北京天文馆 天文学词典

英文名称 中文名称 词义解释

muonμ介子见基本粒子。

naked singularity裸奇点不隐藏在黑洞的视界后面的奇点。我们的宇宙可能诞生于一个裸奇点。见宇宙监察。

National Radio Astronomy Observatory（NRAO）美国国家射电天文台NRAO，总部设在西弗吉尼亚州夏洛特斯维尔的美国射电天文台，它管理的设备有格林班克的射电望远镜和新墨西哥州索科罗的甚大天线阵。

nebulae星云过去对天空中任何模糊光斑的通称。现在已经知道其中很多是银河系外面的其他星系，所以有时仍用过时的河外星云称呼它们。例如仙女座星系常仍称为仙女座星云。其他的星云现在已知是我们银河系内部的发光气体云，它们往往是产生恒星的场所，猎户座星云就是这类星云的典型代表。星云的英文名“nebula”来自拉丁文，意思就是“云”。 很多星云肉眼可见，但发明望远镜后不仅看到了比肉眼所见多得多的星云，而且证明很多星云是十分密集因而眼睛无法分开的极暗弱恒星组成的。19世纪前半叶的许多天文学家，尤其是赫歇尔家族，认为所有星云都由恒星组成，但1860年代使用光谱学方法证明有些星云确实是气体云。不过那时仍然不知道由恒星组成的星云究竟是在银河系内部还是在它的外面；一直要到1920年代埃德温·哈勃及其同事们测定了几个河外星云的距离，这个问题才得到解决。　　在我们银河系内，明亮的发射星云由近旁恒星辐射的能量保持温热，它们在天文照片上呈现红色，是因为氢的特征辐射在光谱红区。反射星云因反射恒星的光而显示其存在，它们因星云中的尘粒散射星光的方式而呈蓝色（这和使地球天空呈现蓝色的散射完全一样）。有些暗吸收星云之所以能被看见，是因为它们遮挡了更遥远恒星的光——它们好像是明亮恒星背景上阴暗的洞穴。

nebular hypothesis星云假说认为太阳系由太空中的物质云（“星云状物质”）形成的观念。这个基本概念可追溯到1755年，当时伊曼努埃尔·康德在他的《自然通史和天体论》一书中指出，行星是从一个原始物质云凝聚而成的。后来皮埃尔·拉普拉斯也独立得到同样的观点，于1796年发表在《宇宙体系概说》一书中。　　起初，星云假说的支持者认为，行星是由太阳大气中的不规则构造物凝聚而成，因为他们想像太阳大气向外太空延伸很远。后来这一原始观念发展成为将整个太阳系看成由一个巨大气体云形成的模型，云的大部分物质坍缩成太阳，少量物质沉降到围绕太阳的盘中，盘破裂成与太阳距离不等的环，环再凝聚为行星。虽然原始观念在过去200年间已有很大改变，而且很难解释以这种方式形成的太阳为何今天自转如此缓慢（和旋转的滑冰者缩回手臂一样，原始气体云收缩时应该自转得更快），但这个假说仍然是行星形成的最可能的描述。

Neptune海王星巨行星之一，通常是从太阳向外的第八颗行星，尽管冥王星有时会跑到海王星轨道以内（1979～1999年期间就是如此）。海王星是1846年根据约翰·亚当斯和于尔班·勒威耶的预报发现的，但伽利略可能在1613年就看见过它并有所记述，只不过他未曾意识到那是一颗行星。海王星每164.79年绕太阳运行一周，与太阳的平均距离是30.06天文单位，轨道几乎是正圆形。它的质量是地球的17.2倍，直径为48 600公里，已知的卫星有8颗。它与天王星十分相似。

