高红移星体
高红移类星体
Further positive contour levels increase by a factor of 2 ,The lowest contours are drawn at±0.45 mJy beam?The Gaussian restoring beam is 4.87 mas ×3.98 mas with major axis position angle PA=7.? 2.
命名为J1427 + 3312的类星体是2008年之前已知的最高红移的类星体（Z=6.12），当时已知的排名第二的是命名为J0836 + 0054的类星体，红移Z = 5.77。
J1427 + 3312在2007年3月11日和2007年3月3日由欧洲EVN组织利用VLBI技术分别观测到了1.6GHz和5GHz的频率。在1.6GHz它显示为双层结构。J1427385 + 331241是由McGreer等人鉴定的。其无线电光谱为陡谱。
人们观察这些最高红移的类星体是因为他们能提供宇宙最早的超大质量增长的黑洞，人们称之为“灯塔”，照亮了观察者的空间。但是目前的高红移类星体（Z> 6）存在非常少。
该图是1.6GHz的J1427+3312 VLBI图像，显示了在1.6GHz的双层结构。最低等高线为±50μJY/束，比正常的等高线水平增加了√2，峰值亮度为460μJY /束。高斯恢复束为6.2mas ×5.0mas，轴角为29°。恢复束显示在左下角的椭圆。所使用的参考校准源是J1422+3223，该位置的不确定性是0.49 MAS。
该图是5GHz的J1427+3312VLBI图像。最低等高线为±50μJY/束，比正常的等高线水平增加了√2，峰值亮度为167μJY /束。高斯恢复束为2.5mas×1.6mas，轴角为10°。恢复束显示在左下角的椭圆。
在对J1427+3312进行观测研究时，欧洲VLBI网（EVN）的各国的天线进行了七小时的观察，其中包括德国、南非、英国、意大利、波兰、瑞典、荷兰、中国等，从而为观察提供
了详细的数据，以及对数据的出来，记录的数据在荷兰的联合研究所 (JIVE)进行相关。
第二高红移类星体是J0836 + 0054，红移z = 5.77。Frey等人在2003年和2005年也与EVN观测了频率在1.6GHz和5GHz的VLBI图像，很明显它的无线电光谱也是陡峭。人们推测，这两个类星体是众所周知的千兆赫兹峰值能谱（Gigahert Peak Spectrum,GPS)源和致密徒谱（Compact Steep Spectrum，CSS），事实上GPS和CSS的无线电光谱也是陡谱。
高红移类星体
J0836 + 0054是2003年之前发现的最遥远无线电类星体，利用ＶＬＢＩ技术天文学家在2003年１１月４日发现了５GHz频率源，与VLA共同观测从而确定了J0836 + 0054的天体位置，其不确定性为２ＭＡＳ。该天体的得到是欧洲EVN 在世界各地的观测点包括在Effelsberg（德国），哈特比斯特胡克（南非），MEDICINA（意大利），南山（中国），诺托（意大利），Onsala（瑞典），佘山（中国）和韦斯特博克（荷兰）等地进行了7.5个小时的观测，在荷兰的联合研究所 (JIVE)进行相关。该类星体采用利用J0836 + 0052作为相位参考校准器，由ICRF和VLBA测得的不确定性分别为0.7 MAS和1.3 MAS。
J0836+0052在5-GHz的VLBI图像。最低等高线为±0.3μJY/束，比正常的等高线增加了2。峰值亮度为218 MJY/束。高斯恢复束为8.0mas×5.7mas，轴角为71°。恢复束显示在左下角的椭圆。
J0836+0052在1.6-GHz的VLBI图像。最低等高线为±0.25MJY/束。比正常的等高线增加了√2，峰值亮度为1.418 MJY/束。
Eddington认为在没有被引力透镜作用的情况下J0836 + 0054中央黑洞的的质量估计为M =4.8×109M⊙，但显然被重力透镜化，这将导致被１０倍或者更高倍率的过高估计它的黑洞质量。
引力透镜：是由于引力场源对位于其后的某个天体发出电磁辐射所产生的汇聚和多重成像效应。因为类似于凸透镜的汇聚效应，所以命名为引力透镜。引力透镜效应是爱因斯坦的广义相对论所预言的一种现象，由于失控在大质量的天体附近会发生畸变，会使光线在大质量天体附近产生弯曲。如果大质量天体存在观测者到光源之间，则光源的两侧会形成两个像，就像一面透镜存在观测者和天体之间，这种现象称之为引力透镜效应。
（注）高红移AGN星体
射电源SDSS J102623.61 + 254259.5（J1026 + 2542）是目前已知的最遥远的高红移最明亮AGN星体之一，其红移z=5.3,研究其星体的人员在2006年利用双频观测到了1.7GHz 的图像，并在2013年利用欧洲VLBI网（EVN）重新观测了5GHz和1.71.7GHz的图像。这是当时发现的Z> 5的blazar天体。最新的VLBI图片显示其核心温度为2.3×1012 K。
Blazar天体属于活动星系核（AGN），分为BLLAC和FSRQ。已知的blazar天体的数量在逐年上升，然而在高红移（Z> 5）的数量仍然很少。在J1026 + 2542发现之前，已知的最遥远的是Romani等人在2004年发现的J0906 + 6930（z = 5.47），第二个就在2012和2013年Sbarrato等人发现的J1026 + 2542（z = 5.266），最近，人们认为被Frey等人发现的J1146 + 4037（Z = 5.01）也属于blazar天体。这是目前已知的所有三个红移Z> 5的高红移blazar天体。
SDSS J102623.61 + 254259.5（J1026 + 2542），在2012年被Sbarrato根据它的光谱能量分布和X射线光谱，确定为第二遥远的blazar天体。它的中央黑洞的质量被估计为（2 - 5）×109M⊙，喷流的洛伦兹因子Γ=14。在2013年Sbarrato等人利用核光谱望远镜阵列（Nuclear Spectroscopic Telescope Array,NuSTAR）加强了数据Γ≈13。最新的VLBI数据观测是在2013年5月28日观测的5GHz及2013年6月4日观察的1.7GHZ的数据，利用欧洲VLBI网（EVN），相比于早期Helmboldt 等人在2007年利用美国VLBI网进行的观测实践跨度为2677天（7.33年）。
