马氏定律的内容是什么

马氏定律的内容是什么

化学======以下答案可供参考======供参考答案1:什么方面的？供参考答案2:马氏定律就是谱线红移现象定律，是现代科学系统理论知识。关于宇宙及一些光谱现象1．河外星系的观测与红移的发现 在浩瀚的太空中，除了有无数发光的星星外，还有弥散状的星云。关于星云的本质长时期存在争论，一种观点认为星云是银河系内的星际物质，另一种观点则认为，星云实际上是像银河系一样巨大的恒星集团，只是因为太远而看起来像“云”，由于观测手段的限制，这两种观点孰是孰非无法得到最后的判明。 到了20世纪，观测手段有了较大的发展，美国在威尔逊山上建造了当时世界上最大的2．5米口径的反射望远镜，确定空间距离的天体物理方法也发展了起来。人们可以对星云的本质有所说明了。 宇宙空间的尺度是太大了，不同的尺度范围要采用不同的方法，因为在某个范围有效的方法进一步扩展就失效了。对于较邻近的天体，可以用三角法测距。三角法也就是传统的视差法，距离太阳最近的比邻星（即半人马座α星，我国古代称之为南门二）就是通过视差法测出的，距离为4．3光年。使用三角法已经测定了500光年的空间距离，但更大的距离三角法就无能为力了。 更大的距离往往采用光度方法确定，我们知道，恒星的视亮度、距离与本身的光度三者之间存在某种确定的关系，视亮度是可以在地球上测定的，因此只要知道了某恒星的光度就可以知道它的距离。天体物理学已经得知，从光谱分布可以相对地确定恒星的光度。因此，光度方法可以用来大致地确定更远的空间距离。使用主序星作为标准，天文学家测出了10万光年的空间距离，大致搞清楚了银河系的空间结构。 超出10万光年之外，主序星的光度就显得太小而不为我们所见，天文学家又找到了造父变星作为标准，利用这个新的光度标准，可以确定星云的本质了。 1924年，美国天文学家哈勃（1889—1953）利用威尔逊山的大望远镜观察仙女座大星云，第一次发现它实际上由许多恒星组成，而且其中有造父变星，这样就可以运用光度方法来确定它的距离了。计算的结果是，仙女座星云位于70万光年之外，远远超出了银河系的范围，这就最终证明了某些星云确实是遥远的星系。哈勃一鼓作气，此后十年致力于观测河外星云，并找到了测定更远距离的新的光度标准，将人类的视野扩展到了5亿光年的范围。 与此同时，美国另一位天文学家斯莱弗（1875—1969）正致力于恒星光谱的研究。从1912年开始，他将视线对准了河外星云，发现它们的光谱线普遍存在着向红端移动的现象。随着观测的进展，积累的数据越来越多，除个别例外，几乎所有的河外星系（此时哈勃已经表明这些星云确实是河外星系）的光谱都有红移现象。如果按照多普勒效应解释，这就意味着这些星系都在远离地球而去，而且退移的速度相当大，比如室女座星云的速度达到了每秒1000公里，这样大的速度是令人称奇的。 1929年，哈勃考察了斯莱弗的工作，并结合自己对河外星系距离的测定，提出了著名的哈勃定律：星系的红移量与它们离地球的距离成正比。这一定律被随后的进一步观测所证实。哈勃定律指出了河外星系的系统性红移，反映了整个宇宙的整体特征，特别是当红移作多普勒效应解释时，哈勃定律就展示了一幅宇宙整体退移也就是整体膨胀的图景：从宇宙中任何一点看，观察者四周的天体均在四处逃散，这就像是一个正在胀大的气球，气球上的每两点之间的距离均在变大。 2．现代宇宙学的兴起 红移带来了宇宙学研究的勃兴，但现代宇宙学的源头还得从牛顿宇宙学讲起。在牛顿世界里，空间和时间都是无限的。但空间的无限性却带来了许多佯谬，首先一个佯谬是所谓夜黑佯谬，它是由德国天文学家奥尔伯斯（1758—1840）于1820年提出的，有时也称奥尔伯斯佯谬。它指出，如果太空中均匀地分布着无穷多个恒星，那么宇宙中任一点将会感受到无穷大的亮度，考虑到恒星之间的相互遮光之后，这一亮度可以变成一个有限值，但相当恒定，这就是说，夜空也将有一个均匀的亮度，而不是黑的。这一推论显然与事实不符，因此构成了佯谬。奥尔伯斯本人提出了解释佯谬的一种方法，即星际尘埃遮住了大部分星光。但这一解释是不够的，无限宇宙在物理上面临困难。 1917年，也就是广义相对论提出的次年，爱因斯坦发表了《根据广义相对论对宇宙学所作的考查》一文，将广义相对论用于宇宙学问题，并建立了一个有限无边的静态宇宙模型。这个模型有两大特征，第一，它是有限无边的，第二，它是静态的。前一特征来源于广义相对论。在相对论看来，有物质存在就会出现时空弯曲，整个宇宙的平均物质密度不为零，那么，它整体上必然是一个封闭的体系，它是有限的，但没有边界、没有尽头，就像二维球面是一个有限但无边的二维空间一样。后一特征来自爱因斯坦的一时猜想，他当时相信，宇宙整体上应该是静态的，但他的引力场方程只能得出一个动态解，所以他人为地加了一个宇宙常数，以维持宇宙的静态的。 爱因斯坦的广义相对论出来之后，马上就有许多人据此构造宇宙模型。几乎与爱因斯坦同时，荷兰天文学家德西特得出了一个膨胀的宇宙模型。1922年，苏联物理学家弗里德曼得出了均匀各向同