬平行板上，電荷會分布於其上，而其所表現的比例常數值，也是存儲電荷能力的度量。
* 電感（inductance）：線圈由變化磁場對另一個線圈（互感，M）或自身（自感，L）產生電壓能力的度量
### 應用電學
* 電源（power supply）：乾電池與家用的 110V/220V 交流電源是常見的電壓源。
* 電壓源：可以維持定值大小的電壓且不受負載變動的影響的來源。
* 電流源：可以維持定值大小的電流且不受負載變動的影響的來源。
* 充電（electrify）
* 變壓 ... | [
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电学 | 次領域有機電整合、壓電力學、數位控制、自動控制、電工學 (electrotechnics)、電磁學、控制系統、機器人學（robotics）、電機（electric machinery）等。
交叉領域有光學（光電學 / 光電子學）、電化學、電子物理、量子力學、核子工程、電子材料、生物電子學、醫學電子學等。
其他相關的基礎學科有微積分、工程數學、離散數學、工程英文等。
## 代表科學家及其貢獻
## 參見
* 電
* 電現象
## 參考文獻 | [
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千禧年大奖难题 | **千禧年大獎難題**（英語：**Millennium Prize Problems**）是七條由美國的克雷數學研究所（Clay Mathematics Institute，CMI）於 2000 年 5 月 24 日公佈的數學難題，解題總獎金 700 萬美元。根據克雷數學研究所制定的規則，這系列挑戰不限時間，題解必須發表在知名的國際期刊，並經過各方驗證，只要通過兩年驗證期和專家小組審核，每解破一題可獲獎金 100 萬美元。
這些難題旨在呼應 1900 年德國數學家大衛・希爾伯特在巴黎提出的 23 個歷史性數學難題，經過一百年，約 17 條難題至少已局部解答。而千禧年大獎難題的破解，極有可能為密碼學、航天、通訊等領域帶來突破進展。
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千禧年大奖难题 | 這七大難題是由克雷數學研究所的科學顧問委員會（Scientific Advisory Board）在諮詢其他頂尖數學家後共同選出。小組有五位國際數學專家，領導者是美國數學家、哈佛大學教授亞瑟・賈菲，此外還包括解決了費馬大定理的安德魯・懷爾斯、法國數學家阿蘭・科納、數學物理學家愛德華・威滕，以及上述提及過的約翰・泰特和麥可・阿蒂亞。他們旨在記錄當今數學家面對最難的問題，引起大眾對數學研究的注意，強調為難題尋找答案的重要性。問題甄選完成後，克雷數學研究所董事會撥款七百萬美元，為每條問題設立一百萬美元獎金，並寫出授獎規則。
## 獎勵與規則
總計 700 萬美元的獎金來源於從事投資基金美國商人蘭登・克雷，作為業餘數學愛好者，他在 19... | [
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千禧年大奖难题 | 2003 年，俄羅斯數學家格里戈里・佩雷爾曼在 arXiv 貼出了完整證明，先後有兩篇文章，但文字簡略且原創度極強，數學界經過近三年才完成校驗。2006 年，多組研究者先後發表論文闡釋了佩雷爾曼的成果，並認定其無誤。由於這一貢獻，國際數學家大會決定授予佩雷爾曼菲爾茲獎，但他本人卻拒絕領獎。2010 年 3 月 18 日，千禧年大獎正式頒發給佩雷爾曼，但他又一次拒絕領獎，也包括克雷數學研究所的百萬獎金。根據俄羅斯國際文傳電訊社的消息，佩雷爾曼認為此獎不公，他相信哥倫比亞大學數學家理察・哈密頓對這問題的貢獻絲毫不遜於自己。
## 未解問題
### P/NP 問題
在理論計算機科學，複雜度類 P 指所有可由確定型圖靈機在多項式時間內... | [
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千禧年大奖难题 | 數學的一大分支代數幾何的中心研究對象是代數簇，簡言之它是由代數方程產生的代數對象，是幾何對象的推廣，人們所熟知的任何幾何對象（如圓）都是一個代數簇，但並非所有代數簇都是幾何的、可以直觀描繪的。在此猜想中，代數幾何學家關心的是非奇異射影代數簇，粗略而言它是一面光滑的多維曲面，由代數方程解定義產生。霍奇猜想所說的是在這種「形狀完美」的代數簇上，本可能不是幾何對象的霍奇閉鏈（Hodge cycle）卻是由名為代數閉鏈的幾何對象組成的。其嚴謹的數學表述為：在非奇異復射影代數簇上，任何一條霍奇閉鏈都可以表示為代數閉鏈類的有理線性組合。誠然，霍奇猜想中的數學名詞可說是令人生畏，在七大千年難題中，它也被認為是對非專業人士而言最難理解的一個。然而霍... | [