J1026 + 25425GHz在2013年5月28日的观测使用了EVN在全球十四个射电望远镜包括Effelsberg（德国），Jodrell（英国），MEDICINA，诺托（意大利），Onsala（瑞典），Toru'n（波兰），Yebes（西班牙），Badary，Svetloe，Zelechukskaya（俄罗斯），Hartebeesthoek （南非），佘山，乌鲁木齐（中国），以及WSRT(荷兰）等地，项目编号为EF024A。与此同时，对频率1.7GHz的观测在同时进行，项目编号为EF024B，除了 Yebes其他十三地的射电望远镜参与了此次观测。数据的相关皆是在荷兰的联合研究所进行的。
J1026 + 2542在1.7GHz的EVN图像。最低等高线为±0.45 MJ/束，比正常的等高线水平提高了2，峰值亮度为57.4 MJY/束。高斯恢复束为4.87mas×3.98mas，轴角为7.2°。恢复束（FWHM）显示在左下角。
J1026 + 2542在5GHz的EVN图像。最低等高线为±0.32 MJY/束，比正常的等高线增加了2，峰值亮度为21.7 MJY/束，高斯恢复束为1.74mas×1.25mas，轴角为0.1°。
高红移类星体
类星体的高红移可以用于观测早期活动星系核(AGN)的产生和活动，以及其中心超大质量（高达109M⊙）的黑洞。
目前已知的红移Z> 5.7的类星体大约有６０多个，但是只有三个在１．４ＧＨＺ频段
进行了无线电检测，其中1429 + 5447（Z = 6.21）是目前已知的最高红移射电类星体，另外两个分别为，J0836 + 0054（Z = 5.77）和J1427 + 3312（Z = 6.12）。在2010年6月8日利用欧洲VLBI（EVN）进行了J1429 + 5447 1.6GHz的VLBI成像观测，并与2010年5月27日进行了J1429 + 5447 5GHz的VLBI成像观测。根据观察的无线电性能，J1429 + 5447的结构和陡谱类似于J0836 + 0054以及J1427 + 3312。
J1429+5447利用EVN在2010年5月27日进行了5GHz频率的观测，并在2010年6月8日观测了1.6GHz。5GHz观测参加的洲际射电望远镜有十一个，包括Effelsberg（德国），Jodrell Bank Lovell & Mk2 telescopes（英国），MEDICINA（意大利），Toru'n（波兰），Onsala（瑞典），佘山，南山（中国），Badary，Zelenchukskaya（俄罗斯），和韦斯特博克综合孔径射电望远镜（WSRT，荷兰）。以上的所有射电望远镜除了Mk2 telescopes（英国）都参加了1.6GHz的观测。VLBI数据记录在EVN的数据处理器，在荷兰的联合研究所进行相关。
J1429+5447在1.6GHz的EVN观测图像，最低的等高线在±70μJY /束，比正常的等高线水平提高了2。峰值的亮度是2.32 MJY/束。高斯恢复束为9.0mas×3.7mas，轴角为13°。恢复束（半宽全高，FWHM）显示在左下角的椭圆。
J1429+5447在5GHz的EVN观测图像。最低的等高线在±50μJY /束，比正常的等高线水平提高了2，峰值亮度为0.67 MJY/束，高斯恢复束为2.8mas×1.2mas，轴角为9°。恢复束（FWHM）显示在左下角的一个椭圆。
天体物理学
天体物理学 2008.9－2009.2 袁业飞董小波 1.【天文思维。】a. 一个致密天体位于银河系内，我们在0.1秒钟之内观测到它增亮了二倍。请估计它的物理尺度不能超过多少？如果增亮的幅度只有10%，又能得到什么结论？ b. 某种类型的活动星系在所有星系中的比例大约为1/100。那么，这种类型星系的活动期至少是多长？ 2.【视超光速。】我们对一个遥远天体作了两次观测（相隔一段时间），发现它在高速运动。我们可以测得它在天球上走过的角距离，还可以通过其它方法测得它的宇宙学红移从而确定它离地球的距离，这样我们可以算得它的横向速度。请推导这个速度和它的真实运动速度的关系；什么情况下我们测得的横向速度会超出光速？ 3.【位力定理；辐射压。】大质量黑洞（M BH > 106 M⊙）吸积周围气体释放引力能产生电磁连续谱辐射，连续谱辐射又电离周围气体从而产生发射线（e.g. H-beta 4861?，半高宽度大概几十?）；另外，由于吸积过程中的一些不稳定性，连续谱的光度会有变化。这就是在活动星系核中发生的基本过程。假设周围的电离气体运动被黑洞引力所主导并处于Viral平衡，而且呈球对称分布。 请设计一种方案来测量黑洞质量；如果忽略电子散射引起的效应，那么基于Viral定理估计的黑洞质量的系统偏差是怎样的？ 4.【辐射拉拽。】一颗尘埃颗粒质量为10-11克，在1AU处绕太阳作近似圆周运动。它吸收太阳光并以红外方式再辐射出去，保持温度一定。尘埃吸收太阳光的截面为10-8 cm2。请计算需要多长时间它将掉入太阳表面？假设1/108的太阳光被绕太阳运动的尘埃所吸收，那么每秒钟掉入太阳的尘埃总质量是多少？ 对于绕太阳运动的电离气体（电子－质子对），这种效应显著吗？ 5.【*optional: 伽利略相对性原理、狭义相对论；推理思辨能力】 请基于伽利略相对性原理作推理（没必要做复杂的数学计算推演），证明：如果质点速度不存在上限，则惯性系之间由伽利略变换相联系（牛顿时空观）；否则，洛仑兹变换（狭义相对论）。 6.【星等、绝对星等；流量、光度；面亮度（Flux/α2）、面光度（L/S）】 一个星系距离地球1Mpc，面亮度为 27mag/ascsec2。请问1”的角距离对应这个星系多大的物理尺度(pc)？星系单位面积（1pc2）的发光功率是多少？如果另一个星系的单位面积发光功率与上一个星系相同，但距离地球10Mpc，请问它的面亮度是多少？ [*optional: 设一个位于较高红移z处（这时要考虑宇宙膨胀效应）的星系的光度为L，固有的物理直径为D。请推导它表面亮度公式I(L,D,z)。]
第3章-紫外-可见分光光度法
