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波热光原天体

1.如图所示,一细光束通过玻璃三棱镜折射后分成a 、b 、c 三束单色光,则这三种单色光中

(A)光子的能量a E

(B)在真空中传播的速度的关系是a v

(C)分别通过同一双缝产生的干涉条纹的间距是a d >b d >c d

(D)在真空中传播时的波长关系是a λ

2、夏天柏油路面上的反射光是偏振光,其振动方向与路面平行。人佩戴的太阳镜的镜片是由偏振玻璃制成的。镜片的透振方向应是( )

A 、竖直的

B 、水平的

C 、斜向左上45°

D 、斜向右上45°

3.在杨氏双逢干涉实验中,关于在屏上获得的单色光的干涉条纹间距大小,以下说法正确的是:

A .双缝间距越大,条纹间距越大。

B .单色光的波长越短,条纹间距越大。

C .双缝与光屏间距离越大,条纹间距越大。

D 光的频率越高,条纹间距越大

4.下列有关光现象的说法中正确的是

( )

A .在太阳光照射下,水面上油膜出现彩色花纹是光的色散现象

B .在光的双缝干涉实验中,若仅将入射光由绿光改为黄光,则条纹间距变宽

C .光导纤维丝的内芯材料的折射率比外套材料的折射率大

D .光的偏振现象说明光是一种纵波

5.用a 、b 两京单色光分别照射同一双缝干涉装置,在距双缝恒定距离的屏上得到如图所 示的干涉图样,其中图甲是a 光照射时形成的,图乙是b 光照射时形成的,则关于a 地 两束单色光,下述说法中正确的是

(A )a 光光子的能量比b 光的大

(B )在水中a 光传播的速度比b 光的大

(C )水对a 光的折射率比b 光的大

(D )b 光的波长比a 光的短

6.在下列四个方程中,X 1、X 2、X 3和X 4各代表某种粒子,以下判断中正确的是 ( )

114156923610235923X Ba Kr n U ++→+ 230143015X Si P +→ 3234

90238

92X Th U +→

42349123490X Pa Th +→ A .X 1是α粒子 B .X 2是质子 C .X 3是中子 D .X 4是电子 7.已知:H 21、H 31、He 42、n 10的质量分别为m 1、m 2、m 3、m 4,关于n He H H 1042312

1+→+核

反应方程,下列说法正确的是

A .这是核裂变反应

B .这是核聚变反应

C .反应中放出的能量为(m 1 + m 2 - m 3 - m 4)c 2

D .反应中放出的能量为(m 3 + m 4 - m 1 - m 2)c 2

8.用一束单色光照射处于基态的一群氢原子,这些氢原子吸收光子后处于激发态,并能发射光

子。现测得这些氢原子发射的光子频率仅有三种,分别为1v 、2v 和3v ,且321v v v <<,则

入射光子的能量应为

( ) A .1hv B .2hv C .)(21v v h + D .3hv

9.氢原子的能级是氢原子处于各个状态时的能量值,它包括氢原子系统的电势能和电子在轨道上运动的动能.氢原子的电子由外层轨道跃迁到内层轨道时

(A )原子要吸收光子,电子的动能增大

(B )原子要放出光子,电子的动能增大

(C )原子要吸收光子,电子的动能减小

(D )原子要放出光子,电子的动能减小

10.氢原子从激发态跃迁到基态时,则核外电子

A .动能增加,电势能减少,动能的增加量小于电势能的减少量

B .动能增加,电势能减少,动能的增加量等于电势能的减少量

C .动能减少,电势能增加,动能的减少量大于电势能的增加量

D .动能减少,电势能增加,动能的减少量等于电势能的增加量

11. 1964年至1967年我国第一颗原子弹和第一颗氢弹相继试验成功.1999年9月18日,中共中央、国务院、中央军委隆重表彰为研制“两弹一星”作出杰出贡献的科学家.下列核反应方程中属于“两弹”的基本反应方程式是

A .He Th U 4223490238

92+→ B .H O He N 1117842147+→+

C .n 10Xe Sr n U 1013654903810235

92++→+ D .n He H H 10423121+→+

12、其原子核有N 个核子,其中中子n 个,当该核俘获一个中子后,放出一个α粒子和β粒子,

它自身变成一个新核,该新核

A 、有中子(n -1)个

B 、有中子(n -2)个

C 、核子数是(N -2)个

D 、原子序数是N -n -2

13、2004年,我国和欧盟合作的建国以来最大的国际科技合作计划——伽利略计划将进入全面

实施阶段,正式启动伽利略卫星导航定位系统计划。这标志着欧洲和我们都将拥有自己的卫星导航定位系统,并将结束美国全球卫星定位系统在世界独占鳌头的局面。据悉,“伽利略”卫星定位系统将由30颗轨道卫星组成,卫星的轨道高度为2.4×104km ,倾角为56°,分布在3个轨道面上,每个轨道面部署9颗工作卫星和1颗在轨备份卫星,当某颗工作卫星出现故障时可及时顶替工作。若某颗替补卫星处在略低于工作卫星的轨道上,则这颗卫星的周期和速度与工作卫星相比较,以下说法中正确的是

A 、替补卫星的周期大于工作卫星的周期,速度大于工作卫星的速度

B 、替补卫星的周期小于工作卫星的周期,速度大于工作卫星的速度

C 、替补卫星的周期大于工作卫星的周期,速度小于工作卫星的速度

D 、替补卫星的周期小于工作卫星的周期,速度小于工作卫星的速度

14.如图所示,在一条直线上两个振动源A 、B 相距6m ,振动频率相等。00=t 时刻A 、B 开始振动,且都只振动一个周期,振幅相等,振动图像A 为甲,B 为乙。若A 向右传播的波

与B 向左传播的波在s t 3.01=时相遇,则:( )

A .两列波在A 、

B 间的传播速度均为s m 10 B .两列波的波长都是4m

C .在两列波相遇过程中,中点C 为振动加强点

D .s t 7.02=时刻B 15、一简谐横波在图中x 轴上传播,实线和虚线分别是t 1和t 2时刻的波形图,已知

t 2-t 1=1.0s .由图判断下列哪一个波速可能的是 ( ) A .1m./s B .3m/s

C .5m/s

D .10m/s

16、一列简谐横波沿x 轴正方向传播,传播速度为10m/s 。当波传到x =5m 处的质点P 时,波形如图所示。则以下判断正确的是

( )

