Just read the research high-light of Nature. It says that a paper recently published in AJ states that most of the early type galaxies form before z=0.8, and they see a strong evolution of the early type galaxy fration between the redshift z=1.7-0.8.

The research is done by Hubble Deep Field and Gemini Deep Deep Survey.

The nature says its contrast to people’s old thought.SO what is the time that  people formally think the early galaxies form?

在Hubble 空间望远镜经过改正像差后，其远远超过地面望远镜质量的照片宣告人类在光学观测领域也进入了空间天文学阶段。由于没有大气的消光和地面的污染，空间望远镜的高灵敏度使得地面望远镜望尘莫及。那么地面望远镜怎样建造，才能显示出地面观测的优势？这成了各国天文学家都要考虑的一个问题。

LBT是美国已经将要建成的新一代大型地面望远镜,字面的意思就是大双筒望远镜，现在已经进入了试观测阶段。这是世界上建造的最后一个十米级望远镜。以后建造的大型望远镜都回朝着30米口径的目标前景。所以LBT在很大程度上也是下一代望远镜技术的探路者。LBT由两个8.4米的望远镜组成，每个镜面可以单独观测，也可以进行实时的光干涉。在进行光干涉观测的时候，望远镜干涉基线22.4米。由于安装了一个自适应光学的副镜，所以可以很好的改正各种像差。同时望远镜对红外观测进行了很多优化，没有采用一般光学望远镜的黑色内壁，而是采用银白色内壁以减少红外波段的辐射。

LBT的科学任务设计有高红移天体观测，超大质量黑洞观测，地外行星搜寻等等。我比较感兴趣的是高红移类星体观测和地外行星探索。现在人们发现的红移最高的类星体是红移 6.4，质量根据间接的估算应该在10^9太阳质量以上。在这样高的红移，发现这样大质量的黑洞，对黑洞的增长理论和结构形成理论都是一种挑战。但是如果黑洞可以以爱丁顿吸积率进行吸积，这样大的黑洞在红移6.4依然是可以长成的。但是如果我们在更高的红移，比如红移7的地方发现黑洞，问题就变得十分的严峻，人们可能必须要在黑洞的吸积理论和宇宙结构形成两个方面作出修正。下一代大型光学望远镜的一个主要任务就是来寻找高红移的类星体。而LBT如果经过长期的巡天观测，也有一定的几率可以看到红移更高的类星体，如果它们真的存在的话。

地外行星探索是这样的大型地面光干涉望远镜的另一个科学目标。现在人们搜索地外行星，大多是通过观察光谱的周期性多普勒移动实现。现在人们希望能够在望远镜中对地外行星直接成像。这里面制约的因素并不是地外行星的绝对亮度太暗，而是它的亮度相比于旁边的恒星太过暗淡。就好像一支蜡烛在灯塔旁，完全被灯塔的光芒掩盖。LBT通过干涉方法可以部分的解决这个问题。这个想法是当观测一个恒星系统得时候，调节光路使得两个望远镜收集到的光在干涉的时候，中心恒星的光芒的相位恰好相反相消。这样，暗淡的行星就可以显露出来。这种方法可以令中心恒星的光芒暗淡10000倍，这比起我们的要求还差一点。但是通过在LBT上的经验积累，日后在空间望远镜上可能可以实现令中心恒星暗淡到要求的程度。

GMT是正在申请建造中的下一代大口径望远镜。当前只建造了一个镜面。GMT是通过将多面8米量级的镜面拼合起来达到实现大口径的目的。现在这个项目还在和其他很多项目竞争资金。它的优势在于GMT已经有LBT作为铺垫，很多技术可以直接应用。

去的主要目的是想听听AGN,也就活动星系核在星系演化中所起的作用.去了以后这个目的部分的达到了.主要是G.Kauffmann虽然做的报告只有一个,而且讲的比较笼统,但列出的文献比较全面,还是给了我一个大概的印象.有意思的是,由于这次请去做报告的大多是做观测的人,所以很多人都不相信QSO feedback的模型.在他们看来,AGN的radio feedback已经是看到了，所以可以相信。但QSO mode的反馈在观测上没有证据，模型都不可靠。

另一个收获是纠正了以前的一些错误观念。以前总觉得各种AGN之间可能存在比较强的演化关系。比如seyfert 星系可能是由QSO演化来的。现在发现这种想法可能是错的。因为seyfert往往是一个具有早型星系结构但是有年轻恒星的星系，黑洞质量比较小，而QSO往往黑洞质量比较大，所以两者之间不会是QSO进化成seyfert.但radio galaxy可能是由quasar演化来的.