第3章 紫外-可见分光光度法 一、内容提要 1、电子跃迁类型 σ→σ*跃迁、π→π*跃迁、n →π*跃迁、n →σ*跃迁、电荷迁移跃迁、配位场跃迁。 2、常用术语 1）最大吸收波长：曲线上的峰(吸收峰)所对应的波长，以m ax λ表示。 2）最小吸收波长：曲线上的谷(吸收谷)所对应的波长，以m in λ表示。 3）肩峰：在吸收峰旁边存在一个曲折，对应的波长以sh λ表示。 4）末端吸收：在200nm 附近，吸收曲线呈现强吸收却不成峰形的部分。 5）生色团：分子中可以吸收光子而产生电子跃迁的原子基团。有机化合物的生色团主要是含有π→π*或n →π*跃迁的基团（＞C ＝C ＜、＞C ＝O 、＞C ＝S 、—N ＝N —、—N ＝O 等）。 6）助色团：含有非键电子的杂原子饱和基团（如—OH 、—SH 、—OR 、—SR 、—NH 2、—Cl 、—Br 、—I 等），它们本身不能吸收波长大于200nm 的光，但当它们与生色团相连时，能使该生色团的吸收峰向长波长方向移动，并使吸收强度增强。 7）红移和蓝移：化合物常因结构的变化（发生共轭作用、引入助色团等）或溶剂的改变而导致吸收峰的最大吸收波长m ax λ发生移动。m ax λ向长波长方向移动称为红移；m ax λ向短波长方向移动称为蓝移。 8）增色效应和减色效应：因化合物的结构改变或其他原因而导致吸收强度增强的现象称为增色效应，有时也称为浓色效应；反之，导致吸收强度减弱的现象称为减色效应，有时也称为淡色效应。 9）吸收带：不同类型的电子跃迁在紫外-可见光谱中呈现的不同特征的吸收峰。 10）强带和弱带：摩尔吸收系数大于104的吸收带为强带；摩尔吸收系数小于102的吸收带为弱带。 3、吸收带 1）R 带：跃迁类型为n →π*，波长范围为250～500nm ，吸收强度ε<102。溶剂极性增大时蓝移。R 带是杂原子的不饱和基团（＞C ＝O 、－NO 、－NO 2、－N ＝N －等）的特征。 2）K 带：跃迁类型为π→π*（共轭），波长范围为210～250nm ，吸收强度ε>104。共轭双键延长时红移，且吸收强度增大。溶剂极性增大时红移。 3）B 带：跃迁类型为苯环的骨架伸缩振动与苯环内的π→π*跃迁，波长范围为230～270nm ，吸收强度ε≈200。蒸气状态下可呈现精细结构。B 带是芳香族（包括杂芳香族）化
有机波谱分析参考题库及答案
有机波谱分析参考题库及答案 第二章:紫外吸收光谱法一、选择 81. 频率(MHz)为4.47×10的辐射，其波长数值为 (1)670.7nm (2)670.7μ (3)670.7cm (4)670.7m 2. 紫外-可见光谱的产生是由外层价电子能级跃迁所致，其能级差的大小决定了 (1)吸收峰的强度 (2)吸收峰的数目 (3)吸收峰的位置 (4)吸收峰的形状 3. 紫外光谱是带状光谱的原因是由于 (1)紫外光能量大 (2)波长短 (3)电子能级差大 (4)电子能级跃迁的同时伴随有振动及转动能级跃迁的原因 4. 化合物中，下面哪一种跃迁所需的能量最高 **** (1)ζ?ζ (2)π?π (3)n?ζ (4)n?π *5. π?π跃迁的吸收峰在下列哪种溶剂中测量，其最大吸收波长最大 (1)水 (2)甲醇 (3)乙醇 (4)正己烷 6. 下列化合物中，在近紫外区(200,400nm)无吸收的是 (1) (2) (3) (4) 7. 下列化合物，紫外吸收λ值最大的是 max (1) (2) (3) (4) 二、解答及解析题 1. 吸收光谱是怎样产生的,吸收带波长与吸收强度主要由什么因素决定, 2. 紫外吸收光谱有哪些基本特征, 3. 为什么紫外吸收光谱是带状光谱, 4. 紫外吸收光谱能提供哪些分子结构信息,紫外光谱在结构分析中有什么用途又有何局限性,
, 5. 分子的价电子跃迁有哪些类型,哪几种类型的跃迁能在紫外吸收光谱中反映出来? 6. 影响紫外光谱吸收带的主要因素有哪些, 7.有机化合物的紫外吸收带有几种类型,它们与分子结构有什么关系, 8. 溶剂对紫外吸收光谱有什么影响,选择溶剂时应考虑哪些因素, 9. 什么是发色基团,什么是助色基团,它们具有什么样结构或特征, **10.为什么助色基团取代基能使烯双键的n?π跃迁波长红移,而使羰基n?π跃迁波长蓝移, *11. 为什么共轭双键分子中双键数目愈多其π?π跃迁吸收带波长愈长,请解释其因。 12. 芳环化合物都有B吸收带，但当化合物处于气态或在极性溶剂、非极性溶剂中时，B吸收带的形状有明显的差别，解释其原因。 13. pH对某些化合物的吸收带有一定的影响，例如苯胺在酸性介质中它的K吸收带和B吸收带发生蓝移，而苯酚在碱性介质中其K吸收带和B吸收带发生红移,为什么,羟酸在碱性介质中它的吸收带和形状会发生什么变化, 14. 某些有机化合物，如稠环化合物大多数都呈棕色或棕黄色，许多天然有机化合物也具有颜色，为什么, 15. 六元杂环化合物与芳环化合物具有相似的紫外吸收光谱,请举几个例子比较之，并解释其原因。 16. 紫外光谱定量分析方法主要有哪几种,各有什么特点, 17. 摩尔吸光系数有什么物理意义,其值的大小与哪些因素有关,试举出有机化合物各种吸收带的摩尔吸光系数的数值范围。 18. 如果化合物在紫外光区有K吸收带、B吸收带和R吸收带，能否用同一浓度的溶液测量此三种吸收带, 19. 紫外分光光度计主要由哪几部分所组成,它是怎样工作的,
天体物理学讲座第二讲活动星系核物理
讲 座 天体物理学讲座 第二讲 活动星系核物理 3 王 挺 贵 (中国科学技术大学天体物理中心 合肥 230026) 摘 要 星系的活动是星系核心大质量黑洞吸积周围的气体释放巨大的辐射功率的过程,它是强引力场物理、高能物理和辐射流体物理的天然实验室.文章介绍了活动星系核中黑洞吸积、发射线形成和外流的观测事实和基本物理过程等,指出了现有理论存在的一些问题.关键词 星系,黑洞,吸积,辐射过程 PH YSICS OF ACTIVE G A LACTIC NUC LEI W ANG T ing 2G ui (Center for Astrophysics ,Univer sity o f Science and Technology o f China ,H e fei 230026,China ) Abstract Active galactic nuclei are am ong the m ost spectacular objects in the universe w ith huge energy output in a small v olume.It is believed that the release of gravitational binding energy through accreting matter into supper 2massive black holes is the basic force behind their activity.They are a natural laboratory for strong gravitation ,high energy phys 2ics and radiative fluid dynam ics.W e review some basic physical processes in the accretion disk ,em ission line region and outflows from nuclei. K ey w ords galaxies ,black hole ,accretion ,radiative process 3 国家杰出青年科学基金(批准号:19925313)资助项目 2000-11-23收到初稿,2001-02-26修回 1 引言 1947年,Sey fert 发现一些星系蓝致密核的光度 和整个星系相近,是今天称为Sey fert 星系的最为常见的活动星系核.