研究 · 术语表
术语表
我的研究页面用到了不少术语，这里用浅显的语言逐一解释，供学生和其他领域的读者参考。每条解释都只要求读者具备入门的物理和微积分知识。
每个条目都给出了英文原词，方便对照阅读英文页面：点页面顶部的“English”可切换到同一页的英文版；英文页面中带下划线的术语，同样链接到英文术语表的对应条目。
我对天文学的中文术语还不太熟悉，仍在学习之中，如有不妥之处，欢迎指正。不过，对于我研究中的一些关键概念，我尝试给出了自己觉得更贴切的译法，例如“协加”和“第一型上涌”。
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图像与望远镜
- 白噪声（white noise）
- 逐个像素（或逐个时刻）独立变化、在所有尺度上强度相同的噪声。这个名称借用了白光的类比：白光等量地混合了所有颜色。把N个像素的白噪声取平均，噪声会降为原来的1/√N。出现于：图像分析。
- 采样（sampling）
- 在离散的点上记录一个连续的量；相机在每个像素上对天空的亮度采样。另见奈奎斯特—香农采样定理。出现于：图像重建、图像分析。
- 点扩散函数（point spread function，PSF）
- 望远镜和相机为单个点光源（例如一颗遥远的恒星）所成的像：一小团模糊的光斑。任何图像都是真实的天空被点扩散函数模糊之后的样子，所以要测量形状，就必须精确地知道点扩散函数。出现于：图像重建、图像分析。
- 抖动（dithering）
- 在两次曝光之间略微改变望远镜的指向（错开的距离往往不到一个像素），使不同的曝光在天空的不同位置上采样。把这些曝光合在一起，就能找回单次欠采样曝光所遗漏的细节。出现于：图像重建。
- Drizzle
- 协加哈勃等空间望远镜抖动图像的传统方法：先把每个输入像素缩小，再“滴”到更精细的输出网格上。它简单而稳健，但不能精确控制输出的点扩散函数。出现于：图像重建。
- 反问题、线性反问题（inverse problem，linear inverse problem）
- 由观测到的结果推断其成因，例如由模糊、采样并带有噪声的图像推断真实的天空。如果观测量是未知量的加权和再加上噪声，就是线性反问题，图像重建就是一例。
- 测光（photometry）
- 测量天体有多亮，通常要透过几种不同颜色的滤镜。不同滤镜下的亮度反映了天体的颜色，进而反映它的温度或红移。出现于：宇宙学推断、图像分析。
- IMCOM
- IMCOM是IMage COMbination（图像合并）的缩写，是一种图像协加方法。它选取各个输入像素的权重，使输出图像的点扩散函数尽可能接近用户指定的目标，同时把噪声控制住。PyIMCOM是它面向罗曼的现代实现，“无为”（Effortless）则是更快的后继方法。出现于：图像重建。
- 角秒（arcsecond）
- 天球上的角度单位，等于1/3600度。满月的视直径约为1800角秒；南希·格蕾丝·罗曼空间望远镜的像素宽0.11角秒。出现于：图像重建。
- 流量定标（flux calibration）
- 把探测器记录的读数换算成物理上的亮度（流量，即每秒到达单位面积的能量），使不同曝光、不同仪器的测量结果相互吻合。出现于：图像重建。
- 奈奎斯特—香农采样定理（Nyquist–Shannon sampling theorem）
- 信号处理中的一个结论。任何信号（包括一颗恒星的图像）都可以写成一系列大小不同的波之和（即傅里叶级数）。如果其中最小的波有一定的尺寸，那么只要在这个最小波的每个波长内采样两次以上，就能准确地还原信号。如果采样比这更粗，精细的细节就会丢失，或者伪装成较粗的图样，这种现象称为混叠（aliasing）。出现于：图像重建。
- PSF泄漏（PSF leakage）
- 重建图像的PSF偏离目标的程度：它是结果中取决于天空本身的偏差，而不是噪声。
- 欠采样、充分采样（undersampled，well-sampled）
- 如果像素太粗，无法捕捉图像中最精细的细节（在这些细节的尺度上采样不到两次），图像就是欠采样的；如果像素足够精细，就是充分采样的。罗曼的单次曝光是欠采样的，重建后的图像则是充分采样的。出现于：图像重建。
