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	<title>Bo Zhang's Homepage</title>
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	<description>Bo Zhang's Homepage</description>
	<lastBuildDate>Mon, 06 Oct 2008 14:12:12 +0000</lastBuildDate>
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		<title>伯努利原理，皮托管和文丘里管</title>
		<description><![CDATA[前日和gerry去中国航空博物馆参观，被问及空速管的测速方式，毫不犹豫地答曰文丘里管。事后再查资料……好吧，我承认当时糊涂，说错了，其实应该是皮托管。
要说这皮托管和文丘里管还真不是一点关系没有，二者的工作基础都是伯努利原理。伯努利原理的原始表达式是：

其中是流体的速度，是重力加速度，是高度，是压强，是密度。伯努利原理是能量守恒对流体的应用，意义是各种形式的能量之和在同一流线上处处相等。严格来说，该原理只适用于不可压缩且无耗散的理想流体，不过在一般情况下，液体与低马赫数的气体也可以用该原理来描述。
在某些场合，由于一项的变化可以忽略，因此原式还可以进一步化简成总压强 = 动压（）+ 静压（）的形式。对于可压缩的流体，还有更为复杂的形式。
伯努利原理与航空的联系相当之密切，飞机可以飞行的原因就在于此，使用皮托管测速的基础亦然。从伯努利原理可以看出，流体速度越高，压强就越小。最普通的皮托管是在迎向气流的一端开口，另一端连接压力室。气体在压力室末端转为静止后，安装在这里的压力传感器就可以测出气流的总压强了。气体流速越快，总压强也就越大。
对于航空用途，只知道总压强是不够的，必须要设法把静压扣除才能换算出速度来。一般采取的措施是在受干扰较小的地方开孔，为气流采样，并引至静压传感器。在航空器上，为方便起见，静压与总压强一般是用同一套设备测量的，从皮托管流入的气流总压强使传感器（如受力会发生相应形变的膜结构）一侧受力，静压则让传感器在另一侧受力，合力即为动压。
若将静压测量装置与皮托管结合，在皮托管侧壁另设管路通向压力室，这样的结构称为皮托—静压管，或者Prandtl管，结构如下图所示：

超音速情况下，管口会出现激波，伯努利原理的成立条件被破坏，这时使用皮托管测速必须进行修正。
文丘里管的主要用途则是测量流量而不是流速，在工业上运用得比较广泛。其基本结构是两端粗、中间细的管子。结合伯努利原理与流体连续性方程可以知道，对于理想流体，在细处流速会增加，压强则会减少。

文丘里管基本结构示意
那么这种文丘里管在航空器上到底有没有使用呢？其实是有的，比如下面这个例子：

这里，文丘里管是服务于陀螺仪的，这样的设施在老式飞机上比较常见。陀螺仪的工作需要低气压，在真空泵尚未广泛使用的年代，文丘里管的窄口处就起到了抽真空的作用。采用这一设施的原因无他，一是廉价，二是制造方便。其实它的缺点也很多，比如不能适应剧烈的速度变化，必须在起飞后方可工作，等等。
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		<link>http://bzhang.lamost.org/website/archives/bernoulli_principle/</link>
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		<title>探空火箭时代的空间天文学</title>
		<description><![CDATA[在太空时代开始之前，甚至可以说是在卫星技术真正成熟之前，从事亚轨道飞行的探空火箭是空间探测的先锋。这些小家伙可以把轻量设备带到大气层之外飞行上几分钟，虽然其有效载荷并不大，总的飞行时间也很短，其功用却不小：除了探查高层大气结构，填补探空气球与低轨道卫星之间的高度空白以外，还曾经造就了紫外与X射线天文学两大分支学科。
典型的探空火箭由固体或液体燃料驱动，飞行轨迹一般是抛物线。在上升阶段，燃料被消耗殆尽，并与载荷舱分离。之后载荷舱减速继续上升，达到最高点后返回地面，可以借助降落伞回收。由于在最高点附近飞行速度比较慢，火箭可以在此作较长停留。对于天文应用来说，这一阶段就是载荷的主要工作时间。
所谓探空火箭时代，在本文中姑且用来指天文卫星大量出现前探空火箭主导空间天文观测的时代，从时间上看，大抵是从二战结束到20世纪70年代左右。在此期间，空间天文的前辈们蹒跚起步，除了要忍受原始的设备和短暂的观测时间，还要面对光学同行的偏见与自身认知的欠缺。但谁也不会否认，此时的探空火箭创下了空间探测的无数个第一次，也因在人造卫星诞生前扮演了12年的先驱者角色而被载入史册。而这段短暂的历史如今近乎被尘封，只缘空间天文学后起的辉煌足已让探空火箭时代的工作失色，亚轨道飞行也远没有真正进入太空那样让人倾心。
　
白沙飞弹
和探空火箭密切关联的一个地名是白沙导弹试验场。白沙位于美国的新墨西哥州，是全美占地面积最大的军事设施，也是整个西半球规模第一的导弹试验基地。而直到今天，对于美国的探空火箭任务来说，白沙仍旧是大本营。
1945年夏末，美国从纳粹德国手中缴获的V-2导弹零件被运送到了白沙，冯·布劳恩等投诚的德国专家在这里将其组装成形。与之相关的计划最初名为“赫尔墨斯”，旨在以V-2为基础来生产弹道战术导弹，后来又将大气层相关的基础科学研究纳入计划之中，并招募了包括范艾伦在内的一大批科学精英参与其中。
V-2有着300公里的射程，战斗部重约900公斤。如果将战斗部改装为等重科学仪器，预计垂直升限可以达到150至180公里。第一枚从白沙发射的V-2研究火箭于1946年4月16日升空，主要仪器是用于研究初级宇宙线粒子的盖革计数器。可惜这枚火箭在飞行至5公里高度时即失控坠毁。

1946年4月16日的V-2火箭发射（图片提供：NRL）
接下来的实验也是问题多多，有的是载荷受冲击过大而损坏，有的是遥控系统半途失灵，还有火箭爆炸的事故。第一次成功是在1946年10月10日。由早年的火箭试验先驱Richard Tousey率领的研究组拍下了波长短至230纳米的太阳紫外光谱，尽管分辨率粗糙得可以。这次飞行的详细报告可以点击这里查看。

1946年10月10日拍摄的太阳紫外光谱（图片提供：NASA）
在随后的两年中，V-2携带的光谱仪进一步探察了紫外太阳。虽然分辨率一直没有提高到允许谱线分析的地步（也因此让研究者的兴趣衰退），却还是测出了低于预计值的流量，顺便给对地球臭氧层的测量提供了一手数据。1948年，Burnight的箭载照相底片和热致发光物质还暗示了太阳X射线辐射的存在。同样身为火箭试验先驱的Herbert Friedman在海军实验室领导的小组于次年利用光子计数器证实了这一发现。
美国缴获的最后一枚V-2于1952年发射。所幸在V-2耗尽之前，新一代的探空火箭已经问世，空间天文观测的重任也随之转移到了它们的肩上。
　
奔向太阳
要说美国早期的探空火箭种类不算少，ASP，Cajun，Nike家族，不过在空间天文史上最为出名的，首先还要数从太阳观测起家的Aerobee。
Aerobee的前身是WAC“下士”（WAC Corporal）火箭，这是喷气推进实验室在1944年至1945年间的成果。下士的载荷很小，只有11公斤，不能满足大多数科研目的需要。为了克服这一缺陷，约翰·霍普金斯大学应用物理实验室在1946年对其进行了改进，把最大载荷增加到了68公斤，重新命名为Aerobee，并于1947年试射成功。
Aerobee由固体火箭与硝酸/苯胺冲压式发动机推进，前后共有30余种改型问世，早期太阳观测主要是利用150型完成的。依照型号不同，Aerobee的升限在80至450公里之间，至1985年1月最后一次飞行，发射总量是1037枚。

Aerobee 150的结构图（图片提供：Smithsonian National Air and Space Museum）
在Aerobee研发前后，WAC“下士”火箭还与V-2火箭组合，造出了缓冲器（Bumper）二级火箭，曾用于宇宙线撞击大气的研究，并创下了400公里的飞行高度记录。值得一提的是，如今的美国航天重镇——卡纳维拉尔角的第一次火箭发射正是由缓冲器完成的。
V-2耗尽后，Aerobee逐渐接过了亚轨道科学实验的任务。科罗拉多大学在其上搭载的掠射光谱仪拍下了Lyman-α线，并获取了Lyman-α波长的太阳影像；Friedman的小组发现了来自日冕和耀斑的X射线辐射，并给出了太阳的X射线流量。
在Aerobee稍后研制的是维京，同样是为了克服载荷过小的限制（不过是针对Aerobee），毕竟V-2的900公斤上限还是让不少人垂涎的。可以携带200至500公斤载荷的维京探空火箭被认为是V-2的改进版，将外壳从钢铁改成了无磁性且轻质的铝材，采用了更为可靠的舵机控制系统，并且载荷允许的重量范围较大，在安排较轻载荷时也不必像V-2那样额外设置压舱物，方便使用。在经历了3次发射失败后，维京火箭最终于1950年5月从航行在赤道附近的诺顿湾号导弹测试舰上发射升空。只是由于相对高的开支，维京的应用并不如Aerobee来得广，前后一共只发射了12枚。

