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Author: Guiny-Time

source/_posts/嫦娥奔月，这次她要做什么？.md

@@ -16,8 +16,8 @@ copyright_author: '斎藤信'
 
   我们分别从发射前和发射后来看看。
 
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 # 发射前：
 
@@ -27,12 +27,12 @@ copyright_author: '斎藤信'
 
 &emsp;&emsp;嫦娥5号探测器是由航天科技集团研制的中国首个实施无人月面取样返回的月球探测器，总质量约8.2吨，也是我国截至目前所研发的最重最复杂的太空探测器。它将在月面自主完成采样，接着上升器升空绕月完成与轨道器的自主交会对接，最后带样返回地球。如若任务顺利，我国将成为继美苏之后世界上第3个从月球带回样本的国家，这也意味着我国的“绕、落、回”探月三步走正式完成了最后这至关重要的一步。除此之外，嫦娥5号有望实现我国航天史上的4个首次：首次在月球表面自动采样、首次从月面起飞、首次在38万公里外的月球轨道上进行无人交会对接、首次带着月壤以接近第二宇宙速度返回地球。
 
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 &emsp;&emsp;嫦娥5号预计将在月球表面采样2千克左右，分别采取月球表面的小岩石和月表之下两米处左右的岩芯。嫦娥5号所降落的蒙斯姆鲁克火山平原位于风暴之海的西部边缘地区，可能含有仅12.1亿岁的玄武岩岩石，而此前阿波罗任务所带回的月壤，平均年龄在31亿岁到44亿岁之间，通过这些年轻的地质样品，我们有望能获得月球火山晚期活动的有价值信息。除了完成月球采样之外，嫦娥5号还将执行11个技术科研项目，包括验证大型运载火箭、地月转移轨道飞行、近月制动、环月飞行、月面上升和下降、月球轨道交汇对接、环月等待、月地转移、以第二宇宙速度再入大气层等。
 
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source/_posts/恒星不“恒”——简谈恒星的运动和位置变化.md

@@ -42,15 +42,15 @@ copyright_author: '丛雨'
 
   巴纳德星是目前已知自行最大的恒星，这是一颗相距我们约6光年的红矮星，正以每年10.3″的速度相对天球背景移动。图3展示了从1985年到2005年间巴纳德星的位置变动情况。
 
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 <center><font size=2px color=grey>巴纳德星的自行现象</font></center>
 
 # 光行差
 &emsp;&emsp;光是有速度的，这就导致运动中的观测者观察到光的方向与静止的观测者观察到的方向有偏差，即光行差。借用一个常见的比喻，人在雨中行走，尽管雨滴是垂直下落的，但跑动的人却感觉雨是从前方倾斜而下的。光行差的原理与此类似，只是此时需考虑的不是经典力学的速度叠加原理，而是洛伦兹变换。
 
 &emsp;&emsp;地球处于不断的运动之中，自转、公转，甚至还包括跟随太阳在银河系中的运动，这些都让我们在观察遥远光源时出现光行差现象，其中对实际观测影响最大的是地球公转造成的周年光行差。如图3所示，θ是运动方向与光源方向的夹角，地球的运动使我们观测到这一角度变成φ，光行差也就是θ - φ。
 
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 <center><font size=2px color=grey>运动方向与光行差示意图</font></center>
 
 &emsp;&emsp;地球绕太阳的公转速度约29.8 km / s，而当速度v远小于光速c时，光行差的大小可以简单地用v sin θ / c计算，当速度与光速垂直时，周年光行差有最大值20.5″。自转产生的周日光行差比周年光行差小两个数量级，而绕银河系运动的光行差虽然较大但周期极长（2亿年），短期内可不考虑。

source/_posts/深空天体表简介.md

@@ -3,7 +3,7 @@ tags: ['天文学','天体表','梅西耶','科德维尔','科普组第24小组'
 title: 深空天体表简介
 date: '2020-03-22 13:53:08'
 categories: '天文学'
-cover: https://i0.hdslb.com/bfs/article/e713a60ba96b792c2ad1236e10ce4185ff1425b6.jpg
+cover: https://tvax2.sinaimg.cn/large/006UcwnJly1h7hymsw72sj318g1jgatq.jpg
 copyright_author: '丛雨'
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@@ -13,14 +13,14 @@ copyright_author: '丛雨'
 