但其本质在1965年Schmidt 发现类星体之后才得以认识.在证认射电源3C273的光学对应体时,Schmidt [1] 意外发现该天体的红移z = 01158,如把这一红移解释为宇宙学红移,该天体的 总的辐射光度高达1040 W.目前已知类星体的最高光度为1041 W ,是整个银河系的光度的104 倍.观测结果表明,类星体和Sey fert 星系核一样,位于星系的核心,只是光度更高而已,核心的明亮使得星系本身很难观测.活动星系核从高光度的类星体到低光度的活动星系核,在辐射功率空间跨9个量级. 然而这些天体的中心引擎的尺度只有太阳系大小.很多活动星系核表现出较大幅度的光变,而这种 光变尤其在X 射线波段更为突出:在一些活动星系 核中,观测到102—4 s 时间大幅度变化,由于发射区的不同部分信息交换速度不能超过光速,上述变化时间可被解读成光穿越发射区的上限,即发射区尺度 应小于1012 m.一些活动星系核表现出几百万个光年的大尺度的定向射电喷流,表明这些天体的寿命至少在百万年.高光度、小尺度和稳定是发展大质量黑洞吸积模型的一个重要出发点. 活动星系核又是从射电到高能辐射的全电磁波段几乎均匀辐射的天体,这使其成为每一个波段探测的重要对象;在目前大家能够普遍接受的机制———大质量黑洞吸积下,活动星系核的性质与极端的物理过程———相对论性强引力场———密切相关,可能是最为特殊的物理实验室;活动星系核的极端
波谱分析概论作业
浙江大学远程教育学院 《波谱分析概论》课程作业 姓名： 学 号： 年级： 2014秋药学 学习中心： 衢州学习中心 ————————————————————————————— 第一章 紫外光谱 一、简答 1．丙酮的羰基有几种类型的价电子。试绘出其能级图，并说明能产生何种电子跃迁？各种 跃迁可在何区域波长处产生吸收？ 答：有n 电子和π电子。能够发生n →π*跃迁。从n 轨道向π反键轨道跃迁。能产生R 带。 跃迁波长在250—500nm 之内。 2．指出下述各对化合物中，哪一个化合物能吸收波长较长的光线（只考虑π→π*跃迁）。 (2)(1)及 NHR 3CH CH OCH 3 CH 及CH 3CH CH 2 答：（1）的后者能发生n →π*跃迁，吸收较长。 （2）后者的氮原子能与苯环发生P →π共轭，所以或者吸收较长。 3．与化合物（A ）的电子光谱相比，解释化合物（B ）与（C ）的电子光谱发生变化的原因 （在乙醇中）。 (C)(B)(A)入max ＝420 εmax ＝18600入max ＝438 εmax ＝22000入max ＝475 εmax ＝320003N N N NO HC 32(CH )2N N N NO H C 32(CH )2 232(CH )(CH )23N N N NO
答：B 、C 发生了明显的蓝移，主要原因是空间位阻效应。 二、分析比较 1．指出下列两个化合物在近紫外区中的区别： CH CH 32 (A)(B) 答：（A ）和（B ）中各有两个双键。（A ）的两个双键中间隔了一个单键，这两个双键 就能发生π→π共轭。而（B ）这两个双键中隔了两个单键，则不能产生共轭。所以 （A ）的紫外波长比较长，（B ）则比较短。 2．某酮类化合物，当溶于极性溶剂中（如乙醇中）时，溶剂对n →π*跃迁及π→π* 跃迁有何影响？用能级图表示。 答：对n →π*跃迁来讲，随着溶剂极性的增大，它的最大吸收波长会发生紫移。而π→π *跃迁中，成键轨道下，π反键轨道跃迁，随着溶剂极性的增大，它会发生红移。 三、试回答下列各问题 某酮类化合物λ hexane max ＝305nm ，其λEtOH max =307nm,试问，该吸收是由n→π*跃迁还是π→π*跃迁引 起的？ 答：乙醇比正己烷的极性要强的多，随着溶剂极性的增大，最大吸收波长从305nm 变动到 307nm ，随着溶剂极性增大，它发生了红移。化合物当中应当是π→π反键轨道的跃迁。 第二章 红外光谱 一、回答下列问题： 1. C —H ，C —Cl 键的伸缩振动峰何者要相对强一些?为什么? 答：由于CL 原子比H 原子极性要大，C —CL 键的偶极矩变化比较大， 因此C —CL 键的吸收峰比较强。 2. νC═O 与νC═C 都在6.0μm 区域附近。试问峰强有何区别?意义何在? 答：C=C 双键电负性是相同的，C=O 双键，O 的双键电负性比C 要强。在振动过程中， 肯定是羰基的偶极矩的变化比较大，所以羰基的吸收峰要比C=C 双键的强的多。
超新星最新研究进展和
超新星最新研究进展和“宇宙暗能量”问题质疑 彭秋和 (南京大学天文系) 乛、引言：问题的提出 “宇宙暗能量”问题是自1998年以来天文学(主要是宇宙学分支)和物理学(主要是粒子物理学分支)最为火热的研究课题之一。近十余年来，有关的学术研究论文己超过1万篇。粒子物理学家至今不仅未弄清楚“暗能量”的规律，甚至连这种来自虚无渺茫的“真空”的“暗能量”究竟是什么也未明白。这就使得它成为被新闻媒体炒作得几乎人人皆之的自然科学热门话题之一。“物理学新规律”成为某些学者在科学普及讲座中最常用的口头禅。“宇宙暗能量”的这股热浪排山倒海地压倒了科学界与新闻媒体界。可以说，在宇宙学研究中它占据了主导的潮流。 其实，早在1998年以前，在宇宙学研究中就出现了一些难以解释的矛盾。 例如：1）对银河系內某些最年老的恒星，天文学家测定或估算的年龄似乎大于测定的宇宙年龄。有人提出，如果宇宙现阶段是加速膨胀的话，因而，人们通过现有的宇宙膨胀速度计算出来的宇宙年龄就小于宇宙的真实年龄。这样就可以自然地消除了这个矛盾；2）在利用WMAP（Wilkinson Microwave Anisotropy Probe 的缩写）研究宇宙微波背景辐射的各向异性分布（相差的量级为10-5-10-6）时，当人们利用多个理论参量来拟合观测资料时，存在着一些棘手的困难，于是有人曾提出过如果假设宇宙现阶段正在加速膨胀，资料的拟合似乎较好。 不过，上述两方面研究中提出的设想仅仅是理论上的一种猜想而己。导致“宇宙加速膨胀”推论的直接关键观测证据是从1998年开始的对于于Ia型超新星(简写为SNIa)的系统观测研究发现的。这直接导致了存在“宇宙暗能量”的推论。