1950年5月3日，维京探空火箭第一次发射成功（图片来源：Beggs Aerospace）
尽管如此，在早期的太阳空间探测上，维京探空火箭还是应该记上一笔的，这就是其针对X射线辐射强度的测量。当年测量太阳辐射的重要意义是为了弄清维系地球大气电离层的力量，但由于仪器水准所限，关于太阳X射线可否造就电离层E层一直争论纷纷。直到1952年12月，Friedman安置在维京火箭上的仪器给出了确切结论：强度足够。此外，Tousey等人利用维京和V-2的实验也证明，来自太阳的Lyman-α辐射也足以保持电离层的D层。
接下来的探空火箭高潮是国际地球物理年（1957年7月1日至1958年12月31日）与国际宁静太阳年（1964年1月1日至1965年12月31日），分别对应太阳活动的峰年与极小年。在国际地球物理年这短短的一年半时间里，为配合对太阳活动与地球环境的广泛研究，发射的探空火箭就超过了300枚，其中美国发射了200余枚，以Aerobee Hi为主。在这段时间里，人们认识到的太阳紫外光谱从2900埃拓展到了977埃，X射线谱的特性也得到了测量。
　
目击深空
说来Aerobee对太阳X射线流量的探测还是给早期的高能天文学研究者泼了冷水的。在整个X射线波段，太阳辐射的流量只有1尔格每平方厘米每秒。如果象大多数人所认为的那样，太阳是一颗典型的G型恒星的话，倘或探测器技术没有重大突破，对于距离地球几光年甚至更远的天体来说，它们的X射线辐射几乎就是不可探测的，除非其流量比太阳大上几百万倍。
不过Friedman等人还是给X射线天文学带来了一线希望：在1955年11月的一次夜间飞行中，他们发现了大量来自其他恒星的远紫外辐射。1956年7月，他们又察觉到，存在并非来自太阳方向的硬X射线，只是受条件限制，尚不能解析出单个点源而已。
接下来呢？如果对2002年的诺贝尔物理学奖还有些印象的话，应该知道其中一位获奖者，也就是Riccardo Giacconi，获奖理由是在X射线天文学领域的先驱性努力。这项工作的观测对象可不是X射线太阳，而是深空X射线源，时间是在1962年。虽说此时距离第一颗人造地球卫星升空已经过去5年了，虽说第一次伽玛射线天文观测已经归功于1961年发射的探险者11号卫星，但是比起仍然稚嫩的卫星技术，已经积累了相当经验的探空火箭仍是空间天文学观测的主流选择。
根据太阳的X射线辐射合理推测，能够辐射强X射线的天体理应不是正常恒星。这类天体的存在在当年也是有观测依据的：射电观测表明，有很多射电亮源没有显著的光学对应体。因此完全可以推论，类似的情况在其他波段也存在，因为各个波段的辐射机制并不相同。1950年代末，美英两国的科学家各自写成了报告，建议以探空火箭为平台，开展多波段观测。
这中间又能牵扯到许多著名的名字。除了后来的诺贝尔奖得主Giacconi，还有美国科学与技术公司（AS&#038;E）的Bruno Rossi、George Clark这样的名人。研究宇宙线出身的Giacconi在当时还是个小字辈，他参与探空火箭计划的原因，只因在大气层以内探测初级宇宙线实在困难，希图能够凭借火箭这一新生事物，改进先前的手段。
既然说要探测来自深空的X射线，那么首先要提出几种可能的X射线辐射机制，才好说服他人。Giacconi、Clark与Rossi三人提出的辐射源包括热星、强磁场快自转的恒星、超新星遗迹以及恒星的耀斑，并特别指出，可以从探测拥有强射电辐射的蟹状星云入手。
升级仪器的需要依旧存在。当时的太阳观测普遍使用的是背景噪声相对大的盖革计数器。在着手对其进行改造的同时，1959年，Giacconi偶然了解到了一个概念：数年前，德国人Hans Wolter从理论上证明，可以用一系列的抛物面与双曲面反射镜让掠射X射线聚焦。由于制造上的难度，Wolter没有让这个概念变为现实，而Giacconi还是作了尝试，但Wolter掠射镜的崭露头角是在1963年的一次太阳而非深空观测上。

第一架掠射式X射线望远镜，由Giacconi的小组建造，直径3英寸即7.5厘米（图片提供：Leon Van Speybroeck）
那么对传统的盖革计数器的改造又如何呢？其实很简单，增加了闪烁计数器。背景噪声很大程度上来自宇宙线，盖革计数器本身并不能分清信号是来自光子还是带电的宇宙线粒子。但只有带电粒子才能让闪烁计数器触发。只要设法扣掉闪烁计数器的信号，余下的就可以认为都是由高能光子引起的了。这项改造让盖革计数器的灵敏度提高了100倍，而类似的宇宙线筛除机制仍然用在当代最先进的高能卫星上。
由于观测X射线深空的第一个提议被否决，Giacconi转而将月球作为首要X射线探测目标，理论依据是来自太阳的高能粒子会轰击月面诱发X射线辐射，当然还有月面对太阳光的反射。这个提议被空军坎布里奇实验室批准。以Nike-Asp小型探空火箭为平台的第一次实验因箭体故障而失败，Giacconi等人却更加野心勃勃。在随后的改进提议中，非太阳系的X源也成了可能的探测目标，空军实验室为此又提供了足够发射4枚Aerobee火箭的经费。

Giacconi小组安装在Aerobee上的实验设备，左侧即为三台盖革计数器（图片提供：NASA）
在经历了因载荷舱门问题导致的第二次失败后，1962年6月18日，满月过后一天，Giacconi的Aerobee终于顺利发射。舱门如期打开，虽说三台计数器中有一台出了问题，剩下的两台还是满满地观测了5分钟。
但在此次观测的过程中，Giacconi等人一开始与其说是兴奋，不如说是怀疑与沮丧。随着火箭的转向，小组成员一次次地看到了一个巨大的X射线峰。按照预期，月亮不是强X射线源，何况尖峰的位置与月亮还差了二十几度，这难免让人怀疑仪器本身的可靠性。直到数据分析完毕后，人们才确信，尖峰是真实存在的，而且来自深空——这就是后来人们所说的天蝎座X-1，第一个被发现同时也是最明亮的深空X射线源。在X射线波段，它要比太阳亮上1亿倍。

天蝎座X-1的1962年观测数据（图片提供：CXO/SAO）
随后的发现接踵而至。Giacconi的第三枚Aerobee发现了包括蟹状星云在内的两个新源，证实了先前的猜想；第四枚则在确认天蝎座X-1的存在性之外又给出了一个新源。Friedman利用更为灵敏的仪器也确认了天蝎座X-1，还将其位置限制在1度以内，并证实了与蟹状星云成协的高能辐射源，探测到了X射线背景辐射。银心、天鹅座X-1、开普勒超新星遗迹等强源陆续浮出水面。1964年，Friedman根据月球掩星的原理探明，蟹状星云属于展源辐射。1967年，更有天蝎座X-1闪光的观测，这也是第一次探测到太阳以外其他恒星的X射线亮度激增。

1964年月掩蟹状星云的观测，如果蟹状星云流量陡降，可以认为辐射来自点源；而如果流量如上图所示是平滑变化的，那么该星云的X射线应该是展源辐射（图片提供：NRL）
后来，天蝎座X-1的性质被确定为包含致密星的双星系统，这一理论可以追溯到Salpeter与Zel&#8217;dovich在1964年的工作。在这样的系统中，致密星从伴星吸积物质，在星体周围形成高温吸积盘，发出X射线辐射。天蝎座X-1是X射线双星的典型代表，现在，这类天体已经发现了300余个。

X射线双星示意图（图片来源：The Nobel Foundation）
　
争流欧洲
探空火箭时代的天文学主要是由美国牵头，但欧洲也并非无所事事。欧洲真正意义上的探空火箭计划始于1940年代末，初期的发展过程与美国类似，也是以服务军方为主要目的。直到1957年国际地球物理年的到来，才让科学飞行逐渐增多。
几乎每一个主要的欧洲国家都有自己的探空火箭项目。其中的第一种火箭是法国的弗农电子（Véronique），于1949年开始研制，1952年首飞。其他比较常见的欧洲火箭包括法国的半人马（Centaure）、王太子（Dauphin）和龙（Dragon），英国的贼鸥（Skua）和海燕（Petrel）等。有关早期欧洲探空火箭天文应用的具体资料不是很容易找到，但可以确定的是，在所有的箭载实验中，太阳物理连带深空观测占据了相当大的部分。例如在法国，这个比例超过了20%，而在整个欧洲也超过了15%。

1959年某次弗农电子火箭的发射（图片提供：CNES）
与空间科学关联更为密切的是英国开发的云雀（Skylark）。为了迎接国际地球物理年，英国皇家学会迫切需要一种能在高空工作的飞行器。在军方的参与下，只经过了不到两年的时间，云雀火箭即完成了设计，并在地球物理年期间完成试飞。
以云雀探空火箭为平台的天文学项目还真不少，Leicester大学的网站给出了关于几十次实验的信息。从1961年第一次携带X射线照相机开始，期间进行过太阳的定向观测（1964年起）、最早的X射线巡天（1967年）、河外星系巡天（1968年）、背景巡天（1970年）、月球掩X射线源观测（1971年起）、恒星定向观测（1971年起），直到1978年天文应用正式停止，而云雀火箭本身一直到2005年才全部退役。在这些林林总总的工作中，X射线巡天可以算是其中的一个亮点。这样的尝试的确可贵，但也的确是不得已的权宜之举。实在不清楚在如此之短飞行时间里，究竟能巡视多大面积的天区？

云雀探空火箭，退役前发射总数超过400枚（图片提供：Peter Rae）
看看其他欧洲国家的情况。截止到1970年代，以探空火箭为平台，法国作过太阳耀斑的X射线分光与深空伽玛射线分光；德国进行过河内X射线源的观测与恒星紫外测光；意大利测量过深空伽玛射线辐射与南天的X射线源；荷兰研制过太阳X射线光谱仪与日像仪，并探测过宇宙线；瑞典研究过撞击地球的微流星体。而在1962年，当欧洲空间局的前身——欧洲空间研究组织（ESRO）成立后，与太阳相关的空间环境探测也成了该机构发射探空火箭的重点目标之一。
　
北方黑雁
再回到1950年代，地点是加拿大。为了开发反导与远距离通信系统，需要对高层大气的性质作进一步的了解。加拿大武器研究与发展机构（CARDE）为此于1957年研制了推进测试火箭，并于1959年9月完成试飞。为了配合不同的使用目的和工作时间，推进测试火箭的原形非常之重。在试验中，CARDE逐渐发现了其作为探空火箭的潜力，其承包商——布里斯托航空航天为此目的专门进行了修正。修正后的产品，就是日后发射超过800枚的黑雁（Black Brant）探空火箭。
黑雁也是个长寿的探空火箭家族，至今仍在使用。自从1959年首次飞行以来，黑雁家族共衍生出了20余种改型，有的注重升限，有的则以大载荷为追求。依据型号不同，有效载荷从70到850公斤不等，升限则是从150公里到1500公里。

