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23rd
四月 2008

翻译:High Performance Web Sites(7)-Chapter 5
爱因万江斯坦@2008年04月23日 23:30 Post in 一千零一夜 No Comments »

《High Performance Web Sites》 :Chapter 5

法则5:将样式表放到HEAD中 Put Stylesheets at the Top

在Yahoo!,有一个小组在他们的项目中使用了一些DHTML特性。其中一个复杂的功能是是在发送邮件时会弹出一个DIV层。其实这个层并不影响其所在页面的渲染,因为它是功能触发式的被渲染的页面部分,所以这个小组的前端工程师就把这个弹出层的CSS样式写到一个独立的样式表文件中,并把对该CSS的引用放在页面的最下方的位置,以确保页面能较快的下载和渲染。
我们知一个页面是由图片,样式表,scripts等组件渲染成的,而组件是按它们在页面中出现的顺序依次下载,把DHTML的动态功能的样式表文件放到后面,可以让更关健的组件先下载,这样能使页面更快的渲染显示给浏览者,好像事实应该是这样,不是吗。

事实是这样吗?

其实采用上面的方式在IE下反而会更慢。经过不断尝试,我们还是把这个DHTML所需的样式表放到了页面的上方HEAD中,这时的页面载入是最快的。这好像和我们所期望的有点相反,为什么我们把暂不渲染页面的CSS放到页面的上方位置,延缓了其它关健组件的下载,反而是加快了页面的载入速度呢?这就是我们马上要开始介绍的法则5。

Progressive Rendering
逐步渲染

前端工程师总是希望他的页面能尽可能快的展示给用户,所以他们希望页面能够随着下载逐步渲染给用户,特别是在页面比较大或是用户使用较慢的网络连接时。有人曾经讨论过给用户一个视觉反馈的重要性,提出要用视觉反馈来作为衡量进度的指标:让用户实实在在的感受到页面一块一块的渲染出来和让用户等着一个空白页让各组件下载到本地再渲染,可能前一种方法的实际组件下载完的速度要慢,但用户会觉得这要快的多。

把样式表放到页面的下方,在一些浏览器中(包括IE)会阻止我们上面所期望的逐步渲染。因为浏览器如果发现页面中的下方有样式表的引用,就会不进行逐步的渲染以避免样式表的的变更所带来的重新渲染,所以这个时候用户可能会看到一个空白页(其实可能网速并不慢,服务响应也够快,但您还是等一个空白页的过程)。Firefox则不会这样。

HTML规范中就清楚的说明了样式表要声明或引用在页面的HEAD中:”Unlike A, [LINK] may only appear in the HEAD section of a document, although it may appear any number of times.”

下面我们用数据来分析:
CSS在页面的下方:http://stevesouders.com/hpws/css-bottom.php
CSS在HEAD中:http://stevesouders.com/hpws/css-top.php
CSS在HEAD中,并用 @import的方式引入:http://stevesouders.com/hpws/css-top-import.php
(注意,这种用@import引入的方式,即使您将css写在HEAD中,也会出现类似将css放在页面下方的情况,出现一个空白的页等待中)
以上的三个页面中,组件和个数都一样。看看下面的三个页面的组件下载时序图:

 

第一个和第三个,都是在最后才下载样式表,这样就会导致在IE中,页面在6.3秒前都是不会被渲染的,而第二个页面,会最先下载样式表,这时页面就会开始渲染了。

现在我们知道该怎么做了。把样式表以link文件的形式放进HEAD吧。

相关章节:

中文翻译:
翻译:High Performance Web Sites(1)-Chapter A 前端性能的重要性
翻译:High Performance Web Sites(2)-Chapter B HTTP 概述
翻译:High Performance Web Sites(3)-Chapter 1    法则 1: 尽可能减少HTTP请求数
翻译:High Performance Web Sites(4)-Chapter 2   法则 2: 使用CDN 内容分发网络
翻译:High Performance Web Sites(5)-Chapter 3   法则3:增加Expires Header
翻译:High Performance Web Sites(6)-Chapter 4   法则4:使用Gzip压缩组件
翻译:High Performance Web Sites(7)-Chapter 5  法则5:将样式表放到HEAD中
翻译:High Performance Web Sites(8)-Chapter 6    法则6:把script放到页面的底部
4th
四月 2008