Do cosmology Nbody simulation consider the time delay of the gravitation force

SDSS是美国著名的大型巡天项目.大样本多色测光巡天的范例.同时也有一定的光谱采集能力.是最近几年宇宙学和星系形成的研究者的主要数据来源之一.

SDSS的数据在观测两年后开始释放给世界所有研究者使用.到现在为止已经释放了5次数据,今年7月将释放第6次数据.为了研究者能够更好的利用这些数据,SDSS建立了一个完备的数据库.提供各种工具方便下载数据.这两天正好从上面下载星系的数据,顺便写点关于SDSS数据库的东西.

一般的天文爱好者都可以把SDSS数据库当作一个虚拟的天文台。sdss有一个叫做skyserver的网页，进入这个网页，点击tools,就可以来到下面这个网址http://cas.sdss.org/astrodr4/en/tools/

首先可以看到”famous places”这个选项,这里是一个小型的图片库,里面都是SDSS拍摄的著名天体的照片.照片按照天体的种类和星表的种类分类.每个照片点进去可以看到几个链接,其中”seds”这个链接里面有对天体的详细描述.

事实上,sdss所有的照片都可以从tools这一页第三个链接”get image”里面获得.不过这个连接里面,所有的照片按照SDSS的观测顺序和成像在CCD上的位置排序,不能找到特定的天体.要想要特定的照片,SDSS提供了一些”visual tools”,点击进去我最常用的是那个Chart tool.点击进去可以看到需要你填写的parameter有RA,DEC等这两个参数就是天体的赤径赤纬,其他参数是控制你照片的大小,可以不去管它.如果我们取NGC5701的位置,RA=14:39:11 ,DEC=05:21:57然后点击get image.在调整大小,我们就看到下面的图片.

不过有些遗憾的是,为了巡天的效果,SDSS有意避开了银河,所以我们知道得很多著名天体,都没有办法在SDSS上面找到.

其他几个可视化工具和chart用起来差不多,其中imagelist可以一次获取很多的照片.你可以试试在SDSS的天空中漫步.

如果想要更多的图片,和更多的信息,需要递交一个SQL Query,这个以后再说吧.

在天文学领域,磁场的研究一直处于偏冷的状态.过去人们在处理问题的时候,往往默认磁场效应并不重要而忽略磁场.但在很多情况下,磁场的效应并非可以简单的忽略.可是处于理论和观测上的双重困难,人们往往也无可奈何.

宇宙中磁场最强的地方要算是脉冲星附近,而随着天体尺度的增大,磁场从观测上看是越来越弱.人们现在能够比较好理解的磁场要算地球和太阳的磁场.但即使对于这两个天体,我们也只是对其外部的磁场能够精确测量,对于其内部的情况和产生机制还存在很大的不确定.

磁场的观测方法其实有不少,但每种观测方法都不是万能的,只能得到部分磁场的信息,也只能对特定的天体适用.比如zeeman效应适于观测mazers源发出的光穿过磁场.星光偏振的光测对象一般是恒星.热辐射偏振在恒星形成区能够观测到.而法拉第旋转效应往往在观测脉冲星时可以看到.

宇宙中磁场很多,首先要关注那些最重要的磁场.银河系的磁场显然是一个有价值的研究对象.韩金林研究员在这个领域很有贡献.他通过脉冲星星光的法拉第旋转效应,确定局部磁场的方向.以脉冲星为探针,他们发现银河系磁场的分布大致和旋臂成协.并且发现银河系磁场盘面上下成环形反对称分布.这有力的支持了银河系尺度上的发电机模型.

对于更大尺度的磁场,研究就更加缺乏了,观测对星系团尺度的磁场有一些描述,但还不足够的详细.至于宇宙原处磁场,观测上证据缺乏,这给了理论家充分的想象空间.在宇宙早期各阶段都有相应的原初磁场形成模型.但观测数据只有今年宇宙尺度磁场的一个上限.所以对理论的限制相当的弱.

