中子温度

温度计量一个常见的摄氏度温度计，显示冬季白天温度为-17°C。使用当代科学温度计和温度标记法进行温度计量可以追溯到18世纪早期，加布里埃尔·华伦海特使用了奥勒&mid

中子的发现1920年，欧内斯特·卢瑟福首先提出了中子存在的可能性。卢瑟福假设，一种原子的原子量同其原子序数的差别可以用原子核中存在一种电中性粒子来解释。他认为，这种电中性的粒子是由一个电子环绕一个质子构成。1920年代，当时物理学者公认的原子核模型是原子核由质子构成。但是，当时已经知道一种原子的原子核只带有大概其原子量一半的正电荷。对这个现象的解释是原子核中有一些电子，中和了质子的电荷。以氮-14核为例：当时认为此原子核由14个质子和7个核外电子构成。因此，它应该带7个正电荷，同时质量数为14。随后兴起的量子力学指出，任何能量也无法把电子这样轻的粒子束缚在像原子核这样小的区域中。1930年，前苏联的维克托·安巴楚勉和迪米特里·伊瓦年科发现原子核不可能由质子和电子组成；有某种中性的粒子存在于原子核中。1931年，德国物理学者瓦尔特·博特和赫伯特·贝克尔发现用钋的高能α粒子轰击铍、硼或锂这些较...

历史上的发现中子星的模型1932年，英国剑桥大学卡文迪许实验室的詹姆斯·查德威克发现中子（因此获得1935年的诺贝尔物理学奖）。苏联著名物理学家列夫·朗道当时正在丹麦著名物理学家波尔那里访问，参加了波尔召集的新发现的中子的讨论。讨论会上，朗道敏锐地推断如果恒星质量超过钱德拉塞卡极限，也不会一直塌缩下去，因为电子会被压进氦原子核中，质子和电子将会因引力的作用结合在一起成为中子。中子和电子一样，也是遵循泡利不相容原理的费米子，因此这些中子在一起产生的“中子简并压”力，可以抗衡引力使得恒星成为密度比白矮星大得多的稳定的中子星。但朗道的想法并没有发表。1934年，美国威尔逊山天文台工作的沃尔特·巴德和弗里茨·兹威基发表文章称，中子简并压力能够支持质量超过钱德拉塞卡极限的恒星，预言中子星的存在。为寻找超新星爆炸的解释，他们提议中子星是超新星爆炸后的产物。超新星是突然出现在天空中的垂死恒星，在出现后的...

参见封神演义普贤真人

中子能量分布区间快中子能量高于1电子伏特、0.1兆电子伏特或者接近1兆电子伏特，有不同的定义。慢中子能量小于等于0.4电子伏特。超热中子能量在1电子伏特至10电子伏特之间。高热中子能量约0.2电子伏特。热中子能量约0.025电子伏特。冷中子能量约5x10电子伏特至0.025电子伏特。甚冷中子能量约3x10电子伏特至5x10电子伏特。极冷中子能量小于3x10电子伏特。连续区间中子能量从0.01兆电子伏特至25兆电子伏特。共振区间中子能量从1电子伏特至0.01兆电子伏特。低能区间中子能量低于1电子伏特。快中子此处介绍的快中子的动能接近1兆电子伏特（100TJ/kg），速度接近14000千米/秒。将它们命名为快中子可以将其区别于于低能的热中子、以及通常在宇宙射线或者加速器中产生的高能中子。快中子通常有由核反应例如核裂变产生。核聚变反应中产生的中子通常的能量都远大于1兆电子伏特，例如，氘氚核聚变的...