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时间问题
20 世纪 20 年代，量子力学的发现彻底改变了我们对宇宙的理解。这一非直觉的开创性理论以能量和角动量的量子本质为基础。电子不能拥有任何能量，其能量只能取离散值。因此，不确定性原理确保我们不可能同时了解物理系统的所有信息——我们对粒子位置的了解越多，对其动量的了解就越少。突然之间，粒子系统可以存在于状态叠加中，似乎只在观察时“决定”一种状态。然而，尽管量子力学的性质非常奇怪，但在迄今为止进行的每项实验中，它似乎都是正确的。与此同时，另一种新的物理理论正在改变我们理解世界的方式。爱因斯坦的广义相对论将时间和空间重新定义为同一时空结构的组成部分。当存在能量或物质时，时空本身会弯曲和移动，从而产生我们所观察到的引力。因此，我们了解到时间是相对的，时间流逝的速度因观察者的不同而不同。广义相对论的预测，包括黑洞和弯曲光路的存在，也已得到实验的证实。最近，LIGO/Virgo 合作观测到了第一道引力波——由巨大黑洞旋转引起的时空波——这是广义相对论的另一个重要预测[1]。随着实验增加了我们对这两种理论准确性的信心，物理学家们开始寻找一种能够将两者结合起来的更完整的物理理论。所谓的“万物理论”旨在同时解释所有基本力。然而，100 年后，很明显，建立和测试这样的理论并不容易。这是因为这两种对自然的描述存在一系列根本性的核心矛盾。在本文中，我将重点讨论其中一个核心矛盾——时间问题。也就是说，广义相对论将时间描述为相对的，根据观察者而变化和转移。没有绝对时间，也没有通用参考系。但量子力学的汉密尔顿描述使用时间作为绝对背景。在量子力学中，概率被分配给在某些时刻进行的测量，这些测量由系统外部的时间坐标判断。虽然量子系统中存在位置和动量的干扰替代方案，但没有干扰
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基础量子力学（BQM）：11. 在量子力学的背景下解释算子、状态、特征值和特征函数这些术语（首先针对双态系统，然后扩展到具有连续特征值的系统），并确定物理量的期望值和不确定性。12. 确定给定势阱（例如无限势阱和屏障）中粒子的波函数，并列举其在技术中的应用示例（例如量子点显示器、存储设备）。13. 使用特征函数的正交性并对叠加中的量子系统进行基本分析。14. 讨论量子现象（例如量子叠加、波函数坍缩、量子隧穿和海森堡不确定性原理），并解释它们与我们对现实的感知的冲突。15. 使用氢原子的量子数：n、l、m 确定相应的特征函数（来自给定的表格）并解决相关的简单问题。课程内容 基础（FND） 波的性质 光速 叠加、衍射和干涉 原子和亚原子粒子 狭义相对论（SR） 参考系和伽利略变换 狭义相对论和洛伦兹变换的假设 长度收缩和时间膨胀 闵可夫斯基时空图 解决悖论 相对论动量、动能和能量 基础核物理（BNP） 放射性粒子（𝛼，𝛽 𝑝𝑎𝑟𝑡𝑖𝑐𝑙𝑒𝑠 𝑎𝑛𝑑 𝛾−𝑟𝑎𝑑𝑖𝑎𝑡𝑖𝑜𝑛） 核裂变和聚变 放射性 质能当量 医学应用和剂量 量子物理（QP） 黑体辐射物理量的量化光电效应康普顿散射和波长对的产生/湮没双缝实验戴维森-杰默实验波粒二象性氢原子（玻尔模型和原子光谱）基础量子力学（BQM）特征值、特征函数和算子两能级系统薛定谔方程和波函数概率（密度）无限和有限势阱（盒子中的粒子）量子谐振子势垒/台阶期望值和不确定性
用于自主视线导航的高精度星跟踪器算法的设计和仿真。⋆
深空立方体卫星正成为普通航天器的宝贵替代品。它们的开发可以标志着太空探索的新纪元，由于任务成本明显降低，为许多太空领域参与者拓宽了可能性。为了正确利用微型探测器，自主导航是必不可少的支柱。在此框架中，视线 (LoS) 导航是深空巡航期间状态估计的宝贵选择。视线导航是一种光学技术，基于对可见天体（例如行星）的观测，这些天体的星历表是众所周知的。这些天体的方向是通过机载光学仪器（照相机或星跟踪器）获得的，并在导航滤波器中将其与机载存储的星历表检索到的实际位置进行比较。在机载上执行完整估计程序的可能性使该技术成为自主深空立方体卫星的有效候选者。导航精度尤其取决于两个特性：观测几何和视线方向提取精度 [1]。第一个取决于任务场景，它定义了可见物体及其相对几何形状。第二个取决于成像硬件、图像处理算法以及任务几何形状。尽管可以稍微调整任务以在有利的观测几何窗口期间发生 [2]，但通常它不够灵活，无法提高估计精度。因此，LoS 方向提取精度在整体导航性能中起着至关重要的作用。在此背景下，这项工作旨在正确生成合成星跟踪器图像，然后用于测试设计的 LoS 提取算法的性能。合成图像的生成取决于成像传感器和镜头的特性。对于星跟踪器，假设使用针孔相机模型。Hipparcos-2 目录用于检索可见恒星的方向，这些方向在传感器参考系中转换。恒星的视星等转换为传感器阵列上读取的光电子数量。此转换取决于传感器的特性（像素大小、填充因子、量子效率）、镜头直径和曝光时间。为了在恒星质心算法中达到亚像素精度，入射光被故意弄模糊，因此信息分散在不同的像素上。这是用高斯分布模拟的。行星的模拟不那么简单，因为形状和视星等都取决于观测几何。为了正确