宇宙大爆炸(四):宇宙的模样
爱因万江斯坦@2008年04月04日 23:25 Post in 科学会 No Comments »

这是央视《探索.发现》栏目 宇宙大爆炸的最后一集:宇宙的模样

狄基没有能够与彭齐亚斯和威尔逊一起获得诺贝尔奖,这让很多人感到遗憾,但他却并没有停留。对于狄基来说,微波背景辐射的发现,并不意味着宇宙大爆炸理论就没有问题了。1978年11月13日,狄基教授到康奈尔大学做关于宇宙学的学术报告,他提出了一个关于宇宙学的问题,这个问题跟宇宙空间的几何形状有关:

根据广义相对论,充满物质的四维时空(长,宽,高,时间)是弯曲的,但其中三维空间的几何形状,则有几种不同的可能性。爱因斯坦曾认为宇宙空间是球型的,弗里德曼则提出过双曲型的宇宙,介于两者之间的是平直空间。我们生活的宇宙究竟是哪一种几何形状呢?

根据爱因斯坦的广义相对论方程,定义出了临界密度的概念。如果宇宙空间中物质的平均密度等于临界密度,那么宇宙空间就是我们所熟悉的平直空间,如果大于临界密度,宇宙空间就是封闭的球形,如果小于临界密度,宇宙空间就应该是开放的双曲形。临界密度的数值是非常小的,它就相当于一个立方米里只有一个最轻的原子,比如说是质子或氢原子的这样一个密度。
而当时人们还不能精确测量宇宙的密度,但是知道它与临界密度属于同一个数量级,也就是说相差不会超过几倍。狄基认为,这里有个奇怪之处,这意味着在大爆炸后的一秒钟,宇宙物质密度与临界密度相差不超过一百万亿分之一,否则今天的宇宙密度就会远远偏离临界密度。

这个奇怪的现象怎样解释呢?狄基提出了问题,但他自己也无法回答。这个问题像一颗种子,在当时的听众一位在粒子物理学研究组做博士后 阿伦·古思心里,埋下了一颗种子。

在听了狄基的报告后不久,古思开始和华裔物理学家戴自海合作,研究宇宙大爆炸中磁单极产生的问题。(注:磁单极子是理论物理学弦理论中指一些仅带有北极或南极单一磁极的磁性物质,它们的磁感线分布类似于点电荷的电场线分布)

1979年,古思等人在研究中发现,在宇宙大爆炸中有可能产生非常多的磁单极,并且会一直存留到现在。但是,尽管人们曾用实验去寻找,却一直没有找到。古思提出,解释这种结果的一种办法是:磁单极产生后,宇宙发生了一次极迅速的指数式膨胀。已经产生的磁单极个数不变,而宇宙空间的体积在指数膨胀中却迅速增大,于是磁单极变得很稀少,不会再与实验结果相冲突。 古思为这种发生在宇宙早期的指数膨胀起了个名字,叫做”暴胀“。

这时古思回忆起一年前狄基的报告,他意识到,为了解决磁单极问题而提出的暴胀理论,其实也可以解决狄基的宇宙几何问题:如此剧烈的膨胀会把原来弯曲的空间拉直,这就好像我们用力拉一块褶皱的橡皮膜可以把它拉平一样。因此,如果在宇宙的极早期发生过一次暴胀,那么我们可观测的这部分宇宙几何就非常接近平直空间了。

暴胀理论不仅解释了为什么可观测的宇宙基本上是均匀了,而且还说明了为什么在这个均匀中还有些小的不均匀性。

原来,我们今天看到的尺度达几百万光年的空间,在暴胀发生以前都曾经挤在比原子核还要小的空间里。在这样小的空间里,量子力学的测不准效应非常明显。由于测不准效应在宇宙暴胀前很明显才产生了现在一些不均匀性。

尽管暴胀理论可以解释一些理论上的重大疑难,但它究竟是否正确,还需要用观测加以检验。按照暴胀理论,我们可观测的这部分宇宙的几何非常接近平直,所以物质的密度应该等于临界密度,这是否符合我们的观测呢?