黑雁I型火箭（图片提供：CSA）
加拿大地处北半球高纬度地区，极光活动频繁。与太阳活动和空间环境密切关联的极光给黑雁家族提供了丰富的探测目标，也造就了大量的探测计划。实际上，黑雁I型在刚刚投入使用不久即投身于极光研究，黑雁II型在1960年的第一次测试飞行也同时背负有探查极光的目的。
正牌的天文任务始于1963年4月，由黑雁I型完成。随后是1964年的微流星体实验、1966年的太阳X射线观测、1967年的深空X射线观测、1969年的软X射线巡天、1970年的日全食观测和太阳极紫外望远镜的发射、1971年微波背景的亚毫米波测量等。早年黑雁火箭的主要精力是高空大气测量，与天文与空间科学相关的飞行次数并不算很多，虽说门类倒是颇为齐全。
黑雁家族对于空间天文的贡献其实有些慢热，重要些的工作还要等到1970年代中后期甚至更晚，已经超出了本文的时间范围。如今的黑雁以高达98%的成功率成为探空火箭的翘楚，除了加拿大空间机构，欧美其他各国都也是黑雁的老主顾。
　
探空回响
1970年12月12日，第一颗真正意义上的天文卫星——乌呼鲁从肯尼亚海岸的发射场升空，卫星的主持者正是X射线天文学之父Giacconi。从此，空间天文学进入了新时代，探空火箭的风头逐渐被接二连三的天文卫星盖过了。也是，有了能够长期稳定工作的卫星，又有谁会稀罕探空火箭那区区几分钟的飞行时间？
但是事情没有到此为止。火箭的优势在于快捷与廉价。没有谁有胆量把新近开发但尚不成熟的设备直接装到昂贵的卫星上，于是价格相对便宜探空火箭在此就起到了关键的测试作用，飞行结束后，回收的箭载仪器还可以在今后移作他用，比一般的卫星要经济得多。而由于相关课题的典型周期不会长于研究生的学习时间，对于专业教育来说，探空火箭也有着独到的优势，因此众多知名大学都设有自己的火箭飞行项目。
那么有多少大型天文计划所用的技术是先经过火箭验证的呢？NASA给出的名单包括COBE、CGRO、EVUE、SOHO和TRACE，当然还有更多并不十分出名的计划。
除了技术验证，局部瞬变现象（如日食）的观测也有探空火箭的参与。由于发射方式和场地的灵活性，探空火箭的准备过程相对很短。在需要时，甚至还可以作好随时发射的准备，一旦感兴趣的事件发生，立即起飞。从这一点来看，火箭的应变能力也要优于一般的卫星。
最近一次在空间天文相关的方面看到探空火箭的踪影，是和SUMI也就是太阳极紫外磁象仪有关，这架利用塞曼效应来了解太阳过渡区磁场的望远镜预计将在明年4月搭乘黑雁火箭从白沙升空。本次飞行的主要目的是概念论证，8分钟的工作时间不会让望远镜采集太多数据，但足以说明SUMI的设计是否可行。如果可以，也许在未来的某天，人们会将类似的仪器送上卫星长久工作。
　
参考资料
[1] New Cosmic Horizons - Space Astronomy from the V2 to the Hubble Space Telescope by David Leverington
[2] The History of Sounding Rockets and Their Contribution to European Space Research by Günther Seibert
[3] NASA [...]]]></description>
		<link>http://bzhang.lamost.org/website/archives/sounding_rocket_era/</link>
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	<item>
		<title>WordCamp China 2008上海站</title>
		<description><![CDATA[WordCamp今年是第二次在中国举办，9月20日在北京，9月21日在上海，WordPress（以下简称WP）的作者Matt Mullenweg为此专门前来中国进行讲解。其实这次主要的活动还是在北京，有众多知名blogger的演讲，上海只是分会场，一个下午的时间，不过本人还是在第一时间报了名。
路途不算很顺。上午10点半抵达上海，下午1点就要赶去复旦大学参加活动。结果玩心一发，居然先到人民广场大兜一圈，先服自己一下^_^事后还后悔没有去手工坊转转，再服一下^_^兜到中午12点，坐上了前往复旦大学的轻轨，可是下来才知道，还要转乘公交。转乘也就罢了，到了复旦，在校园里大兜一圈发现，要找的新闻楼还不在校园里面，白白跑了半天。好在路上遇到了两位WordCamp的志愿者，来迎接Matt等人的。终于找到组织了，万幸的是没有迟到。
也许本人不能算是典型的WP使用者。找到组织后爬楼期间，被Automattic的吴海林问：用WP吗？那当然。只是版本实在是不好意思说出口：2.0.6，现在2.7都快推出了，可就是懒得升级哪。但这也不能完全怪我啊，谁让在学校使用代理服务器访问FTP那么不稳定呢，总不能要我把那上千个文件挨个用CPanel上传吧，那会吐血的，何况还有升级之后后台使用习惯的问题……
引擎本身是一方面，theme自从2005年初定型以来也是基本没有变动过。哪怕是在升级为2.0.6之后，照样沿用classical。不过整出一套theme可是一个大工程，抽不出那么多的时间咋办？（纯粹是找借口！）
疏于更新是其一，其二是关于评论。自从建站至今，评论功能就没有全站开放过，拿着blog不当blog用。但这一点照样也不能完全怪我啊，谁让spam那么多呢。现在只开放了一个留言板，每天的垃圾留言就有50+条。真的不知道，这样搞spam有意义吗？英文的就算了，居然还有什么俄文德文希伯莱文甚至阿拉伯文的，也不想想人家懂嘛？对于这些东西，本人是看都不看，一律在mass edit模式下通通删除，而且更进一步坚定了不开放评论的信心。
其三，WP圈子里那么多名站本人是闻所未闻，算了，不说了……
那么为什么要选择WP呢？我也不知道，也许是习惯吧。4年前打算建站的时候，blog似乎并没有今天这般流行。只是朋友何勃亮先我几个月尝了WP的鲜，说是功能不错使用方便云云，于是就跟着用了起来。后来宇宙驿站更换服务器，曾经考虑过是否要借此机会换个引擎体验体验，但由于易用的开源引擎比较少，商业引擎自由度又比较受限，还是把WP的架构沿用了下来。如果是现在建站，我认为我还是会选择WP。毕竟一般的blog服务商所能提供的并不能满足本人的需求，如可以修改引擎代码，后台支持html编辑，在不同的操作系统和浏览器下均可正常访问，等等。
进入会场，先登记、领取纪念品。偶遇南大03强化部的戴斌，现在是在上海读研究生。其实还是戴斌先认出我来的，虽说曾经在一起上过3年的基础课，不过对他真的还没有太多的印象（据他自己说，他是表现得太低调了）。
活动发送的贴纸和小徽章：

会场：

特邀主持人白鸦：

Matt登场，白鸦的原话是：最牛X的blog程序的作者。

Matt语速飞快但说得有点含混（后来听说也是缺乏休息，倒时差的原因？），只能听懂个7、8成。总之是先回顾WP的发展，然后介绍今后的目标。何为Open Source？

0. The freedom to run the program, for any purpose.
1. The freedom to study how the program works, and adapt it to your needs.
2. The freedom to redistribute copies so you can help your neighbor.
3. The freedom to improve the program, and release your improvements to the public, so that the whole [...]]]></description>
		<link>http://bzhang.lamost.org/website/archives/wordcamp_china_2008/</link>
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	<item>
		<title>说说行星际观测网</title>
		<description><![CDATA[伽玛暴行星际观测网（IPN）由加州大学伯克利分校的Kevin Hurley主持，可以追溯到1976年，建立它最直接的目的就是为了给伽玛暴准确定位。在Vela时代，单个卫星的定位精度只有几度，严重影响了对该现象的分析。由于早年单个探测器发展水平所限，利用三角法定位成了最为现实的选择。实际上，IPN的定位精度在当时也确实是首屈一指的。
IPN的基本工作原理是利用辐射到达探测器的时间差。倘或彼此间距足够远，一次伽玛暴到达各个探测器的时间会有所不同，最长甚至可以达到几分钟。根据两架探测器的差异可以给出爆发所在天区的环带范围，如果探测器数目足够多，彼此取交集，就可以把爆源确定得很精确。这样的定位精度是与探测器最大间距正相关的，当三架以上的探测器两两相隔1天文单位以上时，效果达到最佳。

行星际观测网原理示意（图片提供：IPN3）
与一般的大型空间计划不同，IPN的组成比较松散，成员都是配备有伽玛射线探测器的航天器，最初一批包括美国的先驱者—金星号金星探测器和Vela卫星，前苏联的预报卫星、宇宙系列卫星与金星11/12号探测器，还有德国的绕日探测器太阳神2号。联合这些成员，行星际观测网在1978年就已经做到了几角分的精度，完全可以与当代的高能卫星媲美。
IPN另外一个优势是全天候、全天域监测。这要避开地球的遮挡，同时还要有一定数量的设备。因此，只有在拥有远离地球的一系列航天器时，才好做到这一点。
仅仅看行星际观测网的精度和视场，也许有人会认为伽玛暴的谜团不应该拖到1997年BeppoSAX正式入役之后才得以解决（BeppoSAX的精度也不过是角分级）。但当时的情况确实是，最大最好的地面望远镜转到IPN给出的方向后，并没有看到任何值得关注的现象。所以对于伽玛暴的研究，可以说IPN的贡献并不很大，没有做出过什么极具意义的发现。
应该说，行星际观测网的设想是不错的，既能提高精度，还可以充分利用现有设备。但是关键问题在于协调：不同国家、不同时期发射的航天器携带着完全不同的探测器，有着彼此不同的灵敏度与响应。成员航天器也有可能不时发生故障影响整体，若再遇上对监测不利的相对位置，这一切都严重影响了IPN的效率。而更麻烦的还是意识形态差异与人事纠纷带来的一系列问题，如在IPN成立之初期间，Hurley若想获得前苏联卫星的数据，那必须要经过多次中转。由于爆发的瞬变特性，很可能是等到数据到手开始分析时，再安排后续观测早已为时过晚。
其实IPN浓厚的时代色彩，于今天来看多少有些问题。现在人们知道，准确定位对于伽玛暴（以及其他瞬变现象）的研究来说确实是重要因素，但并不是一切。这倒可以解释为什么在给出爆发方位的条件下，地面望远镜还是没有在IPN的误差框内看到什么特殊的天体：将多架航天器的数据综合，精度确实是大为提高，但由于星际信号延迟且处理复杂，反应时间却是跟不上。而当年的研究者对伽玛暴的特性认识得并不清楚，出于硬件限制，作此权宜之计，也当是无奈之举。
不过要是就此说行星际观测网没有任何值得一提的工作，那也不客观，至少软伽玛射线再现源的发现就是它的一大成果，Hurley根据对诸探测器数据的分析提出了这类天体的定义，并被天文界所广泛接受。只是关于这类再现源特性的确认，那是更晚的罗西X射线时变探测器的功劳。
自从1990年尤利西斯探测器发射以来，行星际观测网进入了第三代。现今除了环绕地球轨道的卫星之外，IPN已向内延伸到水星（MESSENGER），向外延伸到木星（尤利西斯）。伽玛暴坐标网负责分发星际网的数据，但和当下探测器的反应速度水平相比，其延迟却算是慢得可以：居然有1至3天之久。而且对于位置之外的信息，IPN能够提供的明显不足：缺乏充分的光变曲线与光谱数据。当然，成员航天器是可以各自给出这类数据的，所以这倒也不算太大的问题。

第三代行星际观测网定位示例，各彩色带表示各个航天器的定位区域（图片提供：IPN3）
不过近年被行星际网定位的爆发数目少之又少，2008年1至9月，只有GRB 080916C一个入帐，以往最多也不过一年探测到十余个。不知道这是否与诸探测器指向有关，还是什么其他原因。至于该网络用途究竟有多少，本人不好随便评论，只是说一说相关研究论文的发表记录：在伽玛暴研究方兴未艾的今天，IPN相关的文章却是少而又少，相当一部分还是介绍某某航天器加盟的进度报告性质。
尽管如此，稍有些名气的高能天文项目还是会加入IPN，包括一些看起来与高能天文无甚关系的卫星（如军方的防御气象卫星），而刚刚正式服役的费米望远镜也即将加入IPN的队伍。不论如何，这既是个尝试，也是个机会，虽说与最新的仪器相比该网络谈不上有多大的优势。既然参加者并不会因为加入IPN而损失些什么，那么也就没有必要放弃它了。
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		<link>http://bzhang.lamost.org/website/archives/ipn/</link>
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		<title>武汉纪行</title>
		<description><![CDATA[4月中旬，本人溜到了武汉逛了3天。其实武汉值得去的地方颇多，3天的行程有些紧张，很多应该去或者打算去的地方因为时间所限未能成行，那么只好可以去到多少地方就去多少了。
既然这次是“投靠”在武汉大学读书的朋友，照片就先从武大校园贴起。4月樱花已谢，那樱花大道的盛景无从见到，就看看大道附近的老图书馆吧：

