马氏定律的内容是什么

马氏定律的内容是什么
马氏定律的内容是什么

马氏定律的内容是什么
化学

什么方面的？

马氏定律就是谱线红移现象定律，是现代科学系统理论知识。关于宇宙及一些光谱现象
1．河外星系的观测与红移的发现
在浩瀚的太空中，除了有无数发光的星星外，还有弥散状的星云。关于星云的本质长时期存在争论，一种观点认为星云是银河系内的星际物质，另一种观点则认为，星云实际上是像银河系一样巨大的恒星集团，只是因为太远而看起来像“云”，由于观测手段的限制，这两种观点孰是孰非无法得到最...

全部展开

马氏定律就是谱线红移现象定律，是现代科学系统理论知识。关于宇宙及一些光谱现象
1．河外星系的观测与红移的发现
在浩瀚的太空中，除了有无数发光的星星外，还有弥散状的星云。关于星云的本质长时期存在争论，一种观点认为星云是银河系内的星际物质，另一种观点则认为，星云实际上是像银河系一样巨大的恒星集团，只是因为太远而看起来像“云”，由于观测手段的限制，这两种观点孰是孰非无法得到最后的判明。
到了20世纪，观测手段有了较大的发展，美国在威尔逊山上建造了当时世界上最大的2．5米口径的反射望远镜，确定空间距离的天体物理方法也发展了起来。人们可以对星云的本质有所说明了。
宇宙空间的尺度是太大了，不同的尺度范围要采用不同的方法，因为在某个范围有效的方法进一步扩展就失效了。对于较邻近的天体，可以用三角法测距。三角法也就是传统的视差法，距离太阳最近的比邻星（即半人马座α星，我国古代称之为南门二）就是通过视差法测出的，距离为4．3光年。使用三角法已经测定了500光年的空间距离，但更大的距离三角法就无能为力了。
更大的距离往往采用光度方法确定，我们知道，恒星的视亮度、距离与本身的光度三者之间存在某种确定的关系，视亮度是可以在地球上测定的，因此只要知道了某恒星的光度就可以知道它的距离。天体物理学已经得知，从光谱分布可以相对地确定恒星的光度。因此，光度方法可以用来大致地确定更远的空间距离。使用主序星作为标准，天文学家测出了10万光年的空间距离，大致搞清楚了银河系的空间结构。
超出10万光年之外，主序星的光度就显得太小而不为我们所见，天文学家又找到了造父变星作为标准，利用这个新的光度标准，可以确定星云的本质了。
1924年，美国天文学家哈勃（1889—1953）利用威尔逊山的大望远镜观察仙女座大星云，第一次发现它实际上由许多恒星组成，而且其中有造父变星，这样就可以运用光度方法来确定它的距离了。计算的结果是，仙女座星云位于70万光年之外，远远超出了银河系的范围，这就最终证明了某些星云确实是遥远的星系。哈勃一鼓作气，此后十年致力于观测河外星云，并找到了测定更远距离的新的光度标准，将人类的视野扩展到了5亿光年的范围。
与此同时，美国另一位天文学家斯莱弗（1875—1969）正致力于恒星光谱的研究。从1912年开始，他将视线对准了河外星云，发现它们的光谱线普遍存在着向红端移动的现象。随着观测的进展，积累的数据越来越多，除个别例外，几乎所有的河外星系（此时哈勃已经表明这些星云确实是河外星系）的光谱都有红移现象。如果按照多普勒效应解释，这就意味着这些星系都在远离地球而去，而且退移的速度相当大，比如室女座星云的速度达到了每秒1000公里，这样大的速度是令人称奇的。
1929年，哈勃考察了斯莱弗的工作，并结合自己对河外星系距离的测定，提出了著名的哈勃定律：星系的红移量与它们离地球的距离成正比。这一定律被随后的进一步观测所证实。哈勃定律指出了河外星系的系统性红移，反映了整个宇宙的整体特征，特别是当红移作多普勒效应解释时，哈勃定律就展示了一幅宇宙整体退移也就是整体膨胀的图景：从宇宙中任何一点看，观察者四周的天体均在四处逃散，这就像是一个正在胀大的气球，气球上的每两点之间的距离均在变大。
2．现代宇宙学的兴起
红移带来了宇宙学研究的勃兴，但现代宇宙学的源头还得从牛顿宇宙学讲起。在牛顿世界里，空间和时间都是无限的。但空间的无限性却带来了许多佯谬，首先一个佯谬是所谓夜黑佯谬，它是由德国天文学家奥尔伯斯（1758—1840）于1820年提出的，有时也称奥尔伯斯佯谬。它指出，如果太空中均匀地分布着无穷多个恒星，那么宇宙中任一点将会感受到无穷大的亮度，考虑到恒星之间的相互遮光之后，这一亮度可以变成一个有限值，但相当恒定，这就是说，夜空也将有一个均匀的亮度，而不是黑的。这一推论显然与事实不符，因此构成了佯谬。奥尔伯斯本人提出了解释佯谬的一种方法，即星际尘埃遮住了大部分星光。但这一解释是不够的，无限宇宙在物理上面临困难。