海军天文台 - CNMOC
使用绝对天体测量的国际天体参考框架 在 2023 年 2 月出版的《天文学杂志》 [1] 上发表的一篇新论文中，美国天文学家 David Gordon 领导的团队海军天文台报告首次在国际天文学联合会的官方天体参考框架中精确定位了我们银河系中心的黑洞。位于我们银河系中心的是一个超大质量黑洞，被称为人马座 A* (Sgr A*)，这是一个强大的射电源，自 1950 年代初以来就为人所知和研究。银河平面中的气体和尘埃在光谱的可见部分遮蔽了它，但对其附近恒星运动的红外观测表明，它的质量约为 400 万个太阳质量 [2] 。最近，事件视界望远镜 [3] 拍摄到了它的影子。但尽管对它进行了许多研究，但要准确在天空中定位它却非常困难。准确定位人马座 A* 相对于天体参考系中其他源的位置，对于定义银河系坐标系和研究银河系结构、运动学和动力学，以及在无线电、毫米波和红外线下进行研究和图像之间的配准都非常重要。之前对其位置的最佳估计是使用一种称为“差分”天体测量的无线电干涉测量技术进行的，其中它的天体坐标是相对于一个或两个附近的校准器无线电源进行估计的。然而，所使用的校准源的坐标仅精确到几十毫角秒 (mas)，并且可能会随时间略有变化，导致 Sgr A* 的坐标也存在类似的不确定性。但现在，一项由美国海军天文台天文学家领导的新研究发表在 2023 年 2 月的《天文学杂志》[1] 上，首次确定了 Sgr A* 的精确位置以及它在国际天文学联合会官方天体参考框架 ICRF3 [4] 中的自行。ICRF3 是国际天体参考框架的第三个实现，是一个由甚长基线干涉测量 (VLBI) 确定的 ~4500 个紧凑类星体射电源的精确坐标组成的天体参考框架。过去几年，美国海军天文台的 David Gordon 和同事南非射电天文台的 Aletha de Witt 以及喷气推进实验室的 Christopher Jacobs 一直在使用名为 VLBI“绝对”天体测量的射电干涉测量技术对人马座 A* 进行观测，该技术通过
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组成 ICRF 的超大质量黑洞 在 2022 年 6 月《天体物理学杂志增刊》上发表的一篇新论文中，美国海军天文台的天文学家 Remington Sexton 博士领导了一个新的目录，该目录列出了组成国际天体参考框架 (ICRF) 的活动星系核 (AGN) 的基本光谱特性。 [1] 自 20 多年前采用以来，ICRF 已发展到包括数千个具有非常长基线干涉 (VLBI) 观测的河外射电源，这使得世界各地的多个射电望远镜可以充当单个射电天文台。 ICRF 目前已是第三次实现 (ICRF3)，它提供了一个前所未有的精度天体参考框架，可用于天体测量、大地测量和导航等关键领域。 然而，矛盾的是，除了它们的位置和射电亮度之外，人们对这些物体的天体物理性质知之甚少。物理信息的缺乏阻碍了许多天体物理学研究对 ICRF 和新的光学天体参考系 Gaia-CRF 之间位置偏移原因的探究，而这也是一项关键的研究重点。一种可能性是，这些巨大的光学-射电偏移可归因于射电喷流，这种射电喷流可以在射电波长下表现出扩展的发射，或者偏离了用 Gaia 测量到的光学光心，对于 AGN 而言，这对应于中央超大质量黑洞周围的吸积盘。Sexton 博士说：“ICRF 现在正处于这样一个阶段，对这些物体基本性质的物理理解将有助于提高未来 ICRF 实现的准确性和精确度。”利用斯隆数字巡天 (SDSS) 提供的庞大的可用光谱数据库，确定了近 900 个 ICRF3 物体的重要物理特性，例如红移、黑洞质量和发射线运动学，其中超过 1,000 个物体具有 AGN 光谱类型分类。该星表采用了最先进的贝叶斯光谱拟合算法，可以同时拟合所有感兴趣的光谱参数，以及稳健的不确定性估计 [2]，该算法由 USNO 专门为研究组成 ICRF3 的低红移和高红移活动星系核而开发。由于黑洞吸积过程在短时间内发生，活动星系核的辐射变化很大，因此需要不断监测组成 ICRF 的物体，以防可能发生的变化