曲率發展歷史

1. 人類宇宙觀的演變主要經歷了哪幾個階段

先是提出了地心宇宙觀，放棄地心宇宙觀以後又提出了日心宇宙觀。直到20世紀人們專才認識到，我們的屬太陽不過是處在一個普普通通星系邊沿的一顆普普通通的恆星。我們的星系是一個大星系團外部的一個鬆散星系群的一員。

甚至這個星系團（即室女座星系團）同我們在宇宙中其他地方看到的真正巨大的星系團相比，也只不過是一個毫不出眾的角色而已。我們在宇宙中的地位可以說是平凡到了極點。

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1543年，哥白尼提出地球可能不是宇宙的中心。哥白尼學說的邏輯推廣是應將我們的銀河系從任何優越的空間位置挪走。於是我們得到了近代宇宙論的重要基石，即哥白尼宇宙學原理。這個原理說，我們在宇宙空間中並不處於特別優越的位置。

人們研究了天文底片上的大量星系以後發現，它們的出現頻率在不同方向上是頗為相似的。這一跡象表明，宇宙是局域各向同性的，從地球上看來，宇宙在不同方向上顯示出相同的面貌。

2. 漸進片的發展歷史

1907年Owen Aves首次提出了漸進多焦點鏡片的構思，標志著一種全新的視力矯正概念的誕生。
這種特殊鏡片的設計靈感來源於象鼻子的形狀。人們使鏡片前表面曲率從頂部到底部連續地增加，可以使其屈光力相應變化，即屈光力從位於鏡片上部的遠用區，逐漸、連續地增加，直至在鏡片底部的近用區達到所需近用屈光度數。
在前人構思的基礎上，藉助於現代科技提供的設計、開發的新成果，1951年法國人梅特納茲設計出第一片現代概念的漸進鏡，可用於臨床配戴。經過多次的改進，於1959年首次投放法國市場。其在視覺矯正概念上創新使它贏得了世人的關注，不久就被推廣到歐洲大陸和北美洲。
隨著計算機的發展，先進設計軟體和儀器應用於眼鏡片的設計和發展，使漸進鏡設計取得巨大的發展，總的趨勢是：由單一、硬式、對稱、球面視遠區設計向多樣、軟式、非對稱、非球面視遠區設計發展。在最初的漸進鏡設計上，人們考慮的主要是數學、機械、光學上的問題，隨著對視覺系統更加全面地了解，現代和未來的漸進鏡的設計將日益關注漸進鏡與生理光學、人體工程學、美學、心理物理學之間的聯系。
漸進鏡經過幾次重大的革新，鏡片種類日益增多，漸進鏡的配戴人群日益龐大，在法國、德國等西歐發達國家，漸進鏡已經成為視力矯正的首選方式；在日本美國，漸進鏡配戴每年呈明顯的遞增趨勢；在亞太地區、東歐，隨著以漸進鏡驗配為核心的視光學教育課程的推廣，越來越多的驗光師和眼視光師將漸進鏡作為視力矯正的重要選擇。

3. 拱券的發展歷史過程

拱券是一種建築結構。簡稱拱，或券，又稱券洞、法圈、法券。它除了豎向荷重時具有良好的承重特性外，還起著裝飾美化的作用。其外形為圓弧狀，由於各種建築類型的不同，拱券的形式略有變化。半圓形的拱券為古羅馬建築的重要特徵，尖形拱券則為哥特式建築的明顯樗，而伊斯蘭建築的拱券則有尖形、馬蹄形、弓形、三葉形、復葉形和鍾乳形等多種；

拱券技術早在公元前第4千紀已在兩河流域出現，以後在巴比倫、亞述、印度、羅馬應用並有所發展。拱券在中國出現較晚，經歷了空心磚梁板、尖拱、折拱幾個發展步驟，到西漢前期形成。當時用筒拱或拱殼穹窿建墓室，用券建墓門。

最初的筒拱由多道券並列構成，以後發展為各道券間磚石互相交錯,連成一體,稱縱聯筒拱。後者整體性強，應用較多。五代十國時的王建墓所用筒拱已很高大。

為了加強券的整體性，往往在券上隨形平砌一層磚或石，宋《營造法式》中稱繳背，清工部《工程做法》中稱伏。承重大的券或筒拱可疊砌幾層券和伏。北魏建造的登封嵩岳寺塔的塔門已用二券二伏。

到明清時，券、伏數已成為券門規模等級的標志，最高等級用五券五伏。清工部《工程做法》所載也是五券五伏做法。

拱券曲率初期較平緩，矢高與拱跨之比小於0.5,以後採用半圓拱，即高跨比為0.5，到明代多數為高跨比大於0.5的「三心拱」。

清工部《工程做法》規定券高為跨度的0.55。

漢代磚砌墓室筒拱和宋以前磚塔上拱券大多數用泥漿砌造。宋代開始用石灰泥漿，明清時始純用石灰漿。

4. 簡述西方天文學發展史。

一、古代：隨著農業生產的發展，人們逐漸意識到掌握季節變化的重要性，而季節的變化又與天文現象有關，於是人們便有意識的觀察天象，最初的天文學就這樣出現了。 1、兩河流域的人們以月亮盈虧的周期來定「月」；2、古埃及人創造了人類歷史上第一部太陽歷，還繪制了星圖；3、度人很早就開始了天文歷法的研究。二、古希臘人：托勒密的地心說。 1、採用偏心圓概念對星星的復雜運動做了解釋；2、通過觀察和計算得出了當時所知道的水金火木土五大行星運動軌道的各項參數，排列了日、月、行星距離地球的順序構成了一個完整的地心說；3、他設想宇宙有九重天；4、在天文學史上第一個成功的運用模型方法。三、太陽中心說 1、哥白尼完成《天體運行論》標志系統的太陽中心說的形成。2、布魯諾《論無限性、宇宙和無線世界》宣傳並發展了日心說，提出了多太陽系和宇宙無限性思想。3、伽利略自製望遠鏡進行觀察和實驗，出版《關於托勒密和哥白尼兩大世界體系的對話》支持太陽中心說。四、開普勒行星運行三定律五、牛頓萬有引力 牛頓力學使天文學領域出現了一個新的分支學科就是天體力學。天體力學誕生使天文學從簡單地描述天體之間的幾何關系以及運動狀況過渡到到研究天體之間的相互作用和造成各天體運動的原因的一個新階段。六、愛因斯坦：廣義相對論 廣義相對論廣義相對論中，引力被描述為時空的一種幾何屬性（曲率）； ，是現代宇宙學膨脹宇宙模型的理論基礎。