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千禧年大奖难题 | : $\zeta (s)={\frac {1}{\left(1-{\frac {1}{2^{s}}}\right)\left(1-{\frac {1}{3^{s}}}\right)\left(1-{\frac {1}{5^{s}}}\right)\left(1-{\frac {1}{7^{s}}}\right)\left(1-{\frac {1}{11^{s}}}\right)\ldots }}=\prod _{p}{\frac {1}{1-p^{-s}}}$
此處 $p$ 為全體素數。這稱歐拉乘積公式的等式標誌解析數論的肇始，它表明 ζ 函數與素數有著隱約而緊密的關係。19 世紀的德國數學家黎曼對這一函數的性質做出了更深入的研究... | [
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千禧年大奖难题 | 在物理學，楊－米爾斯理論是基於非阿貝爾群的量子規範理論。20 世紀初，物理學家期待量子理論和經典場論兩種思想可以融合。在這一方向上，最早出現的理論是英國物理學家保羅・狄拉克 1927 年創立的量子電動力學，簡稱 QED，它提供了對電磁現象的量子描述，成為麥克斯韋理論的一個量子版本，能極為精確地解釋電磁場和電磁力。自然而然，物理學家期待後續的理論能將電磁現象與弱力和強力一道統一起來。1954 年楊振寧和羅伯特・米爾斯提出了楊－米爾斯理論，它是對 QED 的進一步推廣。在此基礎上統一電磁力和強弱相互作用時，物理學家發現這一理論的「無質量性」成為癥結所在。經典楊－米爾斯理論的核心是一組非線性偏微分方程，楊－米爾斯存在性與質量間隙難題旨在證... | [
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千禧年大奖难题 | 其中 $\nabla \cdot \mathbf {v} =0$ 。而欲解的未知數是速度向量 $\mathbf {v} ({\boldsymbol {x}},t)$ 和流體壓力 $p({\boldsymbol {x}},t)$ 。納維－斯托克斯存在性與光滑性問題要求解答者證明該方程存在光滑的解。
在此問題上數學家已取得了部分成果。1934 年，讓・勒雷證明了方程弱解的存在性，該解滿足方程均值，在每一點上則不一定。另外，給定初始條件，總能找到一個正數 $T$ ，使方程在 $[0,T)$ 的時間段上可解，這正數也稱「爆裂時間」（blowup time）；只是一般而言由於 $T$ 實在太小，這些解未必有用。陶哲軒在 2014 年 2 月... | [
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马克斯·普朗克科学促进会 | **馬克斯・普朗克學會**（德語：Max-Planck-Gesellschaft，縮寫 **MPG**），全稱**馬克斯・普朗克科學促進協會**（Max-Planck-Gesellschaft zur Förderung der Wissenschaften e.V.），台灣常譯為**普朗克研究院**，中國大陸常譯為**馬普所**。其為德國一流科學研究機構的聯合機構。至 2021 年共有 37 名研究員獲得諾貝爾獎。協會標誌為羅馬神話中的智慧女神米娜瓦。
## 歷史
馬克斯・普朗克的前身是威廉皇帝學會，成立於 1911 年。在 1947 年為了紀念前一年過世的前會長，量子物理學家馬克斯・普朗克而更名。
## 運作
協會為一非... | [
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銫元素 | **銫**（拼音：sè，注音：ㄙㄜˋ；英語：**Caesium** 或 **Cesium**；舊譯**鏭**），是一種化學元素，其化學符號為 **Cs**，原子序數為 55，原子量為 132.9054519 u。銫屬於鹼金屬，帶銀金色。
銫色白質軟，熔點低，28.44 ℃時即會熔化。它是在室溫或者接近室溫的條件下為液體的五種金屬元素之一。銫的物理性質和化學性質與同為鹼金屬的銣和鉀相似。該金屬極度活潑，並且能夠自燃。它是具有穩定同位素的元素中電負性最低的，其穩定同位素為銫 - 133。銫通常是從銫榴石中提取出來的，而其放射性同位素，尤其是銫 - 137，是更重元素的衰變產物，可從核反應爐產生的廢料中提取。
1860 年，兩位德國化... | [
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Subsets and Splits
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