- 天体测量（astrometry）
- 精确测量天体在天球上的位置。合并图像需要准确的天体测量，才能把每个像素放到正确的位置上。出现于：图像重建。
- 相邻像素共有的噪声，而不是逐个像素独立变化的噪声，例如让一整行像素都略亮或略暗的条纹。与白噪声不同，把相邻像素合并起来并不能有效地压低它；如果不加校正，它还可能伪装成真实的图样。出现于：图像分析。
- 像素（pixel）
- 探测器或数字图像的一个单元。像素值最好理解为天空亮度在某一点上的采样，而不是一小块方形的天空；这个亮度已经被望远镜模糊过，又因像素在整个面积上收集光线而再模糊了一次。出现于：图像重建、图像分析。
- 协加图像、协加（coadd，coaddition）
- 把同一天区的多次曝光合并而成的图像。协加可以降低噪声；配合抖动，还能找回因欠采样而丢失的细节。出现于：图像重建、图像分析。
- 系统误差（systematics，systematic errors）
- 把结果始终推向同一方向的误差，而不是让结果随机散开的误差。数据再多也无法把它平均掉，所以必须弄清它的来源并加以校正。未经校正的噪声图样（例如条纹）如果与信号相似，就可能变成系统误差。出现于：图像分析、星震学、图像重建。
- 衍射极限（diffraction limit）
- 望远镜所能成的最清晰的像，由光的波动性和主镜的大小决定：即使是一台完美的望远镜，也会把一个光点扩散成一小片图样。空间望远镜不受地球大气模糊的影响，可以达到衍射极限。出现于：图像重建。
- 噪声（noise）
- 测量中不属于信号的随机涨落，例如光子随机到达所造成的涨落，或者探测器的电子学系统产生的涨落。出现于：图像分析。
宇宙学
- 暗物质（dark matter）
- 不发光也不吸收光、但有引力的物质。宇宙中的物质大部分都是暗物质；弱引力透镜通过暗物质的引力直接测量暗物质。出现于：宇宙学推断。
- 费希尔预测（Fisher forecast）
- 一种快速的估计方法，用来估计一项实验能把某些参数测得多精确。它考察每个参数变化时，预测的测量值变化得有多快：变化越快，数据就越能把这个参数确定下来。它假定每个参数取值的概率在最佳值周围按钟形曲线（即高斯分布）下降。得名于统计学家Ronald Fisher。出现于：宇宙学推断。
- 红移（redshift）
- 光在传播途中，宇宙不断膨胀，光的波长因而被拉长，变得更红。星系离我们越远，红移就越高，所以红移既可以衡量距离，也可以衡量宇宙时间。出现于：宇宙学推断。
- 红移区间（redshift bins）
- 把红移相近的星系分为一组：每组相当于不同距离上的一个切片，因而也对应宇宙历史上的不同时期。出现于：宇宙学推断。
- 剪切（shear）
- 把图像沿一个方向拉伸、沿垂直方向压缩，使圆变成略扁的椭圆。弱引力透镜会使遥远星系的像产生约1%的剪切；宇宙剪切就是这种效应在整个天空上的分布图样。出现于：宇宙学推断、图像重建。
- 两点相关函数（two-point correlation function）
- 一种统计量，考察某一点上的某个量，与相隔一定距离的另一点上的同一个量（或另一个量）平均而言有什么关系。对星系来说，问题就是：成对出现的星系是否比随机情况下更多？它们的形状是否相互对齐？弱引力透镜研究同时使用其中三个：宇宙剪切、星系—星系透镜和星系成团。三者合在一起，构成“3×2点”分析。出现于：宇宙学推断。
- 马尔可夫链蒙特卡洛（Markov chain Monte Carlo，MCMC）
- 一类算法，通过有引导的随机游走，同时探索许多参数的可能取值（“蒙特卡洛”指其随机性；“马尔可夫链”是因为每一步只取决于当前的位置）。这种游走的设计让它在参数与数据吻合得更好的地方停留更久，所以把它走过的位置画成直方图，就能看出参数的合理范围，也就是误差棒。这类算法稳健可靠，但计算量很大。出现于：宇宙学推断。
- 弱引力透镜（weak gravitational lensing）
- 遥远星系发出的光被前方物质的引力轻微弯折，使星系的像被拉伸约1%。对数百万个星系取平均，就能绘出所有物质（包括暗物质）的分布，从而检验宇宙学模型。出现于：图像重建、图像分析、宇宙学推断。