   说起深空天体星表，最广为人知的恐怕非梅西耶天体表莫属了。它由法国的天文学家查尔斯·梅西耶（Charles Messier）主编，合计收录了110个深空天体，包含12个星云（其中的M 1蟹状星云为梅西耶天体中唯一的超新星遗迹）、57个星团（28个球状星团和29个疏散星团）、40个星系，以及一个被错误收录的双星M 40。天文爱好者耳熟能详的一众著名天体，诸如仙女座星系M 31、猎户座星云M 42、昴星团M 45等都属于梅西耶天体。 梅西耶其实是一个彗星爱好者，他在搜寻彗星的生涯中，发现了一些类似但却并非彗星的天体，进而编辑了这份最早发表于1771年的星表。当时梅西耶只整理了45个天体，到1781年时，人们参考了他与皮埃尔·梅尚的观测记录，将其扩充到了103个，后来天文学家又陆续将其完善。 值得一提的是，身处法国的梅西耶，自然不可能观测到全天所有的目标，也因此梅西耶天体都位于赤纬约36°以北。这是一份适合北半球的爱好者探索的天体表，每逢3月下旬附近，诸多天文友人往往会挑选一个晴朗无月光影响的夜晚，体验一场被称作“梅西耶马拉松”的视觉盛宴，借助望远镜挑战一晚上寻找全部的梅西耶天体。
 
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 <center><font size=2px color=grey>梅西耶天体</font></center>
 
 # 科德维尔天体表（Caldwell Catalogue，编号C）
 
 &emsp;&emsp;科德维尔天体并不像梅西耶天体那样赫赫有名，它收录了南天和北天的109个较为明亮且未被梅西耶天体表收编的深空天体，包括25个星云（其中超新星遗迹2个、暗星云1个、行星状星云13个）、43个星团、35个星系，另有6个星团和星云的组合天体，由英国的业余爱好者兼科普作家帕特里克·科德维尔穆尔爵士（Sir Patrick Caldwell-Moore）编录于1995年。其中比较著名的譬如北天英仙座的双星团（C 14）、金牛座的毕星团（C 41），以及我们也许不太熟悉的南天的船底座大星云（C 92）、球状星团杜鹃座47（C 106）。 作为梅西耶星表的补充，科德维尔天体必然不会具有M编号，反之亦然。它添加了许多南天的深空天体，北半球的我们若想探清它们的全貌会有些困难。
 
-<img src="https://i0.hdslb.com/bfs/article/6950387cc09ef8833d5b82e6eb2990bcdcbb223c.jpg" width=550/>
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 <center><font size=2px color=grey>科德维尔天体</font></center>
 
 # 星云和星团新总表（New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars，编号NGC） 

source/_posts/白矮星的形成与演化.md

@@ -12,7 +12,7 @@ copyright_author: '丛雨'
 
   天狼星是地球夜空中最亮的恒星，每年冬季我们都可以看到它的身影。1844年，德国天文学家兼数学家贝塞尔（F. Bessel）通过计算发现，天狼星实际上应该是一个双星系统，它有一颗与太阳质量相当的伴星。但由于这颗伴星极其暗弱，人们长久以来并未能发现它，直到1862年才拍摄到了这颗亮度只有天狼星千分之一的伴星的照片，后来又获得了其光谱，人们才终于开始认识这种新的天体——白矮星。
 
-<img src="https://i0.hdslb.com/bfs/article/faeac7c7042beb9e5bc2dd738709e86d4ee358b5.jpg" width=550/>
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 <center><font size=2px color=grey>X射线波段的天狼星及其伴星</font></center>
 
 # 类太阳恒星的末期演化
@@ -21,14 +21,14 @@ copyright_author: '丛雨'
 
 &emsp;&emsp;随着恒星核心氢聚变的进行，燃料逐渐枯竭，一颗主要由氦构成的核心的质量逐渐增加，它会在引力的作用下逐渐收缩，温度、压强和密度也不断提升，恒星慢慢步入红巨星阶段。此后恒星的演化分为两种情况：第一种，中等质量恒星核心的温度较高，能够达到氦的点火温度，于是开始氦聚变成碳的3α反应；第二种，小质量恒星核心温度不足以发生氦的聚变，这使得核心无法依靠辐射压力来与引力抗衡，于是便进入电子简并状态，以电子简并压来对抗引力收缩。
 