A .这列波的周期为0.5s

B .再经过0.4s ,质点P 第一次回到平衡位置

C .再经过0.7s ,x =9m 处的质点Q 到达波峰处

D .质点Q 到达波峰时,质点P 恰好到达波谷处

17.关于分子的热运动,下列说法正确的是

A .分子的热运动就是布朗运动

B .布朗运动是悬浮在液体中的微粒的无规则运动,它反映液体分子的无规则运动

C .温度越高,悬浮微粒越小,布朗运动越激烈

D .物体的速度越大,内部分子的热运动越激烈

18.下列说法正确的是:( )

A .做布朗运动的颗粒越大,运动越剧烈;

B .分子间距离为r 0时,分子势能最小,距离增大或减小,分子势能都变大。

C .自然界中进行的涉及热现象的宏观过程都具有方向性。

D .气体内能减小

19.如图所示,一根竖直的弹簧支持着一倒立气缸的活塞,使气缸悬空而静止。设活塞与缸壁间无摩擦且可以在缸内自由移动,缸壁导热性能良好使缸内气体总能与外界大气温度相同。则下述结论中正确的是( )

A. 若外界大气压增大,则弹簧将压缩一些

B .若外界大气压增大,则气缸上底面距地面的高度将减小

C .若气温升高,则气缸上底面距地面的高度将减小

D .若气温升高,则气缸上底面距地面的高度将增大

A B

20.对于分子动理论和物体内能理解,下列说法正确的是( )

A.温度高的物体内能不一定大,但分子平均动能一定大

B.理想气体在等温变化时,内能不改变,因而与外界不发生热交换

C.布朗运动是液体分子的运动,它说明分子永不停息地做无规则运动

D.扩散现象说明分子间存在斥力

21.一定质量的理想气体处于某一平衡态,此时其压强为P0,欲使气体状态发生变化后压强仍为P0,通过下列过程能够实现的是()

A.先保持体积不变,使气体升温,再保持温度不变,使气体压缩

B.先保持体积不变,使压强降低,再保持温度不变,使气体膨胀

C.先保持温度不变,使气体膨胀,再保持体积不变,使气体升温

D.先保持温度不变,使气体压缩,再保持体积不变,使气体降温

22. 有甲、乙两种气体,如果甲气体内分子的平均速率比乙气体内分子的平均速率大,则

A.甲气体的温度一定高于乙气体的温度

B.甲气体的温度一定低于乙气体的温度

C.甲气体温度可能高于也可能低于乙气体的温度

D.甲气体温度不可能等于乙气体温度

23、已知阿伏加德罗常数N,摩尔质量M和摩尔体积V,可求出:

A、固体物质分子的大小和质量

B、液体物质分子的大小的质量

C、气体物质分子的大小和质量

D、气体分子的质量

24、设r0为两个分子间分子引力和斥力平衡的距离,r为两个分子的实际距离,则以下说

法正确的是

A、r= r0时,分子间的分子引力和分子斥力都为零

B、r0< r<2r0时,分子间只有分子引力而无分子斥力

C、当r由小于r0逐渐增大到大于2 r0的过程中,分子间的分子引力是先增大后减小

D、当r由等于2r0逐渐减小到小于r0的过程中,分子间的引力和斥力同时增大,而合力

先表现为引力,后表现为斥力

25、甲、乙两个分子原来相距较远,相互间分子力可忽略,设甲固定不动,乙逐渐向甲靠

近直到不能再靠近的整个过程中,下列说法正确的是

A、分子力总是对乙做正功

B、乙总是克服分子力做功

C、先是乙克服分子力做功,然后分子力对乙做正功

D、先是分子力对乙做正功,然后是乙克服分子力做功

三垣四象、二十八宿

三垣四象、二十八宿 古人观察日月五星的运行是以恒星为背景的,认为恒星相互间的位置恒久不变,我国古代的天文学家为了观测天象,了解日月星辰在天空中运行的情况,把天上的恒星几个几个地组合在一起,每个组合给一个名称。这样的恒星组合称为星官。各个星官所包含的星数多寡不等,少到一个,多到几十个,所占的天区范围也各不相同。在众多的星官中,有31个占有很重要的地位,这就是三垣二十八宿。到唐代,三垣二十八宿发展成为中国古代的星空区划体系。 三垣是紫微垣、太微垣、天市垣。紫微垣包括北天极附近的天区,大体相当于拱极星区;太微垣包括室女、后发、狮子等星座的一部分;天市垣包括蛇夫、武仙、巨蛇、天鹰等星座的一部分。

二十八宿又名二十八舍或二十八星。最初是古人为比较日、月、五星的运动而选择的二十八个星官,作为观测时的坐标。“宿”或“舍”,有“停留”的意思。《史记·律书》说:“舍者,日、月所舍。”作为天区,二十八宿主要是区划星官的归属。而在天象记录中,大量使用的“入×宿”的字样,这里的“宿”所包括的范围,同二十八宿所指的天区是有区别的。 中国以外,古代的印度(古印度包括今日的巴基斯坦和孟加拉国等地)、阿拉伯、伊朗、埃及等国,也都有类似中国的二十八宿体系。 二十八宿创立的时代在中国古代文献记载中,二十八宿中的部分星宿出现较早。如春秋时期(公元前八至五世纪)的《诗经》、《夏小正》等书中,就有不少记载。此外,《尚书·尧典》中,有“四仲中星”的记载,即“日中星鸟,以殷仲春”,“日

永星火,以正仲夏”,“宵中星虚,以殷仲秋”,“日短星昴,以正仲冬”。从所记天象来推算,“日中星鸟”即“七星”宿春分时昏中的时代,大约在公元前十二、三世纪,也就是殷末周初,因而有人认为二十八宿即产生于这个时代。但是,也有人认为少数星宿名的出现,并不能证明当时二十八宿的系统已建立起来。早期载有二十八宿的可靠文献是《吕氏春秋》、《礼记·月令》、《周礼》等书,它们的时代最早的大约在战国中期(公元前四世纪)。而从这些记载中的天象推算,则可提前到春秋中叶(公元前七世纪)。前述湖北省随县出土的二十八宿漆箱盖的发现,则把文献证据提前到公元前五世纪。 还有人认为,二十八宿在创立之初是沿赤道分布的。计算表明:二十八宿与天球赤道相吻合的年代距今约五千年前。这可认为是二十八宿体系创立时代的