Nereid海王卫二海王星的一颗小卫星，1949年由吉拉德·柯伊伯发现。它的直径约340公里，轨道到海王星的平均距离为550万公里，质量不明。

neutrino中微子轻子族的基本粒子，不带电荷，质量极小（可能是零），和其他粒子之间只有弱相互作用（见基本力）和引力作用。　　1930年代初，在解释β衰变中观察到的反常现象时，已经指出需要有中微子。β衰变中的部分能量好像“丢失”了，量子物理学先驱之一的沃尔夫冈·泡利（Wolfgang Pauli）认为需要一种“新”粒子带走多余的能量。他把这种新粒子起名为中子。他的见解几乎没有引起反响，以致中子之名实际上赋予了1932年发现的一种完全不同的粒子。但恩里科·费米重新记起了泡利的思想，当有人问他泡利的“中子”是否和新发现的中性粒子相同时，他开玩笑说，“不，泡利的粒子不过是中微子”，从此中微子这个名称就沿用下来了。 中微子极难探测，但它们在核聚变反应中大量产生，1956年监测到美国萨凡纳河核反应堆溢出大量中微子而终于证明其存在。25年前，泡利曾许诺给任何证明他所指的中性小粒子存在的实验家一箱香槟酒；他十分愉快地兑现了他的长期诺言。 没过几年，约翰·巴科和雷·戴维斯就已经着手制定探测太阳中微子的计划，中微子天文学这门新学科由此产生。从那以后，已经探测到超新星1987A的中微子，如果它们确实有质量，它们就是宇宙中暗物质的一部分。　　1995年初，美国新墨西哥州洛斯阿拉莫斯国家实验室宣称，有一项实验表明中微子确实有质量，其数值为0.5～5电子伏，从而激起巨大兴趣。如果这些结果得到进一步实验的支持，其推论将具有真正重大的宇宙学意义。虽然每个中微子的质量如此微不足道，但宇宙中的中微子数量极多（每立方米空间大约有10亿个），它们加起来的质量将超过全部明亮恒星和星系的总和。流行的暴涨理论预计，中微子在平坦宇宙（见宇宙模型）所要求的总质量中将贡献大约20％。　　但这正是宇宙学家希望听到的。如果使宇宙平坦所要求的全部暗物质都取中微子形态，那么星系就永远不可能形成。在宇宙年轻时期以接近光的速率在太空狂奔的中微子的撞击下，原始气体云中的任何不规则性应该早已被抹掉了。 然而，星系在天空中分布成链、团和纤维等形态这一事实强烈表明，它们是在大量所谓冷暗物质的引力影响之下形成的；与中微子（作为对比，称为热暗物质）不同的是，冷暗物质由具有数十倍于电子的质量（电子本身质量为500 000eV）、但在太空缓慢运动的假想粒子所构成。 对膨胀宇宙中星系形成过程的计算机模拟表明，最接近星系观测特征的模拟要求80％的冷暗物质和20％的热暗物质（而明亮星系只占宇宙物质的1％左右）。 洛斯阿拉莫斯的研究班子所用的方法是监测所谓一种中微子振荡成另一种中微子。中微子有三种，它们分别与电子、μ介子和τ粒子相伴生。洛斯阿拉莫斯的实验让纯μ中微子通过盛有200吨矿物油的容器。μ中微子不能与矿物油相互作用，但电子中微子则能。如果有些μ中微子变成了电子中微子，其中少数几个将与矿物油原子中的质子相互作用而产生闪光，这些闪光将被矿物油容器周围的探测器记录下来。 结果看来和以上描述的完全一致。实验家们从发生率得出所涉及的中微子的质量为0.5～5电子伏。虽然这个消息令人高兴，大多数宇宙学家的态度却是谨慎的“等着瞧”，至少也要等到其他实验证实这些发现。不过这一发现如果正确无误，将是对宇宙和星系形成的标准理论的强有力支持。　　另见太阳中微子问题。

