意大利猞猁之眼国家科学院（義大利語：Accademia dei Lincei，義大利語發音：[akːaˈdɛːmja dei linˈtʃɛi]，英語：Lincean Academy），是于1603年设立于意大利罗马科西尼宫帕拉左柯西尼(Palazzo Corsini)的一个科技研究机构。学院曾一度消亡，现在是意大利国家级科技研究机构。

学院创建人是費德廉·塞西。该学院参与了早期阶段的欧洲科学革命。学院以“猞猁之眼”冠名，其敏锐的洞察力象征着人们对科技的不懈探索精神。学院在创始人Cesi死后，并没能够长久维持下去^[1]，最终在1651年消亡。^[2]19世纪70年代，意大利复兴该学院，并扩大范围和等级，将其提升为国家级文学和科技研究所。

Die Accademia Nazionale dei Lincei oder kurz Accademia dei Lincei (auf Deutsch „Akademie der Luchsartigen“, luchsartig im Sinne von scharfsichtig, ursprünglicher lateinischer Name Academia Lynceorum von lateinisch lynx „Luchs“^[2]) war die erste private Institution zur Förderung der Naturwissenschaften in Europa. Sie wurde 1603 in Rom von dem Adligen Federico Cesi und seinen Freunden Anastasio de Fillis, Francesco Stelluti und Johannes van Heeck gegründet. Ihr Sinnbild war der Luchs, das Motto „Sagacius ista“. Heute ist sie die nationale Akademie der Wissenschaften Italiens.

Seit 1883 ist der Sitz der Akademie im Palazzo Corsini in der Via della Lungara in Trastevere.^[3] Die gegenüberliegende Villa Farnesina, die von der faschistischen Regierung als Sitz der Accademia d’Italia erworben worden war, ging nach deren Auflösung in den Besitz der wiedergegründeten Accademia dei Lincei über, die mit ihr 1939 zwangsverschmolzen worden war.

乐理（英语：music theory），即音乐理论，是研究音乐实践和可行性的学科。《牛津音乐指南》给出了术语“乐理”的三个相关用法：第一是“基本原理”，也就是必须了解的音乐符号，包括调号、拍号和节奏符号等等。第二是学习从古至今学者对音乐的有关研究，第三是当前音乐学研究的一个子领域，旨在“寻求定义音乐的程序和普遍规范”。它与音乐分析不同，不针对个别的作品和表现，而着重于构成音乐的根本规则。”^[1]

乐理通常关注音乐家如何制作音乐，包括如何作曲和编曲。范围包括旋律、音程、节奏、和声、结构、曲式、织体等。它源于观察和涉及关于音乐家和作曲家如何创作音乐的假定推测。懂得乐理有助作曲及音乐演绎。这个词也形容音乐中的基础元素，如音高、节奏、和声和形式且指的是音乐相关的描述、概念或信念的学术研究和分析。因为“何为音乐”的概念正不断扩大中（请参照音乐的定义），对于乐理的一个更具包容性的定义可能是任何声波现象的考虑，包括寂静，因为它也与音乐有关。

在现代学术界，乐理是音乐学的一个子领域，而音乐学本身是艺术和人文学科整体领域内的一个子领域。从词源上而言，乐理是一种音乐的沉思行为，来自希腊语“θεωρία”，它代表观看、查看、沉思、推测、理论，也是一种景象、一种场面。^[2]值得一提的是，柏林音乐院前任院长、当代作曲家鲍里斯·布拉黑尔则以历史学的角度看待音乐理论，其云：“音乐理论，基本上只不过是音乐活动经验的记录而已。”

Musikwissenschaft, auch Musikologie („Musiklehre“), ist eine Wissenschaft, die sich mit allen Aspekten der Musik und des Musizierens befasst. Sie betrachtet die Musik aus der Sicht aller relevanten Disziplinen; dazu gehören kultur-, sozial-, struktur- und naturwissenschaftliche Ansätze.

Gegenstand der Musikwissenschaft sind dabei sämtliche Ausprägungen von Musik, ihre Theorie, ihre Produktion und Rezeption, ihre Funktionen und Wirkungen sowie ihre Erscheinungsweisen vom akustischen Ausgangsmaterial bis zum komplexen musikalischen Einzelwerk.