我们用望远镜能直接看到星系中恒星发出的光,根据这些星光我们可以推断宇宙中恒星贡献的物质密度。这个密度只有临界密度的百分之一左右。当然,我们知道恒星之间以及星系之间都分布着一些气体。但即使把这些星际物质或是气体与尘埃贡献的密度加添进来,把所有这些加在一起,总密度也不超过临界密度的百分之五。

当古思提出他的暴胀理论的时候,科学家们早已发现,宇宙中还存在着一种神秘的不发光的物质,即:暗物质。

1934年,加州理工学院的第一位从事天体物理研究的学者瑞士籍的弗里兹·兹威基教授,研究了星系团内星系的运动,首次提出了暗物质存在的可能性:
星系团中有成百上千的星系被星系团自身的引力束缚着,它们的运动速度与引力必须达成平衡,引力越强,运动速度越快。兹威基发现,星系团内的星系远远不够产生这么大的引力。一定还存在着其他我们看不见的物质,兹威基把它称之为暗物质。暗物质存在的直观证据是引力透镜现象。当遥远星系发出的光经过一个星系团附近的时候,光线会被星系团的引力所偏折,星系团就好像是一个透镜。当我们朝这个方向望去,就会看到光弧、甚至同一个星系的几个不同的像。

虽然没有人直接探测到暗物质,也不知道暗物质是什么,但是通过引力人们可以测出它的总量。测量的结果是:普通物质加上暗物质,总量只占临界密度的百分之二十到三十,并不像暴胀理论预言的那样达到临界密度。

问题出在哪儿了?是观测结果有徧差,还是在现有理论里遗漏了什么?

这时还面临着别的矛盾,其中一个就是宇宙的年龄问题。按照大爆炸理论,宇宙的年龄首先取决于哈勃常数,也与宇宙的密度有关。所谓”哈勃常数”,是指按照”多普勒原理”,用光谱位移,表示宇宙中星系退行速度与距离成正比关系的比例常数。
按照恒星演化理论,最古老球状星团的年龄可达120亿年。那么宇宙的年龄呢?

1990年,美国太空总署的航天飞机把一台望远镜送上了太空,并命名为哈勃望远镜。哈勃望远镜拍出了许多美丽的星空图景,一下子拉近了我们和这些星系的距离。

上个世纪90年代初,由劳伦斯·伯克利实验室的索尔·珀尔米特领导的超新星宇宙学研究组,开始在茫茫太空中,寻找远处的超新星。不久,由霍普金斯大学的亚当·瑞斯等人组成的,高红移超新星研究组,也加入了竞争的行列。他们对选定天区进行曝光,然后再仔细比较和上次图像的异同。一旦发现超新星,就拍下它们的光谱。这两个小组的天文学家吃惊地发现,遥远超新星的亮度比预期的暗。这意味着这些超新星的距离比预期的要远。按照过去的理论,由于引力的作用,宇宙的膨胀速度会越来越低,这样,无论如何也不可能达到如此远的距离。要想解释观测结果,唯一的可能是宇宙膨胀速度越来越快。普通的物质,甚至暗物质都只产生引力使宇宙的膨胀减速,但有一些非常特别的物质能产生斥力,使宇宙的膨胀加速,这个物质是什么呢??
不知道,但我们先叫它暗能量。

当年爱因斯坦引入的宇宙学常数就是一种暗能量。但是并没有一种物理理论能够解释为什么会有宇宙学常数,或者宇宙学常数应该是我们观测到的这么大。迄今为止,天文学家也不敢肯定,暗能量就是宇宙学常数。有许多关于暗能量的假说,但是都不能很好的解释它的性质。暗能量的发现,如此出乎人们的预料,1998年,它被评为当年度的世界十大科学发现之首。

尽管人们不了解暗能量是什么,但是由于它的存在,宇宙的膨胀并没有减速而是在加速,因此宇宙的年龄比原来根据减速的假定估计出的数值要长。人们又开始对暴胀理论预言的平直宇宙充满信心,也许宇宙的总密度确实等于临界密度,其中30%是物质,而余下的70%则由暗能量提供。