高中天体物理公式总结

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

天体运动复习题开普勒三大定律

天体运动复习题(1)——开普勒三大定律 1.关于行星绕太阳运动,下列说法正确的是( ) A.行星在椭圆轨道上绕太阳运动的过程中,其速度与行星和太阳之间的距离有关,距离小时速度小,距离大时速度大 B.所有行星在椭圆轨道上绕太阳运动,太阳在椭圆轨道的一个焦点上C.所有行星绕太阳运动的周期都是相等的 D.行星之所以在椭圆轨道上绕太阳运动,是由于太阳对行星的引力作用 2.关于开普勒行星运动的公式a3 T2=k,以下理解正确的是( ) A.k是一个与行星无关的量 B.T表示行星运动的自转周期 C.T表示行星运动的公转周期 D.若地球绕太阳运转轨道的半长轴为a地,周期为T地;月球绕地球运转 轨道的半长轴为a月,周期为T月.则a3地 T2地= a3月 T2月 3.据报道,2009年4月29日,美国亚利桑那州一天文观测机构发现一颗与太阳系其他行星逆向运行的小行星,代号为2009HC82.该小行星绕太阳一周的时间为T年,直径2~3千米,而地球与太阳之间的距离为R0. 如果该行星与地球一样,绕太阳运动可近似看做匀速圆周运动,则小行星绕太阳运动的半径约为( ) A.R03 T2B.R0 31 T C.R0 31 T2 D.R03 T

4.长期以来“卡戎星(Charon)”被认为是冥王星唯一的卫星,它的公转轨道半径r1=19 600 km,公转周期T1=6.39天。2006年3月,天文学家新发现两颗冥王星的小卫星,其中一颗的公转轨道半径r2=48 000 km,则它的公转周期T2最接近于() A.15天 B.25天C.35天 D.45天 5. 如图所示是行星m绕恒星M运动情况的示意图,下列说法正确的是 ( ) A.速度最大点是B点 B.速度最小点是C点 C.m从A到B做减速运动 D.m从B到A做减速运动 6.有两颗行星环绕某恒星转动,它们的运动周期之比为27∶1,则它们的轨道半径之比为( ) A.1∶27 B.9∶1 C.27∶1 D.1∶9 7.某行星绕太阳沿椭圆轨道运行,如图所示,在这颗行星的轨道上有a、b、 c、d四个对称点,其中a为近日点,c为远日点,若行星运动周期为T, 则该行星() A.从a到b的运动时间等于从c到d的运动时间 B.从d经a到b的运动时间等于从b经c到d 的运动时间 C.a到b的时间t ab

天体运动规律

天体运动规律 一、基本知识 【例1】(2015湖北联考)设太阳质量为M ,某行星绕太阳公转周期为T 轨道可视作半径为r 的圆.已知万有引力常量为G ,则描述该行星运动的上述物理量满足(A ) A .GM =4π2r 3/T 2 B .GM =4π2r 2/T 2 C .GM =4π2r 2/T 3 D .GM =4πr 3/T 2 【1】[2011·天津卷] 质量为m 的探月航天器在接近月球表面的轨道上飞行,其运动视为匀速圆周运动.已知月球质量为M ,月球半径为R ,月球表面重力加速度为g ,引力常量为G ,不考虑月球自转的影响,则航天器的( ) A .线速度v = GM R B .角速度ω=gR C .运行周期T =2π R g D .向心加速度a =Gm R 2 【2】(2015福建-14)如图,若两颗人造卫星a 和b 均绕地球做匀速圆周运动,a 、b 到地心O 的距离分别为r1、r2, 线速度大小分别为v1 、 v2。则( ) 【3】(2015重庆-2)宇航员王亚平在“天宫1号”飞船内进行了我国首次太空授课,演示了一些完全失重状态下的物理现象。若飞船质量为,距地面高度为,地球质量为,半径为,引力常量为,则飞船所在处的重力加速度大小为B A.0 B. C. D. 二、天体中可求量计算 【例1】已知引力常量G 、月球中心到地球中心的距离R 和月球绕地球运行的周期T.仅利用这三个数据,可以估算出的物理量有( ) A.月球的质量 B.地球的质量 C.地球的半径 D.月球绕地球运行速度的大小 12. v A v =12B.v v =21221C. ()v r v r =21122 C.()v r v r =m h M R G 2()GM R h +2 ()GMm R h +2GM h

人类发现系外行星的七种途径

自从1992年第一颗围绕恒星运转的系外行星被发现后,天文学家们已陆续确认了超过800个地球的“同类”。那么,他们是如何取得这些成果的呢?现有的技术手段可谓各有利弊,美国太空网日前专门针对科学家找寻系外行星时主要采用的7种技术方法,逐一予以解读。 方法一:天体测量学 天体测量学,主要通过精密追踪一颗恒星在天空中运行轨迹的变化,来确定受其引力拖曳的行星所在。这与径向速度法的原理很类似,只不过天体测量学并不涉及恒星光芒中的多普勒频移。 天体测量学可不是从1992年才开始为人所用的。它其实是搜寻系外行星最古老,并且起初也是最常用的方法——早期都是以肉眼和手写来记录的。但在近几十年历史中,科学家们在应用该方法发现行星的过程中取得的成果寥寥,且常富于争议。2010年10月发现的HD 176051b,是目前唯一一颗已经确认的、借由天体测量方法发现的系外行星。 不过,即将于2013年10月发射升空的欧洲空间局(ESO)“盖亚”项目(Gaia,即第二个天体测量卫星),或许可以令这种古老的方式告别自己寒酸的过往。该卫星将在5年任务期间将测绘银河系之内以及附近区域的10亿颗恒星,确定它们的亮度、光谱特征以及三维位置和运动情况。除此之外,三维星图还将帮助人们揭开银河系组分、起源与演化的秘密。 而据研究人员估计,“新”的天体测量学有望帮助他们找到数万颗新的系外行星。 方法二:利用狭义相对论 这是人类宇宙探索“技术库”里增添的一个新手段。作为新的研究方法,它指导天文学家们去关注恒星的亮度因行星运动而发生的变化——后者的引力作用引发相对论效应,导致组成光的光子以能量的形式“堆积”,并集中于恒星运动的方向。 其实,运用该方法来寻找行星,在理论上提出已逾10年。但直到最近,开普勒-76b (Kepler-76b)行星的发现,才算正式应用了这种方法。开普勒-76b是距离地球2000光年外天鹅座一颗质量大约是木星两倍的太阳系外行星,作为第一颗应用爱因斯坦的狭义相对论发现的系外行星,它得到一个别名:“爱因斯坦的行星”,这也使它变得声名远扬。 这一成果的真实性,随后已被径向速度法所证实。与其他已有的行星定位方法相比,“狭义相对论”法既有着自己的优势也存在一些不足,但它让人们相信,随着科学家对这一理论掌握得日臻成熟,会有更多此类发现不断出现。 方法三:脉冲星计时法 这种方法特别适用于发现围绕脉冲星运动的行星。所谓脉冲星,是由恒星衰亡后的残余形成的密度极高的星体。它在高速自转的同时,会发射出强烈脉冲——且由于一颗脉冲星的自转本质上是非常稳定的,所以这种辐射因为自转而非常规律。 脉冲星计时法最初并不是设计来检测行星的,但是因为它的灵敏度很高,所以能比其他