总而言之,磁场在天文学领域是一个非常重要的话题.在某些场合,磁场扮演了推动演化的重要角色,在另外一些场合,磁场虽然没有那么重要,但可以作为动力学演化的一个很好的探针.

Wget,又一个GNU的好工具.现在很多人喜欢用Apache建站,用www发布文档下载.一两个文件用firefox直接下载还算方便.有些天文数据也这么发布的,动不动几个G的数据,分在几百个文件里面.下载起来实在是头疼.但实际上发布的人往往意识不到这一点.用惯linux的人都知道Wget这个GNU软件.用它就方便了

Wget是命令行下载工具.现在也有windows版本的,功能强大.可以支持批量下载,断点下载,通配符等等功能.

常用的几个命令:

wget -r -k ftp:example.edu.cn/hello/

下载hello下的所有文件

wget -r -R “.htm\?*” -k http://www.ctan.org/tex-archive/macros/latex/

下载latex下所有文件,拒绝.htm文件,如果用-A代替-R表示接受所有.htm文件

还有一个常用的参数是-c表示continue下载,如果-nc表示not conitnue

最后终于该说弱引力透镜了.

前面已经说过了,引力透镜分强弱,很大程度上就是用眼睛看.能够从一个背景天体的像中
看到扭曲的,就是强的.看不出来的,就是弱的.这句话其实还需要进一步说明.看的出来的
其实都是比较极端的,比如星系被拉成长条状,看着像哈哈镜.又或者星系被弄出好多的像
来.

而看不出来的,是大多数.因为宇宙有天体的地方少,空旷的地方多,所以两个天体挨得很近
的情况确实少.从观测上说,本来背景星系的形状就不是什么完美的几何图形.一个椭圆的
星系,光线被轻微的偏折一下,还是椭圆的.你离的远,不能知道它的真面目是什么样子的,
也就说不出它是怎么被变形的.但这种现象又是广泛存在的,因为引力是长程力,虽然远处
作用弱了,但并没有消失.所谓人在江湖走,谁能不挨刀.光在宇宙中走,也必然要偏折.

现在的问题是怎么测定弱引力透镜效应. 最常用的方法就是看一大堆星系形状,然后做统
计分析. 这个想法是非常的聪明的. 人们假设,在远处的星系,它们虽然有椭率,但椭率的
大小和指向是完全随机的.那么如果你取一小块天区,对这小块天区里的星系椭率进行平均
,那么平均值应该是0. 但如果存在引力透镜效应,比如这小块天区里的星系都受到一个透
镜星系的影响,那么它们的椭率就会有一个偏向性.单个的看,你看不出这些星系有什么特
别的. 但如果放在一起,你就会发现它们的形状都偏向某一个方向.（实际中这种偏向是很
弱的，所以需要极高精度的测量）于是你可以把这些星系椭率的平均看作引力透镜信号强
弱的一个估计。如果你对一块天区，每一小块都作这样的事情，最后你就可以得到一张引
力透镜信号的分布图，通过一些算法，你就可以反演出在这块天区上2维的物质分布。

弱引力透镜是一个非常强有力的工具。因为它的物理非常的干净，唯一依赖的就是空间的
物质分布。天文学家用它来做很多事情，特别是用来寻找暗物质。暗物质是宇宙实物的主
要组分，是普通物质的10倍。由于暗物质并不发出电磁辐射，所以传统的方法没有办法探
测它。但它有质量，就不可避免的有引力效应。而探测引力效应，正是弱引力透镜的强项
。人们现在用弱引力透镜寻找星系团，测定星系团里的暗物质分布，测定大尺度上的物质
分布和相关。以及限制暗能量的参数。

这说起来很像一个魔术。魔术师说，告诉我你看到的星系形状，我可以告诉你在宇宙这个
箱子里都隐藏了什么你看不到东西。

上一篇文章里探讨了引力透镜的基本概念和现象.下面3篇我打算稍微细致的讨论一下引力
透镜的现象.在天文学研究中,人们一般习惯把引力透镜现象分为强弱两种.有意思的是,分
类的标准并不是非常严格.

