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|End products of stellar evolution
The first equilibrium state in stellar evolution is the hydrogen burning phase. For this to happen, the star must have a minimum mass of $0.08 M_{\odot}{ }^{1}$ The fusion of hydrogen produces helium and during this period the star is on the main sequence in the Hertzsprung-Russel diagram. When the stellar core runs out of hydrogen, it will contract and become hotter as it does so. This may be understood with the virial theorem:
$$
E_{\mathrm{t}}=-\frac{1}{2} E_{\mathrm{p}} ; \quad E_{\mathrm{tot}} \equiv E_{\mathrm{p}}+E_{\mathrm{t}}=\frac{1}{2} E_{\mathrm{p}},
$$
where $E_{\mathrm{p}}, E_{\mathrm{t}}$ and $E_{\text {tot }}$ are the potential, the thermal and the total energy of the star, respectively $\left(E_{\mathrm{p}}<0\right.$; for definitions and proof see exercise). Now, $E_{\text {tot }}$ will decrease, because the energy production by nuclear fusion diminishes while the radiative energy loss continues unabated. Hence $E_{\mathrm{p}} \downarrow$ and $E_{\mathrm{t}} \uparrow$. The stellar core contracts $\left(E_{\mathrm{p}} \downarrow\right)$, and the density and temperature will rise (adiabatic compression; $E_{\mathrm{t}} \uparrow$ ). The star spends half of the liberated potential energy on radiative losses and the other half on compression (increase of $E_{\mathrm{t}}$ ).
物理代写|天文学作业代写astronomy代考|The maximum mass
The masses of white dwarfs and neutron stars are bounded by an upper limit which is a direct consequence of relativistic quantum statistics as shown by Landau in 1932 . The star is a sphere of radius $R$ containing $A$ baryons that generate the mass and gravity, and $\sim A$ fermions providing the degeneracy pressure that balances gravity. White dwarfs: $\sim A / 2$ protons, $\sim A / 2$ neutrons and $\sim A / 2$ electrons; neutron stars: $A$ neutrons. The fermions are assumed to be free particles in a potential well with volume $V \sim R^{3}$. Every element $\mathrm{d}^{3} r \mathrm{~d}^{3} p \sim \hbar^{3}$ of phase space may contain at most one fermion (we blissfully ignore spin). In a cold Fermi gas all states with $|\boldsymbol{p}| \leq p_{\text {f are occupied. }}$ total number of fermions is $A \sim\left(p_{\mathrm{f}} R\right)^{3} / \mathrm{d}^{3} r \mathrm{~d}^{3} p=\left(p_{\mathrm{f}} R / \hbar\right)^{3}$, so that $p_{\mathrm{f}} \sim$ $\hbar A^{1 / 3} / R$. In case of relativistic degeneracy the Fermi energy is $E_{\mathrm{f}} \sim p_{\mathrm{f}} c \sim$ $\hbar c A^{1 / 3} / R$. For non-relativistic degeneracy (that is, for $R>$ certain $R_{\mathrm{c}}$ at given $A$ ) we have $E_{\mathrm{f}} \propto p_{\mathrm{f}}{ }^{2} \propto R^{-2}$. The potential energy per baryon is $E_{\mathrm{g}} \sim-G M m_{\mathrm{b}} / R=-G m_{\mathrm{b}}^{2} A / R$. The total energy per baryon is: ${ }^{6}$
物理代写|天文学作业代写astronomy代考|The Tolman-Oppenheimer-Volkoff equation
We shall now derive the structure equations for spherically symmetric relativistic stars in hydrostatic equilibrium. We note that the interior metric of the star may still be written in the form $(4.2)-(4.3)$, since these have been derived solely from symmetry arguments that apply here as well. Our task is therefore to find the new functions $\lambda(r)$ and $\nu(r)$ within the star with the help of the field equations. We begin by elaborating the stress-energy tensor $T_{\mu \nu}=$ $\rho u_{\mu} u_{\nu}+\left(p / c^{2}\right)\left(u_{\mu} u_{\nu}-g_{\mu \nu}\right)$ according to (3.57). Since the mass distribution is stationary we have $1=u^{\mu} u_{\mu}=u^{0} u_{0}=g^{00}\left(u_{0}\right)^{2}=\left(u_{0}\right)^{2} / g_{00}=\mathrm{e}^{-2 \nu}\left(u_{0}\right)^{2}$ according to (4.3) $\left(g^{00}=1 / g_{00}\right.$ because $g_{\alpha \beta}$ is diagonal). Consequently,
$$
u_{\mu}=\left(\mathrm{e}^{\nu}, 0,0,0\right)
$$
With (4.3) we get
$$
\left.\begin{array}{ll}
T_{00}=\rho \mathrm{e}^{2 \nu} ; & T_{11}=\left(p / c^{2}\right) \mathrm{e}^{2 \lambda} \
T_{22}=p r^{2} / c^{2} ; & T_{33}=\left(p r^{2} / c^{2}\right) \sin ^{2} \theta
\end{array}\right}
$$
It follows that
$$
\left.\begin{array}{l}
T^{00}=T_{00} /\left(g_{00}\right)^{2}=\rho \mathrm{e}^{-2 \nu} \
T^{11}=T_{11} /\left(g_{11}\right)^{2}=\left(p / c^{2}\right) \mathrm{e}^{-2 \lambda} ; \
T^{22}=p /\left(c^{2} r^{2}\right) ; \
T^{33}=p /\left(c^{2} r^{2} \sin ^{2} \theta\right)
\end{array}\right}
$$
天文学代考
物理代写|天文学作业代写ASTRONOMY代考|END PRODUCTS OF STELLAR EVOLUTION
恒星演化的第一个平衡状态是氢燃烧阶段。要做到这一点，恒星的最小质量必须为0.08米⊙1氢的聚变产生了氦，在此期间，这颗恒星位于赫兹普龙-罗素图中的主序星上。当恒星核心耗尽氢时，它会收缩并变得更热。这可以用维里定理来理解：
和吨=−12和p;和吨这吨≡和p+和吨=12和p,
在哪里和p,和吨和和直到 分别是恒星的势能、热能和总能量(和p<0; 定义和证明见练习）。现在，和直到 将减少，因为核聚变产生的能量减少，而辐射能量损失继续有增无减。因此和p↓和和吨↑. 恒星核心合约(和p↓)，密度和温度会升高一种d一世一种b一种吨一世CC这米pr和ss一世这n;$和吨↑$. 恒星将释放的一半势能用于辐射损失，另一半用于压缩一世nCr和一种s和这F$和吨$.
