如果你也在 怎样代写天文学astronomy这个学科遇到相关的难题，请随时右上角联系我们的24/7代写客服。天文学astronomy是对地球大气层以外的一切事物的研究。它应用物理学、生物学和地质学来解释空间、恒星和天体的起源和演变。想进入这个研究领域的人可能希望特别专注于一个子领域。天文学的四个子领域是。天体物理学；天体测量学；天体地质学；和天体生物学。以下是对每个子领域及其重点的简要描述。
天文学astronomy与研究地球物理的地球物理学类似，天体物理学是天文学的一个分支，应用物理学定律来解释宇宙中物体（如行星、恒星、星系和星云）的诞生、生命和死亡。与空间物体的互动是通过研究它们所发出的辐射量来完成的。这些由行星、恒星等发出的辐射，是通过观察某些属性来研究的，如温度、密度、光度和化学成分。
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物理代写|天文学作业代写astronomy代考|Observations
Black holes can be observed only indirectly, when they interact with their environment. It is generally believed that the enormous luminosity $L \gtrsim 10^{47}$ erg $\mathrm{s}^{-1}$ of quasars and active galactic nuclei (AGNs) is caused by accretion of $1-100 M_{\odot}$ per year onto a massive black hole $\left(10^{6}-10^{9} M_{\odot}\right)$, for the following reasons. The emission is often variable on time scales $t_{\mathrm{v}}$ of days to hours, in some cases even $10^{3} \mathrm{~s}$. Causality puts an upper limit to the source size of $c t_{\mathrm{v}}$, which must therefore be small. An object radiating $L=10^{47} \mathrm{erg} \mathrm{s}^{-1}$ will, by the Eddington limit argument, ${ }^{1}$ have a mass of $\gtrsim 10^{9} M_{\odot}$. Another way to estimate the mass of the central object is to say that if it converts mass into energy with an efficiency $\eta$ to sustain its luminosity $L$ for a time $\Delta t$, then it must have acquired a mass $M=L \Delta t / \eta c^{2}$. Accretion onto a black hole is the most efficient mechanism known for releasing gravitational energy. For a non-rotating hole $\eta=0.057$ (see exercise) and for a maximally rotating hole $\eta$ may be as large as $0.42$ (while fusion of hydrogen to helium liberates only $0.007$ of the rest mass energy). A reasonable estimate for accretion-powered sources is $\eta \sim 0$.1. Many AGNs (such as double radio lobe sources) must have existed at least $10^{7} \mathrm{yr}$. Hence, $M \sim 10^{8} M_{\odot}$. One way or another, we have a very large mass in a small volume, and such mass distributions, whatever their nature, are believed to develop quickly into a black hole.
物理代写|天文学作业代写astronomy代考|Elementary properties
From the previous section it seems that the case for the existence of black holes, while formally still open, is tightening rapidly. We move on to review some of their properties. To this end we study the orbit of a test mass falling radially into the hole. The test mass moves along a geodesic in the Schwarzschild metric, with $h=0$ because $\dot{\varphi}=0$. From (4.37) we see that
$$
\frac{1}{c^{2}}\left(\frac{\mathrm{d} r}{\mathrm{~d} \tau}\right)^{2}=e^{2}-1+\frac{r_{\mathrm{s}}}{r}
$$
or, for $e=1$ :
$$
\frac{\mathrm{d} r}{\mathrm{~d} \tau}=-c\left(\frac{r_{\mathrm{s}}}{r}\right)^{1 / 2} .
