Linux Kernel 5.0带来了哪些改进？

Linux Kernel 从4.20直接更新到5.0,原因是Linus Torvalds 认为为“手指和脚趾加在一起数不过来”，没有什么特殊的理由。

The numbering change is not indicative of anything special. If you want to have an official reason, it's that I ran out of fingers and toes to count on, so 4.21 became 5.0.

-Linus Torvalds

Linux 5.0 的新特性包括：

AMD FreeSync 支持，初步支持 NVIDIA Turing GPU，更新中国的 C-SKY CPU 架构代码；

初步支持 NXP i.MX8 SoC；

支持 Allwinner T3、Qualcomm QCS404 和 NXP Layerscape LX2160A，英特尔 Stratix 10 FPGA 驱动，Fscrypt Adiantum 支持， Raspberry Pi 触控屏驱动，等等。

Linus Torvalds 今日宣布：期待已久的 Linux 5.0 内核系列，终于在今天迎来了面向公众发布的大版本更新。 Linux 5.0 内核系列的开发工作，属于两个月前。期间，维护团队一共发布了七个候选发布（RC）版本，完成了一系列的除虫测试工作。需要指出的是，Linux Kernel 5.0 只是一个引入适度改进的大版本，意味着并有太多激动人心的地方。

当然，Linux Kernel 5.0 还是带来了一些有趣的内容：

其它值得留意变化包括：支持用户数据报协议（UDP）中的通用接收卸载（GRO）功能，cgroupv2 中的cpuset 资源控制器，以及支持能够运行多个 Android 实例的 binderfs 文件系统。

Linux Kernel 5.0 下载地址：

分类: 理工学科

问题描述:

参考爱因斯坦的光说(光的速度之快可改变时空,回到过去)

解析:

抱歉，没看清题目

我以为是问速度~~~~~~~~~~~~~~~

我转一帖子，可以解答该问题：

雷达遥测(radar ranging)

精确决定地球与太阳平均距离(一天文单位，1 AU)，是量测宇宙距离的基础。

由克卜勒定律 ，可以推算出金星与地球的最近距离约是0.28 A.U.。在金星最近地球时，用金星表面的雷达回波 时间，可找出(误差小于一公里)

1 AU = 149,597,870 公里≈1.5* 108 公里

测距适用范围：～1AU。

恒星视差法(stellar parallax)

以地球和太阳间的平均距离为底线，观测恒星在六个月间隔，相对于遥远背景恒星的视差 。恒星的距离d

d (秒差距，pc) = 1/ p (视差角，秒弧)

1 pc 定义为造成一秒视差角的距离，等于3.26 光年。地面观测受大气视宁度的限制，有效的观测距离约为100 pc (～300 光年)。在地球大气层外的Hipparcos 卫星与哈伯望远镜，能用视差法量测更远的恒星，范围可推广到1000 pc。

测距适用范围：～1,000 pc。

光谱视差法(spectroscopic parallax)

如果星体的视星等为mV，绝对星等MV，而以秒差距为单位的星体距离是d。它们间的关系称为距离模数

mV - MV = -5 + log10d

如果知道恒星的光谱分类 与光度分类 ，由赫罗图 可以找出恒星的光度。更进一步，可以算出或由赫罗图读出恒星的绝对星等，代入距离模数公式，即可以找出恒星的距离。

因为主序星的分布较集中在带状区域，所以光谱视差法常用主序星为标的。利用邻近的恒星，校准光谱视差法的量测。另也假设远处的恒星的组成与各项性质，大致与邻近恒星类似。误差常在25% 以上，。(注：本银河系直径约30 Kpc)

测距适用范围：～7Mpc。

例： 若某恒星的视星等为+15 ，其光谱判定为G2 V 的恒星‘i从赫罗图读出该星的绝对星等为+5 ，代入距离模数公式15 - 5 = 5 log d - 5 ，求出该星的距离d= 1000 pc = 3260 光年。