neutrino astronomy中微子天文学利用对太空中微子敏感的探测器研究宇宙的学科。中微子天文学始于1960年代，这要归功于理论家约翰·巴科和实验家雷·戴维斯的努力，他们设计了一个采用（全氯乙烯中的）氯监测太阳中微子到达事件的探测器。1965年开始运行的这个戴维斯探测器仅仅记录了太阳中微子预期数量的大约三分之一（见太阳中微子问题）；人们在谈论这一发现的意义时，往往忽视了一个重要事实：探测到任何太空中微子本身就是一个伟大的胜利，而戴维斯探测器的成功开创了宇宙研究的一个新分支——中微子天文学。 迄今中微子天文学的大多数研究涉及的是太阳中微子。太阳内部产生的大量中微子洪水般漫过地球并穿透地球球体。中微子对普通物质的存在简直不屑一顾，如果一束像太阳内部产生的那种中微子穿过厚度为1 000秒差距的实心铅板，也只有一半会被沿途遇到的铅原子核俘获。 由于中微子如此不愿意同其他形态物质（包括探测器）相互作用，所以仪器必须十分灵敏；但灵敏的仪器必须屏蔽起来以避免其他粒子如宇宙线的干扰。所以，中微子“望远镜”都放在深矿井或山底隧道中，利用它上面的密实岩层挡住讨厌的粒子。中微子望远镜在其他方面也和传统望远镜大不一样。 像利克天文台120英寸反射望远镜那样的仪器，其重要部件不是支撑镜面的重达50吨上下的钢铁构架；真正重要的只是一点点与光子发生实际相互作用的物质——镜面上的薄薄一层闪闪发亮的铝膜。这层以正确方式安放在高山之巅的总量仅仅1立方厘米的铝，就是你研究天体光线所需要的全部。然而，虽然120英寸望远镜的反射镜表面只镀有1立方厘米的铝，但装载戴维斯探测器工作物质的那个惊人巨大的钢制容器（和奥林匹克运动会的游泳赛池一样大）的内“表面”则“镀有”超过40万升的全氯乙烯——要想研究中微子，就需要把这整个“工作表面”正确安放在大山之下或深矿井之中。　　1960年代末以来，戴维斯探测器实际记录的太阳中微子与容器中的氯原子相互作用“事件”，平均起来大约是每两天一次。这一记数率是这类仪器正常运转时的典型值；它相当于研究特定类星体的光学天文学家每两天只能看到一个光子。 戴维斯探测器获得成功后，其他专用于中微子天文学研究的探测器接踵而来，其中有些（如萨奇实验和伽勒克斯实验）使用镓作为工作物质。此外，为其他研究目的设计的粒子探测器也被证明可记录来自太空的中微子。像日本的神冈中微子探测实验那样的探测器本来是为探查质子的放射衰变产生的中微子；这种衰变从未观测到，但该探测器（一个直径15.6米、高16米、盛有3 000吨水的圆柱形容器）的灵敏度使它得以探查出与容器中水分子的电子相互作用（仅偶尔发生）的宇宙中微子。其他一些根据电子“散射”效应设计的探测器已在澳大利亚以及意大利北部的格兰·萨索实验室建造；还有各种新类型探测器正在世界各地纷纷规划和建造之中。 就太阳中微子而言，由于不同的探测器工作在不同的能段，开始时情况有点混乱。起初，人们不清楚不同的探测器是否彼此相符，但在运转了几年以后，对于到达我们这里的太阳中微子数量和类型的看法已经比较一致了。 但这仍然和理论家的预言不完全相符，尽管差异已不像戴维斯探测器最初表明的那样大。然而，往往强调得不够的是，即使考虑到现有的不确定性和观测与理论之间可能的小差异，太阳中微子的观测结果总的说来与理论预言是符合的。我们这里谈的不是那些要求全面重建理论模型的观测，而是可能提出对理论进行小改动——微调——的细微差别。基本图像是与太阳核心部分约开氏1 500万度温度下，提供能量以使太阳发光的那些核聚变反应相符合的。这是理论和实验的双重伟大胜利。 然而，中微子天文学真正成熟的标志，是世界上的好几具探测器记录了与超新星1987A爆发有关的中微子脉冲。这颗超新星是1987年2月23日在地球上通过可见光观测发现的，但那天看到的光是产生该超新星的恒星爆发时从大麦哲伦云出发，在太空已经旅行了16万多年才抵达我们这里。对当时正在运转的世界各地中微子探测器的记录进行分析后，证明有一个中微子脉冲正好早于超新星的光到达地球。对这一现象的解释是，来自那颗临死恒星的中微子产生于星体核心部分坍缩之时，这大概是坍缩释放的能量能够炸开恒星外层并发出眩目的可见光之前3小时。只要中微子探测器在合适时间运转，它们就能预报超新星的爆发——不过中微子探测器因为不具备方向性而无法告诉光学天文学家应该把他们的望远镜指向何方。 由于探测器计数率很低以及需要观测相当长一段时间才可能有所收获，中微子望远镜通常是每次连续运转几天，然后再分析相关数据。但发现那颗超新星后，这种常规工作模式被打破，马上对前一天的数据进行了分析。只有两个探测器当时正好按照工作时间表运行，而且它们的灵敏度足以检测那颗超新星的中微子。