北京天文馆 天文学词典

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neutron中子存在于氢以外的一切原子核中的基本粒子。中子无电荷（由此得名），质量稍大于质子。在原子核外，一个中子将衰变为一个质子、一个电子和一个反中微子。中子是重子族的成员，每个中子由三个夸克构成。

neutron star中子星几乎完全由中子构成、具有原子核密度的恒星。这样一颗恒星含有与太阳大致相同的质量，却被压缩成一个直径约10公里的球。　　1930年代初，萨布拉曼扬·钱德拉塞卡发现，恒星核燃料消耗完后形成的白矮星的质量若大于太阳质量的大约1.4倍，就无法支撑自身来对抗引力坍缩。由此得出当时引起极大争议的结论是，任何已经死亡的恒星若仍含有大于这个钱德拉塞卡极限的质量，将无限制地坍缩成为今天称之为黑洞的东西。中子在1932年被发现后，一些物理学家和天文学家立刻开始思考存在完全由中子构成、密度介于白矮星和恒星质量黑洞之间的恒星的可能性，并且猜测这种恒星的质量可能有一个上限。苏联物理学家列夫·朗道认为所有恒星都可能含有中子“内核”，但随后的计算证明，如果恒星内核的“中子化”真的开始，那将是恒星内区突然坍缩、并在一次爆炸中释放大量引力能的失控过程。这一结果和弗里茨·兹威基关于中子星可能形成于超新星爆发的观点颇为一致。 到了1930年代末，所有这些思想，还有罗伯特·奥本海默和他的学生乔治·弗尔科夫（George Volkoff）的计算，都已公开发表。奥本海默和弗尔科夫的计算证明中子星的质量确有上限，现在称为奥本海默-弗尔科夫极限。任何死亡后的恒星若含有多于3倍太阳的质量，必将无止境地坍缩。然而多数天文学家直到1／4世纪后才认真对待这一有关中子星的思想，而1960年代中期偶然发现的脉冲星终于使他们确信中子星真的存在。 现在人们已经承认这些超密恒星确实形成于超新星爆发。超新星爆发时的强大压力可以造就质量小到只及太阳质量1／10的中子星（任何质量更小的恒星在试图成为中子星的过程中将变成小白矮星，因为有些中子通过β衰变转化为质子）。某些中子星可能是质量接近钱德拉塞卡极限的白矮星演变而成的，如果后者吸积足够的多余物质（比如从双星系统中的伴星），使得质量超过这一极限的话。　　中子星有一个铁和类似元素（见核合成）构成的外壳，它的下面是“正常”中子区；再往下则是流体区，其主要成分是超流中子；还可能有一个夸克组成的中心内核。中子星物质的密度是白矮星的100万倍，水的1 000万亿倍，所以每立方厘米中子星物质重达10亿吨左右。