5. 望遠鏡的發展歷史

17世紀初的一天，荷蘭小鎮的一家眼鏡店的主人利伯希（Hans Lippershey），為檢查磨製出來的透鏡質量，把一塊凸透鏡和一塊凹鏡排成一條線，通過透鏡看過去，發現遠處的教堂塔尖好象變大拉近了，於是在無意中發現瞭望遠鏡的秘密。1608年他為自己製作的望遠鏡申請專利，並遵從當局的要求，造了一個雙筒望遠鏡。據說小鎮好幾十個眼鏡匠都聲稱發明瞭望遠鏡，不過一般都認為利伯希是望遠鏡的發明者。

望遠鏡發明的消息很快在歐洲各國流傳開了，義大利科學家伽利略得知這個消息之後，就自製了一個。第一架望遠鏡只能把物體放大3倍。一個月之後，他製作的第二架望遠鏡可以放大8倍，第三架望遠鏡可以放大到20倍。1609年10月他作出了能放大30倍的望遠鏡。伽里略用自製的望遠鏡觀察夜空，第一次發現了月球表面高低不平，覆蓋著山脈並有火山口的裂痕。此後又發現了木星的4個衛星、太陽的黑子運動，並作出了太陽在轉動的結論。幾乎同時，德國的天文學家開普勒也開始研究望遠鏡，他在《屈光學》里提出了另一種天文望遠鏡，這種望遠鏡由兩個凸透鏡組成，與伽利略的望遠鏡不同，比伽利略望遠鏡視野寬闊。但開普勒沒有製造他所介紹的望遠鏡。沙伊納於1613年—1617年間首次製作出了這種望遠鏡，他還遵照開普勒的建議製造了有第三個凸透鏡的望遠鏡，把二個凸透鏡做的望遠鏡的倒像變成了正像。沙伊納做了8台望遠鏡，一台一台地雲觀察太陽，無論哪一台都能看到相同形狀的太陽黑子。因此，他打消了不少人認為黑子可能是透鏡上的塵埃引起的錯覺，證明了黑子確實是觀察到的真實存在。在觀察太陽時沙伊納裝上特殊遮光玻璃，伽利略則沒有加此保護裝置，結果傷了眼睛，最後幾乎失明。荷蘭的惠更斯為了減少折射望遠鏡的色差在1665年做了一台筒長近6米的望遠鏡，來探查土星的光環，後來又做了一台將近41米長的望遠鏡。

使用透鏡作物鏡的望遠鏡稱為折射望遠鏡，即使加長鏡筒，精密加工透鏡，也不能消除色象差，牛頓曾認為折射望遠鏡的色差是不可救葯，後來證明過分悲觀的。1668年他發明了反射式望遠鏡，斛決了色差的問題。第一台反望遠鏡非常小，望遠鏡內的反射鏡口徑只有2.5厘米，但是已經能清楚地看到木星的衛星、金星的盈虧等（見附圖1）。

1672年牛頓做了一台更大的反射望遠鏡，送給了英國皇家學會，至今還俁存在皇家學會的圖書館里。1733年英國人哈爾製成第一台消色差折射望遠鏡。1758年倫敦的寶蘭德也製成同樣的望遠鏡，他採用了折射率不同的玻璃分別製造凸透鏡和凹透鏡，把各自形成的有色邊緣相互抵消。但是要製造很大透鏡不容易，目前世界上最大的一台折射式望遠鏡直徑為102厘米，安裝在雅弟斯天文台。1793年英國赫瑟爾（William Herschel），製做了反射式望遠鏡，反射鏡直徑為130厘米，用銅錫合金製成，重達1噸。1845年英國的帕森（William Parsons）製造的反射望遠鏡，反射鏡直徑為1.82米。1917年，胡克望遠鏡（Hooker Telescope）在美國加利福尼亞的威爾遜山天文台建成。它的主反射鏡口徑為100英寸。正是使用這座望遠鏡，哈勃（Edwin Hubble）發現了宇宙正在膨脹的驚人事實。1930年，德國人施密特（Bernhard Schmidt）將折射望遠鏡和反射望遠鏡的優點（折射望遠鏡像差小但有色差而且尺寸越大越昂貴，反射望遠鏡沒有色差、造價低廉且反射鏡可以造得很大，但存在像差）結合起來，製成了第一台折反射望遠鏡。

