伽玛射线暴的研究历史20世纪60年代，美国发射了船帆座卫星（英语：Vela(satellite)），上面安装有监测伽玛射线的仪器，用于在签署部分禁止核试验条约之后，监视苏联进行核试验时产生的大量伽玛射线。1967年，这颗卫星发现来自宇宙的伽玛射线突然增强，随即又快速减弱，这种现象是随机发生的，大约每天发生一到两次，强度可以超过全天伽玛射线的总和，并且来源不在地球，而是宇宙空间。由于保密原因，关于伽玛射线暴的首批观测资料直到1973年才发表，并很快得到苏联Konus卫星的证实。由于伽玛暴的持续时间非常短暂，而且方向不好确定，起初对伽玛暴的研究进展十分缓慢，连距离这样的基本物理量都难以测定。1980年代，基于Ginga卫星的观测结果，许多人相信伽玛射线暴是发生在银河系中的一种现象，成因与中子星有关，并围绕中子星建立起数百个模型。20世纪80年代中期，美籍波兰裔天文学家玻丹·帕琴斯基提出，伽玛射...

简介在考虑到量子力学与狭义相对论为前提下，康普顿波长被认为是测量粒子位置的基本限制。其大小取决于该粒子的质量m{\displaystylem\}。现举一例子说明这个，设用反射回来的光去量度粒子的位置──但要准确地量度位置需要波长短的光。波长短的光是由高能量光子所组成的。若这些光子的能量超过mc2{\displaystylemc^{2}\},当击中被量度位置的粒子时，其撞击所产生的能量可能会足够产生同类型的粒子。这使得粒子的原位置这个问题变得毫无意义。此论点同时亦表明了康普顿波长是量子场论──可用于描述粒子的生成或湮灭──需要被重视的长度上限。我们可以用以下方法将上述论点变得更精确一点。设要量度粒子的位置至一准确度△x。则其位置及动量的不确定性关系式为ΔΔ-->xΔΔ-->p≥≥-->ℏℏ-->/2{\displaystyle\Deltax\,\Deltap\geq\...

简介康普顿效应首先在1923年由美国华盛顿大学物理学家康普顿观察到，并在随后的几年间由他的研究生吴有训进一步证实。康普顿因发现此效应而获得1927年的诺贝尔物理学奖。这个效应反映出光不仅仅具有波动性。此前汤姆孙散射的经典波动理论并不能解释此处波长偏移的成因，必须引入光的粒子性。这一实验说服了当时很多物理学家相信，光在某种情况下表现出粒子性，光束类似一串粒子流，而该粒子流的能量与光频率成正比。在引入光子概念之后，康普顿散射可以得到如下解释：电子与光子发生非弹性碰撞，电子获得光子的一部分能量而反弹，失去部分能量的光子则从另一方向飞出，整个过程中总动量守恒，如果光子的剩余能量足够多的话，还会发生第二次甚至第三次弹性碰撞。康普顿散射可以在任何物质中发生。当光子从光子源发出，进入散射物质（一般指金属）时，主要是与电子发生作用。如果光子的能量相当低（与电子束缚能同数量级），则主要产生光电效应，原子吸收...

外部链接钱德拉X射线天文台网站参考文献^ChandraX-rayObservatoryQuickFacts^Griffiths,R.E.etal.,2000,Science,290,1325.NASAADS^Piro,L.etal.,2000,Science,290,955.arXiv:astro-ph/0011337NASAADS^Baganoff,F.K.etal.,2001,Nature,413,45.arXiv:astro-ph/0109367NASAADS^Kastner,J.H.etal.,2004,Nature,430,429.arXiv:astro-ph/0408332NASAADSDOI:10.1038/nature02747

历史1633年莱顿大学建造了该天文台，以放置司乃耳象限，也是目前世界上最古老的仍在运行的大学天文台（此前中世纪大学教授的天文学多为理论性的，而天文观测多由私人仪器完成，而非大学天文台。可参见望远镜天文台和观测技术时间线（Timelineoftelescopes,observatories,andobservingtechnology）。起初该天文台使用Rapenburg上的莱顿大学主要建筑的房顶作为观测平台。1860年，一座大型现代化天文台在WitteSingel拔地而起。此建筑成为天文系的系址，直到该系于1974年搬到莱顿城西北部的科学校区。尽管莱顿不再进行专业性天文观测，但该系仍自称“莱顿天文台”。如今天文学家们转而去大天文台如智利ESO的VLT。该天文系（SterrewachtLeiden）是荷兰最大的天文系，享有国际知名度，其研究方向囊括天文学内的众多领域。许多知名天文学家和物理学...