神秘X射線信號被發現：或能揭示暗物質組成
北京時間7月1日消息，據國外媒體報道，在一項星系團研究中，天文學家利用美國航空航天局(NASA)的錢德拉X射線天文臺和歐洲空間局(ESA)的XMM-牛頓衛星，發現了一個神秘的X射線信號。一個有趣的猜測認為，這些X射線是來自惰性中微子的衰變。惰性中微子被認為是暗物質的候選，不參加除引力之外的任何相互作用。盡管這種猜測令人興奮，但探測結果還需要更多數據的支持，才能排除其他可能的解釋，以確認是否發現了暗物質。 天文學家認為，暗物質占宇宙物質的85%，但并不會像“正常”的物質如質子、中子和電子等——它們組成了行星、恒星和星系中存在的那些我們熟悉的元素——那樣釋放或吸收光線。因此，科學家需要采用間接的方法來尋找暗物質的線索。 由錢德拉X射線天文臺和XMM-牛頓衛星獲得的最新數據包含一個未經確認的X射線發射譜線，即一個波長十分特殊的高強度X射線峰。天文學家在英仙座星系團探測到了這個譜線，在利用XMM-牛頓衛星進行的對73個......閱讀全文
X射線能譜分析中譜線重疊問題
掃描電子顯微鏡上配接Si(Li)探測器X射線能譜儀,進行地質樣品分析時,由于它的峰,背比值較低和譜線分辨率不如X射線波譜儀,盡管探測效率很高,仍然存在譜線的干擾或重疊現象。譜線的干擾或重疊現象主要劃分為三個類型:相鄰或相近元素同一線系(K、L、M)的譜線之間重疊;原子序數較低的K線系譜線與原子序數較
神秘X射線信號被發現：或能揭示暗物質組成
北京時間7月1日消息，據國外媒體報道，在一項星系團研究中，天文學家利用美國航空航天局(NASA)的錢德拉X射線天文臺和歐洲空間局(ESA)的XMM-牛頓衛星，發現了一個神秘的X射線信號。一個有趣的猜測認為，這些X射線是來自惰性中微子的衰變。惰性中微子被認為是暗物質的候選，不參加除引力之
南極中微子探測器擬揭秘宇宙射線
想研究天上，卻把自己埋進地下？據英國《每日電訊報》在線版10月19日（北京時間）報道，近10年來，科學家們一直在著力打造一個肩負著雄心勃勃計劃的實驗裝置，以解開宇宙射線和中微子產生的謎題。現今深埋在南極洲冰蓋之下的一臺“望遠鏡”，將記錄下宇宙射線中的中微子在和冰雪中的原子發生碰撞時
研究揭示宇宙射線和中微子可能來源
一項日前發表于預印本服務器arxiv.org的研究表明，被黑洞撕碎的白矮星或許能解釋人們在地球上看到的高能宇宙射線和中微子雨。 宇宙射線和中微子是來自太空且每天都在轟擊地球的亞原子粒子“降雨”的一部分。不過，是什么產生了這些難以探測的粒子？一個由來自德國電子同步加速器研究所的Daniel B
什么是譜線？
譜線是在均勻且連續的光譜上明亮或黑暗的線條,起因于光子在一個狹窄的頻率范圍內比附近的其他頻率超過或缺乏。
為什么同一物質的吸收光譜的譜線比線狀譜的譜線線少
物質能放出的光子的種類就較多由于吸收光譜往往是電子從單一的基態吸收能量躍遷到激發態形成，這樣能物質吸收的光子的種類較少。而發射光譜則是由每一個較高激發態向所有的較低能級(包括基態)躍遷時形成，所以吸收光譜的譜線少于線狀光譜的譜線
X－射線能譜
X 射線能譜（ Energy-dispersive X-ray spectroscopy, EDS）是微區成分分析最為常用的一種方法，其物理基礎是基于樣品的特征 X 射線。當樣品原子內層電子被入射電子激發或電離時，會在內層電子處產生一個空缺，原子處于能量較高的激發狀態，此時外層電子將向內層躍遷以填補
概述波長色散X射線光譜分析儀譜線干擾的消除
在X射線光譜法中，如上所述，譜線干擾的來源基本上可分為兩方面，即發生于儀器和樣品本身。屬于樣品中固有的干擾線除采用化學分離方法去除干擾元素外，有的也可以利用儀器方法來克服，或者進行數學上的校正，現在，對以上兩種來源的干擾線，如何從儀器上克服和進行數學上的校正，分別討論如下： 1）激發源 對