对这个问题感兴趣的朋友可以在网上（网址https://www.360docs.net/doc/918648649.html,/9780521516006）查询2010年发表的关于“宇宙暗能量”问题的专著: < Dark Energy – Theory and Observations> ，作者为Luca Amendola & Shinji Tsujikawa。 “宇宙暗能量”问题是从“宇宙现阶段正在加速膨胀”的所谓天文观测现象直接推衍出来的物理结论。这本专著中作者列举了有关于“宇宙加速膨胀”的5种观测证据:1)宇宙年龄同最老的恒星年龄的比较;2)超新星的观测分析;3)宇宙微波背景（CMB）辐射的各向异性分布的分析研究; 4）宇宙早期重子声振荡（BAO）的研究；5）宇宙大尺度结构(LSS)的观测研究。所谓第一种“证据”只能当作是一个尚未知晓的矛盾。后三种“证据”都是建立在相当复杂的理论模型基础上，引进了一些拟合参量。而且也利用了某些数值拟合关系式，这必然存在拟合误差。在利用WMAP的观测来拟合这些参量时，这种间接证据的可靠性与误差分析需要严格认真地分析。关于“宇宙加速膨胀”的最严格、可靠的直接的观测证据被认为是Ia型超新星的观测（证据3））。其它的间接证据是难以同它相比较。 本文是根据2009-2010年间Ia型超新星观测和理论研究的最新进展来论证这个所谓“最严格、可靠的直接的观测证据”是不可靠的。由此出发，“宇宙现阶段正在加速膨胀”和“宇宙暗能量”问题是值得质疑的。
第七章 分子荧光法
第七章分子荧光分析法 第一节概述 物质的分子吸收一定的能量后，其电子从基态跃迁到激发态，如果在返回基态的过程中伴随有光辐射，这种现象称为分子发光（molecular luminescence），以此建立起来的分析方法，称为分子发光分析法。 物质因吸收光能激发而发光，称为光致发光（根据发光机理和过程的不同又可分为荧光和燐光）；因吸收电能激发而发光，称为电致发光；因吸收化学反应或生物体释放的能量激发而发光，称为化学发光或生物发光。根据分子受激发光的类型、机理和性质的不同，分子发光分析法通常分为荧光分析法，燐光分析法和化学发光分析法。 荧光分析法历史悠久。早在16世纪西班牙内科医生和植物学家N.Monardes，就发现含有一种称为“Lignum Nephriticum”的木头切片的水溶液中，呈现出极为可爱的天蓝色，但未能解释这种荧光现象。直到1852年Stokes在考察奎宁和叶绿素的荧光时，用分光计观察到它们能发射比入射光波长稍长的光，才判明这种现象是这些物质在吸收光能后重新发射的不同波长的光，从而导入了荧光是光发射的概念，并根据荧石发荧光的性质提出“荧光”这一术语，他还论述了Stokes位移定律和荧光猝灭现象。到19世纪末，人们已经知道了包括荧光素、曙红、多环芳烃等600多种荧光化合物。近十几年来，由于激光、微处理机和电子学新成就等科学科术的引入，大大推动了荧光分析理论的进步，促进了诸如同步荧光测定、导数荧光测定、时间分辨荧光测定、相分辨荧光测定、荧光偏振测定、荧光免疫测定、低温荧光测定、固体表面荧光测定、荧光反应速率法、三维荧光光谱技术和荧光光纤化学传感器等荧光分析方面的发展，加速了各种新型荧光分析仪器的问世，进一步提高了分析方法的灵敏度、准确度和选择性，解决了生产和科研中的不少难题。 目前，分子发光分析法在生物化学，分子生物学，免疫学，环境科学以及农牧产品分析，卫生检验、工农业生产和科学研究等领域得到了广泛的应用。 第二节分子荧光分析法的基本原理 一、荧光（燐光）光谱的产生 物质受光照射时，光子的能量在一定条件下被物质的基态分子所吸收，分子中的价电子发生能级跃迁而处于电子激发态，在光致激发和去激发光过程中，分子中的价电子可以处于不同的自旋状态，通常用电子自旋状态的多重性来描述。一个所有电子自旋都配对的分子的电子态，称为单重态，用“S”表示；分子中的电子对的电子自旋平行的电子态，称为三重态，
无机化学第三章
3-1 晶体 3-1-1 晶体的宏观特征 晶体有一定规则的几何外形。不论在何种条件下结晶，所得的晶体表面夹角（晶角）是一定的。晶体有一定的熔点。晶体在熔化时，在未熔化完之前，其体系温度不会上升。只有熔化后温度才上升。 3-1-2 晶体的微观特征 晶体有各向异性。有些晶体，因在各个方向上排列的差异而导致各向异性。各向异性只有在单晶中才能表现出来。晶体的这三大特性是由晶体内部结构决定的。晶体内部的质点以确定的位置在空间作有规则的排列，这些点本身有一定的几何形状，称结晶格子或晶格。每个质点在晶格中所占的位置称晶体的结点。每种晶体都可找出其具有代表性的最小重复单位，称为单元晶胞简称晶胞。晶胞在三维空间无限重复就产生晶体。故晶体的性质是由晶胞的大小、形状和质点的种类以及质点间的作用力所决定的。 3-2 晶胞 3-2-1 晶胞的基本特征 平移性 3-2-2 布拉维系 十四种不拉维格子 类型说明 单斜底心格子（N ）单位平行六面体的三对面中有两对是矩形，另一对是非矩形。两对矩形平面都垂直于非矩形平面，而它们之间的夹角为β，但∠β≠90°。a0≠b0≠c0，α= γ=90°，β≠90° 正交原始格子（O ）属于正交晶系，单位平行六面体为长、宽、高都不等的长方体，单位平行六面体参数为：a0≠b0≠c0α= β= γ=90 ° 正交体心格子（P ）属于正交晶系，单位平行六面体为长、宽、高都不等的长方体，单位平行六面体参数为：a0≠b0≠c0α= β= γ=90 ° 正交底心格子（Q ）属于正交晶系，单位平行六面体为长、宽、高都不等的长方体，单位平行六面体参数为：a0≠b0≠c0α= β= γ=90 ° 正交面心格子（S ）属于正交晶系，单位平行六面体为长、宽、高都不等的长方体，单位平行六面体参数为：a0≠b0≠c0α= β= γ=90 ° 立方体心格子（ B ）属于等轴晶系，单位平行六面体是一个立方体。单位平行六面体参数为：a0 = b0 = c0α= β= γ= 90 ° 立方面心格子(F) 属于等轴晶系，单位平行六面体是一个立方体。位平行六面体参数为：
高红移星体