- 物质波动幅度σ8（sigma-8）
- 衡量当今物质成团程度的量：在半径约3700万光年的球内取平均后，物质密度的典型相对涨落（按照把涨落视为小量的最简单理论来预测）。宇宙学家把这个半径写作8 h−1兆秒差距，其中1兆秒差距约为330万光年，h ≈ 0.7描述宇宙的膨胀速率。出现于：宇宙学推断。
- 物质功率谱（matter power spectrum）
- 描述物质密度在各个长度尺度上涨落有多大。它与恒星的振荡功率谱是同一个思路，只不过针对的是空间中的距离，而不是时间上的频率。许多宇宙学统计量（包括弱引力透镜的统计量）都是由它预测出来的。出现于：宇宙学推断。
- 物质密度参数Ωm（omega-m）
- 当今宇宙的能量密度中物质（普通物质和暗物质）所占的比例，约为0.3。其余几乎全是暗能量，它使宇宙的膨胀不断加速。出现于：宇宙学推断。
- 先验（prior）
- 在看数据之前对某个参数所作的假定，例如来自其他实验的取值范围。“紧”的先验（tight priors）意味着很强的外部知识。出现于：宇宙学推断。
- 辛方法（symplectic method）
- 一种数值方法，用来追踪物体在引力等力作用下的运动。它的构造使每个时间步都遵守这类运动的几何结构（辛结构）；由此带来的一个结果是“相空间体积”守恒（相空间体积综合度量了位置和速度的弥散程度）。因此，即使计算很长时间，能量等守恒量的误差也始终很小，不会稳步增长。我提出的一族数值方法ContEvol近乎保辛。出现于：宇宙学模拟。
- 性能指标（figure of merit，FoM）
- 用一个数概括一项实验对一组参数的约束有多精确；数值越大，误差棒越小。出现于：宇宙学推断。
- 星系团（galaxy cluster）
- 由引力束缚在一起的成百上千个星系，其间充满数千万度的气体，这些气体在X射线波段发光。星系团是引力束缚天体中质量最大的。如果一个星系团自上次并合以来已经稳定下来，就称它是弛豫的（relaxed）。出现于：宇宙学模拟。
- 预测（forecast）
- 在获得数据之前，估计一项巡天能把某个量测得多精确；这种估计用于规划巡天及其数据分析。出现于：宇宙学推断。
- 宇宙学标准模型（standard model of cosmology，ΛCDM）
- 目前的标准图景：宇宙从早期炽热、致密的状态（大爆炸）膨胀而来；它包含普通物质、冷（运动缓慢的）暗物质和暗能量（Λ，即宇宙学常数）；结构则是在引力作用下，由早期微小的涟漪逐渐长成的。少数几个宇宙学参数就能描述这一模型。出现于：宇宙学推断。
- 宇宙学参数（cosmological parameters）
- 宇宙学标准模型中的少数几个参数，例如物质的多少和物质的成团程度。巡天力图精确地测量这些参数，并检验模型本身是否成立。出现于：宇宙学推断。
- 宇宙学模拟（cosmological simulation）
- 用计算机从早期宇宙一直算到今天，追踪物质（有时还包括气体和恒星）在引力作用下的运动。N体模拟用大量粒子来代表物质。出现于：宇宙学模拟。
- 泽尔多维奇近似（Zel'dovich approximation）
- 描述结构形成的一个简单模型：每一小团物质都沿着早期涟漪所决定的方向作直线运动，于是物质在路径交汇处堆积起来。它刻画了宇宙网最初的形成过程。出现于：宇宙学模拟。
恒星
- 标度关系（scaling relations）
- 一些简单的公式，以太阳为参照，由νmax、Δν和恒星的表面温度推算出恒星的质量和半径。它们效果很好，但需要校准和校正。出现于：星震学。
- 表面重力log g（surface gravity）
- 恒星表面的引力加速度，g = GM/R²。天文学家通常给出log g，即以cm/s²为单位的g取以10为底的对数。太阳的log g为4.44（约27000 cm/s²，是地球的28倍）；观测到的红巨星大多在1到3.5之间。出现于：恒星建模、星震学。
- 大频率间隔Δν（large frequency separation）