神冈中微子探测实验研究组在13秒钟内探查到一群共11次中微子事件（不过其中大多数出现在头一秒钟），俄亥俄州克利夫兰附近一具类似探测器（属于加利福尼亚-欧文大学和芝加哥大学）在6秒钟内探查到8次事件（别忘了戴维斯探测器的太阳中微子计数率是每两天一次）。 如此多的中微子在几秒钟内到达这一事实，对中微子的质量施加了严格的限制。如果中微子的质量和光子一样等于零，那么它们全体将以光速运动，甚至经过16万年长期旅行，它们也将同时到达（假定它们同时出发）。但如果中微子有质量，即使它们的质量全都一样，它们的运动速率将取决于它们各自的能量。就像棒球被击打得越重，飞行得越快一样，超新星爆发时获得最大推力的中微子将运动最快，到达最早。如果中微子的质量较大，这一现象将更加显著；好几个中微子在超新星爆发之初出发，经过16万年旅行后，彼此相差不到一秒钟的时间内到达，这个事实说明，每个中微子的质量必定小于大约15电子伏。这对于推算中微子在宇宙总密度中的可能贡献具有重要意义（见暗物质）。 当然，根据这些观测，仍然可以认为中微子的质量可能准确等于零，它们以真正的光速运动，不过它们从超新星出发的时间略有不同。但最重要的结论是，中微子的质量不可能超过15eV。 根据天体物理学家的计算，一颗像1987年2月23日在大麦哲伦云中看到的超新星爆发时，其内核坍缩将释放大约10^58个中微子。这些中微子以光速（或非常接近光速）向太空扩散成为球壳。当球壳抵达地球时（这时它的直径大约是100千秒差距）已经稀薄得多了，通过神冈实验探测器的中微子大约“只有”300万亿个，其中仅仅11个与电子碰撞，留下了可探测的证迹。那时，地球上每个发育正常的成人身体都有大大超过100亿个来自超新星1987A的中微子穿过，很可能有少量中微子与某些人眼球玻璃体中的电子相互作用，产生瞬时闪光。我们中间的一两个人也许已经亲身感受到了来自超新星的中微子的直接影响。 中微子天文学的潜力可从粒子物理学家对超新星1987A中微子观测结果的利用程度略见一斑。探测到的超新星1987A的19个中微子提供的信息，足以排除理论家钟爱的粒子之一存在的可能性，而把另一种作为宇宙暗物质最可能的候选者。 如果中微子的质量为零，而且都以光速运动，那么它们到达时间的大约12秒钟跨度与爆发成超新星的那颗恒星内核坍缩为大约10公里直径的中子球所要求的时间准确相符。后来到达的中微子携带的能量比最先到达的略为小些，表明正在形成的中子星是如何冷却的，并且和理论预言十分一致。 坍缩星内核产生的中微子爆是由内核坍缩释放的引力能发动的。在那样的高能条件下，也可能产生了其他粒子，但这仅当它们的各种特性搭配合适才有可能，其中一个特性是它们的质量，另一个是它们同其他粒子和辐射相互作用（耦合）的强度。 由于中微子带走了坍缩星核产生的大部分能量，所以能被上述其他粒子带走多少能量就被限定了。今天，物理学家们对理论预言存在但从未探测到的两种粒子特别感兴趣，一种是所谓的超对称性（AUSY）理论要求的光伴子，另一种是为解释左旋粒子和右旋粒子的差异——即它们的“轴”对称性——所要求的轴子。 理论预言了这些粒子除质量外的所有性质。令人惊讶的是，超新星1987A提供的信息表明，如果光伴子真的存在，它们就必定很重，比质子要重得多。因为，如果存在轻的光伴子，它们就应该已经在爆发时大量形成，并带走实际上已经随中微子而去的那些能量。没有其他的观测或实验能够排除轻光伴子的存在。 但超新星的数据却与爆发时产生大量轴子，并带走未被中微子带走的剩余能量这一可能性颇为相容——条件是每个轴子的质量大约是千分之一电子伏（作为比较，一个电子的质量是50万电子伏）。尽管如此微小，理论却认为宇宙中轴子的数量极为庞大，只要每个轴子真有这么点儿质量，它们就能提供很多宇宙学家为使宇宙“闭合”所需要的全部暗物质，从而保证宇宙当前的膨胀终有一天会反转过来。 从仅仅19个中微子到达时间和能量的测量数据提取的信息量是如此惊人，以致粒子物理学家似乎都目瞪口呆了。既然根据19个中微子能获得如此丰富的知识，他们简直是翘首以待下一次超新星爆发，目前，更多更灵敏的中微子探测器已经建成并投入运行。　　1987年2月以来，那颗超新星产生的中微子球壳一直在宇宙中膨胀，很可能某些地方其他文明世界的中微子探测器正监视着它的到达。与此同时，在地球上，比以往更多更灵敏的中微子探测器已经准备就绪，正严阵以待下一次中微子爆，甚至可能已经发生了另一次超新星爆发，它产生的中微子爆正以接近光的速率向我们飞驰而来，但它的光还没有到达我们这里。

neutrino oscillations中微子振荡见太阳中微子问题。