1998年12月29日,一批来自美国、意大利等国家的科学家,在南极放飞了一个高灵敏度的氦气球,气球升入35公里的高空,在大气环流的作用下,围绕南极点飞行了11天后,在离放飞点不足50公里的地方成功降落,气球上携带着最新研制的微波背景辐射探测装置,科学家们对这次飞行观测收集的数据进行了近两年的分析,观测的结果表明,宇宙的几何正如暴胀理论预言的那样,完全是平直的。

2001年6月30日,美国航空航天局的MAP卫星发射升空。卫星被送到距离地球一百多万公里的拉格朗日点上,在这里,太阳、地球、卫星始终在一条线上。卫星背向太阳和地球缓缓扫描着天空,收集着来自宇宙深处的数据。2002年9月,威尔金森因病不幸去世,未能亲眼看到卫星数据的发表。美国航空航天局将卫星改名为WMAP,以纪念威尔金森的贡献。

2003年,WMAP第一年观测的数据发表了,观测结果的精度大大提高,与气球的实验结果也非常一致。我们终于知道,宇宙空间是平直的,暴胀理论得到了初步的证实。同时,宇宙的年龄和大尺度结构问题在这个理论框架内也得到了完满的解决。《科学》杂志把这评价为2003年度最重大的科学进展。

我们终于了解到,宇宙是在大约140亿年前由一次大爆炸所产生,宇宙中30%是物质,70%是我们还不知道究竟是什么的暗能量所构成,而在宇宙中由闪烁星星所组成的明亮星系它们的分布并不均匀,此外的我们还知道宇宙的究竟是平直,它还在加膨胀… …

 

1st
四月 2008

宇宙大爆炸(三):宇宙的密码
爱因万江斯坦@2008年04月01日 23:01 Post in 科学会 No Comments »

1946年的时候,移居美国的前苏联科学家乔治·伽莫夫,在勒梅特”原始原子”的基础上另辟蹊径,提出,宇宙中的氦,主要是在大爆炸后不久的高温条件下合成的理论。这个观点,给了大爆炸理论有力的支持。

在霍依尔提出”如果大爆炸真的发生过,请问爆炸所遗留下来的痕迹在哪里”的质疑以后,伽莫夫和他的学生就在研究这个问题。伽莫夫和他的学生们坚信,高热爆炸产生的辐射,即使是在100多亿年后的今天,也不会完全消失。伽莫夫依据什么,得出这样的结论呢?

如果我们烧一堆篝火,或者我们进行一次爆炸,这个当中会产一些光,这个光子呢就会向各个方向飞去,以后我们就再也没有机会看到这些光子。但是假如宇宙深处的外星人,他们正好朝这个方向看,他们是有机会能够看到这些光的。由于宇宙大爆炸是处处都在进行,所以我们朝任何一个方向看去,都应该能看到大爆炸产生的这个光;但由于宇宙的膨胀,这些光的能量降低了,波长也变长了,现在处于微波波段,温度是这个绝对温度的几K,但是我们用仪器应该是能探测到。

正是由于知道了这一点,伽莫夫才对找到大爆炸遗留的辐射充满信心。在铁幕的另一边,前苏联核武器设计的负责人泽尔多维奇和他领导的科研小组,在完成氢弹的设计研究工作后,也开始研究宇宙大爆炸理论,他们也注意到,大爆炸过后会有余光残留下来。
由于长期从事国防研究,他们一直关注着美国在电子技术方面的最新进展。不久以后,美国贝尔实验室建立了一座用于卫星通信试验的,高灵敏度微波天线。苏联人注意到,这座天线的灵敏度应该足以探测到大爆炸的遗迹。然而阅读美国人关于这座天线的实验论文,似乎并没有提及这样的热辐射,这使苏联人一度认为,宇宙大爆炸理论也许并不成立。

实际上,贝尔实验室对这座天线性能的测试并不彻底,对卫星通信来说这也不是必要的。卫星通信实验结束以后,贝尔实验室的两位科学家 阿诺·彭齐亚斯和罗伯特·威尔逊希望用它做一些射电天文研究,在正式开始研究以前,他们决定先进行严格的测试和校准,但在测试和校准的过程中发现老有一种多余的噪声。他们把天线对向纽约,结果没发现任何特别的状况,这意味着纽约并没有发出那种频率的噪声。不管把天线对着哪个方向,烦人的噪声总是挥之不去,即使把天线指向太空,噪声依然存在。