戰後反射式望遠鏡在天文觀測中發展很快，1950年在帕洛瑪山上安裝了一台直徑5.08米的海爾（Hale）反射式望遠鏡。1969年在前蘇聯高加索北部的帕斯土霍夫山上安裝了直徑6米的反射鏡。1990年，NASA將哈勃太空望遠鏡送入軌道，然而，由於鏡面故障，直到1993年宇航員完成太空修復並更換了透鏡後，哈勃望遠鏡才開始全面發揮作用。由於可以不受地球大氣的干擾，哈勃望遠鏡的圖像清晰度是地球上同類望遠鏡拍下圖像的10倍。1993年，美國在夏威夷莫納克亞山上建成了口徑10米的「凱克望遠鏡」，其鏡面由36塊1.8米的反射鏡拼合而成。2001設在智利的歐洲南方天文台研製完成了「超大望遠鏡」(VLT)，它由4架口徑8米的望遠鏡組成，其聚光能力與一架16米的反射望遠鏡相當。現在，一批正在籌建中的望遠鏡又開始對莫納克亞山上的白色巨人兄弟發起了沖擊。這些新的競爭參與者包括30米口徑的「加利福尼亞極大望遠鏡」（California Extremely Large Telescope，簡稱CELT），20米口徑的大麥哲倫望遠鏡（Giant Magellan Telescope，簡稱GMT）和100米口徑的絕大望遠鏡（Overwhelming Large Telescope，簡稱OWL）。它們的倡議者指出，這些新的望遠鏡不僅可以提供像質遠勝於哈勃望遠鏡照片的太空圖片，而且能收集到更多的光，對100億年前星系形成時初態恆星和宇宙氣體的情況有更多的了解，並看清楚遙遠恆星周圍的行星。

天文望遠鏡是觀測天體的重要手段，可以毫不誇大地說，沒有望遠鏡的誕生和發展，就沒有現代天文學。隨著望遠鏡在各方面性能的改進和提高，天文學也正經歷著巨大的飛躍，迅速推進著人類對宇宙的認識。

從第一架光學望遠鏡到射電望遠鏡誕生的三百多年中，光學望遠鏡一直是天文觀測最重要的工具，下面就對光學望遠鏡的發展作一個簡單的介紹。

折射式望遠鏡

1608年，荷蘭眼鏡商人李波爾賽偶然發現用兩塊鏡片可以看清遠處的景物，受此啟發，他製造了人類歷史第一架望遠鏡。

1609年，伽利略製作了一架口徑4.2厘米，長約1.2米的望遠鏡。他是用平凸透鏡作為物鏡，凹透鏡作為目鏡，這種光學系統稱為伽利略式望遠鏡。伽利略用這架望遠鏡指向天空，得到了一系列的重要發現，天文學從此進入瞭望遠鏡時代。

1611年，德國天文學家開普勒用兩片雙凸透鏡分別作為物鏡和目鏡，使放大倍數有了明顯的提高，以後人們將這種光學系統稱為開普勒式望遠鏡。現在人們用的折射式望遠鏡還是這兩種形式，天文望遠鏡是採用開普勒式。

需要指出的是，由於當時的望遠鏡採用單個透鏡作為物鏡，存在嚴重的色差，為了獲得好的觀測效果，需要用曲率非常小的透鏡，這勢必會造成鏡身的加長。所以在很長的一段時間內，天文學家一直在夢想製作更長的望遠鏡，許多嘗試均以失敗告終。

1757年，杜隆通過研究玻璃和水的折射和色散，建立了消色差透鏡的理論基礎，並用冕牌玻璃和火石玻璃製造了消色差透鏡。從此，消色差折射望遠鏡完全取代了長鏡身望遠鏡。但是，由於技術方面的限制，很難鑄造較大的火石玻璃，在消色差望遠鏡的初期，最多隻能磨製出10厘米的透鏡。

十九世紀末，隨著製造技術的提高，製造較大口徑的折射望遠鏡成為可能，隨之就出現了一個製造大口徑折射望遠鏡的高潮。世界上現有的8架70厘米以上的折射望遠鏡有7架是在1885年到1897年期間建成的，其中最有代表性的是1897年建成的口徑102厘米的葉凱士望遠鏡和1886年建成的口徑91厘米的里克望遠鏡。

折射望遠鏡的優點是焦距長，底片比例尺大，對鏡筒彎曲不敏感，最適合於做天體測量方面的工作。但是它總是有殘余的色差，同時對紫外、紅外波段的輻射吸收很厲害。而巨大的光學玻璃澆制也十分困難，到1897年葉凱士望遠鏡建成，折射望遠鏡的發展達到了頂點，此後的這一百年中再也沒有更大的折射望遠鏡出現。這主要是因為從技術上無法鑄造出大塊完美無缺的玻璃做透鏡，並且，由於重力使大尺寸透鏡的變形會非常明顯，因而喪失明銳的焦點。

反射式望遠鏡：

第一架反射式望遠鏡誕生於1668年。牛頓經過多次磨製非球面的透鏡均告失敗後，決定採用球面反射鏡作為主鏡。他用2.5厘米直徑的金屬，磨製成一塊凹面反射鏡，並在主鏡的焦點前面放置了一個與主鏡成45o角的反射鏡，使經主鏡反射後的會聚光經反射鏡以90o角反射出鏡筒後到達目鏡。這種系統稱為牛頓式反射望遠鏡。它的球面鏡雖然會產生一定的象差，但用反射鏡代替折射鏡卻是一個巨大的成功。

詹姆斯·格雷戈里在1663年提出一種方案：利用一面主鏡，一面副鏡，它們均為凹面鏡，副鏡置於主鏡的焦點之外，並在主鏡的中央留有小孔，使光線經主鏡和副鏡兩次反射後從小孔中射出，到達目鏡。這種設計的目的是要同時消除球差和色差，這就需要一個拋物面的主鏡和一個橢球面的副鏡，這在理論上是正確的，但當時的製造水平卻無法達到這種要求，所以格雷戈里無法得到對他有用的鏡子。

1672年，法國人卡塞格林提出了反射式望遠鏡的第三種設計方案，結構與格雷戈里望遠鏡相似，不同的是副鏡提前到主鏡焦點之前，並為凸面鏡，這就是現在最常用的卡賽格林式反射望遠鏡。這樣使經副鏡鏡反射的光稍有些發散，降低了放大率，但是它消除了球差，這樣製作望遠鏡還可以使焦距很短。