$$
Apparently, the choice $e=1$ means that the mass has zero velocity at $r=\infty$. Equation (6.2) is of the type $\sqrt{r} \mathrm{~d} r=$ const $\cdot \mathrm{d} \tau$ and is readily integrated:
$$
\tau=-\frac{2 r_{\mathrm{s}}}{3 c}\left(\frac{r}{r_{\mathrm{s}}}\right)^{3 / 2}+\text { const. }
$$
物理代写|天文学作业代写astronomy代考|Kruskal-Szekeres co-ordinates
Schwarzschild co-ordinates are useful when $r \gg r_{\mathrm{s}}$, but become inconvenient near $r_{\mathrm{s}}$. The co-ordinate singularity at $r=r_{\mathrm{s}}$ prevents one from stepping smoothly over the horizon. In 1960 Kruskal and Szekeres found a system of co-ordinates that does not suffer from this problem and is very expedient for use in the neighbourhood of $r=r_{\mathrm{s}}$. The idea is to use a mesh of radial null geodesics as the co-ordinate lines of a new co-ordinate system. Since these are photon paths that actually cross the horizon we hope to eliminate in this way some of the odd behaviour of Schwarzschild co-ordinates. According to (4.27) radial null geodesics are given by $\left(1-r_{\mathrm{s}} / r\right) c^{2} \mathrm{~d} t^{2}-\left(1-r_{\mathrm{s}} / r\right)^{-1} \mathrm{~d} r^{2}=0$, which integrates to:
$$
x_{\pm} \equiv c t \mp\left{r+r_{\mathrm{s}} \log \left(r / r_{\mathrm{s}}-1\right)\right}=\text { constant }
$$
and $x_{+}=$constant describes outgoing null geodesics, $x_{-}=$constant the incoming null geodesics. For simplicity we restrict ourselves momentarily to $r>r_{\mathrm{s}}$. The $\theta$ and $\phi$ co-ordinates remain unchanged and play no role. The next step is to introduce new co-ordinates $u$ and $v$ :
$$
u+v=f\left(x_{-}\right) ; \quad u-v=g\left(x_{+}\right)
$$
for arbitrary (well-behaved) functions $f$ and $g$. We have now defined a class of co-ordinates in which $u \pm v=$ constant represents outgoing and incoming null geodesics. These null geodesics are therefore straight lines making an angle of $\pm 45^{\circ}$ with the $u$ and $v$ co-ordinate axes – just like in the Minkowski space of SR. The final step is to choose appropriate functions $f$ and $g$. Kruskal and Szekeres took $f(x)=1 / g(x)=\exp \left(x / 2 r_{\mathrm{s}}\right)$, leading to
$\left.\begin{array}{rl}u & =\left(\frac{r}{r_{\mathrm{s}}}-1\right)^{1 / 2} \exp \left(r / 2 r_{\mathrm{s}}\right) \cosh \frac{c t}{2 r_{\mathrm{s}}} \ v & =\left(\frac{r}{r_{\mathrm{s}}}-1\right)^{1 / 2} \exp \left(r / 2 r_{\mathrm{s}}\right) \sinh \frac{c t}{2 r_{\mathrm{s}}}\end{array}\right} \quad$ for $r>r_{\mathrm{s}}$,
$u=\left(1-\frac{r}{r_{\mathrm{s}}}\right)^{1 / 2} \exp \left(r / 2 r_{\mathrm{s}}\right) \sinh \frac{c t}{2 r_{\mathrm{s}}}$
$\left.v=\left(1-\frac{r}{r_{\mathrm{s}}}\right)^{1 / 2} \exp \left(r / 2 r_{\mathrm{s}}\right) \cosh \frac{c t}{2 r_{\mathrm{s}}}\right}$
天文学代考
物理代写|天文学作业代写ASTRONOMY代考|OBSERVATIONS
当黑洞与环境相互作用时，它们只能间接地被观察到。人们普遍认为，巨大的光度大号≳1047可怕s−1类星体和活动星系核一种Gñs是由吸积引起的1−100米⊙每年进入一个巨大的黑洞(106−109米⊙), 原因如下。排放量通常在时间尺度上是可变的吨在几天到几小时，在某些情况下甚至103 s. 因果关系对源大小设置了上限C吨在，因此它必须很小。有辐射的物体大号=1047和rGs−1将根据爱丁顿极限论证，1有大量≳109米⊙. 估计中心物体质量的另一种方法是，如果它以一定的效率将质量转化为能量这维持它的光辉大号有一段时间Δ吨，那么它一定获得了质量米=大号Δ吨/这C2. 吸积到黑洞上是已知释放引力能的最有效机制。对于非旋转孔这=0.057 s和和和X和rC一世s和和一个最大旋转的孔这可能大到0.42 在H一世l和F在s一世这n这FH是dr这G和n吨这H和l一世在米l一世b和r一种吨和s这nl是$0.007$这F吨H和r和s吨米一种ss和n和rG是. 吸积动力源的合理估计是这∼0.1。许多 AGNs在CH一种sd这在bl和r一种d一世这l这b和s这在rC和s必须至少存在107是r. 因此，米∼108米⊙. 无论如何，我们在很小的体积中拥有非常大的质量，并且这种质量分布，无论其性质如何，都被认为会迅速发展成黑洞。
物理代写|天文学作业代写ASTRONOMY代考|ELEMENTARY PROPERTIES
从上一节看来，黑洞存在的理由虽然仍然正式公开，但正在迅速收紧。我们继续回顾他们的一些属性。为此，我们研究了径向落入孔中的测试质量的轨道。测试质量沿 Schwarzschild 度量中的测地线移动，其中H=0因为披˙=0. 从4.37我们看到
1C2(dr dτ)2=和2−1+rsr
或者，对于和=1 :
dr dτ=−C(rsr)1/2.