武汉大学的老图书馆古色古香，厚厚的门，高高的厅堂，垂下的吊灯，暖黄的灯光，古老的书桌，想必在这里上自习是非常有感觉的。图书馆之下是樱园宿舍，倚山而建，本人的标准镜头都无法将深深的门洞整个收下：

樱园宿舍门牌很有特色，用的是《千字文》的排序，比如这个是天字斋：

这个是朋友住的宿舍，算是武汉大学比较新的宿舍楼了：

武汉大学校园一景，海报树上贴，很有意思：

武汉的几处景点：
鄂军都督府，武昌起义旧址：

黄鹤楼，这个没有进去，在武汉期间，天气一直不太好，也没有拍到比较理想的照片，先拿这张凑合了：

武汉长江大桥：

陈友谅墓，这里是和朋友在大桥上逛，突然下雨，于是下桥找避雨处时无意间发现的：

市区掠影：
汉阳天际线：

汉口江滩附近：

汉口也有个王府井：

武汉的特色小吃很多，但是因为本人咽喉不太好，不敢尝太辣的东西，只试了两、三种。热干面没有拍下来，下面这个是糊汤粉：

BTW，如图所示的这种纸碗，在武汉满街都是，里面装的不仅有小吃，还有正餐。中午时分常见行人人手一碗边走边吃，此等风景在其他城市见所未见。不知道这个算不算是地方特色？
武汉的烧饼都是长长的：

热干面是在武汉大学食堂吃的，就没有拍照片。最后给大家看看湖北博物馆的几件宝贝：
曾侯乙编钟，实物那是相当之大：

漆屏：

漆盘：

莲花造型的瓷盘：

其实湖北博物馆的装饰也颇有特色，尤其是灯具，做成编钟的造型，可惜没有拍好，不贴出来了。
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		<link>http://bzhang.lamost.org/website/archives/wuhan_april2008/</link>
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		<title>大型强子对撞机年表：1994-2008</title>
		<description><![CDATA[译自LHC Milestones, CERN
译序：大型强子对撞机（LHC）是西欧核子中心（CERN）迄今建造过的加速器中最大的一台。它周长27公里，可以把质子束加速到14 TeV的能量上，这一数字14倍于蚊虫在飞行中的动能。建造LHC的目的是探测更深层的微观世界，为理论提供检验，也可以研究早期宇宙的粒子物理现象。值得一提的是，为解决海量数据处理的难题，LHC采用了分布式运算，还推出了面向公众的LHC@Home项目。
现今LHC的建设已经完成，并于2008年9月10日启用。如CERN的宣传语所说，bigger is better when you are searching for smaller，单单凭借LHC的规模，就足以让无数粒子物理学家对其拭目以待。
本年表译自CERN官方网站，初稿译成于2007年8月，由于LHC最近已开始运转，故最近又将2007年底至2008年的内容补充。原文是按年度分页面介绍的，译稿将其合并，图片一律引用原文。闲话不多讲，下面开始正文。

1994年：大工程的第一步
大型强子对撞机（LHC）的概念是在1980年代初提出的。虽然CERN的大型正负电子对撞机（LEP，于1989年到2000年间运转）在当时还没有建造，科学家已经在进一步展望粒子物理学的未来了。他们的设想是重复利用LEP那27公里长的环路来建造更强大的设备。
为尽可能提高对撞能量和强度，新设备试图使用两束质子。计划被命名为大型强子对撞机（LHC），“强子”指物质粒子，例如质子。
1984年在瑞士洛桑召开的研讨会成了LHC工作的正式开始。为讨论LEP隧道中修建的质子对撞机可能进行的物理学研究，数个工作小组设立了。随后，LHC成了CERN的优先工作。
在接下来的几年间，围绕这些意见组织了数次会议以及数个工作小组。1989年，最早的初期合作开始了。1992年春在法国伊云召开的会议确定了“合作意向”，标志着LHC实验的开始。
同时开始的一个计划旨在建造更精密的模型和原型机，以研究如此复杂的超导加速器（工作温度为零下271摄氏度）的可行性。
这些会议和研究的最终结果是，1994年12月，CERN委员会首度批准了该计划。


1995年：
6月：日本成为CERN观察员国，宣布为LHC提供财政经费。
日本文部省大臣向CERN总负责人赠送了一个达摩娃娃。根据日本的传统，绘上娃娃的第一只眼睛标志着LHC计划的开始，而另一只眼睛要在完工时分画上去。
1996年和1998年，日本提供了另两次大规模的财政支持。

10月：LHC的技术设计报告发表。文件中详细描述了未来加速器的操作和建筑情况。


1996年：
2月：首项技术提议提出后的4年，CMS与ATLAS实验设施正式批准。
两项实验都以发现希格斯玻色子为目标，该粒子可以用于回答粒子如何获得质量的问题，并可以探测宇宙中神秘的亏缺质量和暗能量。

3月：印度为LHC的建造提供了财政支持。
6月，俄罗斯宣布为该计划提供财政支持。
12月：加拿大宣布为LHC提供财政支持，美国的参与合作协议确定。
由于非CERN成员国的贡献，委员会决定，一次性建成LHC。

1997年：
2月：LHC主双极磁体模型被放入未来加速器的隧道中，模型长15米。
2月：ALICE实验设施正式批准。ALICE是重复利用LEP的L3磁体实验设备，旨在研究夸克—胶子浆，这样的物态存在于宇宙最初的时刻。

12月：美国签署协议，参与LHC计划，特别是为加速器提供超导磁体。
现今约有750名美国物理学家是CERN的用户。

12月：第一块15米长的双极磁体原型从意大利研究所INFN运送到CERN，磁体是组成LHC的核心元件。
LHC要装备超过1230块这样的磁体。


1998年：
4月：ATLAS实验设施的土木工程建设开始。
工程包括：挖掘两个轴承，刨出两个洞窟（其一是世界上在摩砾层岩石中挖出的最大洞窟），以及建造地面建筑。

6月：第一块理论长度15米的原型磁体顺利测试，磁场强度达到了8.3特斯拉，也就是LHC的工作场强。

8月：法国政府颁布了LHC公众效用的政令，最终为土木工程建设的启动开了绿灯。最终的批准是环境影响研究和公众信息游说的结果。
该年年初，瑞士州立当局已批准了瑞士领土内的工程。

8月：CMS实验设施的土木工程建设开始。
两把宽矛从60多米深的地下挖掘出土，同时开挖掘出了两座大型地下厅堂。建设工作开始前，考古发掘让高卢—罗马遗迹重见天日。

9月：LHCb是为LHC批准的第四项实验设施。该实验将研究CP破缺现象，这可以解释为什么宇宙中的物质对反物质占据绝对性的优势。

12月：在经过4年的运行之后，LHC的第一个测试环停止工作。
它是由原型设备组成的，可以检测并验证LHC的多种元件和系统。


1999年：
2月：ATLAS环状磁体系统的工业生产始于超导导线的生产。这是世界上最大的环状磁体系统。

4月：传输线路的第一块磁体从俄罗斯运到。传输线路由540块磁体组成，作用是将粒子束从超级质子同步加速器（SPS）传送到LHC。

6月：隧道挖掘机运抵CERN，其作用是挖掘一条连接SPS和LHC加速器的传输隧道。

6月：保加利亚成为CERN的第20个成员国。
8月：LHC的探测器元件陆续抵达。
ATLAS的第一个μ子室从希腊运到，而CMS的前置热量计（Forward Calorimeter）模块从俄罗斯运到。

11月：CERN与俄罗斯莫斯科的国际科学技术中心签署了合作协议，以将军事研究转化为和平用途。LHC的相当一部分设备和实验仪器都是在此协议的框架下制造的，其中包括CMS的钨酸铅晶体。


2000年：
2月：LHC的第一个元件越过大西洋，运抵CERN。它是由美国特别提供资金支持的。

3月：LHC的第一段短直管路（Short Straight-Sections）通过了满负荷测试。420段短型直管路中装有四极磁体，可以聚焦粒子束。

11月：世界上最大的粒子加速器——LEP停止运转。为了给LHC腾出周长27公里的隧道空间，它必须被拆除。

11月：LHC的1232块主双极磁体中的第一块运抵CERN。

11月：CMS的第一个磁体箍环建成，直径15米。
CMS的组成部分是一个大型螺线管，外套以铁质箍环，所有探测器都装在其内。

12月：CERN大型加速器LEP的拆除工作开始。需要运走的东西重4万吨。


2001年：
1月：欧洲数据网格计划（EDG）问世，此时距离概念在美国安那波利斯提出已有2年。
计划为未来的计算机网格测试了网络基础结构。为服务象LHC这样的科学计划，网格必须要连接世界各地数以万计的计算机。

2月：为LHC主磁体准备的1200万个铁轭开始生产。铁轭可以保证磁体的机械刚性。

3月：ATLAS电磁热量计套筒的第一个模块完成。这一子探测器由32个模块组成，由铜导线和铅吸收层交替排列。

5月：TI 2隧道挖掘完毕，这是用来从SPS向LHC传输粒子束的两条隧道之一。

6月：ALICE就位！合作者开始为这一探测器的到达准备洞窟。

6月：LHC传输线路的540块磁体的最后一块运抵CERN。LHC传输线路会将粒子束从SPS加速器传输到LHC。
8月：为LHC特别修建的4个大型洞窟完成一个。这一洞窟长62米，宽20米，功能是ATLAS的维护厅。

9月：ATLAS的中央螺线管磁体从日本运到。它的重量是5.5吨，可以提供的磁场强度为2特斯拉，用于测量内探测器中的带电粒子动量。

9月：CERN委员会批准了LHC计算机网格计划的第一阶段。
10月：超导磁体的第2测试线路达到了理论值11850安培。2号线路如其名，是一并测试所有磁体系统的。

10月：SPS的第二条也是最后一条传输隧道与LHC隧道接通。在进入LHC彼此对撞前，粒子束会在SPS加速器中绕行。
11月：在LEP空荡荡的隧道里，勘测人员开始了为期两年的工作，以确定LHC所有组件的位置。
在长27公里的隧道中，需要做7000个标记。

12月：CERN将主双极磁体的大规模生产工作承包给工业界，后者将生产1250块磁体，其中包括备用件。这是技术转移的范例，CERN向工业界提供生产磁体所需的设备和培训。