卡塞格林式望遠鏡的主鏡和副鏡可以有多種不同的形式，光學性能也有所差異。由於卡塞格林式望遠鏡焦距長而鏡身短，放大倍率也大，所得圖象清晰；既有卡塞格林焦點，可用來研究小視場內的天體，又可配置牛頓焦點，用以拍攝大面積的天體。因此，卡塞格林式望遠鏡得到了非常廣泛的應用。

赫歇爾是製作反射式望遠鏡的大師，他早年為音樂師，因為愛好天文，從1773年開始磨製望遠鏡，一生中製作的望遠鏡達數百架。赫歇爾製作的望遠鏡是把物鏡斜放在鏡筒中，它使平行光經反射後匯聚於鏡筒的一側。

在反射式望遠鏡發明後的近200年中，反射材料一直是其發展的障礙：鑄鏡用的青銅易於腐蝕，不得不定期拋光，需要耗費大量財力和時間，而耐腐蝕性好的金屬，比青銅密度高且十分昂貴。1856年德國化學家尤斯圖斯·馮·利比希研究出一種方法，能在玻璃上塗一薄層銀，經輕輕的拋光後，可以高效率地反射光。這樣，就使得製造更好、更大的反射式望遠鏡成為可能。

1918年末，口徑為254厘米的胡克望遠鏡投入使用，這是由海爾主持建造的。天文學家用這架望遠鏡第一次揭示了銀河系的真實大小和我們在其中所處的位置，更為重要的是，哈勃的宇宙膨脹理論就是用胡克望遠鏡觀測的結果。

二十世紀二、三十年代，胡克望遠鏡的成功激發了天文學家建造更大反射式望遠鏡的熱情。1948年，美國建造了口徑為508厘米望遠鏡，為了紀念卓越的望遠鏡製造大師海爾，將它命名為海爾望遠鏡。從設計到製造完成海爾望遠鏡經歷了二十多年，盡管它比胡克望遠鏡看得更遠，分辨能力更強，但它並沒有使人類對宇宙的有更新的認識。正如阿西摩夫所說："海爾望遠鏡（1948年）就象半個世紀以前的葉凱士望遠鏡（1897年）一樣，似乎預兆著一種特定類型的望遠鏡已經快發展到它的盡頭了"。在1976 年前蘇聯建造了一架600厘米的望遠鏡，但它發揮的作用還不如海爾望遠鏡，這也印證了阿西摩夫所說的話。

反射式望遠鏡有許多優點，比如：沒有色差，能在廣泛的可見光范圍內記錄天體發出的信息，且相對於折射望遠鏡比較容易製作。但由於它也存在固有的不足：如口徑越大，視場越小，物鏡需要定期鍍膜等。

折反射式望遠鏡：

折反射式望遠鏡最早出現於1814年。1931年，德國光學家施密特用一塊別具一格的接近於平行板的非球面薄透鏡作為改正鏡，與球面反射鏡配合，製成了可以消除球差和軸外象差的施密特式折反射望遠鏡，這種望遠鏡光力強、視場大、象差小，適合於拍攝大面積的天區照片，尤其是對暗弱星雲的拍照效果非常突出。施密特望遠鏡已經成了天文觀測的重要工具。

1940年馬克蘇托夫用一個彎月形狀透鏡作為改正透鏡，製造出另一種類型的折反射望遠鏡，它的兩個表面是兩個曲率不同的球面，相差不大，但曲率和厚度都很大。它的所有表面均為球面，比施密特式望遠鏡的改正板容易磨製，鏡筒也比較短，但視場比施密特式望遠鏡小，對玻璃的要求也高一些。

由於折反射式望遠鏡能兼顧折射和反射兩種望遠鏡的優點，非常適合業余的天文觀測和天文攝影，並且得到了廣大天文愛好者的喜愛。

6. 聲音的波前曲率是什麼意思

波前是指波傳播到某一位置處等相位面組成的曲面，激光器產生的光一般都是高斯光束，可以看作一個變曲率的球面波，那麼就有了曲率半徑這個說法了

7. 望遠鏡的發展史

天文望遠鏡是觀測天體的重要手段，可以毫不誇大地說，沒有望遠鏡的誕生和發展，就沒有現代天文學。隨著望遠鏡在各方面性能的改進和提高，天文學也正經歷著巨大的飛躍，迅速推進著人類對宇宙的認識。 從第一架光學望遠鏡到射電望遠鏡誕生的三百多年中，光學望遠鏡一直是天文觀測最重要的工具，下面就對光學望遠鏡的發展作一個簡單的介紹。 折射式望遠鏡 1608年，荷蘭眼鏡商人李波爾賽偶然發現用兩塊鏡片可以看清遠處的景物，受此啟發，他製造了人類歷史第一架望遠鏡。 1609年，伽利略製作了一架口徑4.2厘米，長約1.2米的望遠鏡。他是用平凸透鏡作為物鏡，凹透鏡作為目鏡，這種光學系統稱為伽利略式望遠鏡。伽利略用這架望遠鏡指向天空，得到了一系列的重要發現，天文學從此進入瞭望遠鏡時代。 1611年，德國天文學家開普勒用兩片雙凸透鏡分別作為物鏡和目鏡，使放大倍數有了明顯的提高，以後人們將這種光學系統稱為開普勒式望遠鏡。現在人們用的折射式望遠鏡還是這兩種形式，天文望遠鏡是採用開普勒式。 需要指出的是，由於當時的望遠鏡採用單個透鏡作為物鏡，存在嚴重的色差，為了獲得好的觀測效果，需要用曲率非常小的透鏡，這勢必會造成鏡身的加長。所以在很長的一段時間內，天文學家一直在夢想製作更長的望遠鏡，許多嘗試均以失敗告終。 1757年，杜隆通過研究玻璃和水的折射和色散，建立了消色差透鏡的理論基礎，並用冕牌玻璃和火石玻璃製造了消色差透鏡。從此，消色差折射望遠鏡完全取代了長鏡身望遠鏡。但是，由於技術方面的限制，很難鑄造較大的火石玻璃，在消色差望遠鏡的初期，最多隻能磨製出10厘米的透鏡。 十九世紀末，隨著製造技術的提高，製造較大口徑的折射望遠鏡成為可能，隨之就出現了一個製造大口徑折射望遠鏡的高潮。世界上現有的8架70厘米以上的折射望遠鏡有7架是在1885年到1897年期間建成的，其中最有代表性的是1897年建成的口徑102厘米的葉凱士望遠鏡和1886年建成的口徑91厘米的里克望遠鏡。 折射望遠鏡的優點是焦距長，底片比例尺大，對鏡筒彎曲不敏感，最適合於做天體測量方面的工作。但是它總是有殘余的色差，同時對紫外、紅外波段的輻射吸收很厲害。而巨大的光學玻璃澆制也十分困難，到1897年葉凱士望遠鏡建成，折射望遠鏡的發展達到了頂點，此後的這一百年中再也沒有更大的折射望遠鏡出現。這主要是因為從技術上無法鑄造出大塊完美無缺的玻璃做透鏡，並且，由於重力使大尺寸透鏡的變形會非常明顯，因而喪失明銳的焦點。

