北京天文馆 天文学词典

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Reissner-Nordstr^m solution赖斯纳-诺德斯特罗姆解阿尔伯特·爱因斯坦的广义相对论方程式的一个描述无自转有电荷的黑洞的解。这种黑洞不大可能存在于现实宇宙中，因为它将从周围吸引相反电荷而很快变成电中性的史瓦西黑洞。这个解是海因里希·赖斯纳（HeineichReissner）在1916年和芬·龚纳尔·诺德斯特罗姆（Finn Gunnar Nordstr^m）在1918年求出的，但他们两人从未共过事。

relative sunspot number太阳黑子相对数见沃尔夫数。

relativistic astrophysics相对论天体物理学在必须考虑狭义相对论或广义相对论（或同时考虑两者!）的条件下建立理论模型描述天体本质的学科。当涉及很高的能量、密度或速度时，往往就要用到相对论天体物理学，而在这些极端条件下常常必须同时考虑量子理论。应用相对论天体物理学的经典例子有白矮星、中子星和黑洞的研究，以及类星体、活动星系和极早期宇宙（见暴涨）的研究等。

relativistic mechanics相对论力学当所考查物体的速率达到光速的显著部分时必须对（以牛顿运动定律为基础的）经典力学进行的修正。相对论力学是阿尔伯特·爱因斯坦在其狭义相对论中提出的。狭义相对论的方程式描述的种种事物中，包括正确规定如何进行速度的相加，使得不论你如何增加物体的速率，它也永远不会快于光速。 实际上，狭义相对论也能完美地描述低速运动物体的性质——如果所处理的速率远低于光速，相对论力学方程式给出与经典力学方程式完全相同的“答案”（包括速度的相加）。牛顿定律是包含在狭义相对论中的适用于低速的特殊情形，所以经典力学实际上比狭义相对论更加狭窄（指适用范围）。 在这一点上，宇宙具有一种至今未能得到充分领悟的奇特性质。狭义相对论认为，所有惯性系都是等价的。但在宇宙中的任何一点，存在一个优先参考系，在这个参考系中，宇宙看起来朝所有方向均匀膨胀，背景辐射在所有方向也显得一样。用狭义相对论的行话说就是，宇宙本身不具有“洛伦兹不变性”，而在宇宙的任何地点，膨胀决定了一个优先参考系，叫做“哈勃参考系”。　　这是威廉·麦克雷在1950年代首先指出的。它并不表示相对论力学有错，但可能意味着相对论力学还不是事物的全部——例如处理惯性问题和马赫原理时就是如此。令人感兴趣的是，如果仅仅针对能使令人不快的无穷大从方程式中消失的哈勃参考系进行计算的话，则量子电动力学的陈述要简单得多。

relativity theory相对论见狭义相对论和广义相对论。

resolution分辨率望远镜或其他仪器记录图像精细结构的能力的一种量度。例如，如果两颗恒星在天空中靠得很近，你将需要高分辨率才能把它们显示为分开的两个光点，而低分辨率望远镜将把它们显示为单一的较大的光斑。

resolving power分辨本领见分辨率。

rest mass静止质量对一个与测量者（或测量装置）处在同一个参考系中的静止物体测出的质量。因此，静止质量是物体在其自己的参考系中拥有的质量。 狭义相对论指出（很多实验也已经证明），物体高速运动时其质量增加。但质量的这种增加不能被任何与高速运动物体一起运动的人所察觉，而只能由身处可以看见物体高速运动的参考系中的观察者探测到。对这样的观察者来说，测得的运动物体质量的增加符合相对论力学方程式，而如果物体能以光速运动的话，质量将增加到无穷大。这就是任何“亚光速”物体永远不可能加速到光速的原因之一。　　要避免真正以光速运动的物体——比如光子本身——拥有无穷大质量，惟一的办法就是令其静止质量为零。静止质量概念对光子而言是没有什么意义的，因为光子在任何参考系中都永远不会静止；狭义相对论的基础就在于，从任何参考系测得的光速都相等。但传统上说一切以光速运动的实体的静止质量等于零，是因为这样可以方便地得出它们以光速运动时的质量仍然为零。