显然，选择和=1意味着质量的速度为零r=∞. 方程6.2是类型r dr=常量⋅dτ并且很容易集成：
τ=−2rs3C(rrs)3/2+ 常量。
物理代写|天文学作业代写ASTRONOMY代考|KRUSKAL-SZEKERES CO-ORDINATES
Schwarzschild 坐标在以下情况下很有用r≫rs，但在附近变得不方便rs. 坐标奇点在r=rs防止一个人平稳地跨过地平线。1960 年，Kruskal 和 Szekeres 发现了一个坐标系统，它不会受到这个问题的影响，并且非常适合在附近使用r=rs. 这个想法是使用径向零测地线网格作为新坐标系的坐标线。由于这些是实际穿过视界的光子路径，我们希望以这种方式消除史瓦西坐标的一些奇怪行为。根据4.27径向零测地线由下式给出(1−rs/r)C2 d吨2−(1−rs/r)−1 dr2=0，它集成到：
x_{\pm} \equiv c t \mp\left{r+r_{\mathrm{s}} \log \left(r / r_{\mathrm{s}}-1\right)\right}=\text {持续的 }x_{\pm} \equiv c t \mp\left{r+r_{\mathrm{s}} \log \left(r / r_{\mathrm{s}}-1\right)\right}=\text {持续的 }
和X+=常量描述传出的零测地线，X−=恒定传入的零测地线。为简单起见，我们暂时限制自己r>rs. 这θ和φ坐标保持不变并且不起作用。下一步是引入新坐标在和在 :
在+在=F(X−);在−在=G(X+)
对于任意在和ll−b和H一种在和d职能F和G. 我们现在定义了一类坐标，其中在±在=常量表示传出和传入的空测地线。因此，这些零测地线是直线，其角度为±45∘与在和在坐标轴——就像在 SR 的 Minkowski 空间中一样。最后一步是选择合适的函数F$\left(1-r_{\mathrm{s}} / r\right) c^{2} \mathrm{~d} t^{2}-\left(1-r_{\mathrm{s}} / r\right)^{-1} \mathrm{~d} r^{2}=0$, which integrates to:
$$
x_{\pm} \equiv c t \mp\left{r+r_{\mathrm{s}} \log \left(r / r_{\mathrm{s}}-1\right)\right}=\text { constant }
$$
and $x_{+}=$constant describes outgoing null geodesics, $x_{-}=$constant the incoming null geodesics. For simplicity we restrict ourselves momentarily to $r>r_{\mathrm{s}}$. The $\theta$ and $\phi$ co-ordinates remain unchanged and play no role. The next step is to introduce new co-ordinates $u$ and $v$ :
$$
u+v=f\left(x_{-}\right) ; \quad u-v=g\left(x_{+}\right)
$$
for arbitrary (well-behaved) functions $f$ and $g$. We have now defined a class of co-ordinates in which $u \pm v=$ constant represents outgoing and incoming null geodesics. These null geodesics are therefore straight lines making an angle of $\pm 45^{\circ}$ with the $u$ and $v$ co-ordinate axes – just like in the Minkowski space of SR. The final step is to choose appropriate functions $f$ and $g$. Kruskal and Szekeres took $f(x)=1 / g(x)=\exp \left(x / 2 r_{\mathrm{s}}\right)$, leading to