8. 大統一理論的發展歷程

60年代格拉肖、溫柏格、薩拉姆三位科學家提出弱電統一理論，把弱相互作用和電磁相互作用統一起來，這種統一理論可以分別解釋弱相互作用和電磁相互作用的各種現象，並預言了幾種新的粒子，他們因此榮獲1979年諾貝爾物理學獎，1983年實驗發現了理論中預言的粒子，進一步證明了理論的正確性。
今天我們已經知道自然界一共有4種相互作用，除了引力相互作用和電磁相互作用外，還有強相互作用和弱相互作用。這4種相互作用強度大小相差懸殊，作用范圍也大相徑庭。例如，引力的強度只有強相互作用力的100萬億億億億分之一，但引力的作用范圍卻非常大，從理論上說可以一直延伸到無限遠的地方，所以引力是長程力；而強相互作用力的范圍卻很小很小，只有1厘米的10萬億分之一，所以說強相互作用力是短程力；弱相互作用力也是短程力，力程不到1厘米的1000萬億分之一，強度是強相互作用力的1萬億分之一；電磁力與引力一樣是長程力，但它的強度要比引力大得多，是強相互作用力的1/137。4種相互作用在性質上看來有明顯的差異，然而科學家們卻在思索：自然界為什麼有這4種相互作用？這4種相互作用是否只有差異而無共同之處？這4種相互作用能不能在一定條件下得到統一的說明？從科學史來看，第一個認真思索並付諸行動的是物理學家愛因斯坦。愛因斯坦在完成廣義相對論的理論建設後，就一直在考慮能不能把引力相互作用和電磁相互作用統一起來。
統一引力和電磁力幾乎成了愛因斯坦中老年時期所要攻克的主要目標，然而遺憾的是愛因斯坦終究沒有完成這一偉大的工程。自幼就崇敬愛因斯坦的溫伯格十分贊賞統一思想。但是既然引力和電磁力的統一障礙重重，那能不能先統一其他相互作用呢？從60年代起，溫伯格就著手弱相互作用與電磁相互作用的統一。統一之路並不平坦，溫伯格甚至不清楚該從哪裡入手。從50年代末到60年代，在基本粒子理論領域里，對稱性自發破缺理論獲得了較大的發展。例如，李政道和楊振寧在1956年就已發現弱相互作用里的一種破缺對稱性（即破缺手征對稱性）。所謂對稱性自發破缺理論，通俗地說，它認為一些不同的現象或規律可追溯到同一源頭，最初有著共同的對稱性，後來由於種種原因對稱性被自發地破壞，這樣我們就可以從對稱性來研究它們的共性，從對稱性自發破缺機制來研究它們的特殊性。1965年起溫伯格也開始了關於對稱性自發破缺理論的研究，並漸漸意識到這將是通向相互作用統一理論的合適道路。1967年秋，溫伯格終於確定弱相互作用和電磁相互作用可根據嚴格的、但自發破缺的規范對稱性的思想進行統一的表達。他的理論結果發表在這一年的《物理評論快報》上，題目是「一個輕子的模型」。
這是科學上第一個成功的相互作用統一理論。理論中所預言的中間玻色子W和Z，在1983年被歐洲核子研究中心找到。弱電統一理論的成功，肯定了相互作用統一思想的正確性，促使許多科學家進一步去研究把強相互作用、弱相互作用和電磁相互作用統一在一起的大統一理論，以及把引力相互作用也統一進去的巨統一理論。 將引力統一到這一圖像中之所以如此困難，是因為引力與其他三種自然力相比極其微弱。不過，在某種意義下，引力和電磁力同樣簡單和易於處理，因為它只要求一種傳達粒子，即無質量的引力子。
約翰馬隆著《科學難解之謎》中的一段話說得非常清楚：「在基本粒子層面，引力基本不起作用。一個電子和的一個質子組成的氫原子，靠的不是引力，而是強度更大的電磁力。到底多大呢？大10^40倍。正如法國物理學家和作家蒂阿納所說：『如果沒有電磁力，僅僅在引力的作用下的話，1個氫原子就將充滿整個世界。引力非常微弱，不可能使電子和質子結合的如此緊密.......除非能將引力與其他三種力統一起來，否則就不會存在『萬物理論』，或者大統一理論這類的現代科學的聖杯。
將引力包括到TOE中的困難，可以通過考察四種基本力如何從一種統一的相互作用中『分裂』出來而得到了解，物理學家認為這種『分裂』應發生在宇宙由大爆炸中剛產生之時。光子與中介矢量玻色子和膠子的本質差別之一，是光子沒有質量，其他粒子卻有質量。光子因沒有質量而容易被創造，且能夠(原則上)在整個宇宙范圍內傳播。傳達弱力和強力的玻色子則做不到這點。在一次相互作用中，『創造』特定玻色子組所需要的質量是按照量子力學的測不準原理向真空借來的。但測不準原理指出，這些所謂的『虛』粒子能夠不時出現和隨即消失，條件是它們不能存活過久以避免被宇宙『注意』到它們的存在。這樣一個粒子的質量越大，它在短暫生存期需要借用的能量越多，它也就必須越快地償還債務。這就限制了玻色子在完成任務並消失之前運動所及的范圍。 但是，當宇宙很年輕時，它浸泡在原始火球的能量大海之中。只要這一能量的密度足夠高，即使是膠子和中介矢量玻色子也能從火球抽取足夠能量而變成真實的粒子，並在火球中到處游盪。那時，它們真正與光子等效，而不僅僅是類似；所有基本相互作用也都是同樣強和遠程的作用。但是隨著宇宙膨脹和冷卻，它們逐步失去部分能耐，變成了我們今天看到的局限在原子核內部的短程粒子。