- 恒星振荡功率谱中各个峰之间的规则间隔（称为“大”频率间隔，是为了与其他类型的峰之间较小的间隔相区别）。它取决于声波穿过恒星所需的时间，并随恒星平均密度的增大而增大（与平均密度的平方根成正比）。出现于：星震学。
- dex
- 以10为底的对数相差1，也就是相差10倍。所以0.15 dex约相当于1.4倍。出现于：恒星建模。
- 第一型上涌（first dredge-up）
- 恒星刚进入红巨星分支不久的一个阶段：这时恒星外部的对流层向内延伸得足够深，把经过核聚变加工的物质带到表面，从而改变了观测到的表面成分。其他文献中常译作“第一次挖掘”。这里称“第一型”，是因为三种上涌并不是每颗恒星都会依次经历的（例如第二型上涌只发生在质量较大的恒星中），“第一”标示的是类型而非次序。出现于：恒星建模。
- 对流（convection）
- 靠气体的运动输运能量：热的气体上升，冷的气体下沉，就像炉子上正在加热的一锅水。红巨星的外层是对流层。出现于：恒星建模。
- 傅里叶变换（Fourier transform）
- 一种数学工具，把随时间变化的信号分解为它所包含的各个频率。出现于：星震学。
- 富α星族（α-rich population）
- “α元素”相对于铁的含量比太阳高的恒星。α元素包括氧、镁、硅等，是恒星通过不断添加氦原子核（即α粒子）合成的。这些恒星形成于银河系历史的早期，所以大多比较年老。出现于：星震学、恒星建模。
- Gaia
- 欧洲空间局的一项任务（2013年至2025年），测量了十亿多颗恒星的位置、距离和运动。知道了距离，就能把恒星的视亮度换算成它的光度（真正的发光本领）；再结合光度和温度，就能得到它的半径，而且不依赖于星震学。出现于：星震学。
- 光变曲线（light curve）
- 天体亮度随时间变化的记录。出现于：星震学。
- 赫茨普龙—罗素图（Hertzsprung–Russell diagram）
- 简称赫罗图，横轴代表恒星的表面温度，纵轴代表光度，温度较高的恒星在左边。处于不同生命阶段的恒星落在图上不同的区域，所以一颗恒星的演化会在图上描出一条轨迹。出现于：恒星建模。
- 恒星模型（stellar model）
- 用计算机求解恒星结构方程（涉及引力、压强、能量输运和核反应）得到的解，并沿时间推进，追踪恒星的演化。MESA、YREC等程序可以计算恒星模型。出现于：恒星建模。
- 红巨星分支簸动（red giant branch bump）
- 红巨星在某一亮度上的聚集。表面对流层曾向内延伸到最深处，并在那里留下了化学成分的突变；氢燃烧壳层到达这里时，恒星会短暂变暗，于是每颗恒星都会三次经过这一亮度。簸动的位置可以检验对流混合到底有多深。其他文献中常称“红巨星支鼓包”，也常直接称作RGB bump；“鼓包”描述的是星数分布上的鼓起，“簸动”描述的则是恒星亮度先降后升的演化过程。出现于：恒星建模。
- 红巨星、红巨星分支（red giant，red giant branch）
- 核心的氢已经耗尽、体积膨胀到原来许多倍（可达一百倍甚至更多）的恒星，表面温度较低，颜色发红。红巨星分支是这类恒星逐渐变亮时，在赫茨普龙—罗素图上走过的路径。出现于：恒星建模、星震学。
- 金属丰度（metallicity）
- 恒星物质中比氦重的元素所占的比例（在天文学家看来，这些元素都是“金属”），通常以太阳为参照、取对数表示。出现于：恒星建模。
- 开普勒空间望远镜（Kepler）
- NASA的一台空间望远镜（2009年至2018年）。在主任务期间（2009年至2013年），它几乎不间断地测量了约15万颗恒星的亮度，前后长达四年，主要目的是寻找行星。它的光变曲线还揭示了数千颗红巨星的振荡。出现于：星震学、恒星建模。
- 碳氮比[C/N]
- 恒星表面碳与氮之比相对于太阳的值，取对数表示：[C/N] = −0.2意味着这个比值是太阳的10−0.2 ≈ 0.63倍。第一型上涌会降低这个比值，所以它可以衡量混合作用深入到了什么程度。出现于：恒星建模。
- 银河考古学（Galactic archaeology）
- 根据银河系中恒星的年龄、化学成分和运动，重建银河系的历史。出现于：星震学。
- 振荡功率谱（power spectrum of oscillations）