他们在检查以后发现,天线里面住了一对鸽子。在他们接管这里之前,天线闲置了很长时间。鸽子住在里面,弄得到处都是鸽粪,威尔逊和彭齐亚斯觉得,这下总算找到根源了。鸽子事件以后,奇怪的无线电噪声仍然不断,威尔逊和彭齐亚斯用了一年的时间,彻底检查他们的天线。到第二年,他们快要绝望的时候,彭齐亚斯偶然和同行伯克聊起此事,伯克说:他的一位朋友,曾听过普林斯顿大学一位叫皮伯斯的学者作过的一个报告,谈到他们也在进行类似的工作。伯克告诉彭齐亚斯,他们发现的奇怪噪声,可能正是普林斯顿大学狄基小组正在寻找的东西。于是彭齐亚斯赶紧给狄基打去电话。

普林斯顿大学的狄基教授,是一位很有思想的科学家,他认为宇宙既不像霍伊尔他们认为的是一个永恒不变的处在稳恒态的宇宙,也不像勒梅特和伽莫夫他们所认为的是由惟一的一次大爆炸而产生的,他认为宇宙是处在一种膨胀收缩再膨胀的过程中,同时他也认为当宇宙收缩到一个很小的体积的时候,根据热力学原理,这时它的温度肯定是非常高的,而且当宇宙膨胀到今天的这种程度的时候,肯定还有某种留存下来的温度存在,于是他就想来测量这个剩余的热量。

狄基教授在第二次世界大战时,曾从事雷达研究,并发明了计量微波辐射的仪器。这个仪器正好在此次实验当中用上。他让助手之一的皮伯斯从事理论计算,而另一位助手威尔金森则设计实验仪器。他们将天线安装到了普林斯顿大学的屋顶上。就在他们自信把探测仪器调试得完美无缺的时候,接到了罗伯特·威尔逊的电话。

当时去接电话的是狄基教授,他就意识到贝尔实验室有可能得到了类似的结果;狄基教授在放下电话以后,很失望的说了一句:哎呀,我们被别人抢先了。狄基教授和他的同事们,立刻带上自己的资料来到贝尔实验室,他们要亲身体会这个无线电波的噪声。当罗伯特·威尔逊和彭齐亚斯看到狄基教授带去的仪器和记录时,他们终于明白,那个推论中的宇宙大爆炸的痕迹,被他们无意中发现了。

”宇宙微波背景辐射”也就是大爆炸痕迹的发现,以确凿的证据证明了,宇宙的确曾经处于与今天完全不同的高温高密状态,这是继哈勃发现宇宙膨胀之后,宇宙学研究上的又一个重大突破。

认为宇宙起源于原始原子,并以此说服爱因斯坦的勒梅特,在他临终前几天听到了这个消息,他的宇宙创生于”没有昨天的那一天”的猜想,终于被科学所证明。而建立了完整的大爆炸理论,并对遗迹辐射温度做出科学预言的伽莫夫,则以他特有的幽默来回应人们的祝贺:”我也许确实丢过一分钱。但当有人在街上捡到一分钱时,我也不能说那一定就是我丢的。”这位谦逊的物理学家于1968年去世,而彭齐亚斯和威尔逊,也因为自己的发现,在13年后的1978年,获得了诺贝尔物理学奖。

宇宙微波背景辐射被发现的时候,斯蒂芬·霍金正在剑桥攻读博士学位,很可能是这件事情促成了他选择大爆炸和爱因斯坦的相对论作为博士论文的研究主题。

博士论文必须要包含大量的原创知识,这是一个很大的负担。因为你必须要在3年的时间内,作出这样一篇论文,里面一定得要有成果,霍金当时还没找到合适的论文题目,在剩下不到一年的时候,斯蒂芬·霍金受牛津大学数学教授罗杰·彭洛斯的启发,决定从爱因斯坦的相对论入手,看看它对宇宙还能预示些什么。霍金的导师希尔玛是彭洛斯的好朋友,希尔玛就决定到牛津去,听听彭洛斯的意见。