在這幅圖像中，引力仍然獨樹一幟。根據目前的最好理論，當作為整體的宇宙溫度為時，引力與所有其他力一樣強。 當宇宙開始平緩膨脹和冷卻時，其他三種力仍然是統一的。但在開始之後秒、溫度達到時，宇宙冷卻到不能供養強力的載體，於是強力被局限在今天我們所見的距離以內。到秒時，溫度為，宇宙冷卻到無法維持中介矢量玻色子，於是弱力也變成了短程力。這是在整個宇宙的溫度與地球上的粒子加速器迄今達到的最高能量相當的時期發生的——弱電理論之所以比QCD遠為堅實可靠，這就是原因之一(因為能夠與實驗進行比較)。
由上述圖像不難看出將引力包括到統一理論中的困難所在。然而有趣的是，還在發現強和弱兩類相互作用之前，引力就已經與電磁力包括到一個統一理論中了！對統一理論的這一探討，在兩種『附加』力發現之後很多年內基本上被人遺忘，而現在看來它算得上是長期追求萬物之理征途上的領跑人。 廣義相對論用的曲率來描述引力。阿爾伯特·愛因斯坦提出這一概念後不久，就發現用與愛因斯坦廣義相對論方程式等效的方程式來描述五維曲率時，就得到我們熟知的、與麥克斯韋電磁場方程式並列的愛因斯坦理論中的場方程式。幾年以後的1920年代，引力和電磁場這種五維形式的統一甚至推廣到包括了量子效應，這就是後來以兩位開創此項研究的先驅科學家姓氏命名的卡魯扎－克萊因理論。
計算中涉及增加額外維度的所有理論現在都叫做卡魯扎－克萊因理論，但這種處理方法長期無人採用，因為，要把卡魯扎－克萊因理論最初獲得成功後就發現了的更復雜的弱和強相互作用效應包括進來，它要求的就不是一個而是好幾個『額外』維度。如果說光子是第五維度中的漣漪，那麼(粗略地說)Z粒子就可以看成是第六維度中的漣漪，等等。
有兩個原因使這類理論在1980年代再次流行。第一，構建大統一理論的嘗試復雜到了令人厭煩的程度，其中有一些看來無論如何也必須增加額外維度才能進行下去。既然總歸需要很多額外維度，為什麼不用卡魯扎－克萊因的辦法呢？第二，數學物理學家開始對弦理論感興趣，在弦理論看來，人們習慣視為點狀粒子的實體可描述成一維『弦』的細小片斷(遠遠小於質子)。弦理論也只有在很多維度下才能『工作』，但它給我們極為豐厚的回報——引力。
理論家們以推導各種描述這類多維弦相互作用的方程式自娛，他們發現有些方程式描述的封閉弦環正好具有引力描述所要求的性質——弦環實際上就是引力子。 超弦理論、M理論和黑洞物理學
超弦理論是物理學家追求統一理論的最自然的結果。愛因斯坦建立相對論之後自然地想到要統一當時公知的兩種相互作用－－萬有引力和電磁力。他花費了後半生近40年的主要精力去尋求和建立一個統一理論，但沒有成功。現在回過頭來看歷史，愛因斯坦的失敗並不奇怪。實際上自然界還存在另外兩種相互作用力－－弱力和強力。現在已經知道，自然界中總共4種相互作用力除有引力之外的3種都可有量子理論來描述，電磁、弱和強相互作用力的形成是用假設相互交換「量子」來解釋的。但是，引力的形成完全是另一回事，愛因斯坦的廣義相對論是用物質影響空間的幾何性質來解釋引力的。在這一圖像中，彌漫在空間中的物質使空間彎曲了，而彎曲的空間決定粒子的運動。人們也可以模仿解釋電磁力的方法來解釋引力，這時物質交換的「量子」稱為引力子，但這一嘗試卻遇到了原則上的困難－－量子化後的廣義相對論是不可重整的，因此，量子化和廣義相對論是相互不自洽的。
目前，超弦理論最引人注目，但它距完成超對稱統一理論還相當遙遠。粒子理論的一個重要探索方向是關於超對稱統一理論的研究，其目標一是把大統一理論擴大到包括萬有引力在內，從而把四種基本相互作用統一到一起來；二是探索誇克和輕子的內部結構，提出「亞誇克」模型，從而把自旋為半整數的費米子和自旋為整數的玻色子統一到一起。
超弦理論是人們拋棄了基本粒子是點粒子的假設而代之以基本粒子是一維弦的假設而建立起來的自洽的理論，自然界中的各種不同粒子都是一維弦的不同振動模式。與以往量子場論和規范理論不同的是，超弦理論要求引力存在，也要求規范原理和超對稱。毫無疑問，將引力和其他由規范場引起的相互作用力自然地統一起來是超弦理論最吸引人的特點之一。因此，從1984年底開始，當人們認識到超弦理論可以給出一個包容標准模型的統一理論之後，一大批才華橫溢的年輕人自然地投身到超弦理論的研究中去了。 所有的五種超弦理論和M理論都是一個場基本的理論的不同極限