变星

位在不稳定带的后主序带恒星，其亮度有周期性的变化(周光曲线)，而综合许多变星的周光关系，可以发现变星亮度变化周期与恒星的光度成正比(参见周光关系) 。用来做距离指标的变星种类主要有造父变星(I 型与II 型)与天琴座变星。

测定变星的光谱类别后，由周光图可以直接读出它的光度(绝对星等)。由变星的视星等和绝对星，利用距离模数公式，

mV - MV = -5 + log10d

即可定出变星的距离。目前发现，最远的造父变星 在M 100，距离我们约17 Mpc。

测距适用范围：～17 Mpc。

超新星

平均每年可以观测到数十颗外星系的超新星。大部份的超新星(I 型与II 型) 的最大亮度多很相近，天文学家常假设它们一样，并以它们做为大距离的指标。

以造父变星校准超新星的距离，以找出I 型与II 型星分别的平均最大亮度。由超新星的光度曲线 ，可以决定它的归类。对新发现的超新星，把最大视亮度(mV) 与理论最大绝对亮度(MV) 带入距离模数公式，即可找出超新星的距离。

II 型超新星受外层物质的干扰，平均亮度的不确定性较高，I 型超新星较适合做为距离指标。

测距适用范围：>1000 Mpc。

Tulley-Fisher 关系

漩涡星系的氢21 公分线，因星系自转而有杜卜勒加宽 。由谱线加宽的程度，可以找出谱线的位移量Δλ，并求出星系的漩涡臂在视线方向的速度Vr，

Δλ/λo = Vr/c = Vsin i/c

i 为观测者视线与星系盘面法线的夹，由此可以推出漩涡星系的旋转速率。Tulley 与Fisher 发现，漩涡星系的光度与自转速率成正比，现在称为Tulley-Fisher 关系。

量漩涡星系的旋转速率，可以知道漩涡星系的光度，用距离模数公式，就可以找出漩涡星系的距离。Tulley-Fisher 关系找出的距离，大致与I 型超新星同级，可互为对照。

注：现常观测红外线区谱线，以避免吸收。

测距适用范围：>100 Mpc。

哈伯定律

几乎所有星系相对于本银河系都是远离的，其远离的径向速度可用都卜勒效应来测量星系的红位移 ，进而找出星系远离的速度。

1929年Edwin Hubble得到远离径向速度与星系距离的关系

哈柏定律

Vr = H*d

其中

Vr = 星系的径向远离速度

H = 哈柏常数=87 km/(sec*Mpc)

d = 星系与地球的距离以Mpc 为单位。

哈柏定律是一个很重要的距离指标，量得星系的远离速度，透过哈柏定律可以知道星系的距离。

例:

室女群(Vigro cluster) 的径向远离速度为 Vr ＝1180 km/sec， 室女群与地球的距离为 d = Vr/H = 1180/70 = 16.8 Mpc。

测距适用范围：宇宙边缘。

其他测距离的方法

红超巨星

假设各星系最亮的红超巨星绝对亮度都是MV = -8 ，受解析极限的限制，适用范围与光谱视差法相同。

测距适用范围：～7Mpc。

新星

假设各星系最亮的新星，绝对亮度都是MV = -8 。

测距适用范围：～20 Mpc。

HII 区

假设其他星系最亮的HII区之大小，和本银河系相当。(定H II区的边界困难，不准度很高)

行星状星云

假设星系行星状星云，光度分布的峰值在MV = - 4.48。

测距适用范围：～30 Mpc。

球状星团

假设星系周围的球状星团，光度分布的峰值在MV = - 6.5。

测距适用范围：～50 Mpc。

Faber-Jackson 关系、D-σ关系

Faber-Jackson 关系与Tulley-Fisher 关系类似，适用于椭圆星系。Faber-Jackson 关系：椭圆星系边缘速率分布宽度σ的四次方与星系的光度成正比。

D-σ关系：椭圆星系边缘速率分布宽度σ与星系的大小D 成正比。

测距适用范围：>100 Mpc。

星系

假设其他更远的星系团，与室女星系团中最亮的星系都具有相同的光度MV = -22.83。

测距适用范围：～4,000 Mpc。

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