消逝的光芒望远镜是哪个键
伽马射线的原理是什么，人类什么时候可以掌握？
伽马射线的原理是什么，人类什么时候可以掌握？
伽马射线是波长最短的电磁波，波长短的电磁波由带电粒子振荡产生。分子热运动产生红外线和可见光和紫外线波长较长。高速在真空管中运动的电子，撞击金属屏时，电子速度突变可产生波长较短的了X射线。伽马射线的产生是带正电质子高速振荡产生的电磁波。质子怎样能产生振荡呢？是通过核反应来实现的。质子的密度极大体积极小，宇宙只存在两种基本作用力就是电磁力和万有引力，都是长程力。不存在强核力短程力，因为不符合距离平方成反比规律。当两个氢原子靠近时，两个质子在近距离时万有引力变得非常强大，但电斥力也非常强大。两个质子不可能直接碰在一起，而是靠近反弹不断重复的振荡过程，这时迅速改变的电磁场便产生伽马射线。直到两个质子熔合在一起，成为一个氦原子。这时两个氢原子质心重合，距离为0，万有引力无限大，就是强核力。氢聚合反应放出伽马射线巨大能量，就是万有引力势能。
凌星探测法？
行星凌星法
行星凌星法是一种根据产生凌星现象时分析恒星亮度变化从而推算行星轨道及质量参数的一种观测方法。其观测原理是在凌星期间，恒星的亮度因前方行星遮掩而减弱，并且这种亮度减弱现象的出现是周期性的，由此便可探知恒星周围有行星存在。该方法是截止2015年应用最广泛的观测系外行星的方法。
理论定义
天文学家已经发现了许多太阳系外行星。当系外行星围绕它们的恒星运行至恒星朝向地球的一面时，就发生了与“金星凌日”相似的现象，这种现象称为“凌星”。凌星现象发生时，恒星的光芒因被遮挡而减弱。天文学家通过恒星的亮度变化可以确定系外行星的轨道倾角，进而确定它的质量。由观察凌星搜寻外星行星的方法被叫做行星凌星法。
基本原理
凌星法的基本原理是，对于那些公转轨道面与视线方向很接近的外星行星来说，行星有可能从母恒星的前方通过，情况犹如发生在太阳系中的水星凌日或金星凌日，天文学上称为行星凌星。在凌星期间，恒星的亮度会因被前方的行星遮掩而减弱，并且这种亮度减弱现象的出现是周期性的，由此便可探知恒星周围有行星存在。这种方法小望远镜也能发挥作用，但适用的对象较少。当然，因凌星现象而使恒星亮度减弱的程度是很小的，凌星发生时一颗木星大小的行星会使母恒星的亮度约降低约1%，而对地球大小的行星来说相应的数字仅为0.01%。由此可见，要通过这条途径来发现外星行星，必须有很高的测光精度。
观测方式
采集数据
首先确定进行观测的目标源，根据所使用天文台望远镜所在地选取方便观测的目标行星，选取对恒星的视星等干扰较大的行星进行观测。
接下来确定凌星时间。根据国际凌星观测网站提供的记录数据确定凌星事件的预测时间，在预测时间前0.5~1.5 h安排仪器开始观测使用V滤光片，根据源的亮度确定合适的曝光时间，最后在预测凌星事件结束0.5~1.5~h后停止观测，防止因为预测时间不准确造成观测源凌星过程未拍摄完整。
最后根据拍摄资料整理，获取观测数据。
误差校正
获取凌星观测数据后，进行数据前期的预处理，由于CCD在工作过程中本身的热电子噪声、CCD像素间灵敏度的差异等因素而引入了附加效应，因此观测所得到的CCD图像并未完全真实地反映所拍摄天区的情况．为了消除这些附加效应，首先要对图像进行预处理，包括零场校正、暗场校正和平场校正．正常观测时一般拍摄多幅零场、暗场和平场图像，校正前将多幅图像分别用imred/cedred包下的zerocombine、darkcombine、flatcombine对零场、暗场和平场图像进行合并，然后再对目标图像用ccdproc命令进行校正。
数据处理
进行完这些预处理阶段的工作之后，利用MaxiM DL软件对待测恒星、周围的比较星及校验星进行较差测光，一般选取视场中两颗与主星亮度相近的参考星和一颗校验星。参考星和校验星的位置、星等等信息来自SIMBAD以及USNO在线星表。较差测光过程中，要根据实际情况剔除由于天气或观测原因而不可用的图像。应用MaxIM DL进行较差测光步骤如下：运用MaxIM DL打开预处理后的图像，利用photometry命令进行目标星、参考星和校验星的选择，手动写入查到的参考星的星等并设置测光的孔径值。设置完毕、进行测光后可以得到目标星、参考星和校验星的星等值．最后，得出待测恒星与校验星的光变曲线，分别用于分析凌星事件和估计相对测光精度。