這一圖像可以有用上圖來表示。存在一個唯一的理論，姑且稱其為M理論。M理論有一個很大的模空間（各種可能的真空構成的空間）。5種已知的超弦理論和十一維超引力都是M理論的某些極限區域或是模空間的邊界點（圖中的尖點）。有關超弦對偶性的研究告訴我們，沒有模空間中的哪一區域是有別於其他區域而顯得更為重要和基本的，每一區域都僅僅是能較好地描述M理論的一部分性質。但是，在將這些不同的描述自洽地柔合起來的過程中我閃也學到了對偶性和M理論的許多奇妙性質，尤其是各種D－膜相互轉換的性質。
在此我們不得不提到超弦理論成功地解釋了黑洞的熵和輻射，這是第一次從微觀理論出發，利用統計物理和量子力學的基本原理，嚴格了導出了宏觀物體黑洞的熵和輻射公式，毫無疑問地確立了超弦理論是一個關於引力和其他相互作用力的正確理論
將5種超弦理論和十一維超引力統一到M理論無疑是成功的，但同是也向人們提出了更大的挑戰。M理論在提出時並沒有一個嚴格的數學表述，因此尋找M理論的數學表述和仔細研究M理論的性質就成了這一時期理論物理研究熱點。
道格拉斯（Douglas，MR）等人仔細研究了D－膜的性質，發現了在極短距離下，D－膜間的相互作用可以完全由規范理論來描述，這些相互作用也包括引力相互作用。因此，極短距離下的引力相互作用實際上是規范理論的量子效應。基於這些結果，班克（Banks，T）等人提出了用零維D－膜（也稱點D－膜）作為基本自由度的M理論的一種基本表述－－矩陣理論。
矩陣理論是M理論的非微擾的拉氏量表述，這一表述要求選取光錐坐標系和真空背景至少有6個漸近平坦的方向。利用這一表述已經證明了許多偶性猜測，得到了一類新的沒有引力相互作用的具有洛侖茲不變的理論。如果我們將注意力放在能量為1/N量級的態（N為矩陣的行數或列數），在N趨於無窮大的極限下，可以導出一類通常的規范場理論。許多跡象表明，在大N極限下，理論將變得更簡單，許多有限N下的自由度將不與物理的自由度耦合，因而可以完全忽略。所有這些結論都是在光錐坐標系和有限N下得到的，可以預期一個明顯洛侖茲不變的表述將是研究上述問題極有力的工具。具體來說，人們期望在如下問題的研究上取得進展：
（1）全同粒子的統計規范對稱性應從一個更大的連續的規范對稱性導出。
（2）時空的存在應與超對稱理論中玻色子和費米子貢獻相消相關聯。
（3）當我們緊致化更多維數時，理論中將出現更多的自由度，如何從量子場論的觀點理解這一奇怪的性質？
（4）有效引力理論的短距離（紫外）發散實際上是某些略去的自由度的紅外發散，這些自由度對應於延伸在兩粒子間的一維D－膜，從場論的觀點來看，這此自由度的性質是非常奇怪的。
（5）將M理論與宇宙學聯系起來。 顯然，沒有太多的理由認為矩陣理論是M理論的一個完美的表述。值得注意的是矩陣理論的確給出了許多有意義的結果，因此也必定有其物理上合理的成分，這很像本世紀初量子力學完全建立前的時期（那時，普良克提出能量量子導出黑體輻射公式，玻爾提出軌道量子化給出氫原子光譜），一些有關一個全新理論的跡象和物理內涵已經被人們發現了。但是，我們離真正建立一個完美自洽M理論還相距甚遠，因此有必要從超弦理論出發更多更深地發掘其內涵。在這方面，超弦理論的研究又有了新的突破。
1997年底，馬爾達塞納（Maldacena）基於D－膜的近視界幾何的研究發現，緊化在AdS5×S5上的IIB型超弦理論與大NSU（N）超對稱規范理論是對偶的，有望解決強耦合規范場論方面一些基本問題如誇克禁閉和手征對稱破缺。早在70年代，特胡夫特（´tHooft）就提出：在大N情況下，規范場論中的平面費曼圖將給出主要貢獻，從這一結論出發，波利考夫（Polyakov）早就猜測大N規范場論可以用（非臨界）弦理論來描述，現在馬爾塞納的發現將理論和規范理論更加具體化了。1968年維內齊諾（Veneziano）為了解決相互作用而提出了弦理論，發現弦理論是一個可以用來統一四種相互作用力的統一理論，對偶性的研究引出了M理論，現在馬爾達塞納的研究又將M理論和超弦理論與規范理論（可以用來描敘強相互作用）聯系起來，從某種意義上來說，我們又回到了強相互作用的這一點，顯然我們對強相互作用的認識有了極大的提高，但是我們仍沒有完全解決強相互作用的問題，也沒有解決四種相互作用力的統一問題，因此對M理論、超弦理論和規范理論的研究仍是一個長期和非常困難的問題。