2002年：
2月：首块八极修正磁体运抵CERN。除1232块用于使质子运动轨迹弯曲的双极磁体和400块聚焦用的四极磁体外，LHC还要安装约5000块修正磁体。

2月：LEP的最后一部分运上了地表。在为期14个月的拆除过程中，有4000吨物品从27公里长的隧道中拆下。

3月：ALICE时间投影室的4个圆柱体结构运抵第1个，这是该探测器的核心元件。

3月：ATLAS螺线管磁体系统的一系列特殊货物运输开始。巨大的包装和线圈来自德国、荷兰、意大利和西班牙。

6月：ATLAS的洞窟挖掘完成。两年的施工挖出了世界上最大的实验用洞窟，宽35米，长55米，高40米！

8月：ALICE质子谱仪的首批500枚晶体从俄罗斯北部运抵CERN。

8月：CERN颁发了首届“金强子”奖，授奖对象是LHC的最佳供应商。

10月：CMS磁体巨大的红色箍环完工。它是由7000吨钢铁制成的！


2003年：
1月：LHCb实验的组装工作开始，两块实验用线圈磁体放入地下的实验区域。

1月：美国制造的第一块LHC磁体运至CERN。在其对LHC特别赞助的框架下，美国须提供约20块特制的超导磁体。

2月：360块主四极磁体的大规模生产开始。

2月：传输线路开始安装。它由700块磁体组成，将把粒子束从现有的加速器链传诵到LHC。

2月：ATLAS电磁热量计完工，装入低温器中。

3月：整个LHC计划的最后一立方米土方挖掘完毕，标志着新加速器的挖掘工作完成。

5月：以几小时内每秒传输1.1G数据的速度打破了用磁带机备份数据的记录。
6月：创造了数据传输记录。在仅仅一小时的时间内，1T数据从CERN传输到了10000余公里外的加州，速度是每秒2.38G。这相当于一小时内，在地球赤道周长1/4的距离上传输了200部DVD影片。
6月：瑞士联邦总统为ATLAS的巨型洞窟举行了落成仪式。

10月：加速器的第一段短直管路组装完毕，并顺利通过了早期测试。管路内装主四极磁体和修正磁体。

10月：LHC庞大的32吨主磁体所需的800个支持系统从印度运抵。印度自2002年12月起成为CERN的观察员国，也是为LHC计划提供支持的非成员国之一。

11月：ATLAS踏足进入洞窟。探测器的安装始于18个巨足的安装，其中每个高5米。它们将支撑起重6000吨的探测器。

12月：154块主双极磁体运抵CERN，足以围成1/8的圆周了，这也是加速器的1/8。

12月：8台4.5开（零下268.6摄氏度）冷却装置的最后一台运抵，这是低温系统的核心部分。为了让超导磁体工作，LHC必须致冷到零下271摄氏度。


2004年：
3月：ATLAS衬瓦强子热量计的中心筒下部放入了ATLAS的洞窟中。这是探测器工作部件中第一个放入地下的。

3月：LHC磁体所需的超导导线已生产了一半。

3月：LHCb磁体线圈完全装入实验洞窟中。
这是实验大厅中探测器第一个完工的部分。

4月：欧洲推出了EGEE（启动信息化科学网格，Enabling Grids for E-sciencE）计划。CERN是其合作者，资金由欧盟委员会提供，其主要目标是构建世界性科学计算网格的基础。
6月：LHC磁体测试设施完工。它装备有12个测试台，必须在工作温度（零下271摄氏度）上测试所有的超导磁体。

8月：ATLAS已完工的“切片”首次使用SPS的粒子束进行测试，它由每一种子探测器组成。

9月：9月29日，CERN庆祝了50年诞辰。2004年的标志就是实验室金色50年的庆典活动。

9月：预计为LHC提供粒子源的SPS加速器打破了强度记录：50万亿个质子在7公里长的环路内加速。

10月：从SPS到LHC的新传输线路成功通过了测试。一束粒子通过了连接两台加速器的2.5公里长传输线路，线路距离LHC隧道只有几米。

10月：ATLAS开始安装磁体系统。
第一批8台巨型环状磁体线圈被放入洞窟中，之后是筒状的液氩热量计和中央螺线管。

10月：首台LHC超导无线电频率腔模块全功率通过了最后的测试。模块内载有震荡的电场，可以让质子沿LHC环路加速。

11月：LHCb的磁体达到了理论场强。

2005年：
1月：在2004年底完成组装后，ALICE的μ子谱仪的双极磁体在地下实验大厅中成功进行了测试。

2月：CMS洞窟竣工，标志着LHC的土木工程建设完成。这座长53米、宽27米、高24米的大厅埋在地下100米深的地方，建设花费了6年时间。

2月：ATLAS跃迁辐射筒式探测器（ATLAS Transition Radiation Barrel Detector）完工，将安装在实验设施的中心。

3月：巨大的CMS磁体线圈完工，长12.5米，直径6米，重230吨。

3月：1232块双极超导磁体中的第一块放入LHC隧道。它的最终就位标志着LHC组装工作的开始。

3月：半数即616块双极磁体运抵CERN。

3月：LHC计算机网格分布在31个国家的100个中心内，需要满足巨大的存储和数据处理需要。这是最大的国际科学计算网格。
4月：一台低温单元首次被冷却到1.8开（零下271摄氏度）。这是LHC的工作温度。

4月：计算机网格的新里程碑：10天内，8个数据处理中心进行了持续的数据传输，数据流速度每秒600兆字节。传输的数据总计500 T字节，如果用每秒512千比特的网络速度传输，需要花费250年。
4月：ALICE合作组挪开了实验设施轭环顶上的μ子谱仪双极磁体。这一工作需要把900吨设备从18米高的地方移走。

5月：加速器的两块磁体首度互相连接。为完成LHC的1700处连接，需要进行12300次操作。

7月：LHCb的电磁强子热量计就位，它由两面相对的墙体组成，每面高6米，长7米。

8月：LHC的磁体已运抵1000块，其中包括800块双极磁体和200个短直管路。

8月：ATLAS环状磁体8个25米螺线管的最后一个安装完毕，标志着庞大的探测器磁筒组装完成。

8月：ATLAS筒形衬瓦热量计使用宇宙线触发器在地下记录了第一个事件，这是探测器入役流程的组成部分。

9月：在令人难忘的满负荷操作后，重230吨的CMS螺线管磁体装入了低温室。

10月：LEIR的第一束信号！该环路是注入链的重要连接部分，将在2008年为LHC的实验提供铅离子。

11月：自8月组装完成以来，LHCb两台切伦科夫探测器中较大的一台运至并放入洞窟内。这一设备高约7米，长10米，宽2.5米，由28片薄型玻璃镜组成。

12月：LHC低温分配线路（Cryogenic Distribution Line）的一部分整体入役，长度3公里。

12月：CMS首次探测到“真实”粒子。业已完工的一间μ子室探测到了宇宙线。


2006年：
2月：新的CERN控制中心投入使用，这里合并了所有加速器、低温装置和技术性基础设施的控制室。LHC将从这里控制。

2月：通过漫长而谨慎的工作，ATLAS内探测器筒的三个组件之二（半导体追踪器和跃迁辐射追踪器）组合到了一起。

2月：LHC小组成员庆贺加速器1232块双极磁体中第1000块的到来。

3月：巨大的CMS螺线管磁体冷却到了工作温度，也就是零下269摄氏度。

3月：CMS追踪器装入实验设施的μ子室，首次记录了宇宙线事件。

6月：ALICE在宇宙芭蕾舞剧中登场，它的主粒子追踪系统（也是世界上最大的时间投影室）首度探测到了来自太空的粒子。

6月：LHC定于2007年底启用，开始两个月在0.9 TeV的能量上测试加速器和探测器，为2008年春季开始的14 TeV全功率运转做准备。
7月：CMS开始了宇宙线挑战，这将测试一部分探测器，其中要使用所有子探测器，并开启磁体。

8月：LHC的第6项实验设备正式批准。LHCf（大型强子对撞机前进）将用于研究加速器对撞过程中产生的“前行粒子”。实验结果可以报告给宇宙线研究。

9月：第1000块超导“低温磁体”装入LHC隧道。为建成加速器，总共需要安装1746块各式低温磁体，其中1232块是蓝色的双极磁体。

9月：CMS设备的螺线管磁体达到了4特斯拉的最大磁场强度。这是世界上最大的超导螺线管磁体，是用直径约6米、长13米的超导螺线管线圈制成的。其储存的25亿焦耳能量足以熔化18吨金。
10月：世界上最大的制冷设备完工。27公里长的低温分配线路位于LHC隧道内，可以让氦在液态和气态之间循环，为加速器的超导磁体提供低温工作环境。

11月：CMS实验装置的前3组探测器放入实验洞窟中。一共有15组探测器，每组需要花费10小时才能放到地下100米深处。

11月：ATLAS设施的筒状螺线管磁体通上了最大电流。这是迄今最大的超导磁体。磁场强度达到了4特斯拉的理论值，电流强度21000安培。
11月：LHC的磁体生产完成。1624块主超导磁体中的最后一批运抵CERN，磁体包括1232块长15米的双极磁体，其作用是粒子束导向；另有聚焦粒子束用的392块四极磁体，长5至7米不等。


2007年：
2月：ALICE的时间投影室运至实验洞窟。
支撑结构与轴杆之间的空隙只有10厘米！

2月：CMS探测器最大的一个部分被引人注目地放入了实验洞窟中，其质量相当于5架大型喷气式飞机（19200吨）。
这标志着该实验探测器安放工作已进行了一半。

3月：62960块晶体中的最后一块被发送，它们将用于CMS的电磁热量计筒。这些由俄罗斯和中国生产的钨酸铅晶体比铁还要重，但却象玻璃一般透明。

4月：加速器的第8段冷却到2开尔文（零下271摄氏度）以下，这比外太空的温度还要低。长3.3公里的“7-8段”成为世界上最大的超流氦制冷超导装置。

5月：最后一块超导磁体被放入地下。
在两年的时间里，LHC隧道内安装了1746个磁体系统。

6月：ATLAS的史诗之旅结束，引人入胜的最后旅程是放下两块端盖环型磁体。每块端盖直径13米，重240吨。

6月：LHC长度3.3公里的完整一段被冷却到零下271摄氏度，首次通电。
数千安培的电流在隧道中的超导磁体内环流。相关小组的成员在用香槟酒庆祝。

7月：CMS安装了电磁热量计筒36个超级模块中的最后一个。
实验仪器的子探测器包括60000余个透明如玻璃却重于铁的钨酸铅晶体。

7月：接入LHC的生物统计控制系统建成。虹膜识别装置将确保加速器及特定走廊的安全性。

10月：ATLAS庆祝了最后一个“巨轮”的安装，这是它的端盖。
ATLAS μ子谱仪的端盖由8个“巨轮”组成，每个直径25米，重量在40至50吨之间。

10月：在CMS洞窟中举行了美国费米实验室LHC与CMS遥控中心的在线落成仪式。

10月：LHCb最易毁损的探测器——VELO追踪器成功地安置在了实验设施的中心。

11月：LHC各段之间的连接工程完工。

11月：来自SPS的铅离子束首次在靠近LHC的传输线路中得到。

12月：世界上最大的硅追踪器——CMS追踪器安装到了实验设备的中心部位。

12月：安装电磁热量计的支持结构与小型空间框架。ALICE的重型基础结构就位。


2008年：
1月：CMS的最后15片放入洞窟，为在100米深的地下洞窟中为期15个月的安装工程画上了句号。

2月：ATLAS探测器安装的最后一个实验装置放入洞窟中。这一直径9.3米、重100吨的小轮让实验设备的μ子探测器完工。

3月：来自俄罗斯与中国的最后一批晶体运抵，它们将被用于CMS的电磁热量计。此时距离1998年第一批晶体运至CERN已有10年。这些晶体的用途是完成CMS电磁热量计的端盖。