音乐学（英语：musicology），是对音乐的学术性研究，一般以葛多·阿德勒（1855-1941）在1885年发表的一篇《音乐学的范畴、方法和目标》学术论文作为这门学科的开端。音乐学主要是执行一个系统性的音乐研究，最早是以“历史学”及“人类学”的系统发展，研究成果丰硕，因而现代多将音乐学分成三大领域：历史音乐学、民族音乐学及系统音乐学。

阴极射线管（英语：Cathode ray tube，缩写 CRT），又称显像管、布劳恩管，是一种用于显示系统的物理仪器，曾广泛应用于示波器、电视机和显示器上。它是利用阴极电子枪发射电子，在阳极高压的作用下，射向荧光屏，使荧光粉发光，同时电子束在偏转磁场的作用下，作上下左右的移动来达到扫描的目的。早期的阴极射线管仅能显示光线的强弱，展现黑白画面。而彩色阴极射线管具有红色、绿色和蓝色三支电子枪，三支电子枪同时发射电子打在荧幕玻璃上磷化物上来显示颜色。

由于它笨重、耗电且较占空间，不适合用于便携设备，而且使用材料多，已很难压低生产成本，2000年代起几乎被轻巧、省电且省空间的液晶显示器(LCD)取代。阴极射线管的市场剩下极重视色彩表现、需要极高反应速度及低温环境下等特殊用途。

Die Kathodenstrahlröhre (engl. cathode ray tube, abgekürzt CRT, auch Braunsche Röhre) ist eine Elektronenröhre, die einen gebündelten Elektronenstrahl erzeugt. Dieser kann mittels magnetischer oder elektrischer Felder abgelenkt bzw. moduliert werden, so dass ein sichtbares Bild erzeugt wird, wenn der Elektronenstrahl beim Auftreffen auf eine an der Innenseite der Röhre angebrachte Leuchtstoff-Schicht trifft. Für andere Zwecke wird der erzeugte Elektronenstrahl nicht zur direkten Anzeige verwendet, zum Beispiel im Elektronenmikroskop, Betatron oder der Röntgenröhre.

Die bekannteste Anwendung war die Bildröhre in Fernsehgeräten, bei denen sie aber inzwischen durch Flachbildschirm-Technolgien abgelöst worden ist.

在航天动力学和宇宙空间动力学中，所谓的重力助推（gravity assist；也被称为重力弹弓效应或绕行星变轨）是利用行星或其他天体的相对运动和引力改变飞行器的轨道和速度，以此来节省燃料、时间和计划成本。重力助推既可用于加速飞行器，也能用于降低飞行器速度。

引力弹弓就是利用行星的重力场来给太空探测船加速，将它甩向下一个目标，也就是把行星当作“引力助推器”。

利用引力弹弓使我们能探测冥王星以内的所有行星。在航天动力学和宇宙空间动力学中，所谓的引力助推（也被称为引力弹弓效应或绕行星变轨）是利用行星或其他天体的相对运动和引力改变飞行器的轨道和速度，以此来节省燃料、时间和计划成本。

引力助推既可用于加速飞行器，也能用于降低飞行器速度。

Der englische Begriff Swing-by – auch Slingshot, Gravity-Assist (GA), Schwerkraftumlenkung oder Vorbeischwungmanöver genannt – bezeichnet eine Methode der Raumfahrt, bei der ein relativ leichter Raumflugkörper (etwa eine Raumsonde) dicht an einem sehr viel größeren Körper (etwa einem Planeten) vorbeifliegt. Bei dieser Variante eines Vorbeiflugs wird die Flugrichtung der Sonde verändert, wobei auch deren Geschwindigkeit gesteigert oder gemindert werden kann. Ein Swing-by-Manöver kann auch mit einer Triebwerkszündung kombiniert werden. Bei sehr nahen Vorbeiflügen kann unter Umständen eine deutlich höhere Effizienz des Treibstoffs erreicht werden (Oberth-Effekt).

Der Swing-by-Effekt tritt auch auf, wenn ein Komet, ein Asteroid oder (wie es vermutlich in der frühen Geschichte des Sonnensystems geschah) ein leichterer Planet einen schwereren Planeten in dessen Gravitationsfeld passiert. Wenn die Masse des leichteren Planeten gegenüber dem schwereren nicht vernachlässigbar klein ist, ändert auch der schwerere Planet seine Sonnenumlaufbahn merklich.