9. 望遠鏡的發展變遷歷史<簡潔明了>

17世紀初利伯希（Hans Lippershey），把一塊凸透鏡和一塊凹鏡排成一條線，通過透鏡看過去，發現遠處的教堂塔尖好象變大拉近了，於是在無意中發現瞭望遠鏡的秘密。1608年他為自己製作的望遠鏡申請專利，並遵從當局的要求，造了一個雙筒望遠鏡。據說小鎮好幾十個眼鏡匠都聲稱發明瞭望遠鏡，不過一般都認為利伯希是望遠鏡的發明者。

義大利科學家伽利略得知這個消息之後，就自製了一個。第一架望遠鏡只能把物體放大3倍。一個月之後，他製作的第二架望遠鏡可以放大8倍，第三架望遠鏡可以放大到20倍。1609年10月他作出了能放大30倍的望遠鏡。伽里略用自製的望遠鏡觀察夜空，第一次發現了月球表面高低不平，覆蓋著山脈並有火山口的裂痕。此後又發現了木星的4個衛星、太陽的黑子運動，並作出了太陽在轉動的結論。幾乎同時，德國的天文學家開普勒也開始研究望遠鏡，他在《屈光學》里提出了另一種天文望遠鏡，這種望遠鏡由兩個凸透鏡組成，與伽利略的望遠鏡不同，比伽利略望遠鏡視野寬闊。但開普勒沒有製造他所介紹的望遠鏡。沙伊納於1613年—1617年間首次製作出了這種望遠鏡，他還遵照開普勒的建議製造了有第三個凸透鏡的望遠鏡，把二個凸透鏡做的望遠鏡的倒像變成了正像。沙伊納做了8台望遠鏡，一台一台地雲觀察太陽，無論哪一台都能看到相同形狀的太陽黑子。因此，他打消了不少人認為黑子可能是透鏡上的塵埃引起的錯覺，證明了黑子確實是觀察到的真實存在。在觀察太陽時沙伊納裝上特殊遮光玻璃，伽利略則沒有加此保護裝置，結果傷了眼睛，最後幾乎失明。荷蘭的惠更斯為了減少折射望遠鏡的色差在1665年做了一台筒長近6米的望遠鏡，來探查土星的光環，後來又做了一台將近41米長的望遠鏡。

使用透鏡作物鏡的望遠鏡稱為折射望遠鏡，即使加長鏡筒，精密加工透鏡，也不能消除色象差，牛頓曾認為折射望遠鏡的色差是不可救葯，後來證明過分悲觀的。1668年他發明了反射式望遠鏡，斛決了色差的問題。第一台反望遠鏡非常小，望遠鏡內的反射鏡口徑只有2.5厘米，但是已經能清楚地看到木星的衛星、金星的盈虧等。1672年牛頓做了一台更大的反射望遠鏡，送給了英國皇家學會，至今還俁存在皇家學會的圖書館里。1733年英國人哈爾製成第一台消色差折射望遠鏡。1758年倫敦的寶蘭德也製成同樣的望遠鏡，他採用了折射率不同的玻璃分別製造凸透鏡和凹透鏡，把各自形成的有色邊緣相互抵消。但是要製造很大透鏡不容易，目前世界上最大的一台折射式望遠鏡直徑為102厘米，安裝在雅弟斯天文台。1793年英國赫瑟爾（William Herschel），製做了反射式望遠鏡，反射鏡直徑為130厘米，用銅錫合金製成，重達1噸。1845年英國的帕森（William Parsons）製造的反射望遠鏡，反射鏡直徑為1.82米。1917年，胡克望遠鏡（Hooker Telescope）在美國加利福尼亞的威爾遜山天文台建成。它的主反射鏡口徑為100英寸。正是使用這座望遠鏡，哈勃（Edwin Hubble）發現了宇宙正在膨脹的驚人事實。1930年，德國人施密特（Bernhard Schmidt）將折射望遠鏡和反射望遠鏡的優點（折射望遠鏡像差小但有色差而且尺寸越大越昂貴，反射望遠鏡沒有色差、造價低廉且反射鏡可以造得很大，但存在像差）結合起來，製成了第一台折反射望遠鏡。

戰後反射式望遠鏡在天文觀測中發展很快，1950年在帕洛瑪山上安裝了一台直徑5.08米的海爾（Hale）反射式望遠鏡。1969年在前蘇聯高加索北部的帕斯土霍夫山上安裝了直徑6米的反射鏡。1990年，NASA將哈勃太空望遠鏡送入軌道，然而，由於鏡面故障，直到1993年宇航員完成太空修復並更換了透鏡後，哈勃望遠鏡才開始全面發揮作用。由於可以不受地球大氣的干擾，哈勃望遠鏡的圖像清晰度是地球上同類望遠鏡拍下圖像的10倍。1993年，美國在夏威夷莫納克亞山上建成了口徑10米的「凱克望遠鏡」，其鏡面由36塊1.8米的反射鏡拼合而成。2001設在智利的歐洲南方天文台研製完成了「超大望遠鏡」(VLT)，它由4架口徑8米的望遠鏡組成，其聚光能力與一架16米的反射望遠鏡相當。現在，一批正在籌建中的望遠鏡又開始對莫納克亞山上的白色巨人兄弟發起了沖擊。這些新的競爭參與者包括30米口徑的「加利福尼亞極大望遠鏡」（California Extremely Large Telescope，簡稱CELT），20米口徑的大麥哲倫望遠鏡（Giant Magellan Telescope，簡稱GMT）和100米口徑的絕大望遠鏡（Overwhelming Large Telescope，簡稱OWL）。它們的倡議者指出，這些新的望遠鏡不僅可以提供像質遠勝於哈勃望遠鏡照片的太空圖片，而且能收集到更多的光，對100億年前星系形成時初態恆星和宇宙氣體的情況有更多的了解，並看清楚遙遠恆星周圍的行星。