一个引力透镜现象中涉及两种天体,一个是在遥远处的作为光源的天体相当于透镜试验中
的蜡烛,称为背景天体,另一个是在背景和观测者之间存在的,使背景光源发出的光线弯曲
的透镜天体. 简单的说,强引力透镜现象就是你可以直接从照片上看出来的引力透镜现象
,而弱引力透镜现象则是你不能从单个引力透镜系统中得到引力透镜的信息,要通过大量样
本的统计提取信息.

那么是不是质量大的天体就一定能造成强引力透镜效应呢? 答案是否定的,从透镜方面说
，强的引力透镜源并不需要是质量很大，却需要投影在垂直视线平面上的面密度高。一块
浮游在星系中的星云可能质量很大，但因为面密度太低，不能成为很强的引力透镜源。相
反的，一个黑洞的质量可能只有几个太阳质量，却可以使周围的空间极大的扭曲。另外，
一个引力源即使可以造成强引力透镜现象，也只是在靠近它的区域内，在远离它的地方，
时空的扭曲变得比较弱，背景的扭曲就不那么明显了。对于一个点质量来说,人们可以定
义一个爱因斯坦环,强引力透镜效应范围就是这个环的尺度,如果背景星系刚好和透镜天体
在视线方向重合,则它的像变成一个圈,成在爱因斯坦环上.最后，正好像透镜试验一样，
引力透镜天体在背景和观测者之间的位置也决定了它能够造成背景扭曲的程度，一般的说
，当透镜天体正好位于背景和观测者中间的时候，透镜的效应最强。

下面我将用图片的语言，来展示强引力透镜的现象。

透镜大家都见过,也都常用.越来越多的人有副眼镜,这是凹透镜,大多数人老了要用放大镜
看东西,这个是凸透镜.

透镜可以放大图像,可以缩小事物,可以成正像,可以成倒像.这些其实都是表象,本质上,所
有透镜都做同一件事情,就是扭曲光线.

我们看到这个世界,是因为这个世界发出的光线进入了我们的眼睛.当有一个透镜摆在眼睛
前面,光线的路径就被改变了.结果是我们看到的世界被扭曲了,偏离了她真实的形象.从这
个意义上讲,很多东西都可以称作广义的透镜,比如玻璃,水杯,甚至大气层.

这些广义的透镜中最神奇的就是引力透镜了,它无处不在,却不被我们察觉.只是因为它所
影响大多数情况下是微妙的,它所影响的光源是天文距离上的.所以一般人不能够察觉.

故名思义,引力透镜是因为光的路线被引力改变了.而引力是所有东西所共有的性质(只要
是存在在宇宙里的东西,没有无引力的),所以,引力透镜到处都是.我是一个引力透镜,你也
同样是一个引力透镜.

引力会对光线造成影响的想法已经很有历史,在牛顿的时代,牛顿认为光线是一束粒子,而
且有其质量,这样引力当然就会使这束粒子偏转.但随即,很多重要的实验显示,光似乎更像
一种波动,而不是粒子.引力对波的影响是什么样的呢?大家不知道.这个想法就被搁置了下
来.直到爱因斯坦发展出广义相对论,人们终于有了神兵利器可以处理引力和光线作用的问
题.在广义相对论的框架下,物质的存在会让周围的空间被扭曲,这种扭曲影响了光线的行
进路线.

但多数情况下,物质周围的引力场太弱了,光线路线的改变微小的无法察觉.举例来说,人们
第一个发现的引力透镜现象是水星发出的光线,在太阳强大的引力场影响下偏离了2个角秒
.而一个角秒有多大呢?请你把你的手臂伸直,立起小拇指,小拇指所挡住的视角是1度,一度
是3600角秒!另一个说明角秒的例子是,太阳在天上的视角大概是一度(你可以用小指刚好
挡住),太阳造成的水星光线的偏转是它本身尺度的1/1800.

但在天文尺度上还是有不少极具统治力的引力源,比如黑洞,星系,星系团.这类强大引力源
会使周围的空间剧烈的扭曲,透过它们的身旁去看远方的天体.那些天体的像会被扭曲的不
像样子.甚至出现多重像.

天文学家们研究这些像扭曲的样子,可以推断出这些强大透镜的性质.如今,这一手段已经
成为天文学家探测宇宙结构最有效的手段之一.