闪电的拍摄技巧以及后期堆栈合成思路

闪电的拍摄技巧以及后期堆栈合成思路 前言 一到雷雨季节,电闪雷鸣的天气总是让人害怕,一个是声音太响容易让人收到惊吓,还有就是我们的常识里告知我们闪电会电死人,所以一到这样的天气,大家都躲在室内以躲避闪电的危害。不过还有一群人,冒着电闪雷鸣,坚守着将每一次闪电记录下来。闪电的形成原因现在比较认可的是来自佛罗里达技术协会的天体物理学家约瑟夫-德怀尔(Joseph Dwyer)的说法。他认为在雷雨天气中,上升气流和下降气流推动水分子互相作用,释放出电子从而增强了电场强度,这些电子最终以接近光速的速度穿越空气。这些高速电子在电场中伽马射线或者X 射线释放的能量作用下,与大气层其他微粒发生碰撞便产生强大的雷鸣声,并释放出电荷。 一、拍摄时机 每到夏秋季节总是时常会出现电闪雷鸣的天气,这个时候大家为了保护自身安全和器材安全都会选择在室内躲避风雨。但这个时候也是闪电高发期,也是拍摄闪电的比较好的机会。那么拍摄闪电到底需要做什么准备呢?又有哪些方法来保障人身安全和器材安全呢。

二、拍摄准备 首先是器材准备。 相机 相机首选全画幅机器,画质是一方面,其次还有其防雨滴能力比入门级的机器要更好。现在的很多全画幅机器对于防雨滴防泼溅的功能完善的很好,像各品牌的旗舰级单反相机在一般的小雨中是完全能够正常使用的。当然不是说入门机器不能拍,只是入门机器的防雨功能不够强悍所以需要在雨下得比较大的时候搭配防雨罩使用。(注:全画幅机器只是在一定雨量的情况下可以使用,但是不保证一定不进水,大家还是要做好万全的防雨措施。) 镜头 这个就不是推荐了,而是要求广角镜头是最佳选择,当然超广角最好。焦段从35mm-8mm都可。现在主流的超广角焦距大致集中在11mm-35mm这个范围内,选择自己手头最广的镜头就好。全画幅上超广角镜头的视野更宽,更具有视觉冲击力。如果有鱼眼镜头,效果会更加夸张。 三脚架 由于是要进行连续拍摄保证每张照片的背景一致,所以一支稳定的三脚架就成必须了。三脚架在使用过程中建议不要升到最高高度,一般来说像四节的三脚架的话升起三节就足够了,注意不要升起中轴,这会让云台更不稳。 快门线 连续拍摄就需要快门线。强烈建议使用定时快门线,这样就能够设定每张照片的拍摄时间以及间隔时间和张数。尼康中端以上机器自带定时拍摄功能,可以不带快门线。佳能机器就最好准备一根定时快门线,当然如果你暂时没有定时快门线的话还可以考虑将机器刷成魔灯(Magic Light)固件进行定时拍摄。 然后是所有器材的防水措施。 由于闪电出现基本都伴随着下雨,所以器材的防水就尤为重要。首选当然是 防雨罩,网络上很多地方都有卖的,价格也不是很贵。如果没有专业的防雨罩那

(完整版)天体运动总结

天体运动 总结 一、处理天体运动的基本思路 1.利用天体做圆周运动的向心力由万有引力提供,天体的运动遵循牛顿第二定律求解,即G Mm r 2=ma ,其中a =v 2r =ω2r =(2π T )2r ,该组公式可称为“天上”公式. 2.利用天体表面的物体的重力约等于万有引力来求解,即G Mm R 2=m g ,gR2=GM ,该公式通常被称为黄金代 换式.该式可称为“人间”公式. 合起来称为“天上人间”公式. 二、对开普勒三定律的理解 开普勒行星运动定律 1.所有行星绕太阳运动的轨道都是椭圆,太阳处在椭圆的一个焦点上。 2.对任意一个行星来说,它与太阳的连线在相等的时间内扫过相等的面积。 3.所有行星的轨道的半长轴的三次方跟它的公转周期的二次方的比值都相等.此比值的大小只与有关,在不 同的星系中,此比值是不同的.(R 3 T 2=k ) 1.开普勒第一定律说明了不同行星绕太阳运动时的椭圆轨道是不同的,但有一个共同的焦点. 2.行星靠近太阳的过程中都是向心运动,速度增加,在近日点速度最大;行星远离太阳的时候都是离心运动,速度减小,在远日点速度最小. 3.开普勒第三定律的表达式为a 3 T 2=k ,其中a 是椭圆轨道的半长轴,T 是行星绕太阳公转的周期,k 是一个常量,与行星无关但与中心天体的质量有关. 三、开普勒三定律的应用 1.开普勒定律不仅适用于行星绕太阳的运转,也适用于卫星绕地球的运转. 2.表达式a 3 T 2=k 中的常数k 只与中心天体的质量有关.如研究行星绕太阳运动时, 常数k 只与太 阳的质量有关,研究卫星绕地球运动时,常数k 只与地球的质量有关. 四、太阳与行星间的引力 1.模型简化:行星以太阳为圆心做匀速圆周运动,太阳对行星的引力提供了行星做匀速圆周运一、太阳与行星间的引力 2.万有引力的三个特性 (1)普遍性:万有引力不仅存在于太阳与行星、地球与月球之间,宇宙间任何两个有质量的物体之间都存在着这种相互吸引的力. (2)相互性:两个有质量的物体之间的万有引力是一对作用力和反作用力,总是满足牛顿第三定律. (3)宏观性:地面上的一般物体之间的万有引力很小,与其他力比较可忽略不计,但在质量巨大的天体之间或天体与其附近的物体之间,万有引力起着决定性作用.