高红移类星体 Further positive contour levels increase by a factor of 2 ,The lowest contours are drawn at±0.45 mJy beam?The Gaussian restoring beam is 4.87 mas ×3.98 mas with major axis position angle PA=7.? 2. 命名为J1427 + 3312的类星体是2008年之前已知的最高红移的类星体（Z=6.12），当时已知的排名第二的是命名为J0836 + 0054的类星体，红移Z = 5.77。 J1427 + 3312在2007年3月11日和2007年3月3日由欧洲EVN组织利用VLBI技术分别观测到了1.6GHz和5GHz的频率。在1.6GHz它显示为双层结构。J1427385 + 331241是由McGreer等人鉴定的。其无线电光谱为陡谱。 人们观察这些最高红移的类星体是因为他们能提供宇宙最早的超大质量增长的黑洞，人们称之为“灯塔”，照亮了观察者的空间。但是目前的高红移类星体（Z> 6）存在非常少。 该图是1.6GHz的J1427+3312 VLBI图像，显示了在1.6GHz的双层结构。最低等高线为±50μJY/束，比正常的等高线水平增加了√2，峰值亮度为460μJY /束。高斯恢复束为6.2mas ×5.0mas，轴角为29°。恢复束显示在左下角的椭圆。所使用的参考校准源是J1422+3223，该位置的不确定性是0.49 MAS。 该图是5GHz的J1427+3312VLBI图像。最低等高线为±50μJY/束，比正常的等高线水平增加了√2，峰值亮度为167μJY /束。高斯恢复束为2.5mas×1.6mas，轴角为10°。恢复束显示在左下角的椭圆。 在对J1427+3312进行观测研究时，欧洲VLBI网（EVN）的各国的天线进行了七小时的观察，其中包括德国、南非、英国、意大利、波兰、瑞典、荷兰、中国等，从而为观察提供
宇宙大爆炸
宇宙大爆炸 金融学院 卢家欢 26130223 【摘要】宇宙大爆炸是一种学说，是根据天文观测研究后得到的一种设想。大约在150亿年前，宇宙所有的物质都高度密集在一点，有着极高的温度，因而发生了巨大的爆炸。大爆炸以后，物质开始向外大膨胀，就形成了今天我们看到的宇宙。宇宙大爆炸模型只适用于宇宙的大尺度上，而它也意味着宇宙是无边的。现在我们看见的和看不见的一切天体和宇宙物质，形成了当今的宇宙形态，人类就是在这一宇宙演变中诞生的。 【关键词】宇宙；大爆炸；模型；理论；证据 宇宙大爆炸模型是对宇宙产生和发展过程的一种科学假设，它描述了宇宙的发展过程，是一种理论预言。它由1948年乔治·伽莫夫和他的两位研究生一起提出，是现今被普遍接受的宇宙模型，被称为标准宇宙模型。宇宙大爆炸模型指出：宇宙产生于空间奇点，时间由此开始，空间也由此不断膨胀。 1.宇宙大爆炸模型的涵义 伽莫夫等在美国《物理评论》杂志上发表了关于大爆炸宇宙学模型的文章：提出宇宙是由甚早期温度极高且密度极大，体积极小的物质迅速膨胀形成的，这是一个由热到冷、由密到稀和不断膨胀的过程，犹如一次规模极其巨大的超级大爆炸。 宇宙大爆炸模型认为，大爆炸后的10^-43秒，宇宙中还没有任何粒子，只有时间、空间和真空场。后10^-6秒，为强子时代，温度约为10^13k，夸克有条件结合成质子和中子等一类强子。大爆炸后10^-2秒，为轻子时代，温度约为10^11k，产生重子的反应停止，重子增加。4秒后，温度为10^9k，重子数目趋于稳定。3分钟后，温度降到10^6k，中子和质子结合成氘核，氘核形成氦核。这时，粒子发生反应的可能性很小，各粒子数丰度基本保持不变。40万年后，进入“退耦代”，宇宙变透明，温度40000k，原子开始形成，核反应停止。10亿年后，宇宙气态物质靠引力作用碰撞，形成星系与恒星。100亿年后，银河系，太阳，行星开始形成，构成了今天的宇宙万物。宇宙大爆炸模型是现代宇宙学中最有影响力的一种学说，比其它宇宙模型更能说明较多观测到的事实，在这个时
类星体的发现与观测
题目类星体的发现与观测 学生姓名王刚学号 1210014022 所在学院物理与电信工程学院 专业班级物理1201班 指导教师唐洁 __ ___ __ 完成地点陕西理工学院 2016年 6 月 15 日
类星体的发现与观测 王刚 （陕西理工学院物理与电信工程学院物理学1201班，陕西汉中723000） 指导老师：唐洁 [摘要] 通过对类星体从概念的给出，类星体发现的历史、研究类星体的意义分析、类星体的分类方法、研究现状、观测手段、证认方法、目前面临的困境等方面进行简单归纳总结，尽量使用通俗的语言描述类星体半个世纪以来的发展历程，力图为读者呈现一个清晰的类星体的发现与观测的过程。 [关键词] 类星体；多波段观测；红移 0 引言 类星体是20世纪60年代天文学界四大发现之一，其他三大发现分别是脉冲星、微波背景辐射和星际有机分子，而类星体已经成为天体物理一门独立的学科并已成为最活跃的研究领域之一，类星体的体积和能量都非常大，距离地球远达数十亿光年，即便在最强大的望远镜中看上去也只是一个不起眼的亮点而已，类星体也是迄今为止人类所观测到的最遥远的天体，类星体的发现过程体现了人类对于宇宙深处未知秘密的渴望，多元化的观测手段也促进了望远镜技术的快速发展，类星体是宇宙中最明亮的天体，但是类星体存在的时间较短，而且只存在于早期阶段的宇宙，所以对于人类了解早期宇宙的演化具有重要的意义，宇宙大爆炸后10亿年以内的高红移类星体为我们研究早期宇宙提供了重要的探针，由于类星体的演化与其中心黑洞和寄主星系密切相关，所以对类星体的研究尤其是高红移类星体有助于人类了解早期大质量黑洞的形成与增长、星系的形成和演化等等问题，其中黑洞质量的大小对于帮助了解宇宙的早期以及超大直径黑洞的形成和演化有着重要的作用[1]。类星体的绝对星等在-25至-33等之间，这代表类星体是宇宙最亮的天体，类星体不仅是人类已知的宇宙中最明亮的天体，而且比正常星系亮的多。对能量如此大的物体，类星体的体积却不可思议地小，与直径大约为10万光年的星系相比，类星体的直径大约为1 光年，甚至更小，一般天文学家认为这种现象有可能是因为黑洞吸引了大量的物质之后而释放大量的能量导致。因而对于类星体的研究已经向天体物理学发出了前所未有的挑战，具有各自信仰和观点的天文学家们按照自己的信念去观测，收集，研究宇宙的信息，然后提出各自的宇宙模型，例如大爆炸理论等，虽然大爆炸理论已经得到越来越多的人支持，虽然有相当多的证据证明大爆炸理论是合理的，但仍有一些理论和现象与大爆炸理论是相悖的，所以这些模型和假说还远远不能自圆其说，“理论家们”随时都在向现有理论和观点提出挑战，可能一个很小的细节就可以完全推翻人们固有的认识，无论是哲学家还是科学家都应该抱着学习的态度，充分考虑个方面的因素，尽可能的站在更高点去看待问题，每一天宇宙对于我们来说都应该是全新的，例如著名的地心说就曾经统治了人们的思想好几个世纪之长，切不可让历史重演，天文学的变革可能随时发生；由于人们认识类星体的时间并不算太长，而且对于一些奇特的现象如红移产生的原因，天体极快的推行速度，以及类星体的能量之谜。都对人们现有的物理理论提出了巨大的挑战，倘若有一天这些问题得到解决，对于我们认识宇宙、认识地球、认识人类都将对人类文明的进步起到极大的促进作用 [2,3]。 观测和研究类星体、探索宇宙的奥秘不仅仅是天文学家的问题，类星体是天文学领域中一个热门的研究领域，每一次的重大发现都让天文学家们重新思考即有的理论，了解类星体首先要了解类星体的发现和观测的过程。 1 什么是类星体