1917年，也就是广义相对论提出的次年，爱因斯坦发表了《根据广义相对论对宇宙学所作的考查》一文，将广义相对论用于宇宙学问题，并建立了一个有限无边的静态宇宙模型。这个模型有两大特征，第一，它是有限无边的，第二，它是静态的。前一特征来源于广义相对论。在相对论看来，有物质存在就会出现时空弯曲，整个宇宙的平均物质密度不为零，那么，它整体上必然是一个封闭的体系，它是有限的，但没有边界、没有尽头，就像二维球面是一个有限但无边的二维空间一样。后一特征来自爱因斯坦的一时猜想，他当时相信，宇宙整体上应该是静态的，但他的引力场方程只能得出一个动态解，所以他人为地加了一个宇宙常数，以维持宇宙的静态的。
爱因斯坦的广义相对论出来之后，马上就有许多人据此构造宇宙模型。几乎与爱因斯坦同时，荷兰天文学家德西特得出了一个膨胀的宇宙模型。1922年，苏联物理学家弗里德曼得出了均匀各向同性的膨胀或收缩模型。1927年，比利时天文学家勒梅特再次独立地得到这一模型。后来人们发现，基于爱因斯坦的引力场方程所得到的宇宙模型必定是动态的，或者膨胀，或者收缩，而且膨胀和收缩的速度与距离成正比。
以弗里德曼模型为代表的相对论宇宙学一开始并不为人重视，因为它主要是一些数学推导，看不到物理内容。到了1929年，情况发生了变化。哈勃定律公布后，人们才惊喜地发现，它所展示的宇宙大尺度膨胀现象正是弗里德曼模型所预言了的。科学界一下子被震动了，原来研究整个宇宙的宇宙学确实是可能的，它的预言居然被证实了。作为相对论宇宙学之鼻祖的爱因斯坦也为这一发现欢呼，认为自己在宇宙模型中人为地引进宇宙常数是犯下了一个大错误。
宇宙学变得热闹起来了。人们想到，既然宇宙是膨胀的，那么越往早去，宇宙体积就越小，在某一个时间之前，宇宙就应该极为密集，现有的天体都不可能以现在的状态存在。照哈勃当时提供的数据估计，这个时间大概是20亿年。
事有凑巧，当时的地质学已经能够利用放射性同位素来测定地球上岩石的年龄，初步估计，大约是20亿～50亿年。相比之下，宇宙膨胀的年限也太短了。这使许多宇宙学家感到很为难，爱因斯坦也表态了：“既然由这些矿物所测定的年龄在任何方面都是可靠的，那么，如果发觉这里所提出的宇宙学理论同任何这样的结果有矛盾，它就要被推翻。”
为了既保留宇宙膨胀的观念，又回避年龄困难，英国天文学家邦迪、哥尔得和霍伊尔在1948年分别提出了稳恒态宇宙模型。他们认为，宇宙虽然在不断膨胀，但其中的物质密度并不变小，因为有物质不断地凭空产生出来。由于物质密度不变，所以不存在一个宇宙的密集时期，因而也不存在星体的年龄上限问题。
稳恒态宇宙模型预言了一个极其微小的物质产生率，它在地面实验室里无法验证，但可以通过天文观测检验，因为如果宇宙是稳恒的，那么恒星的分布密度应该是不变的，在地球上的所有天文观测都有一个特点，它完全依赖电磁信号（光是其中最重要的一种），而电磁信号的传播需要时间，因此，你看到的越远也就看得越古老，其空间分布就是时间分布。如果恒星的空间分布是均匀的，那就意味着它在时间上是稳恒的。反之，就不稳恒。通过30年代的星系计数和60年代的射电源计数，结论有了，天体的空间分布是不均匀的。这就是说，稳恒态宇宙模型有问题。
1948年，美国帕洛马山天文台建成了当时世界最大的光学望远镜，其口径达到5米，远远超过了此前哈勃使用的威尔逊山天文台的2．5米口径。天文学家利用新的望远镜继续证实了哈勃定律，但对哈勃关系中的哈勃常数提出了疑问，经认真仔细地校订，发现哈勃常数比实际数值小了10倍。按新的常数估计宇宙的年龄应当是200亿年，这样星体年龄问题就迎刃而解了。
年龄问题解决之后，理论宇宙学家当即着手研究宇宙早期的密集状态。从40年代末开始，俄裔美籍物理学家伽莫夫（1904—1968）等人提出了热大爆炸宇宙模型。他们认为，宇宙起源于一次巨大的爆炸，之后不仅连续膨胀，而且温度也在由热到冷地逐步降低。在宇宙早期，不仅密度很高，而且温度也很高，所有的天体以及化学元素都是在膨胀过程中逐步生成的。
大爆炸模型有一个重要的预言，即随着宇宙的不断膨胀，温度不断下降，各类元素开始形成，但原初辐射与物质元素脱离耦合后仍保持黑体谱，黑体辐射的温度大约是5
K。60年代，天文学家真的观测到了这种宇宙背景辐射，从而使大爆炸宇宙模型被广泛地接受，成为宇宙学界的标准模型。

收起