物理幽默及笑话系列

编者按:物理学一向以严谨、抽象、刻板著称,为了给同学们的物理学习增加些趣味性,本栏目特推出系列与物理相关的幽默及笑话。 不懂科学 儿子躺在沙发里看画报,母亲气喘吁吁地走进屋说:“我买了一车煤,现在煤车停在桥那边,拉不上来,你来帮妈推一下吧!”“咳,妈,你不懂科学,”儿子躺着不动,歪了歪头说:“按照牛顿的惯性定律,你只要把车子退后20米,然后猛冲上去,车子就能过桥了。” 涡流与蜗牛 每次讲到:当有交变磁场通过金属截面时,该金属截面内会有涡流产生。学生们总会发笑。应该高兴他们有这样的想象力。于是和他们一起想象:当有交变磁场通过金属截面时,该金属截面内会有“无数只蜗牛在绕同心圆周爬动”,但一定要搞清楚“蜗牛爬动”的原因:电磁感应。 废纸篓着火了 三个教授(一个物理学家,一个化学家和一个统计学家)被召到院长办公室,他们刚刚坐定就发现一个废纸篓着火了。 物理学家说:“我知道怎么办,把材料温度降至可燃温度以下,火自然就灭了。” 化学家不同意,“不对,必须先切断氧气的供应,缺少了反应物,火才会灭。” 正当物理学家和化学家争论不休的时候,他们惊讶得发现统计学家跑来跑去的点燃一个又一 个废纸篓。 “你在干什么?!” 统计学家答道:“我需要足够的样本数!!” 物理学家天堂躲猫猫 一次,天堂的所有科学家一起玩躲猫猫。很不幸,论到爱因斯坦找人。所有科学家都躲了起来,但除了牛顿。牛顿只是在爱因斯坦的面前画了一个边长为1米的正方形,然后站在了中见。爱因斯坦数完数,就看见了牛顿,马上叫到:牛顿出局!牛顿却死不承认。结果其他科学家都出来了并帮牛顿证明牛顿没出局。这是怎么回事呢?这时,牛顿胸有成竹地说:我是站在了一个1平方米的正方形中间,也就是说,我是牛顿每平方米,所以我是帕斯卡。 惯性实例

天体运动_规律

确定研究对象解题 -----高中物理必修2第六章万有引力与航天的题型归纳 高中物理必修2第六章万有引力与航天是第五章曲线运动在天体运动学的运用与升华,本章知识点较多,研究对象多,导致学生掌握困难。在教学中,笔者发现只要指导好学生认清楚题目的研究对象,就能突破学生在学习,解题中无从下手或者下手就错的现象。 本章按照研究对象分类可以分为以下几类:a,放在极地的物体;b,赤道上的物体;c,近地卫星(过赤道的,过极地的,一般的);d,同步卫星;e,一般卫星(月亮);f,双星a,放在极地的物体 放在极地的物体只受万有引力和地面的支持力,它的受力如图所示,它的运动状态相对于地球来说是静止的,所以受力平衡。有因为物体所受的重力就 是物体对地面的压力所有又有 即 把本公式化简就可以得到万能代换公式 b,放在赤道的物体 放在赤道的物体,跟地面保持相对静止,但是它随地球一起自转,所以它做匀速圆周运动,受力如图所示,它受到的合外力应该提供向心力。 有 其中,所以 说重力只是万有引力的一个分力,另外一个分力就是用来提供向心力了。在不是赤道和极地的位置,万有引力是指向球心的,而所需要的向心力指向圆心(并不重合),所以我们说重力是竖直向下的,而不能说重力也是指向球心的。考虑实际情况,在地球上,因为向心加速度过小只有a=0.034m/s2,所以有时候可以忽略不计。但是在有些自转比较快的星球上,这个向心加速度就不可以忽略了。 c,近地卫星 近地卫星首先是一个卫星,那么它肯定在做匀速圆周运动, 而且万有引力提供向心力。 有公式 这个公式最重要的一点,因为近地卫星它的高度很低所以可以忽略,那么近地卫星的轨道半径就等于地球的半径。它的运动轨迹的圆心是地球的球心,所以它可能好几种情况,一是在赤道上空,二是过极地,三是一般的情况。又因为万能公式,所以又可以得到