4月：4月5至6日的开放日吸引了76000名游客参观CERN。这是在加速器启动前，让公众参观隧道、发现LHC以及4项大型实验的一次机会，也是唯一的机会。

6月：CMS与ATLAS在中心区域安装了波束管，完成了LHC环路。

7月：进行对撞的波束管投入使用。在54公里长的波束管中，是类似月球仅存大气一般的真空。
8月：长度27公里的LHC达到了实验所需的零下271摄氏度。这只比可能的最低温度——绝对零度高上两度。运转需要10000余吨液氮进行第一步冷却，然后还需要150吨液氦完全填充磁体。

8月：粒子首次在LHC中环行。两束由CERN加速器链加速的粒子在LHC中沿相反方向运行。其中的一束粒子如下图所示。

即将踏上征途。
LHC预计于2008年启用，它正在做最后的准备，着手开启高能前沿的发现新纪元。
LHC实验将致力于如下问题：物质是如何获得质量的？宇宙不可见的96%是由何物组成？为什么自然界中物质远超过反物质？自宇宙诞生之初以来，物质是如何演化的？……

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		<title>与星同在</title>
		<description><![CDATA[Dr. Tony Phillips
译自Science@NASA，2008年8月19日
2008年8月19日：当你早上醒来后，发现整个行星都被一颗恒星的大气吞没，你会觉得怎么样？
起床，向窗外看去。极光沿地平线舞动。暗色的太阳黑子在头顶劈啪作响，而每次轻响的威力都胜过一颗核弹爆发。电视上，气象预报员在警告着宇航员，“太阳耀斑即将爆发”，虽然他并不知道具体时间。过了一会儿，卫星信号开始闪烁不定。
这是在哪里？
欢迎来到地球。
NASA与星同在（Living with a Star，LWS）计划的负责人Lika Guhathakurta说：“这是事实。我们在太阳的大气之内生活。”
右图：阿波罗17号的宇航员拍摄的地球。更多请点击（图片提供：NASA）
第一眼看上去，太阳是正午天空中相当沉默的明晰圆球。但我们所见的边缘只是个开始。太阳有着炽热而狂乱的大气，名叫“日冕”，从太阳表面开始延伸，越过地球，直到冥王星甚至以外的地方。几乎无法看到日冕，只有在日全食的时候才可以，但它确实存在。
与任何完全的大气一样，日冕有天气变化，而且很频繁。那里有着十亿吨级的日冕物质抛射、高能辐射风暴，以及无休止地吹动的太阳风，速度可以达到每小时上百万英里。太阳系的每颗彗星、小行星和行星都暴露在这些东西之下。

ESA/NASA合作的太阳和日球层观测平台（SOHO）记录下的一次日冕物质抛射，也就是“CME”。更多请点击（图片提供：NASA）
我们的行星比大多数所受到的防护都要好。我们有厚厚的大气层以及全球性的磁场，可以阻止住空间天气。实际上，如果我们呆在地球上，太阳的天气系统几乎不会影响到我们，导致的影响也不会比偶然的电力损耗或是无线电中断更严重。
而这里就有个问题了：
Guhathakurta说：“我们现在不是一直呆在地球上。文明要向太空扩展。”
超过500颗现役卫星正环绕地球运行。我们依赖它们完成电视广播、电话、互联网、GPS导航以及天气预报工作。所有这些面对空间天气都是很脆弱的。国际空间站位于地球磁场之内，因此可以受到一定程度上的保护。但前往月球以及火星的未来宇航员是在磁泡之外的。他们的飞船要与太阳大气直接接触。
NASA的与星同在计划始于2001年，目的是解决这一现实问题。Guhathakurta说：“如果我们要在太阳的大气之内生活，我们需要对其了解更多——尤其是风暴的预报方法。”
基本策略与地球上的天气研究类似：“我们将发射一系列的‘气象站’，也就是观测太阳大气不同方面的航天器。”LWS由5项当下研发进度不同的计划组成。它们将一起包围太阳，以前所未有的方式探索太阳。
#1、太阳动力学观测站（The Solar Dynamics Observatory，SDO） Guhathakurta说：“要做好准备，接收一些让人掉下巴的图片。”观测站上搭载的照相机将为太阳黑子与耀斑拍摄HDTV级的照片，以空前的精度揭示太阳风暴的爆发。
右图：SDO在NASA的空间环境模拟器上接受测试。大图请点击（图片提供：NASA）
不过只有图片并不能讲述完整的故事。NASA的太阳物理学家Alex Pevtsov解释道：“太阳活动有点类似于木偶剧。如果你想了解木偶的活动，你需要观察悬线。在太阳上，‘不可见的悬线’是磁场，它们穿过太阳的大气，引导着热量的流动，谱写出巨大的爆发。SDO可以绘制出详尽的太阳磁图，让所有人可以一睹悬线所在。”
但是谁（或者是什么东西）在拉动悬线呢？Pevtsov说：“那可能是太阳的磁场发电机。它隐藏在太阳的表面以下。”幸运的是，SDO也可以看到那里。这一技术叫做日震学成象。通过监视太阳表面的震动，SDO可以探测星体内部，这类似于地质学家利用地震产生的地震波来探索地球内部情况。这样，任务科学家希望能描绘出太阳内部磁场发电机的涨落，这是所有太阳活动的根源。
进展报告：SDO已经建成，基本已就绪。“现在，SDO正在热真空室中进行测试，为前往太空的艰难征程作准备。”
#2、太阳探测器+（Solar Probe Plus） “这也许是所有计划中最激动人心的一个了。”这是一架耐热探测器，设计目标是进入太阳大气深处，并在这里为太阳风和磁场实时采样。“没有哪架探测器曾经象太阳探测器+这样飞到过这样靠近太阳的地方，这里距离太阳表面只有700万公里。这是未被探测过的领域，我们希望前往这里能让我们了解大量关于太阳大气的东西。”

太阳的模拟图象，描绘了太阳探测器+多次近距离飞越太阳的轨迹。全文请点击 大图请点击（图片提供：NASA）
进展报告：仍处于设计初期，NASA总部将该阶段称为“阶段A”。预计它最早于2015年发射。
#3、太阳哨兵（Solar Sentinels） Guhathakurta说：“我们将包围太阳。”装备精良的三架NASA探测器以及第4架来自欧洲空间局（太阳轨道器）的探测器将首次提供太阳活动的正宗全球图象。“想象以下，只观测地球的一面，就去搞清楚地球的天气变化。这是不可能的！但这正是我们研究太阳的现状。”从地球可见的一面限制了对太阳天气以及气候的研究——而这是太阳哨兵将克服的问题。
进展报告：“我们刚刚完成了科学技术定义小组报告，这给出的是太阳哨兵的整体方针。”发射预计不会早于2015年。
下图：艺术家笔下的辐射带风暴探测器。（图片提供：NASA）
#4、辐射带风暴探测器（The Radiation Belt Storm Probes） Guhathakurta宣称，“如果不了解对地球的作用，用不着去研究太阳。”这一计划研究的的至关重要的日地关系。太阳大气的一缕可以被地球磁场束缚到辐射带之内，高能粒子在这里等待着试图脱离地球甚至只是环绕地球运行的宇航员或卫星。辐射带风暴探测器（包括两架）将探测这些区域，发现它们受空间天气影响的分布以及能量获取过程。
进展报告：两架探测器正在约翰霍普金斯应用物理实验室建造，预计发射时间不会早于2011年。
#5、电离层—热层风暴探测器（The Ionosphere - Thermosphere Storm Probes） 另外两架探测器将环绕地球运转，研究地球的高层大气，这样空气与太阳的紫外线辐射进行着“第一次接触”。这是带电粒子强烈影响无线电波的地方，影响着几乎所有形式的长途通信以及GPS导航。这也是大气对太阳紫外线加热的变化作出反应吸入呼出的地方。向外的呼出可以将卫星包住并拖拽下来，而向内的吸入会减少拖曳作用。电离层—热层风暴探测器可以监测该层大气对所有类型的太阳风暴的反应。
进展报告：Guhathakurta说：“这是一个重要的计划，但尚未取得资金支持。现在我们手头在忙于其他工作。”
实际上，当你与一颗恒星同在之时，可以做的事情有许多。
　
译文登载在http://www.astron.sh.cn/yiwen/2008/yw080906-star.htm
]]></description>
		<link>http://bzhang.lamost.org/website/archives/living_with_a_star_nasa/</link>
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		<title>失落的历法之补遗篇</title>
		<description><![CDATA[历法系列计划内的最后一篇文章终于写成了，没想到一个重玩Emacs一个小功能的杂念居然到最后又变成了持续一年多的大工程。本文介绍的所有内容已经与本人的最初目的没有任何关系，但在持续1年的写作过程中，对众多早已消逝的历法或多或少有了了解，不将其整理成文，似乎自己觉得有些“亏”，于是在最后统一补遗。
　
美索不达米亚历法
美索不达米亚是苏美尔、巴比伦、亚述等众多古文明的发源地，该地的历法在很久以前就已成形。由于当地的气候特征，在这一地区，一年普遍被划分为2个季度——相当于今天的春夏季节的夏季，以及相当于今天秋冬季节的冬季。在较北的亚述与安纳托利亚，则分别将一年分为3个与4个季度。
右图：公元前1100-800年的巴比伦历月份名称（图片提供：Schoyen Collection）
最终成形的巴比伦历法为阴阳历，月首为新月可见之日，一年12个月，长短交替。受其影响的历法包括希伯莱历与现代亚述历。
早在5000年前，苏美尔人就确定了一天12时辰，一月30天，一年12个月的历法。设置历法的目的是农业或是政治的需要，如农业上将年首定为收获前后，而财政年度的开始则是收割前的2个月。
公元前21世纪，太阴历开始在苏美尔历法中发挥作用，对经济生活有着重要的指导意义。公元前1800年左右，月长29日与30日交替的用法已经出现。公元前18世纪，巴比伦王国也采用了这样的安排。随后，用在位君主的年号纪年也出现了。
太阴历年长毕竟比回归年长度短上12天多。为解决这一问题，闰月iti dirig也于公元前21世纪出现了，但此时置闰并无定法，纯粹根据需要，且各个城市的做法都有所不同。稍晚，置闰则由统治者以皇家命令的形式公布。直到公元前4世纪，随着天文学的进步，波斯王统治下的两河流域才有了固定的置闰法则：每19年一循环，在第3、6、8、11、14、17与19年置闰月，希伯莱历与之非常相似。此时历法各月的名称分别为Nisanu、Ayaru、Simanu、Du&#8217;uzu、Abu、Ululu、Tashritu、Arakhsamna、Kislimu、Tebetu、Shabatu与Adaru。希伯莱历后来亦采用了这些名称。至于闰月，只有第17年为Ululu II，其余皆称Adaru II。
由于置闰月的缘故，新年时间并不固定，而是在春分日附近摆动，幅度27天。
　
古希腊历法
古希腊各城邦实际上没有统一的历法。在荷马的时代，希腊人就已经将一年划分为12个太阴月了，但是并没有置闰月或是闰日的记载。一月开始于新月即Noumenia，且根据月相变化被分为若干时期。但各地的新年以及月份名称各不相同，如雅典城邦的新年始于夏至之后的第一个新月之日，皮奥夏城邦的新年差不多是冬至日，而克里特岛的新年则相当于秋分。
以雅典城邦历法为例，这是一种阴阳历，有闰月设置。雅典人已经知道了19年的默冬章，它可以指导置闰的方式，不过实际情况似乎要混乱些。月份名称依次为Hekatombaion、Metageitnion、Boedromion、Pyanepsion、Maimakterion、Poseideon、Gamelion、Anthesterion、Elaphebolion、Mounichion、Thargelion以及Skirophorion。每月第一天名为Noumenia即新月，最后一天名为Hena kai Nea，意为旧与新。而每月第2、3、4、6、7、8日均与神明有关，第2日对应恶魔，第3日是雅典娜生日，第4日属于大力英雄、众神信使与爱神，第6日是月神生日，第7日是太阳神生日，第8日归为海神与雅典王子提修斯。
其他城邦的历法与此差异很大，暂时不一一介绍了。如果一一细说，古希腊历法怕是可以写上一篇长文出来的。至于与古希腊历法有着深厚渊源的古罗马历法，由于期间变更实在复杂，也暂时不予介绍了。只有一点特殊之处值得一提：公元前700年左右刚刚引入的时候，古罗马历只有10个月304天，对应冬季的61天是在蓬皮利乌斯当政时才被视为2个月份的。此时的置闰也颇有特点，是两年置一长度22或23日的闰月Mercedinus。
　
凯尔特树历
现在到底还有多少人在使用凯尔特树历，本人真的不是很清楚，所以将其作为失落的历法介绍也不知道妥当与否。关于其起源本人也没有仔细考证过，只知道有人说是起源于德鲁伊教的僧侣，有人说是起源早于该教团，更有人认为这是后世学者Robert Graves的创造。由于本人对凯尔特人的历史所知甚少，这里只是介绍一些技术性的内容。
凯尔特树历的月份安排比较独特：年长为365天（或366天），但分为13个太阴月，每月28天，最后余一日（平年）或二日（闰年）；以及4个太阳月（4季度）加冬至日。太阴月以新月开始新月结束，以树木（“月树”）命名，分别为：Beth（白桦，对应公历12月24日至1月20日）、Luis（花楸，对应1月21日至2月17日）、Nuin（白腊树，对应2月18日至3月17日）、Fearn（桤木，对应3月18日至4月14日）、Saille（柳树，对应4月15日至5月12日）、Huath（山楂树，5月13日至6月9日）、Duir（橡树，6月10日至7月7日）、Tinne（冬青，7月8日至8月4日）、Coll（榛树，8月5日至9月1日）、Muin（葡萄树，9月2日至9月29日）、Gort（常春藤，9月30日至10月27日）、Ngetal（芦苇，10月28日至11月24日）以及Ruis（接骨木，11月25日至12月22日），12月23日就是年末不属于任何月份的那天。太阳月亦以树木（“日树”）命名，分别为Ailim（银杉）、Ohn（金雀花）、Ur（石南）与Eadha（白杨），冬至日则叫做Ioho（紫杉）。此外，太阴月与太阳月还各自有代表色。
比较特别的是，凯尔特树历的月名之首还是整个凯尔特语的字母表，月树代表13个辅音，日树代表5个元音。字母表如下图所示：