Rhea土卫五土星的第二颗最大的卫星。土卫五由乔万尼·卡西尼于1672年发现，它的直径为1 530公里，密度比水密度高30％，其表面有大量环形山，与土星的平均距离为527 040公里。

Riemann，（Georg Friedrich） Bernhard黎曼黎曼，（乔尔格·弗里德里希·）伯恩哈德（1826-66），德国数学家，提出弯曲空间完整数学描述（非欧几何学）的第一人，建立了后来阿尔伯特·爱因斯坦在其广义相对论中采用的数学构架。 1826年9月17日，黎曼出生在汉诺威的布雷斯连茨，是一位路德教牧师的六个子女之一。他显示了早熟的数学天资，但他的父亲却鼓励他学习神学。他20岁进入格廷根大学时本打算终生从事神学工作，但很快就说服他的父亲同意他改学数学。黎曼在格廷根师从最伟大数学家之一的卡尔·高斯（1777～1855），高斯自己早在1799年就已经研究过一种形式的非欧几何学，但从未发表过他的发现（高斯一生常常这样，他把一些研究短文保存在他的私人速记本中；一些已经辨认出的速记表明，很多后来由别人公布的发现实际上高斯早就发现了，而速记本中无法辨读的东西大概是至今仍无人知晓的数学发现）。 1847～1849年在柏林学习两年后，黎曼回到格廷根攻读博士学位，1851年顺利毕业。当时，年轻教师要在德国大学立足，通常是先担任德国人称之为“privatdozent”的自力讲师；这类讲师的主要特点是不拿薪水，但可从选修该讲师课程的学生缴纳的学费中领取一笔收入。在教师阶梯的最低一级干了两年后，黎曼希望在大学中谋得一个较稳定的职位。为了展示自己具备就任稳定职位的资格，申请人必须向全校教授发表演讲。当时的规则要求申请人自报三个可能的演讲题目，由教授们从中选定，而教授们传统上总是挑选头两个题目中的一个。黎曼自报的头两个题目是经过周到准备的，而第三个仅仅是为了凑数，是计划外的，题目是“关于构成几何基础的假设”。　　黎曼无疑对几何学有兴趣，但却未曾就这个题目做任何准备，因为他根本没有想到它会被选中。但令他觉得遗憾而使以后几代数学家和宇宙学家感到庆幸的是，当时年近70却仍然在格廷根大学居于支配地位的高斯选定了这个与他自己年轻时的兴趣遥相呼应因而无法抗拒的题目，而27岁的未来学者也发现，要想获得他谋求的职务，他不得不在几何学上给教授们留下好印象。 也许部分由于必须在短时间内准备好将决定他一生的演讲，劳累过度的黎曼病倒了，他错过了规定的演讲日期，直到1854年复活节后才痊愈。他十分高兴可以喘息一阵子。现在，新的演讲日期到来之前——因为高斯患病而再次延期——他有7周时间进行准备。演讲终于在1854年6月10日举行，但直到黎曼过早去世（因肺结核）一年后的1867年才公开发表。它的广博内容令人吃惊，其中包括切实可行的空间曲率定义及如何进行测定的说明，球面几何学的首次描述（包括可视为近代黑洞概念先兆的推测，这些推测指出，我们居住其中的空间可能是轻微弯曲的，使得整个宇宙成为三维闭合物，就像球表面是二维闭合物一样），而最重要的则是借助代敖可将几何学推广到三维以上。　　无须多说，教授们获得了足够深刻的印象，同意给予他稳定职务。1855年，就在黎曼的几何学演讲之后不到一年，高斯去世。1859年，高斯的继任者去世，黎曼自己被聘为教授，这时离他的著名演讲还不到5年。他在短暂的一生中还有很多其他数学成就（都与宇宙学没有直接关系），7年后，1866年7月20日，黎曼在39岁时逝世。