天体距离

第八讲天体测量 一、太阳和行星的距离 地球绕太阳公转的轨道是椭圆,地球到太阳的距离是随时间不断变化的。通常所说的日地距离,是指地球轨道的半长轴,即为日地平均距离。天文学中把这个距离叫做一个“天文单位”(1AU)。1976年国际天文学联合会把一个天文单位的数值定为1.49597870×1011米,近似1.496亿千米。 太阳是一个炽热的气体球,测定太阳的距离不能像测定月球距离那样直接用三角视差法。早期测定太阳的距离是借助于离地球较近的火星或小行星。先用三角视差法测定火星或小行星的距离,再根据开普勒第三定律求太阳距离。1673年法国天文学家卡西尼(Dominique Cassini)首次利用火星大冲的机会测出了太阳的距离。 许多行星的距离也是由开普勒第三定律求得的,若以1AU为日地距离,“恒星年”为单位作为地球公转周期,便有:T2=a3 若一个行星的公转周期被测出,就可以算出行星到太阳的距离。如水星的公转周期为 0.241恒星年,则水星到太阳的距离为0.387天文单位(AU)。 二、恒星的距离 对不同远近的恒星,要用不同的方法测定。以下为测定恒星距离的方法: (1)三角视差法 河内天体的距离又称为视差,恒星对日地平均距离(a)的张角叫做恒星的三角视差(p),则较近的恒星的距离D可表示为: sinπ=a/D 若π很小,π以角秒表示,且单位取秒差距(pc),则有:D=1/π 用周年视差法测定恒星距离,有局限性,因为恒星离我们愈远,π就愈小,实际观测中很难测定。三角视差是一切天体距离测量的基础,至今用这种方法测量了约10,000多颗恒星。 (2)分光视差法 对于距离更遥远的恒星,比如距离超过110pc的恒星,由于周年视差非常小,无法用三角视差法测出。所以用一种比较方便的方法--分光视差法。该方法的核心是根据恒星的谱线强度去确定恒星的光度,知道了光度(绝对星等M),由观测得到的视星等(m)就可以得到距离。 m - M= -5 + 5logD. (3)造父周光关系测距法 大质量的恒星,当演化到晚期时,会呈现出不稳定的脉动现象,形成脉动变星。在这些脉动变星中,有一类脉动周期非常规则,中文名叫造父。仙王座δ星中有一颗名为造父一,它是一颗亮度会发生变化的“变星”。造父一属于脉动变星的一类。当它的星体膨胀时就显得亮些,体积缩小时就显得暗些。造父一的这种亮度变化周期是5天8小时46分38秒钟,称为“光变周期”。凡跟造父一有相同变化的变星,统称“造父变星”。光变周期越长的恒星,其亮度就越大。这就是对后来测定恒星距离很有用的“周光关系”。目前在银河系内共发现了700多颗造父变星。许多河外星系的距离都是靠这个量天尺测量的。 (4)谱线红移测距法 红移是指观测到的谱线的波长(λ1)比相应的实验室测知的谱线的波长(λ0)要长,所以把谱线向波长较长的方向的移动叫做光谱的红移,z=(λ1-λ0)/ λ0。1929年哈勃用2.5米大型望远镜观测到更多的河外星系,又发现星系距我们越远,其谱线红移量越大。 哈勃指出天体红移与距离有关: Z = H*d /c 这就是著名的哈勃定律,式中Z为红移量;c为光速;d为距离;H为哈勃常数,其值为50~80千米/(秒·兆秒差距)。根据这个定律,只要测出河外星系谱线的红移量Z,便

天体物理学

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)。]

三体一读后感

小说《二体》读后感 首先说一下《三体》真的是非常赞的小说。 整个故事大气辉宏,天体物理知识与曲折的情节完美结合,看完让人大呼过瘾。 当一个世界用光年来表达距离,用亿年来表达时间的时候,我才深深感到自己的渺小,一切一切,在宇宙的进程中,都只是一段微不足道的东西。当然,除去那些超赞的情节, 我更欣赏小说里面对人性的讨论。 当叶文洁向未知的三体世界发送信息,让他们来取代地球文明的时候,我能感受到她对人类或者说是对人性的绝望,我没有经历过文革也想象不了文革,但是从叶文洁身上,还是可以看到这场浩劫给人性的重创一一多次失望到最终绝望。想到我的一个朋友也跟我说过,单纯并不难,难的是你经历了许多事情,却还能保持单纯。 文中的这句话给我留下了很深的印象“在疯狂面前,理智是软弱无力的。”关于这个,我 想了一下。我自己本身是一个喜欢理性的人,尽管理智在疯狂面前是多么的无力,但是,如果能在一个疯狂的环境保持理智,更是不易。 还是不会去剥夺别人的生命,非要给出理由的话,第一是换位思考我也不希望成为被夺去生命的人,第二就是小说中也有提到的人可能跟其他文明不一样的地方就是人有爱。 再看小说中另一个让我印象深刻的句子“弱小和无知不是生存的障碍,傲慢才是。”这样的例子太多了,包括我自己都会犯这种错误,有时候总会习惯地自以为是。现在我看来,谦虚而不失自信,是一种好的姿态。 三部小说非常的长,有些东西看完就忘了,一些当时的感想也没留下来。还是非常推荐《三体》这三部小说的。篇二:三体一一读书笔记 三体一一读书笔记 《地球往事三部曲》是刘慈欣撰写的史诗级巨作,是一部典型的硬科幻作品,也是中国当前最杰出的科幻小说。讲述了地球文明在宇宙中的兴衰历程,书中对社会学哲学宗教人性以及爱情利用故事模式展示得淋漓尽致。 外星文明入侵地球在科幻作品并不是个新鲜的题材,但是当一部讲述如此题材的小说以描写外星人入侵前人类的反应为重心,以天文学和社会学的科学严谨的态度计算宇宙中可能的文明分布和它们之间的关系,以历史家和预言者的眼光回顾展望人类文明几百年间的变迁和其中政治、经济、文化、军事、科技发展道路,并将这一切与有血有肉的个体命运紧密结合,以中国人的民族情绪最能接受的的表达方式写出时,它就具有了超出一般大众通俗读物的意义。 小说中的外星人一三体人被设置为拥有高科技、思想完全透明、无法进行欺骗和窥探人心的生物。面对三体人,地球上的人类毫无秘密。但地球人也有自己不可攻破的堡垒,那就是个体思维。小说在这样疏离于现实的逻辑背景下发展,平添了许多惊异感、阅读期待和探索的喜悦《三体》是一部多重旋律的作品:此岸、彼岸与红岸,过去、现在与未来交织成中国文学中罕见的复调,故事的核心竟然是我们熟悉又陌生的文革。当主流文学渐渐远离了这个沉重的话题,大刘贲然以太空史诗的方式重返历史的现场,用光年的尺度来重新衡量那永远的伤痕,在超越性的枧野上审枧苦难、救赎与背叛。这一既幻想又现实还科学的中国版《天路历程》,疯狂而冷静,沉重而壮阔,绝望而超脱。 文革仅仅是《三体》的起点,我个人认为,书中最精彩的部分,是以虚拟游戏的方式展示的三体世界历史。这是一个游戏,游戏背后是一个遥远星际文明二百次毁灭与重生的传奇,游戏中的人物却是孔子、墨子、秦始皇、伽利略、葛力高利教皇、牛顿、爰因斯坦……古今中外各路人马走马灯似的上场。这是一场跨越时空的狂欢,历史、文革、三体又构成了另一个意义上的三体关系,它们之间遥相辉映而又扑朔迷离,在最不可思议的生存景象中蕴涵着 触手可及的现实针对性,把三体系统的复杂性发挥得淋漓尽致。 读完《三体》,去看窗外的夜空,感觉已然不同。世界再也不像以前想象的