　
维京历法
由于依赖航海贸易为生，起源于斯堪的纳维亚半岛的维京人对天文有着迫切的需要。而公元900至1000年间维京人移民冰岛与格陵兰，越洋航行更是成了家常便饭，天文导航的价值更是被凸显，由此也造就了当地较高的天文水平。
公元930年，冰岛成立了类似现代议会的组织，用于维护法律与社会公义。议会每年夏季举办一次，时间2至5周。由于冰岛自然条件不佳，夏季时间较短，为了有效召集民众保证会议进行，人们需要可靠的历法，告诉与会者何时出发，何时抵达。当然，农业的需要也是维京历法出现的动机。
维京历法年长比较特殊（在本人了解的历法中可以算是绝无仅有），是52周364天，每7年的夏天增加1周。据12世纪的史料记载，这一做法是Thorsteinn the Black通过观察日出日落确定年长而于公元955年前后引入的。由于北欧的气候条件，历法只有冬夏两个季度，每季度半年，夏季被认为是新年之首，纪年则常用冬季的数目表示。
维京历法中，月份并不重要，取而代之的是周，虽然也有太阴月的概念。由于北极圈内有极昼极夜的现象，日长也并不精确。对于农事活动，主要还是依靠周数来安排。
公元1000年左右，冰岛发生了基督教化，公历引入，但传统维京历法一直被沿用到近代。这期间，维京历法本身做了一个很奇怪的变动：考虑闰年，如果7年间有两次闰年，那么第6年就要加长。不过这一点上似乎还有争议，本人所读的原文说得也比较含混，这里也就先不讲了。
　
苏维埃革命历法
将苏维埃革命历法称为“失落”似乎有点不象话，毕竟这是近代的产物，没有什么疑点，不过既然现在已经是弃之不用，这么说也不算太离谱。它是前苏联在1929年至1940年间采用的试验性历法，其提出的目的与法国革命历相似，与其说是出于天文方面的考虑，不如说是政治。
左图：1937年12月12日的苏维埃革命历（图片提供：Answers.com）
首要的表现就是废除了7天一星期的制度，转而采用5天一星期。工人被分为黄、粉、红、紫、绿5组，在一星期内依次轮休。从某种意义上说，由于苏维埃革命历取消了集体公休的日期，理论上对于提高生产效率是有好处的。但由于各人休息日不同，对于家庭以及公众活动的安排反而不便。何况7天的星期制度早已成型，短时间内难以废除，实际情况中，更有两种休息日并行的现象。
苏维埃革命历月长统一为30天，每月6星期，剩余5天是节日，不属于任何月份和星期，分别为1月30日之后的列宁日、4月30日后的劳动节（两天），以及11月7日后的工业节（两天）。闰年则在2月30日后设置闰日。不过从1931年12月1日起，公历的月长再次恢复，且每星期改为6天，每月第6、12、18、24与30日定为公共休息日，31日则视情况而定，有的是休息日，有的是工作日，3月1日则扮演了30日的角色。
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		<link>http://bzhang.lamost.org/website/archives/lost_calendars_others/</link>
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		<title>所谓火球</title>
		<description><![CDATA[上学期自称在重新“啃火球”，也就是再次从头开始推导伽玛暴的火球模型，日子过得混混沌沌。如今早就进入了后标准效应，那就把前一阶段总结总结吧，也避免白白混沌一回。
有朋友不解火球之意，干脆直接朝着歪处考虑，连忙告之，此火球非彼火球是也，切莫联想，切莫联想。之后自然被问究竟什么是火球，居然在郁闷之余一时语塞。也是，文献读了一堆堆，却没有见过谁专门给火球下定义的，那就只好讲讲个人理解。至少在GRB的情形下，“火球”一词，指的是体积小、能量大、光深大的源区。这一结论一是来自观测测得的各向同性辐射能，典型值是1052尔格；二是光变时标（约0.2毫秒），这对应恒星级的尺度。如此多的能量在短时间内集中在小区域内，产物就是大光深的高能火球了。
再给个火球的基本图景，如下图所示：

简而言之，爆发的中心引擎抛出火球，由于火球内部速度差异导致碰撞产生的内激波造就了瞬时辐射，与星际介质作用产生的正反外激波则是对余辉的解释。
接下来的问题是火球的成分。如果只是纯光子或是光子加正负电子对火球，产生的辐射应该是黑体谱而非观测所见的非热谱，因此，就需要考虑重子成分，对光深进行修正。
简单说说火球的演化（其实也就是个思路而已）。假设这一过程遵循绝热膨胀，满足相对论性流体粒子数、能量与动量的守恒关系，在极端相对论情况下可以得出三个重要的守恒量：、与，其中e是能量密度，n是粒子数密度，γ是火球的洛伦兹因子。如果取极限，也就是辐射为主的与物质为主的，可以给出火球大致的演化图景。其中辐射为主时期是火球的加速阶段，而在物质为主时，洛伦兹因子保持不变，称为滑行期。
在加速后期重子光深主导着整个火球的光深。当光深为一时，火球能量转化为重子动能，然后才有激波的参与。
内激波产生在滑行阶段，基本思想非常简单，就是一个追赶问题，可以解释瞬时辐射在观测上的快速上升与慢速下降，不过具体理论的细节本人看得那是非常之迷糊，就先不细讲了，以免献丑。下面这张图是Kobayashi等人数值模拟的结果：

Kobayashi et al. 1997
啃火球的重点还是外激波，特别是正向激波。大致的物理图景如下所示,1、2、3、4各个区域分别代表未被正向激波扰动的星际介质、已经被正向激波扰动的星际介质、已被反向激波扰动的火球壳层，以及未被反向激波扰动的壳层。CD面也就是接触不连续面。

动力学演化要借助相对论性激波的跳跃条件给出。演化的末期，已被扰动的星际介质主导整个过程，可以应用著名的Blandford &#038; McKee 1976自相似解（不过不要问我这个东西是如何推导出来的，过程比较复杂，本人没有重复出全部计算过程……）。
辐射主要考虑同步加速辐射，假设电子以幂律分布（这也是激波加速的通常结果）。关键是能量连续性方程的应用，还有各特征量的定义。其实个人认为这是整个推导过程相对简单的部分。辐射谱见下，其中上图为快冷却情形，下图为慢冷却情形：

Sari et al, 1998
光变曲线的给出，说穿了就是将相似解表达式代入同步辐射特征值的公式，求得各个量随时间的演化。烦琐确实是有些烦琐，困难倒还说不上。

Sari et al, 1998
以上只是个大致的思路，写成本文也有在关键时刻提示自己的目的。由于大面积输入公式并不是什么方便的事情，还是把主要推导过程的PDF文件附上，点击下载。至于更详细的过程，对不起，暂时只有手抄本，有兴趣参阅者，认识站长的请直接联系当面取阅，其他人就照顾不到了……
火球模型的标准理论大致就是这些东西，主要的观测现象大抵可以用其解释，比如辐射谱形状，比如Amati关系，比如余辉的标准阶段。这些理论的确立基本是在康普顿时代至BeppoSAX时代初期的事情。
那么后标准效应是什么呢？其实上面给出的PDF文件里面提到了一部分。火球模型毕竟是理想化情形，比如各向同性，比如相对论性的前提，比如只考虑同步辐射，比如将爆发的周边环境设为较简单的星际介质情形。那么如果突破这些限制，考虑各向异性的喷流，考虑非相对论性的考虑考虑逆康普顿散射，考虑密度呈幂指数衰减的星风，还有火球磁化的问题和中子成分的引进，都是已经有人做过的工作。
要问本人最近在做些什么？其实是在推导某辐射机制，先是重复了一下已有的工作，然后要额外做一些东西。若将待求的式子全部展开，A4纸横用单行也写不下。因为假期在家，手边没有数学手册用，其中的某个积分拖到了现在没有解决。开学返校，希望能把这个问题尽快搞定。这解析解真是烦人啊！
在此顺便感谢邹师兄捎来的Menorah，折腾这一番，弄得我都不好意思了……
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		<link>http://bzhang.lamost.org/website/archives/fireball_model/</link>
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		<title>土星新探</title>
		<description><![CDATA[自从旅行者2号探测器在20世纪80年代初造访土星以来，很多年来一直没有进行过针对土星的近距离空间探测。直到2004年6月30日，卡西尼号探测器进入了环绕土星的轨道，成为第一架土星轨道探测器，揭开了土星深空探测的新篇章。