Newton，Isaac牛顿牛顿，艾萨克（1642-1727），英国物理学家和数学家，有史以来最伟大的科学家之一。他发现了以他的姓氏命名的引力定律和运动定律，数学上发明了微积分方法，光学方面完成了十分重要的研究，包括设计一种新型反射望远镜。通过与实验的比较来检验和改进理论的现代科学研究方法实际上也是他创立的，这种方法取代了多少带有荒唐幻想成分的凭空想像。 按照当时仍在英国使用的儒略历，牛顿是在1642年的圣诞节，诞生在林肯郡的乌尔索普。而按当时已在天主教国家颁行的格里高利历（即我们今天通用的公历），他的生日是1643年1月4日。所以，虽然有时说牛顿出生在伽利略逝世（按格里高利历是1642年1月8日）的那一年，但那完全是两种不同历法体系日期的“巧合”。 牛顿是遗腹子，他三岁时，母亲再嫁，幼小的艾萨克由他的外婆抚养。1658年他的母亲再次丧夫，便把他接回乌尔索普家中，打算让他耕种她的农田。尽管牛顿十分能干且有一双精于制作器物的巧手，却对农耕毫无兴趣。在一位舅舅的干预下，牛顿得以重返学校（格兰瑟姆附近）为大学学业做准备。1661年他进入剑桥大学三一学院，1665年毕业。 虽然他打算取得剑桥大学特别研究生资格，但大学因瘟疫流行而临时关闭。随后的18个月，牛顿居住在乌尔索普，思考各种科学问题，用棱镜进行光的实验。 1667年牛顿回到剑桥大学，同年成为三一学院特别研究生，1668年被聘为卢卡斯数学教授，时年26岁（他担任此职直到1701年辞去剑桥一切职位为止）。此后30年他在剑桥度过，基本上是独自一人工作，既从事令后人缅怀的科学研究，也热心于炼金术实验，后者对现代科学家来说显得十分稀奇古怪，当时却是倍受尊敬的事业。 牛顿性格孤僻，对自己的工作情况严格秘而不宣；他孤军作战提出他的观点，却常常陷入与其他学者争夺优先权的苦涩辩论之中。这也许和他孩提时代的经历有关，他习惯了三年没有父亲管教的放任娇养，突然离开母亲的日常呵护，去对付着和外婆生活在一起。他首次引起科学界注意的是他发明的牛顿望远镜，并因此而被选为当时尚属新机构的皇家学会的特别会员。不久他和罗伯特·胡克（Robert Hooke，1635-1703）就提出光和颜色理论的优先权发生猛烈的争论，不得不退回剑桥保持沉默。他耐心等待直到胡克去世后，才于1704年发表他的《光学》一书，这时他已拥有最后决定权。 这时，作为皇家学会会长的牛顿的名字已经是家喻户晓，而且他即将成为爵士（1705年由安妮女王册封）。导致这一切的是他对引力和力学的研究，但他的成果则多亏埃德蒙·哈雷的鼓励才得以公之于世。 1680年代，科学界对行星何以按照开普勒定律沿椭圆轨道运动的问题深感兴趣。1684年，哈雷造访牛顿时惊奇地获悉，牛顿很久以前就已经解决了这个问题（事实上，他在乌尔索普躲避瘟疫的那一年就洞悉了问题的实质）；沿椭圆轨道运动的理由是引力遵守平方反比律。哈雷说服了牛顿发表他的解释，而牛顿一旦开始写作，就把原来打算写成短文的东西发挥成了《自然哲学的数学原理》这样一部杰作（所有科学家都把它简称为《原理》）。1687年《原理》出版——哈雷甚至为它支付了出版费用，当然这并不完全是哈雷的利他主义行动，他从这部著作的成功也获得了小小的收益。 《原理》是迄今最重要的科学著作（其影响甚至超过《时间简史》[38]），它影响了其后300年的科学进程。除了陈述引力定律和运动定律外，它也奠定了现代科学方法的基础。《原理》出版后，牛顿对科学的贡献不大，他开始涉足政坛，两次出任国会议员，一度沉迷于炼金术实验。1692年他得了一场严重的精神抑郁症，可能和他与之打交道的有毒化学物质有关，但他完全康复了。 1696年，牛顿谋得皇家造币厂监理职务，迁居伦敦；1698年提升为造币厂厂长，并不遗余力履行他的职责，完成了必要的币制改革。正是因为这，他于1705年被封为爵士。虽然他从1703年一直担任到去世为止的皇家学会会长职务，曾经为学会带来相当权益并有助于树立学会的声望，但晚年的牛顿失去了他的吸引力，学会的影响也日渐衰微，而牛顿仍继续与其他科学家，包括约翰·弗兰斯提德和德国数学家哥特弗里德·威廉·莱布尼兹（1646-1716），就某些科学发现的优先权进行激烈争吵。1727年3月20日，牛顿在疾病的痛苦折磨下逝世，他安葬在威斯敏斯特教堂。伏尔泰对此评论道，英格兰尊敬一位数学家犹如其他国家尊敬一位国王。 阿尔伯特·爱因斯坦在20世纪出版的牛顿的《光学》一书的前言中写道： 世界对他来说是一本打开的书，他能毫不费力读懂它的意义。他把经验材料整理成体系所用的概念，似乎是从经验本身、从他的漂亮实验中自发泉涌而出。他安排的实验顺序分明，得心应手，他对实验的解释无比详尽。他展现了集实验家、理论家、技工和艺术家于一身的特质。他在我们面前是强大的、正确的、独一无二的；他对创造的愉悦和他那细致入微的精密性体现在他的每句话和每个数字之中。

Newtonian telescope牛顿望远镜艾萨克·牛顿设计的一种反射望远镜——正是这项发明引起了皇家学会对牛顿的工作的注意。在这一系统中，光线射至镜筒下部的抛物面主镜，然后朝上反射到一块小平面镜，后者再把光线向旁边反射，通过镜筒上的一个小孔而会聚于镜筒外的焦点。这一设计现今仍为业余天文爱好者的小望远镜广泛采用，但不适合大望远镜，因为焦点处在一个很不方便的位置。

N galaxyN星系具有明亮中心核的星系，是介于宁静星系和类星体之间的多种类型活动星系中的一类。它们常常是射电源。

NGC星云星团新总表常记为 NGC，乃英文全名“New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars”的简称。见天体表。

no boundary condition无边界条件从极早期宇宙的模型中消除大爆炸的奇点的一个方法。这个奇点好像宇宙的边界——不是空间边界，而是时间边界。这样一个边界的存在，自然会提出边界的另一面是什么——即大爆炸“之前”发生了什么——的问题。1970年代末，斯蒂芬·霍金指出这个问题没有意义，因为在“时间起点”处并非真有边界，描述大爆炸的方程式中出现的奇点是人为现象，而不是宇宙的实际物理边界。 霍金及其同事提出的模型，试图将量子理论法则应用于整个宇宙，并采用了极为艰深的数学。不过它的基本要点可通过一个简单类比来理解。 设想用球面上的圆这样一根一维线代表整个宇宙。大爆炸的时间对应着十分年轻的宇宙，而年轻宇宙可用围绕球面上一个极点的小小的圆来代表（该极点本身则是“时间起点”）。宇宙随着时间的流逝而膨胀，这可依次表示为离极点越来越远、离赤道越来越近的圆。一旦越过赤道，圆将变得越来越小，并在另一个极点通过一次大崩塌（奥米伽点）而消失。 但是，虽然在膨胀宇宙诞生的极点存在一个“时间起点”，但那里没有“界线”，与地球北极没有界线完全一样。如果你在北极附近朝正北方出发，并沿直线走去，你将越过北极点，然后发现你在走向正南方。同样，如果你能逆着时间走向过去直达“时间起点”，并继续走下去，你将越过它，然后发现你又顺着时间走向未来了。你不会在“大爆炸之前”止步的。　　霍金的宇宙模型是一个完全自足的没有边界的时空泡——或者如霍金所说，“宇宙的边界条件可能是它没有边界”。