天体运动的规律

天体运动的规律 学习目标1万有引力定律在天文学上有重要应用 2培养学生归纳总结建立模型的能力 【一】天体运动问题 一个天体(m)围绕另一个天体(M)做匀速圆周运动的向心加速度a n、线速度v、角速度ω、周期T与轨道半径r的关系: a n= v= ω= T= (1)a n、v、w、T与哪些因素有关:. (2)在中心天体(M)一定的情况下,a n、v、ω、T与半径的定性关系. 【例题1】把太阳系各行星的轨迹近似的看作匀速圆周运动,则离太阳越远的行星()A.周期越小B.线速度越小C.角速度越小D.加速度越小 【例题2】如果在一个星球上,宇航员为了估测星球的平均密度,设计了一个简单的实验;他先利用手表,记下一昼夜的时间T;然后用弹簧测一个砝码的重力,发现在赤道上的重力仅为两极的90%,试写出星球平均密度的估算式。 【例题3】中子星是恒星演化过程中的一种可能结果,它的密度很大。现有一中子星,观测到它的自转周期为T=1/30s 。问:该中子星的最小密度应是多少才能维持该星体的稳定,不致因自转而瓦解?(G=6.67×10-11 N·m2/kg2) 【例题4】一颗赤道上空运行的人造卫星,其轨道半径为2R(R为地球半径),卫星的自转方向和地球的自转方向相同。设地球的自转角速度为ω。 (1)求人造卫星绕地球运转的角速度。 (2)若某时刻卫星通过赤道上某建筑物上空,求它至少经过多长时间再次通过该建筑物的正上方(地球表面的重力加速度为g)。【二】双星问题 一、要明确双星中两颗子星做匀速圆周运动的向心力来源 双星中两颗子星相互绕着旋转可看作匀速圆周运动,其向心力由两恒星间的万有引力提 供。由于力的作用是相互的,所以两子星做圆周运动的向心力大小是相等的,利用万有引力定律可以求得其大小。 二、要明确双星中两颗子星匀速圆周运动的运动参量的关系 两子星绕着连线上的一点做圆周运动,所以它们的运动周期是相等的,角速度也是相等 的,所以线速度与两子星的轨道半径成正比。 三、要明确两子星圆周运动的动力学关系。 设双星的两子星的质量分别为M1和M2,相距L,M1和M2的线速度分别为v1和v2,角 速度分别为ω1和ω2,由万有引力定律和牛顿第二定律得: M1:22 121 1111 2 1 M M v G M M r L r ω == M2:22 122 2222 2 2 M M v G M M r L r ω == 在这里要特别注意的是在求两子星间的万有引力时两子星间的距离不能代成了两子星做圆周运动的轨道半径。 四、“双星”问题的分析思路 质量m1,m2;球心间距离L;轨道半径r1、r2;周期T1、T2;角速度ω1、ω2线速度v1、v2 角速度相同:(参考同轴转动问题)ω1=ω2 (由于在双星运动问题中,忽略其他星体引力的情况下向心力由双星彼此间万有引力提供,可理解为一对作用力与反作用力) 112 2 1 (由半径之比推导) 1221 v1=ωr1v2=ωr2 v1:v2=r1:r2=m2:m1 2 2

搜寻太阳系外行星的方法

搜寻太阳系外行星的方法 人类对于太阳系外行星探测与研究的兴趣和热情逐渐高涨,投入也逐年加大。据非官方统计,目前世界科技发达国家如欧美在天文学领域大约有1/3的财力、物力和人才投入到这个领域,探索这些神秘的”新世界”(The New World)也成为美国下一个十年重点发展的天文学研究项目之一。在这样的大背景下,我们如能利用力所能及的条件,开展一些可行的太阳系外行星的探测与性质研究,无疑是很有意义和价值的。 探测新的太阳系外行星并研究其重要物理性质如质量、半径、密度、轨道特征等的技术方法主要有以下几种: 1.天体测量法 天体测量法是搜寻系外行星最早期的方法。在双星系统中,两星围绕着共同的质心转动,每颗星的轨迹都是周期性的。如果双星中一颗恒星很亮,而另一颗伴星太暗难以观测,那么我们可以用观测到的亮星的周期性摆动轨迹的天体测量资料,利用牛顿的引力定律和开普勒定律来推算出暗伴星的轨道及质量。如果由摆动轨迹推算出伴星的质量远小于恒星的质量下限,那么这颗暗伴星就很可能是行星。这种方法虽然原理简单,但由于恒星位置的摆动太过微小,实际观测是非常困难的。所以这种方法更适于离我们更近的、轨道面近于垂直视线且轨道半径大的恒星-行星系统。 2.直接摄像法 顾名思义,直接摄像法即从行星反射其主恒星的光来观测行星,利用大口径或空间望远镜高分辨率高对比度成像仪及星冕仪对太阳系外行星进行直接成像。但由于行星比其环绕的主恒星暗得多而不容易观测,且由于恒星-行星视角距很小而难于分辨。难度很高,中小口径望远镜无法实现。 3.视向速度法 如果双星的轨道面并不垂直于我们的视线,而是呈一定角度,由于两颗恒星围绕公共质心旋转且位于公共质心的两侧,当它们依次周期性地向我们走进和走远.由于多普勒效应,当一颗恒星向我们走近时,光谱线紫移;当它远离时,光谱线红移。从恒星光谱线的位移可以推算其视向速度。当前是发现及研究太阳系外行星系统的主要方法,已发现的500多颗系外行星中有400多颗为此种方法所发现。但此方法的实现需要高精度的高分辨率光谱仪设备和较大口径的望远镜,难度较高。 4.微引力透镜法 利用背景恒星发出的星光受前景行星引力影响发生偏转(爱因斯坦的广义相