卡西尼号探测器初入轨时拍摄的土星全貌
在预定的4年探测任务里，卡西尼号环绕土星运行了27周，完成了13次预定的卫星飞越，期间轨道从赤道轨道逐渐变为倾角70度的近极轨，从不同角度细查这个庞杂的系统。有人说，在预定的4年探测任务里，卡西尼号的最大功绩就是证实了先前最为狂野的猜想，揭示出一个熟悉而又陌生的异星世界。如今，卡西尼号的计划任务已至尾声，即将开始全新的扩展任务，那么就在此时对之前的4年做个回顾吧。
　
光环世界
在太阳系的4颗类木行星中，土星素来以光环闻名，其宽而薄的环系由冰与岩石的颗粒组成，有着复杂而精细的结构。卡西尼号探测器自然少不了将大把的飞行时间花在光环探测上，为了解环系（乃至天体物理中的盘状结构）的组成与动力学演化提供了大量的信息。

土星光环结构一览
譬如对于靠近主光环外缘的A环，卡西尼号在入轨之初就在其中看到了密度波的现象。其成因与A环的位置有关：A环受诸多卫星轨道共振的影响。当卫星经过光环附近时，环内粒子的轨道取向发生改变，激发出了密度波。这一过程与星系旋臂的成因非常类似，表现在观测上也很类似：明暗区域呈螺旋状相互交替，物质在密度波波峰处最为密集。对于土星A环来说，波峰出现在恩克缝附近。在下面这张2004年拍摄的紫外照片中，左侧的主波峰是土卫十的杰作，右侧的次峰则是土卫十七的功劳。类似的现象在B环中也有发现。研究密度波分布除了动力学意义，还可以有效限制光环厚度：A环内缘最多只有10至15米厚。

B环的出名之处要数可以追溯到旅行者时代的径向辐射状条纹，不与任何已知卫星的轨道共振吻合。它们在背向散射光的照射下比光环背景更暗，而在正向散射光下则显得更亮。至今没有对条纹的较好解释，一般是根据自转速率，将其归结为受土星磁层作用的尘埃微粒。卡西尼号在入轨一年多之后才首次探测到了这些条纹，但与20几年前旅行者号的观测相比，数量少且对比度更小。研究认为，辐射状条纹的明暗与土星季节有关，在土星的春秋两季达到高潮，因此卡西尼小组希望，能在2009年土星到达分点时仔细对其进行研究。

卡西尼号所见的B环辐射状条纹
谈到土星环系的动力学，还不能不提对几个环缝的观测，如A环内的恩克缝与基勒（Keeler）缝。扫清恩克缝中物质的是土卫十八，同时它也让恩克缝的边缘产生了波浪般的形态（下图）。但卡西尼号还在恩克缝中发现了暗淡的细环——扫清工作完成得并不彻底。基勒缝中则有土卫三十五被发现，这颗小卫星正是基勒缝形成的罪魁。

关于土星光环的成分，卡西尼号也作出了重要发现：越靠近土星，尘埃含量越高，外围则是以水冰为主。这是追溯光环起源的一条线索。不过卡西尼缝与恩克缝的尘埃却是出奇的多，具体原因至今未知。同时，利用射电观测，还可以给出粒子排布的形态。卡西尼号在A环与B环中发现了有许的结构。

土星光环的伪彩色紫外图象，红色代表尘埃富集，绿色代表水冰集中区
为获得关于土星环系的完整图象，卡西尼号还研究了几道看起来暗淡的光环。如在两颗牧羊犬卫星作用下F环持久的活动，源自土卫二间歇泉喷射物的冰质E环，出奇活跃的D环，以及可以归因于土卫一轨道共振的G环亮弧，等等。
　
土星风暴面面观
与红白条纹相间的木星相比，土星看起来似乎平淡无奇，大气中只有一系列彼此平行的低对比度条带。但这并不意味着土星大气是安详平静的，那些条带正是高速流动的急流，速度可以达到每秒470米，几乎是地球急流的10倍之多，在太阳系中稳坐头把交椅。同时，土星风暴几乎是肆虐不断，一场往往要持续数月甚至更长时间。气旋、强对流，甚至是雷暴与降雨，都可以是土星风暴的表现形式。
其实只要把对比度提高，就可以一窥土星真面目。同样有急速的湍流，同样有气旋，与木星并无二致：

至于超强的风暴，一眼就可以见其真身。下图中心较亮的区域就是卡西尼号土星探测器入轨以来持续时间最长的一场雷暴，搅动着路过的区域，夹杂着雷电，形成了壮观一景。照片拍摄于2008年4月23日，此时距离这场雷暴的最初探测已有5个月。雷暴的发生地位于土星的南半球，自卡西尼号2004年抵达土星以来，这里一直有大型风暴发生，故被称为风暴走廊。

对土星风暴的研究正是卡西尼号的探测目标之一。了解风暴的行为，就可以获取关于大气整体性质的线索。为了达到预期目标，探测器携带了全面的仪器，可以在可见光波段观察风暴的形态和结构，在红外波段了解其温度以及组成成分，同时还可以在射电波段上聆听雷暴产生的信号。结合这些数据，就可以反演出风暴的结构了。
譬如下面这个例子，也就是2006年10月某次极地风暴。以下6张照片的对应波段，上排左起分别为460、752与728纳米，下排左起分别为890、2800与5000纳米。图中的暴风眼正是土星南极，这也是首次在地球以外的星球上看到中心宁静的风眼结构。对比各图可以看出，在不同波段上，风眼明暗不同：在460纳米上，由于大气的散射作用较强而使对比度降低；在728纳米与890纳米的甲烷吸收波长上，基本只能看到高空云团，由于对应照片中，风眼显得尤其暗，由此可以推测，这里缺少高云；至于5000纳米的红外波段中明亮的风眼，则可以归结为行星本身存在热辐射。

土星风暴的规模能达到多大呢？上面提到的这场南极风暴，风眼直径足足有1500千米，而这样的尺度并不算例外。风暴传播速度不是很确定，不过根据估计，应该比沿土星纬度方向分布的急流慢一些。至于驱动风暴的能源，除了太阳辐射之外，相当一部分还是来自行星本体产生的热量。
不妨再来看看其他几场风暴：
龙形风暴，2004年9月土星南半球的一场著名雷暴，同样发生在风暴走廊。通过追踪龙形风暴的演化过程，研究者认为，它可能是个位于大气深处的长期风暴，由其分裂出的小型风暴可以从行星内带出能量，供应在外层大气上所见的大尺度结构。除了下图中所见的复杂结构外，该风暴还是个强射电源。

风暴走廊的涡流群：

北半球高纬地带的风暴：

　
近观土星极光
行星极光是带电粒子沿磁力线运动，与大气中的原子或分子撞击并将其激发而产生的。由于存在浓密的大气层，土星自然会存在极光现象。这最早是在1979年由先驱者11号探测器发现的。1994年，哈勃太空望远镜第一次拍下了土星极光的照片。在哈勃的眼中，土星的紫外极光呈圆形，分布在极地云层上空上千公里的地方，随着时间有显著的变化。由于土星地理极点几乎与磁极重合，极光呈现出很好的对称特性。
但关于土星极光的起源，却一直是众说纷纭：有说是类似地球极光，由太阳风支配；也有说主导原因是内因，也就是行星本身磁场由于快自转而产生的强电场，粒子来源则主要是卫星，这与木星极光的成因类似。当然，也有中间观点的存在，认为土星极光是地球极光与木星极光的混合。受分辨率所限，仅凭哈勃这样的近地设备，无法彻底解决问题，卡西尼号探测器也就顺理成章地担负起了探讨土星极光的任务。
卡西尼号的探测结果结合哈勃望远镜的观测表明，太阳风在土星极光的产生过程中所发挥的作用比原先的预计更大。与地球类似，土星极光在很大程度上是与行星本身自转无关的，同时，射电信号也与明亮的极光弧成协。不过不同之处也存在：极光的增亮过程持续时间更长，可以达到几天之久。同时，某些时候土星极光的行为更类似木星，会随同土星一起转动，这有可能是受太阳本身而非太阳风磁场的驱动。土星极光的另一独特之处是，在星球昼夜分界线一带的极光尤其明亮，这里对应着磁暴强度增加的地方。
下面这张照片就是卡西尼号的紫外成像光谱仪（Ultraviolet Imaging Spectrograph）眼中完整的土星南极光，随太阳风有着显著的变化。在这里，带电粒子主要激发的是氢分子与原子。

值得一提的是最近又有土星的次级极光发现，亮度相当于主极光的25%。据信其起源是类似于木星的，只是由于土星没有象木卫一这样的火山卫星，因此不能提供足够的粒子源，导致次级极光亮度不足。这一结果是利用NASA的红外望远镜完成的，发表在今年4月29日出版的《自然》杂志上。不知道卡西尼号在未来几年内会对土星次级极光的研究作些什么样的贡献？
　
土卫概览
土星的卫星众多，其中最为引人注目的当属土卫六泰坦。一直以来，人们都认为土卫六的环境类似于几十亿年前的早期地球。但由于其浓密的大气阻隔了视线，直到卡西尼号抵达土星之前，对土卫六的了解是少而又少。

卡西尼号探测器装备了可以穿透大气的综合孔径雷达，更有登陆土卫六的惠更斯号子探测器一同上路。光学和红外设备也没有闲住，它们为测绘土卫六的天气变化立下了汗马功劳。于是，分层的雾霭、有机大分子、有机物富集的表面、甲烷循环、变换的云层、火山地貌、冰质平原、沙丘，还有复杂的溪流与三角洲就一一呈现。上面这张照片显示的就是土卫六上纵横交错的河流，所在地点正是惠更斯号的着陆地。
下图则是给出了土卫六的极地湖泊的位置（图中深色区域），最大的一个面积相当于地球上的里海。人们认为，湖中的填充物是碳氢化合物。由于土卫六表面的低温（约零下180摄氏度），甲烷等烃类可以保持液态，其行为就类似于地球上的水，可以蒸发、凝结并产生降雨，形成湖泊、海洋和溪流。

至于土卫六的天气，卡西尼号多次拍下了其上变幻的云团，当然还有层层叠叠的雾霭，层数之多远超过先前的预计。由此，人们对土卫六的环流状况有了大概的认识。

卡西尼号拍摄的土星大气紫外图象，可见多层雾霭
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