$\left.\begin{array}{rl}u & =\left(\frac{r}{r_{\mathrm{s}}}-1\right)^{1 / 2} \exp \left(r / 2 r_{\mathrm{s}}\right) \cosh \frac{c t}{2 r_{\mathrm{s}}} \ v & =\left(\frac{r}{r_{\mathrm{s}}}-1\right)^{1 / 2} \exp \left(r / 2 r_{\mathrm{s}}\right) \sinh \frac{c t}{2 r_{\mathrm{s}}}\end{array}\right} \quad$ for $r>r_{\mathrm{s}}$,
$u=\left(1-\frac{r}{r_{\mathrm{s}}}\right)^{1 / 2} \exp \left(r / 2 r_{\mathrm{s}}\right) \sinh \frac{c t}{2 r_{\mathrm{s}}}$
$\left.v=\left(1-\frac{r}{r_{\mathrm{s}}}\right)^{1 / 2} \exp \left(r / 2 r_{\mathrm{s}}\right) \cosh \frac{c t}{2 r_{\mathrm{s}}}\right}$
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电磁学代考
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光学代考
光学（Optics），是物理学的分支，主要是研究光的现象、性质与应用，包括光与物质之间的相互作用、光学仪器的制作。光学通常研究红外线、紫外线及可见光的物理行为。因为光是电磁波，其它形式的电磁辐射，例如X射线、微波、电磁辐射及无线电波等等也具有类似光的特性。
大多数常见的光学现象都可以用经典电动力学理论来说明。但是，通常这全套理论很难实际应用，必需先假定简单模型。几何光学的模型最为容易使用。
相对论代考
上至高压线，下至发电机，只要用到电的地方就有相对论效应存在！相对论是关于时空和引力的理论，主要由爱因斯坦创立，相对论的提出给物理学带来了革命性的变化，被誉为现代物理性最伟大的基础理论。
流体力学代考
流体力学是力学的一个分支。 主要研究在各种力的作用下流体本身的状态，以及流体和固体壁面、流体和流体之间、流体与其他运动形态之间的相互作用的力学分支。
随机过程代写
随机过程，是依赖于参数的一组随机变量的全体，参数通常是时间。 随机变量是随机现象的数量表现，其取值随着偶然因素的影响而改变。 例如，某商店在从时间t0到时间tK这段时间内接待顾客的人数，就是依赖于时间t的一组随机变量，即随机过程
Matlab代写
MATLAB 是一种用于技术计算的高性能语言。它将计算、可视化和编程集成在一个易于使用的环境中，其中问题和解决方案以熟悉的数学符号表示。典型用途包括：数学和计算算法开发建模、仿真和原型制作数据分析、探索和可视化科学和工程图形应用程序开发，包括图形用户界面构建MATLAB 是一个交互式系统，其基本数据元素是一个不需要维度的数组。这使您可以解决许多技术计算问题，尤其是那些具有矩阵和向量公式的问题，而只需用 C 或 Fortran 等标量非交互式语言编写程序所需的时间的一小部分。MATLAB 名称代表矩阵实验室。MATLAB 最初的编写目的是提供对由 LINPACK 和 EISPACK 项目开发的矩阵软件的轻松访问，这两个项目共同代表了矩阵计算软件的最新技术。MATLAB 经过多年的发展，得到了许多用户的投入。在大学环境中，它是数学、工程和科学入门和高级课程的标准教学工具。在工业领域，MATLAB 是高效研究、开发和分析的首选工具。MATLAB 具有一系列称为工具箱的特定于应用程序的解决方案。对于大多数 MATLAB 用户来说非常重要，工具箱允许您学习和应用专业技术。工具箱是 MATLAB 函数（M 文件）的综合集合，可扩展 MATLAB 环境以解决特定类别的问题。可用工具箱的领域包括信号处理、控制系统、神经网络、模糊逻辑、小波、仿真等。