彭洛斯正在研究爱因斯坦方程可能导致的另一种结果,即由于引力的驱使,大量的物质,坠入一个密度极大的区域中,以致光都无法从中发出来,这个区域就是”黑洞”。黑洞中存在着一个密度无限大的点,在这里,一切已知的物理学定律,都要失效,这就是所谓时空的”奇点”。比如大质量的恒星,在它的演化过程中必然要发生坍塌,坍塌到一个奇点上。霍金就从彭洛斯教授的数学方面的研究结果得到启发,他想如果这个坍塌过程反过来,实际上就是一个大爆炸的过程,由于就形成了霍金从数学角度来研究爱因斯坦方程所得到的结果,并且非常有力的支持了大爆炸理论。

1970年,霍金和彭洛斯在论文中证明,如果广义相对论和经典物理学是正确的,那么,时空中一定存在着 “奇点”。因此黑洞和宇宙大爆炸都不是奇怪的事,而且是不可避免的。

彭齐亚斯和威尔逊的观测只是在一个波长处进行的,虽然与绝对温度3度的黑体辐射在该波长的强度相符,但要进一步证实它是不是大爆炸的遗迹,是否具有完美的黑体辐射谱,还需要在其他各个波长,特别是毫米波段进行精确测量。 1975年,美国航空航天局决定,采纳本局戈达德航天中心物理学家约翰·马瑟等人的意见,专门研制一颗卫星,用以对宇宙微波背景辐射,进行精确测量。这颗卫星被命名为COBE。马瑟负责辐射谱仪的研制,还担任了COBE卫星的总负责人。1989年一个多风的早晨,美国航空航天局将COBE卫星送上了太空。COBE 最初9分钟的观测结果就表明,宇宙微波背景辐射确实具有完美的黑体辐射谱,大爆炸理论得到了进一步的证实。

此时大爆炸理论已接近完整。但是仍然有一个重要的问题,如果要形成星系,最初的宇宙必须不是完全均匀的。彭齐亚斯和威尔逊发现的辐射应该能够反映这一点。但它却似乎与方向无关,如果大爆炸理论正确,那么各方向上的辐射必定有所不同,这一定要有观察的证明。

星系结构的不均匀分布,导致宇宙空间呈现一种大尺度的结构状态。这一点,尤其在河外星系表现得非常明显。河外星系的空间尺度之大,经常要以10亿光年来计算。那么,这些大尺度结构又是怎样形成的呢?美国的皮伯斯和前苏联的泽尔多维奇等人认为,早期宇宙中,物质密度可能存在一些非常微小的不均匀性,它们在引力的作用下逐渐成长为星系、星系团、以及更大尺度的结构。如果是这样,宇宙早期的背景辐射必须在各方向上有一些微小的起伏,天文学家称之为各向异性。而探测宇宙微波背景辐射中的各向异性,是COBE卫星的另一个重要任务。

美国伯克利大学教授乔治·斯穆特用一个类似普林斯顿大学使用过的定向号角天线,开始了一系列试验。他希望做出一张详细的地图,来标出大爆炸残留的遗迹,并勾画出银河及宇宙的结构。随后,斯穆特和他的小组,研制出了一套能消除包括地球大气层干扰在内的具备高灵敏度的仪器,并利用COBE卫星送上太空。

COBE卫星升空不久,就发回来了准确的观测数据。在第一天快要结束的时候,斯穆特教授得到了一张清晰度前所未见的宇宙照片。他和他的小组花了一整年的时间,收集了3亿个观测数据,用计算机绘制出了一张宇宙微波背景辐射的图像,斯穆特将它称之为宇宙蛋。

这个宇宙蛋所显示的,是大爆炸结束时宇宙的图像,粉红和蓝色的区域分别表示温度的变化。宇宙微波背景辐射是非常均匀的,但是如果我们去掉均匀的背景,就可以看到各向异性。红色代表温度较高的区域,蓝色代表温度较低的区域。
COBE的探测结果,使大爆炸的理论再次得到观测的证实,大爆炸也终于被大多数人所接受。COBE的成功也有约翰·马瑟的功劳。由于约翰·马瑟和乔治·斯穆特在宇宙微波背景辐射研究中的贡献,他们在2006年获得了诺贝尔物理学奖。然而,大爆炸的理论并非就此完美无缺,它仍然还有一些问题需要解决。