天体物理方法勘误表

《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

方形西瓜

方形西瓜 常识告诉我们,西瓜总是圆的,如果有一天我们看到一只方形的西瓜会是何种反应?怀疑西瓜是真的,还是怀疑自己的眼睛?其实不必怀疑,它的确是一只真的西瓜——据报道,日本农民早在上个世纪就种出了方形西瓜。我们在生活的其他方面也会碰到类似的情形,存在会不断改变我们对世界的看法。请以“生活中的方形西瓜”为话题,写一篇文章。 〖注意〗(1)所写内容必须在话题范围之内。试题引用的材料,考生在文章中可用可不用。(2)立意自定(3)文体自选(4)题目自拟。(5)不少于800字。(6)不得抄袭。 接纳方形西瓜 看到克隆羊多莉,我感到它可爱;看到那白花花的杂交大米,我感到欣喜。假若我看到了方形西瓜,相信吃惊之余,我也会欣然接纳。因为哲学告诉我:要用发展的眼光看问题。 接纳新事物,人类才会不断进步。 科技的发展给我们带来了新奇的事物:克隆羊、转基因棉花、单克隆抗体、超级鼠……它们的产生都是科学家为解决现实问题而研制出来的。如转因棉花可抵抗病虫害,减少农药的施用,既经济又能减轻污染。今天的火车已成了交通工具,但刚出世的时候人们竟讥笑它是“比马跑得还慢的怪物”。每年的“愚人节”,人们都在嘲笑那不肯接受新历法的四月愚人。 水稻杂交,给我们带来了充足的大米,解决温饱问题。火车奔驰、棉田丰收,人类在不断接纳新事物中获得进步。 接纳新思想,国家才会发展,社会才会进步。 在闭关锁国的清朝,林则徐学习西方先进技术和思想,成了“开眼看世界的第一人”;毛泽东接受马克思主义,以星星之火可燎原的执着,领导中国人民建立了自己的国家;邓小平那执着的“猫”论:不管白猫、黑猫,抓住耗子就是好猫。改革开放,一国两制,领导中国人民建设有中国特色的社会主义经济。如若没有这些开明的思想,中华之崛起将遥不可及。面对洋枪洋炮,我们是否还会无所顾忌?在香港回归之时,我们是否还能慷慨向世界宣称:东方明珠永葆璀璨? 接受新思想,让一个民族屹立于世界的东方,讲述它那不断发展的历史。 接受新知识,才能在竞争中永不言败。 当爱因斯坦提出著名的《相对论》时,世界上仅有三个人能够理解。然而在《相对论》的指引下,航天和宇宙研究已达到了登峰造极的地步。是人们在不断接受新知识的过程中,创造了天体物理学的辉煌。同样,霍金的“黑洞”理论让我们对宇宙产生了无尽的遐想。 当我们也可以像嫦娥那样登上月球;当我们也能够同河外星系的人类交流,我们将骄傲地说:在不断接受知识的过程中,创造了人类的辉煌。 如果你热了,打开电风扇;如果你渴了,吃个方形西瓜;如果你想劳动,去看看杂交稻的长势,还是喂喂克隆羊,你自己决定吧! 生活在不断接纳中创造了乐趣。 总是常识在惹祸 我走在夕阳之后,牵来满天星斗。“一、二、三……”数着美丽的童话。 一.“这是我!” 无论青蛙如何辩解,水中的鱼儿、虾儿都不相信他。曾几何时,那只小蝌蚪,那只甩着尾巴的小蝌蚪还是鱼儿、虾儿最亲密的朋友。可现在…… 蝌蚪走了,回来了一个四条腿的家伙。他说,长大了,就得改名叫青蛙。他还说,他仍然是她们最好的朋友。

六 分 仪

六分仪主要是用来测量两物件之间的夹角,在航海上常用来测量太阳和水平线之间的夹角。它有两块镜子,其中一块是一边透明,一边反射的固定镜子,另一块则安装在一支活动臂上。观测者通过小望远镜观望水平线,同时调较活动臂,让天体(例如太阳)的光线刚好反射到小望远镜,这样,太阳的影像便会和水平线重合。再查看刻度,便可知道太阳距离水平线的角度了。 六分仪是相当准确的仪器,能达到 10 角秒( 1 角秒即 1 度的 1/3600 )的精度,而实际定位则准确至 1 公里左右。 明白了六分仪的原理,不如说说如何使用六分仪找出自己在地球上的位置吧。在正午前后,每分钟用六分仪测量太阳与水平线的夹角一次,读数最大的便是太阳上中天时的水平高度。再从天文年历查出今天(你必须知道今天的日子)太阳的赤纬,即可知道身处的纬度了※。 另外,假设你在出发前的手表是校准的,太阳应该在出发地的正午 1 2 时※※上中天。如果你发现太阳在手表指著上午 11 时的时候上中天--也就是当地的正午比出发点的正午早 1 小时,你现在的经度便是出发地以东 15 度了。 ※算式如下: 当地纬度= 90°+太阳赤纬-太阳上中天时的水平高度 ※※实际上,太阳有时稍早於正午 12 时上中天,有时则稍迟,但可从天文年历刊出的数据修正。 (接图) 第一种方法:由黄经计算 太阳回归运动定量地表现为太阳赤纬的变化。任何时候,太阳赤纬总是等于太阳直射点的纬度。二十四节气按太阳黄经划分,其更重要的区别在于太阳赤纬的不同。太阳赤纬的变化,影响各地的昼夜长短和正午太阳高度的大小,二者都是季节变化的主要因素。

太阳的赤纬随其黄经而变化。根据太阳黄经可求知所对应的太阳赤纬,其计算公式是: sinδ=0. 3977sinλ 当然这种方法必须先知道太阳黄经. 第二种方法:直接计算 太阳赤纬角 ED=0.3723+23.2567sinθ+0.1149sin2θ -0.1712sin3θ-0.758cosθ+0.3656cos2θ +0.0201cos3θ(5) 式中θ称日角,即 θ=2πt/365.2422 这里t又由两部分组成,即 t=N-N0 式中N为积日,所谓积日,就是日期在年内的顺序号,例如,1月1日其积日为1,平年12月31日的积日为365,闰年则为366,等等。 N0=79.6764+0.2422×(年份-1985) -INT〔(年份-1985)/4〕 第三种方法:万年历直接查.