non-Euclidean geometry非欧几何学适用于弯曲表面或弯曲时光的几何学法则。而欧几里得几何学只适用于平面和平坦时空。 有两类非欧几何学可用于宇宙时空的描述，而且两者都有其相应的二维形式。具有正曲率的几何学可用一个封闭的球面代表，而在球面上沿直线旅行则能返回到出发点。在这样一个表面上，三角形三个角之和总是大于180°，而三个角之和的准确数值则与三角形的大小有关。　　具有负曲率的几何学可比拟为一个开放的、状如山间隘口的“鞍形表面”。它能够无限延伸，它表面上的三角形三个角之和小于180°，但三个角之和的准确数值同样与三角形的大小有关。在我们这个具有三个空间维度（加上一个时间维度）的宇宙中，正曲率对应闭合模型，负曲率对应开放模型（见宇宙模型）。如果宇宙是非欧几里得的，则球的体积将与按欧几里得几何学计算的体积不同；然而我们的宇宙是如此接近平坦，以致即使用不同距离处的星系计数方法也测不出这种差异。另见伯恩哈德·黎曼。

nova新星一颗黯淡的恒星通过爆炸暂时变成的明亮可见的天体。古时，演变成新星的那些暗星很少能为肉眼所见，这就是将它们视为全新的恒星的原因。但现代天文学家使用比人眼灵敏得多的照相方法发现，在拍摄了新星所在天区的老照片上，常常有一颗暗星出现在新星的位置。这就为研究新星的爆前性质提供了可能，再加上它们的爆后特征，十分有助于建立新星如何爆发的合理模型。 大多数（几乎可以肯定是全部）新星是双星系统中的白矮星爆发造成的。在这些双星系统中，伴星是密近轨道上的红巨星，爆发则是伴星物质被吸积（通过一个吸积盘）到白矮星表面所导致的后果。流向白矮星的物质每年可达太阳质量的大约10亿分之一，当被吸积的物质形成足够厚的一层时，它底部的压力引起爆发式的核聚变反应，把物质向外炸开，而引起恒星突然变亮。这一过程是重复发生的——已经发现很多新星的重复爆发（例如北冕座T在1866年和1946年的两次爆发），其余的则因重复的时间尺度太长，迄今还不可能被人类监测到。 发生新星爆发时，恒星一般突然增亮10个星等以上（几天之内亮度增加近10万倍，然后在几个月的时间内逐渐衰减），其表面温度升高到大约开氏1亿度。每次爆发抛掉的物质仅约太阳质量的万分之一，但这却是给星际介质添加重元素的重要来源——像银河系这样的普通旋涡星系中，每年大致有25颗新星爆发。但一次新星爆发释放的能量只有超新星释放的能量的100万分之一。

nuclear fission核裂变一个重原子的核分裂为两个或更多部分、并在分裂时释放能量和两到三个自由中子的过程。 裂变释放能量是因为原子核中质量-能量的储存方式以铁及相关元素（见核合成）的核的形态最为有效。从最重的元素一直到铁，能量储存效率基本上是连续变化的，所以，重核能够分裂为较轻核（到铁为止）的任何过程在能量关系上都是有利的。如果较重元素的核能够分裂并形成较轻的核，就会有能量释放出来。然而，很多这类重元素的核一旦在恒星内部形成，即使在形成时要求输入能量（取自超新星爆发），它们却是很稳定的。 不稳定的重核，比如铀-235的核，可以自发裂变。快速运动的中子撞击不稳定核时，也能触发裂变。由于裂变本身释放分裂的核内中子，所以如果将足够数量的放射性物质（如铀-235）堆在一起，那么一个核的自发裂变将触发近旁两个或更多核的裂变，其中每一个至少又触发另外两个核的裂变，依此类推而发生所谓的链式反应。这就是称之为原子弹（实际上是核弹）和用于发电的核反应堆（通过受控的缓慢方式）的能量释放过程。对于核弹，链式反应是失控的爆炸，因为每个核的裂变引起另外好几个核的裂变。对于核反应堆，反应进行的速率用插入铀（或其他放射性物质）堆的可吸收部分中子的物质来控制，使得平均起来每个核的裂变正好引发另外一个核的裂变。 1千克铀-235的全部核的裂变将产生20 000兆瓦小时的能量（足以让20兆瓦的发电站运转1 000小时），与燃烧300万吨煤释放的能量一样多。另见裂变和聚变。