COSMOS场中高红移大质量星系的形态 分类研究
第56卷第5期天文学报Vol.56No.5 2015年9月ACTA ASTRONOMICA SINICA Sept.,2015 doi:10.15940/https://www.360docs.net/doc/918648649.html,ki.0001-5245.2015.05.002 COSMOS场中高红移大质量星系的形态 分类研究? 方官文1?马仲阳2,3孔旭2,3 (1大理大学天文与科技史研究所大理671003) (2中国科学院星系与宇宙学重点实验室合肥230026) (3中国科学技术大学天文学系合肥230026) 摘要基于COSMOS(Cosmic Evolution Survey)天区的多波段测光数据和HST (Hubble Space Telescope)近红外高分辨率观测图像,利用质量限(恒星质量M?≥ 1010.5M⊙)选取了362个红移分布在1≤z≤3的星系样本,并对这些大质量星系的形 态特征进行了分类研究.来自UVJ(U?V和V?J)双色图分类系统、目视分类系统、 非模型化分类系统(基尼系数G和矩指数M20)和模型化分类系统(S′e rsic index,n)的 分类结果彼此相一致.相比较于恒星形成星系(SFGs),通过UVJ双色图定义的宁静星 系(QGs)表现出致密的椭圆结构,而且G和n值偏大,但M20和星系有效半径(r e)偏 小.不同星系分类系统(双色图分类系统、非模型化分类系统和模型化分类系统)定义 的SFGs和QGs样本,都明显存在星系的大小随红移的演化关系,这种演化趋势QGs比 SFGs更剧烈,而且不依赖于星系分类方法的选择. 关键词星系:演化,星系:基本参数,星系:结构,星系:高红移 中图分类号:P157;文献标识码:A 1引言 高红移大质量(恒星质量M?≥1010M⊙)星系的观测和研究是当代天文学的一个热点，它对于我们了解星系的形成和演化，约束不同的星系形成模型等都至关重要.通过研究星系的结构随红移的演化,我们可以了解宇宙早期的原初物质是怎样通过引力作用逐渐塌缩形成原初星系,以及高红移星系是通过怎样的过程演变为现在能够观测到的各类星系,从而了解和约束星系的形成和演化过程.表征星系结构的最直接的观测特征为星系的形态，即星系中发光物质(组成星系的恒星和尘埃)在观测者视线方向的投影.因此,研究不同红移处星系的形态特征,并与模型结果相比较,可以了解星系、乃至宇宙的形成和演化[1?2].星系形态是反映星系物理性质的一个重要特征量,它与星系的其他2015-03-27收到原稿,2015-04-21收到修改稿 ?国家自然科学基金项目(11303002,11225315,11320101002)、中国科学院战略性先导科技专项(XDB09000000)和云南省应用基础研究计划项目(2014FB155)资助 ?wen@https://www.360docs.net/doc/918648649.html,
XXXXXXXXXXXX重点专项.doc
“大科学装置前沿研究”重点专项 2017年度项目申报指南建议 大科学装置为探索未知世界、发现自然规律、实现技术变革提供极限研究手段，是科学突破的重要保障。设立“大科学装置前沿研究”重点专项的目的是支持广大科研人员依托大科学装置开展科学前沿研究。为充分发挥我国大科学装置的优势，促进重大成果产出，科技部会同教育部、中国科学院等部门组织专家编制了大科学装置前沿研究重点专项实施方案。 大科学装置前沿研究重点专项主要支持基于我国在物质结构研究领域具有国际竞争力的两类大科学装置的前沿研究，一是粒子物理、核物理、聚变物理和天文学等领域的专用大科学装置，支持开展探索物质世界的结构及其相互作用规律等的重大前沿研究；二是为多学科交叉前沿的物质结构研究提供先进研究手段的平台型装置，如先进光源、先进中子源、强磁场装置、强激光装置、大型风洞等，支持先进实验技术和实验方法的研究和实现，提升其对相关领域前沿研究的支撑能力。 专项实施方案部署14个方面的研究任务：1. 强相互作用性质研究及奇异粒子的寻找；2. Higgs粒子的特性研究和超出标准模型新物理寻找；3. 中微子属性和宇宙线本质的研究；4. 暗物质直接探测；5. 新一代粒子加速器和探测器关键技术和方法的预先研究；6. 原子核结构和性质以及高电荷态离子非平衡动力学研究；7. 受控磁约束核聚变稳态燃烧；
8. 星系组分、结构和物质循环的光学-红外观测研究；9. 脉冲星、中性氢和恒星形成研究；10. 复杂体系的多自由度及多尺度综合研究；11. 高温高压高密度极端物理研究；12. 复杂湍流机理研究；13. 多学科应用平台型装置上先进实验技术和实验方法研究；14. 下一代先进光源核心关键技术预研究。 2016年，大科学装置前沿研究重点专项围绕以上14个方面研究任务，共立项支持了20个研究项目。根据专项实施方案和“十三五”期间有关部署，2017年将围绕粒子物理等领域的专用大科学装置和多学科平台型大科学装置继续部署项目，拟优先支持19个研究方向（每个方向拟支持1-2个项目）。 按照《国务院关于国家重大科研基础设施和大型科研仪器向社会开放的意见》（国发[2014]70号）精神，鼓励高校、科研院所、企业、社会研发组织等社会用户利用开放的大科学装置开展科学研究，要求每个项目的参加人员65%以上是所依托大科学装置管理单位以外的人员。申报单位针对重要支持方向，面向解决重大科学问题和突破关键技术组织申报项目，每个项目的目标须覆盖全部考核指标。鼓励依托国家实验室、国家重点实验室等重要科研基地组织项目。 项目执行期一般为5年。一般项目下设课题数原则上不超过4个，每个项目所含单位数控制在6个以内。本专项不设青年科学家项目。
《波谱分析》课后练习
第一章绪论 1、指出下列电磁辐射所在的光谱区（光速3.0×1010cm/s） （1）波长588.9nm（2）波数400cm-1 （3）频率2.5×1013Hz（4）波长300nm 2、阐述波谱的产生 第二章：紫外吸收光谱法 一、选择 1. 频率（MHz）为4.47×108的辐射，其波长数值为 （1）670.7nm （2）670.7μ（3）670.7cm （4）670.7m 2. 紫外-可见光谱的产生是由外层价电子能级跃迁所致，其能级差的大小决定了 （1）吸收峰的强度（2）吸收峰的数目 （3）吸收峰的位置（4）吸收峰的形状 3. 紫外光谱是带状光谱的原因是由于 （1）紫外光能量大（2）波长短（3）电子能级差大 （4）电子能级跃迁的同时伴随有振动及转动能级跃迁的原因 4. 化合物中，下面哪一种跃迁所需的能量最高 （1）σ→σ*（2）π→π*（3）n→σ*（4）n→π* 5. π→π*跃迁的吸收峰在下列哪种溶剂中测量，其最大吸收波长最大 （1）水（2）甲醇（3）乙醇（4）正己烷 6. 下列化合物中，在近紫外区（200～400nm）无吸收的是 （1）（2）（3）（4） 7. 下列化合物，紫外吸收λmax值最大的是 （1）（2）（3）（4）