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 <center><font size=2px color=grey>恒星内氢和氦的聚变过程</font></center>
 
 &emsp;&emsp;何为简并压力？我们知道由费米子组成的系统，同一个微观量子态最多只能允许一个粒子存在（泡利不相容原理），比如电子简并气体的每个能级最多存在两个电子（两个不同的自旋方向），其他的电子会被排斥，这种费米子之间的排斥力就是简并压力。在简并气体里，由于较低的能级很快就被占满了，故大多数粒子的能量远大于它们在普通气体里的，这一高的能量也对应了高的动量，因此粒子动量交换所产生的的压力也远远超过通常气体的压力，能够抵抗更强的引力，支撑起核心更大的密度。理论计算表明，电子简并压的大小与密度有关，并且在同样的密度和温度下，质量越小的粒子越容易简并，所以恒星核心首先进入简并状态的是电子。
 
 &emsp;&emsp;简并核心的进一步收缩会使其温度继续上升，质量在0.5~2.3倍太阳之间的小质量恒星，最终核心还是会达到氦的聚变温度，开启氦的爆炸式燃烧，即“氦闪”。这之后，简并状态解除，随着核心氦的燃烧殆尽，它们会和中等质量恒星一样，产生一个主要由碳和氧构成的核心，此时的恒星已经到达它们生命的最后一个阶段——渐近巨星（AGB）。同样地，碳氧核心随后也会发生电子简并现象，此时它已经具备一颗白矮星的雏形。巨大的光度和强烈的星风使其外壳的物质大量损失，最终只留下一颗独立的碳氧白矮星，抛射出去的物质则形成行星状星云。而质量小于0.5倍太阳的恒星，它们的核心温度始终无法引起氦的聚变，最终的演化结果是一颗氦白矮星。
 
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 <center><font size=2px color=grey>不同质量恒星的演化</font></center>
 
 # 白矮星的结构和特点
@@ -41,12 +41,12 @@ copyright_author: '丛雨'
 
 &emsp;&emsp;如果白矮星是密近双星系统中的一员，当伴星演化至生命末期，外层膨胀到充满洛希瓣之后，伴星的物质会经由第一拉格朗日点流向白矮星并被吸积。白矮星后续的发展与吸积的速率有很大关系：如果吸积速率过低，被吸积的氢会在白矮星的表面以失控的方式进行聚变反应，通过新星爆发，将原先吸积的物质重新喷发出去，并有可能重复这一过程形成再发新星；如果吸积速率过高，富氢包层将快速膨胀，白矮星反而会重新成为一颗渐近巨星。
 
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 <center><font size=2px color=grey>密近双星中的白矮星吸积伴星物质</font></center>
 
 &emsp;&emsp;稳定的白矮星吸积过程只会存在于一个很窄的吸积速率范围内，当白矮星的质量增加到接近钱德拉塞卡极限时，将发生热核爆炸。这一过程释放的热量大于白矮星维持静力学平衡所需的能量，因此结果是毁灭性的，白矮星将粉身碎骨，成为Ia型超新星。Ia型超新星的前身星具有大致相同的质量（钱德拉塞卡极限），因此它们爆发后也有着相近的光度和绝对星等，是天文学中测量天体距离的标准烛光之一。
 
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 <center><font size=2px color=grey>星系NGC 2525左侧的Ia型超新星</font></center>
 
 &emsp;&emsp;虽说白矮星的爆发一般不会有遗留物存在，但也有例外。如果双星系统中的两颗子星都是白矮星，引力波辐射会使系统损失角动量，最终二者靠的足够近，发生合并现象。数值模拟表明，两颗白矮星中密度和质量较小的那颗会完全解体，并被另一颗白矮星吸积。如果吸积过程的速率较高，碳点火后的聚变产物对电子的俘获反应会导致压强下降，从而引发恒星坍缩，最终演化为一颗中子星。