- 描述信号在各个频率上变化有多大，可以通过傅里叶变换得到。之所以叫“功率”，是因为它衡量的是变化幅度的平方，就像波的功率一样。红巨星光变曲线的功率谱呈现为一排梳齿状的振荡峰。出现于：星震学。
- 主序（main sequence）
- 恒星一生中漫长而稳定的阶段，这时它在核心将氢聚变为氦；恒星约90%的寿命都在这一阶段度过。太阳目前就处在主序上。出现于：恒星建模。
- 最大功率频率νmax（nu-max）
- 恒星振荡最强处的频率。它主要取决于恒星的表面重力，也与温度有关。出现于：星震学。
缩写与学术用语
- ADS
- NASA天体物理数据系统（Astrophysics Data System），检索天文论文的标准工具。本站标有“ADS”的链接，都指向论文在那里的条目。
- APOGEE
- 阿帕奇点天文台银河系演化实验（Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment），斯隆数字巡天中的一项巡天。它拍摄了数十万颗恒星的红外光谱，测量它们的温度和化学组成。
- APOKASC-3
- 把APOGEE光谱学和开普勒星震学结合起来的星表，收录了一万五千多颗演化恒星，大多是红巨星。“3”表示第三版。
- arXiv
- 物理学和天文学论文的免费在线预印本库。论文通常在期刊审稿之前或审稿期间就发布在这里；天文论文在astro-ph分类下。
- 编程实践活动（hack session，hack week）
- 为期几小时到一周的短期活动，大家一起写代码或处理数据，常常也帮新人上手。
- 大视场科学团队（Wide-Field Science Team）
- NASA遴选的若干团队之一，任务是利用罗曼空间望远镜的大视场巡天，为某一方面的科学研究做准备。
- DOI
- 数字对象标识符（Digital Object Identifier），指向已发表论文的永久链接；即使期刊网站改版，它也依然有效。
- 独立博士后、项目博士后（postdoctoral fellowship，project postdoc）
- 博士后（postdoc）是博士毕业后的临时研究职位，通常为期两到三年。独立博士后（fellowship）通过公开竞争获得，通常自带经费，可以自选研究课题；项目博士后则受雇于某个已获资助的具体项目。这里fellowship不是指给学生的奖学金。
- HLWAS、HLIS
- 高纬度广域巡天（High-Latitude Wide-Area Survey），罗曼空间望远镜的核心巡天之一，将对远离银盘的大片天区成像并拍摄光谱。其成像部分为高纬度成像巡天（High Latitude Imaging Survey，HLIS），“Roman HLIS Cosmology PIT”等团队名称用的就是这个名字。
- MIDAS
- 密歇根大学数据与人工智能研究院（Michigan Institute for Data and AI in Society），密歇根大学的数据科学与人工智能研究机构，也是那里的施密特“科学中的人工智能”博士后研究员所在的单位。
- 木工（carpentry）
- 施密特“科学中的人工智能”博士后项目中用AI完成的小项目。MapHub就是其中之一。
- ORCID
- 研究者免费、永久的身份编号（我的是0000-0002-1699-6944），用来区分同名的研究者。
- 数据挑战（data challenge）
- 一种团队练习：所有人分析同一套模拟数据，以便在真实数据到来之前检验分析管线。
- 天文物理（astrophysics）
- 本站把astrophysics译作“天文物理”。通行的译名是“天体物理”；这里换一种说法，是因为宇宙学研究的对象有时不是某个具体的天体。已有通行译名的名称照常使用，如“NASA天体物理数据系统”。
- 项目基础设施团队（Project Infrastructure Team，PIT）
- NASA遴选的若干团队之一，任务是在发射前为罗曼空间望远镜的巡天开发软件和分析工具。
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