X射線熒光光譜按分離特征譜線的方法分為哪幾種
X射線熒光光譜按 分 離 特 征 譜 線 的 方 法 分 為 波 長 色 散 型（WD－XRF）和 能 量 色 散 型（ED－XRF）兩種。
概述波長色散X射線光譜分析儀干擾譜線的來源
XRF分為波長色散和能量色散兩大分支，由于激發、色散和檢測方法不同，他們對譜線干擾的處理辦法有所不同。這里主要討論應用普通X光管激發的波長色散X射線光譜分析儀法中的譜線干擾問題。對于利用各種激發源的能散法，只作簡單比較。為區別兩種方法的譜線干擾，分為稱它們為波長干擾和能譜干擾。
夫瑯和費譜線的發現
德國物理學家夫瑯和費（1787～1826），也獨立地采用了狹縫，在研究玻璃對各種顏色光發折射率時偶然發現了燈光光譜中的橙色雙線； 1814年，發現太陽光譜中的許多暗線； 1822年，夫瑯和費用鉆石刻刀在玻璃上刻劃細線的方法制成了衍射光柵。夫瑯和費是第一位用衍射光柵測量波長的科學家，被譽為光譜
μ中微子“變身”τ中微子直接證據找到
意大利格蘭·薩索國家實驗室的OPERA（采用乳膠徑跡裝置的振蕩實驗項目）實驗組表示，他們首次捕獲到了μ中微子“變身”為τ中微子的直接證據。 2011年9月，OPERA實驗組宣布，發現中微子的行進速度超過了光速。此言一出，引發公眾一片嘩然，因為這顯然違背了愛因斯坦的狹義相對論。實驗組隨后在測量中
光柵光譜一級譜線和二級譜線關系
光柵光譜一級譜線和二級譜線關系是一級譜線靠近中央，二級譜線在外側。二級譜線的分辨率是一級光譜的兩倍。例如入射狹縫為25μm，出射狹縫寬度為88μm，其一級光譜的分辨率為0.0375nm，其二級光譜為0.0188nm。
應用Geant4模擬放療、診斷和防護線質下的X射線能譜
目的獲得放療、診斷和防護線質下的X射線能譜。方法應用Geant4對于不同的過濾片和管電壓組合進行了蒙特卡洛模擬,得到了相應條件下的X射線能譜。模擬時考慮了電子與靶碰撞發生的康普頓效應、光電效應、瑞利散射、軔致輻射和電離等物理過程。結果得到了放療、診斷和防護線質下的X射線能譜與平均能量值。結論應用Ge
譜線的基本概念
譜線通常是量子系統(通常是原子,但有時會是分子或原子核)和單一光子交互作用產生的。當光子的能量確實與系統內能階上的一個變化符合時(在原子的情況,通常是電子改變軌道),光子被吸收。然后,它將再自發地發射,可能是與原來相同的頻率或是階段式的,但光子發射的總能量將會與當初吸收的能量相同,而新光子的方向不會
譜線紅移說明什么
多普勒效應的一種形式。最早是在聲波中發現的多普勒效應，火車從遠處走來，聲波的頻率變高，火車遠離，聲波的頻率變低。光波也是一種波，類似于聲波，當發光的恒星遠離我們的時候，我們接受到的光線就會波長變長（頻率變低），也就是紅移。如果恒星接近我們，那么我們接收到的光波波長就會變短，暫且稱之為“紫移”。紅橙黃
氘燈的特征譜線
摘要：特別要注意兩點：第一，光譜帶寬大于2nm以上的儀器也不能用儀器上的氘燈檢測波長準確度，因為656．1nm這根特征譜線很尖銳，容易產生誤差；第二，儀器制造廠商，不能只用氘燈檢測波長準確度，因為可見區的波長準確度好，不能完全代替紫外區的波長準確度也好。 氘燈是最常用來檢測紫外可見分光光度計的波
氘燈的特征譜線
氘燈是最常用來檢測紫外可見分光光度計的波長準確度的標準燈。大多數進口紫外可見分光光度計, 都用儀器上的氘燈來檢測波長準確度。國產紫外可見分光光度計中, 中檔以上、帶有自動掃描的儀器, 也都采用儀器上的氘燈來檢測波長準確度(如TU-1900、T U-1901、UV-2100、TU-1810 等
氘燈的特征譜線
氘燈是最常用來檢測紫外可見分光光度計的波長準確度的標準燈。大多數進口紫外可見分光光度計，都用儀器上的氘燈來檢測波長準確度。國產紫外可見分光光度計中，中檔以上、帶有自動掃描的儀器，也都采用儀器上的氘燈來檢測波長準確度（如TU-1900、TU-1901、UV-2100、TU-1810、SP-2500