物理代写|天文学作业代写ASTRONOMY代考|THE MAXIMUM MASS
白矮星和中子星的质量有一个上限，这是朗道在 1932 年表明的相对论量子统计的直接结果。恒星是一个半径球体R包含一种产生质量和引力的重子，以及∼一种费米子提供平衡重力的简并压力。白矮星：∼一种/2质子，∼一种/2中子和∼一种/2电子；中子星：一种中子。假设费米子是势阱中的自由粒子在∼R3. 每一个元素d3r d3p∼⁇3的相空间最多可以包含一个费米子在和bl一世ssF在ll是一世Gn这r和sp一世n. 在冷费米气体中，所有态|p|≤pf 被占用。 费米子总数为一种∼(pFR)3/d3r d3p=(pFR/⁇)3， 以便pF∼ ⁇一种1/3/R. 在相对论简并的情况下，费米能量是和F∼pFC∼ ⁇C一种1/3/R. 对于非相对论简并吨H一种吨一世s,F这r$R>$C和r吨一种一世n$RC$一种吨G一世在和n$一种$我们有和F∝pF2∝R−2. 每个重子的势能是和G∼−G米米b/R=−G米b2一种/R. 每个重子的总能量为：6
物理代写|天文学作业代写ASTRONOMY代考|THE TOLMAN-OPPENHEIMER-VOLKOFF EQUATION
我们现在将推导流体静力平衡中球对称相对论恒星的结构方程。我们注意到恒星的内部度量仍然可以写成形式(4.2)−(4.3)，因为这些仅源自也适用于此处的对称论点。因此，我们的任务是找到新功能λ(r)和ν(r)在场方程的帮助下，在恒星内部。我们首先阐述应力-能量张量吨μν= ρ在μ在ν+(p/C2)(在μ在ν−Gμν)根据3.57. 由于质量分布是平稳的，我们有1=在μ在μ=在0在0=G00(在0)2=(在0)2/G00=和−2ν(在0)2根据4.3 (G00=1/G00因为G一种b是对角线）。最后，
在μ=(和ν,0,0,0)
和4.3我们得到
\left.\begin{array}{ll} T_{00}=\rho \mathrm{e}^{2 \nu} ; & T_{11}=\left(p / c^{2}\right) \mathrm{e}^{2 \lambda} \ T_{22}=p r^{2} / c^{2} ; & T_{33}=\left(p r^{2} / c^{2}\right) \sin ^{2} \theta \end{array}\right}\left.\begin{array}{ll} T_{00}=\rho \mathrm{e}^{2 \nu} ; & T_{11}=\left(p / c^{2}\right) \mathrm{e}^{2 \lambda} \ T_{22}=p r^{2} / c^{2} ; & T_{33}=\left(p r^{2} / c^{2}\right) \sin ^{2} \theta \end{array}\right}
它遵循
\left.\begin{array}{l} T^{00}=T_{00} /\left(g_{00}\right)^{2}=\rho \mathrm{e}^{-2 \nu } \ T^{11}=T_{11} /\left(g_{11}\right)^{2}=\left(p / c^{2}\right) \mathrm{e}^{-2 \lambda} ; \ T^{22}=p /\left(c^{2} r^{2}\right) ; \ T^{33}=p /\left(c^{2} r^{2} \sin ^{2} \theta\right) \end{array}\right}\left.\begin{array}{l} T^{00}=T_{00} /\left(g_{00}\right)^{2}=\rho \mathrm{e}^{-2 \nu } \ T^{11}=T_{11} /\left(g_{11}\right)^{2}=\left(p / c^{2}\right) \mathrm{e}^{-2 \lambda} ; \ T^{22}=p /\left(c^{2} r^{2}\right) ; \ T^{33}=p /\left(c^{2} r^{2} \sin ^{2} \theta\right) \end{array}\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。