Als Gravitationslinseneffekt wird in der Astronomie die Ablenkung von Licht durch große Massen bezeichnet. Der Name rührt her von der Analogie zu optischen Linsen und der wirkenden Kraft Gravitation.

Grundsätzlich wird dabei das Licht einer entfernten Quelle wie eines Sterns, einer Galaxie oder eines anderen astronomischen Objekts durch ein vom Betrachter gesehen davorliegendes Objekt, die Gravitationslinse, beeinflusst.

Lichtstrahlen, die von einer Gravitationslinse abgelenkt werden, werden umso stärker zur Masse hin abgelenkt, je näher sie an der ablenkenden Masse vorbeilaufen. Eine Gravitationslinse konzentriert das Licht, das an der ablenkenden Masse vorbeiläuft, auf die Achse zwischen Objekt und Beobachter. In verschiedenen Abständen am Objekt vorbeilaufende Lichtstrahlen schneiden aber die Achse in verschiedenen Entfernungen. Infolgedessen kann eine Gravitationslinse im Sinne der abbildenden Optik kein reelles Bild erzeugen. Die stattdessen erzeugte Lichtverteilung ist eine Kaustik.^[1]

Im Gravitationsfeld der Gravitationslinse ändert sich die Ausbreitungsrichtung des Lichtes, sodass die Position der Quelle am Himmel verschoben erscheint. Auch kann ihr Bild dabei verstärkt, verzerrt oder sogar vervielfältigt werden. Nach dem Odd-Number-Theorem tritt dabei immer eine ungerade Anzahl von Bildern auf. Allerdings können dabei einige Bilder auch so stark abgeschwächt sein, dass nur eine gerade Anzahl beobachtbar ist.

Je nach Masse und Form (Massenverteilung) der beteiligten Objekte und ihrer Lage zueinander kann der Effekt unterschiedlich stark ausfallen, von spektakulär verzerrten Mehrfachbildern bis hin zu nur leichten Helligkeitsänderungen, sodass man vom Starken Gravitationslinseneffekt, vom Schwachen Gravitationslinseneffekt und vom Mikrolinseneffekt spricht. Ein Spezialfall des Gravitationslinseneffekts ist die Kosmische Scherung.

Bereits Isaac Newton vermutete 1704 in den berühmten Queries Nr. 1 seines Werkes Opticks die gravitative Lichtablenkung.^[2] Die erste quantitative Überlegung dazu gab es um 1800, sie wurde aber erstmals 1915/16 von Albert Einstein mit seiner Allgemeinen Relativitätstheorie korrekt beschrieben. Nach ersten Beobachtungen an der Sonne 1919 und einigen theoretischen Arbeiten gelangen jedoch erst ab 1979 dank verbesserter Beobachtungstechniken Beobachtungen weiterer Gravitationslinsen.^[3][4] Seitdem hat sich der Gravitationslinseneffekt zu einem vielfältigen Gebiet der Beobachtenden Astronomie und auch zu einem Werkzeug für andere Felder wie die Kosmologie entwickelt.

引力透镜效应（英语：gravitational lensing），根据广义相对论，就是当背景光源发出的光在引力场（比如星系、星系团及黑洞）附近经过时，光线会像通过透镜一样发生弯曲。光线弯曲的程度主要取决于引力场的强弱。分析背景光源的扭曲，可以帮助研究中间作为“透镜”的引力场的性质。根据尺度与效果的不同，引力透镜效应可以分为强引力透镜效应和弱引力透镜效应。

一般从数学上来讲，面质量密度（�）大于1的为强引力透镜区域，小于1的为弱引力透镜区域。在强透镜区域一般可以形成多个背景源的像，甚至圆弧（又称“爱因斯坦环”，Einstein Ring），而弱透镜区域则只产生比较小的扭曲。强透镜方法通过对爱因斯坦环的曲率和多个像的位置的分析，可以估计测量透镜天体质量。弱透镜方法通过对大量背景源像的统计分析，可以估算大尺度范围天体质量分布，并被认为是现在宇宙学中最好的测量暗物质的方法。

1980年，天文学家观测到类星体Q0957+561发出的光在它前方的一个星系的引力作用下弯曲，形成了两个一模一样的类星体的像。这是人类第一次观察到引力透镜效应。