二、解答及解析题 1.吸收光谱是怎样产生的？吸收带波长与吸收强度主要由什么因素决定？ 2.紫外吸收光谱有哪些基本特征？ 3.为什么紫外吸收光谱是带状光谱？ 4.紫外吸收光谱能提供哪些分子结构信息？紫外光谱在结构分析中有什么用途又有何局限性？ 5.分子的价电子跃迁有哪些类型？哪几种类型的跃迁能在紫外吸收光谱中反映出来? 6.影响紫外光谱吸收带的主要因素有哪些？ 7.有机化合物的紫外吸收带有几种类型？它们与分子结构有什么关系？ 8.溶剂对紫外吸收光谱有什么影响？选择溶剂时应考虑哪些因素？ 9.什么是发色基团？什么是助色基团？它们具有什么样结构或特征？ 10.为什么助色基团取代基能使烯双键的n→π*跃迁波长红移？而使羰基n→π*跃迁波长蓝移？ 11.为什么共轭双键分子中双键数目愈多其π→π*跃迁吸收带波长愈长？请解释其因。 12.芳环化合物都有B吸收带，但当化合物处于气态或在极性溶剂、非极性溶剂中时，B吸收带的形状有明显的差别，解释其原因。文档收集自网络，仅用于个人学习 13.pH对某些化合物的吸收带有一定的影响，例如苯胺在酸性介质中它的K吸收带和B吸收带发生蓝移，而苯酚在碱性介质中其K吸收带和B吸收带发生红移,为什么？羟酸在碱性介质中它的吸收带和形状会发生什么变化？文档收集自网络，仅用于个人学习 14.某些有机化合物，如稠环化合物大多数都呈棕色或棕黄色，许多天然有机化合物也具有颜色，为什么？文档收集自网络，仅用于个人学习 15.六元杂环化合物与芳环化合物具有相似的紫外吸收光谱，请举几个例子比较之，并解释其原因。 16.紫外光谱定量分析方法主要有哪几种？各有什么特点？ 17.摩尔吸光系数有什么物理意义？其值的大小与哪些因素有关？试举出有机化合物各种吸收带的摩尔吸光系数的数值范围。文档收集自网络，仅用于个人学习 18.如果化合物在紫外光区有K吸收带、B吸收带和R吸收带，能否用同一浓度的溶液测量此三种吸收带？文档收集自网络，仅用于个人学习 19.紫外分光光度计主要由哪几部分所组成？它是怎样工作的？
类星体研究
【【一】】 类星体的发现以及命名 20世纪六十年代，天文学家在茫茫星海中发现了一种奇特的天体，从照片看来如恒星但肯定不是恒星，光谱似行星状星云但又不是星云，发出的射电(即无线电波)如星系又不是星系，因此称它为“类星体”。类星体的发现，与宇宙微波背景辐射、脉冲星、星际分子并列为20世纪60年代天文学四大发现。 类星体的特点 类星体的显着特点是具有很大的红移，表示它正以飞快的速度在远离我们而去。类星体离我们很远，大约在几十亿光年以外，可能是目前所发现最遥远的天体，天文学家能看到类星体，是因为它们以光、无线电波或x射线的形式发射出巨大的能量。 类星体的总结 类星体是宇宙中最明亮的天体，它比正常星系亮1000倍。对能量如此大的物体，类星体却不可思议地小。与直径大约为10万光年的星系相比，类星体的直径大约为1 光天(light-day)。一般天文学家相信有可能是物质被牵引到星系中心的超大质量黑洞中，因而释放大量能量(喷发激烈射线)所致。这些遥远的类星体被认为是在早期星系尚未演化至较稳定的阶段时，当物质被导入主星系中心的黑洞增潻“燃料”而被“点亮”。 由于类星体是一个难解的天体，它奇特的现象如红移之谜，超光速的移动，它的能量来自哪里？再再挑战人类的即有物理观念，而问题的解决，有可能使我们对自然规律的认识向前跨一大步。 【缘起】 从1960年起，人们对剑桥第三电波星表中（3C）一些不知意义、模糊的无线电波源，陆陆续续有下列的发现： 它们的光学体很小（光学直径<1"），和恒星很难区别： 从帕罗马天文台5m望远镜所拍照片中显示,它和恒星一样，都只是一个光点。 它们有极亮(非比寻常的亮)的表面： 在可见光及无线电波波段都此特性。 它们的光谱是连续光谱及强烈的发射谱线： 在1962/63年，由M.Schmidt 测出这和那些已知的电波星系光谱相同。 事实上，测得的类星体的光谱主要有三部分： 由同步辐射造成的非热性连续光谱； 吸积作用造成极明亮的发射谱线； 星际介质造成的吸收谱线。 它们的光谱呈现巨大的红位移量（位移指数Z=△λ/λ）。 因此由哈勃定律推论，它们是极远的蓝色星系，可见光绝对亮度超过一般正常星 系的100倍，而电波强度和CygA星系相当。 到此阶段的探查，我们将之冠上类星体Quasar之名（或谓类星电波源Quasistellar Radio Source）。 【定名】
中国石油大学(北京)仪器分析复习资料
紫外可见吸收光谱 光学分析法是基于能量作用于物质后产生电磁辐射信号或电磁辐射与物质相互作用后产生辐射信号的变化而建立起来的一类分析方法。它是仪器分析的重要分支。 电磁辐射包括的波长范围？ 极短的γ射线到无线电波的所有电磁波谱范围，不只局限于光学光谱区。 电磁辐射与物质的相互作用方式？ 发射、吸收、反射、折射、散射、干涉、衍射、偏振等等。 各种相互作用的方式均可建立起对应的分析方法。 光学分析法的类型极多，在定性分析、定量分析、尤其是化学结构分析等方面起着极其重要的作用。 许多新技术、新方法不断涌现。 一、电磁辐射的性质 电磁辐射是一种以极大的速度（在真空中为2.99792×1010cm·s-1）通过空间，而不需要以任何物质作为传播媒介的能量形式 无线电波、微波、红外光、可见光、紫外光以及X-射线和γ-射线等。 电磁辐射的二象性：波动性和微粒性。 表明光的波长越短，或者说频率越大，光的能量越高。 例：使分子或原子中的价电子激发跃迁所需的能量为1~20eV，计算出该能量范围相应的电磁波的波长？ 1. 吸收 当原子、分子或离子吸收光子的能量与它们的基态能量和激发态能量之差满足时，将从基态跃迁至激发态，这过程称为吸收。 若将测得的吸收强度对入射光的波长或波数作图，得到该物质的吸收光谱。 对吸收光谱的研究可以确定试样的组成、含量以及结构。 根据吸收光谱原理建立的分析方法称为吸收光谱法。 当物质吸收能量后从基态跃迁至激发态，激发态是不稳定的，大约经10-8s后将从激发态跃迁回至基态，此时若以光的形式释发出能量，这过程称为发射。 试样的激发形式： 电子碰撞引起的电激发； 电弧或火焰的热激发； 用适当波长的光激发等。 2 光学分析法分类 二、光谱法 是基于物质与辐射能作用时，测量由物质内部发生量子化的能级之间的跃迁而产生的发