譜線“紅移”是什么
可能存在三中形成宇宙譜線紅移的原因，即：宇宙學效應、多普勒效應、康普頓效應，本文從理論上提出鑒別那一種是形成主要原因的方法。并針對試驗的可能性的結果提出對宇宙觀念的可能性影響。一、引言 1、牛頓力學導致的宇宙觀念 在牛頓力學中,由于基礎性的定義來自于牛頓運動定律,因此對于宇宙的觀念存在著一定的局
譜線“紅移”是什么
1.由于多普勒效應，從離開我們而去的恒星發出的光線的光譜向紅光光譜方向移動。 2.一個天體的光譜向長波（紅）端的位移。天體的光或者其它電磁輻射可能由于運動、引力效應等被拉伸而使波長變長。因為紅光的波長比藍光的長，所以這種拉伸對光學波段光譜特征的影響是將它們移向光譜的紅端，于是這些過程被稱為紅移[1
原子吸收光譜譜線與原子發射光譜譜線有什么聯系
原子吸收光譜是原子發射光譜的逆過程。基態原子只能吸收頻率為ν＝（Eq-E0）/h的光，躍遷到高能態Eq。因此，原子吸收光譜的譜線也取決于元素的原子結構，每一種元素都有其特征的吸收光譜線。 原子的電子從基態激發到最接近于基態的激發態，稱為共振激發。當電子從共振激發態躍遷回基態時，稱為共振躍遷。這種躍
原子吸收光譜儀譜線的輪廓與譜線變寬原因分析
用共振線照射時,獲得一峰形吸收(具有一定寬度)。可以看成是由極為精細的許多頻率相差甚小的光波組成的,有譜線輪廓。原子吸收線的寬度通常用半寬度表示。最大吸收值的一半處的頻率寬度,用△ v表示,簡稱譜線寬度(Ⅰ0入射光強, Ⅰ 被吸收后的光強, v 0為吸收線的中心頻率)。?表征吸收線輪廓(峰)的參數由
XPS譜圖中有哪些重要的譜線結構？
XPS譜圖一般包括光電子譜線，衛星峰（伴峰），俄歇電子譜線，自旋-軌道分裂(SOS)等
大亞灣實驗測得最精確的反應堆中微子能譜
記者從中科院高能所獲悉，大亞灣中微子實驗測得了迄今為止最精確的反應堆中微子能譜。科學家發現這一能譜與以前的理論預期存在兩處偏差。相關結果發表在2月12日的《物理評論快報》上。 中微子是核反應堆發電時發射的副產物。上世紀50年代，科學家正是在反應堆旁首次探測到了中微子。 以前有關中微子的實驗通
中法合作高能宇宙線和宇宙中微子探測望遠鏡投入運行
作為目前國內工作在最低頻率（頻率50－200MHz）的大型射電望遠鏡陣列，21CMA利用其獨特的技術優勢和地理位置，在主攻首要科學目標“宇宙第一縷曙光探測”的同時，探索在低頻射電波段觀測宇宙射線繼而捕獲宇宙τ中微子的可能性，近期建成了國內首個低頻射電高能宇宙射線和中微子
X射線能譜儀簡介
能譜儀是利用X射線能譜分析法來對材料微區成分元素種類與含量分析的儀器，常常配合掃描電子顯微鏡與透射電子顯微鏡的使用。
X射線光電子譜
凱.西格班（Kai Manne Borje Siegbahn，1918- ）一直從事核能譜的研究。20世紀50年代，他和同事們用雙聚焦磁式能譜儀研究放射性能譜。當時，往往會因為回旋加速器的原因不得不停下來等待放射性樣品。能否用一種更容易掌握的代用品來激發放射性輻射呢？凱.西格班設想用X射線管使材料發
軟X射線能譜儀
本文描述了一個用于托卡馬克雜質譜線精細測量的高分辨軟X射線譜儀。譜儀采用Johann型彎晶衍射結構,以多絲正比室作探測器件。其測量范圍為2—8keV(1—6),能量分辨為4.1eV(在6.4keV處)。多絲正比室采用陽極絲逐絲讀出法,位置讀出精度2mm。譜儀配有自動數據記錄系統。?
譜線干擾的概念和定義
待測元素分析線上有其他元素譜線重疊或部分重疊,導致分析結果產生誤差,或該分析線無法用于光譜分析。有三種情況:分析線與干擾線波長基本相同,譜線完全重疊;分析線與干擾線波長相近,譜線部分重疊;分析線落在帶狀光譜上。采用色散率及分辨率高的攝譜儀,可減小或消除譜線干擾。