基于天马望远镜的星际化学分子谱线探测研究取得进展
红外暗云是一种超低温（绝对零度以上10-30度）、冷暗致密的星际物质聚合体，是恒星形成和星际化学演化的主要场所，包含了这些过程的重要原初状态信息。相关前沿问题是国际学术领域关注的热点，尤其是大质量恒星形成区域的化学演化时标及其与大质量恒星形成的关系，目前尚无结论。 中国科学院国家天文台、上海天文台等组成的研究团队使用65米天马望远镜，开展了大样本的分子谱线观测研究，扩大了红外暗云的探测样本；综合天体化学模拟和观测数据，有效确定了红外暗云的化学演化时标等信息。该样本包含了银河系内的几十个红外暗云，观测波段是天马望远镜的K波段（18-26.5 GHz），主要探测的目标谱线是三条具有较强化学表征性的分子探针——氨分子（NH3）、硫化双碳（CCS）和氰基乙炔（HC3N）。碳链分子和含氮分子可以敏感地示踪冷暗气体的化学演化时标，利用氨分子的超精细反转跃迁可以测定目标天体的气体温度。 CCS是用于标定极早期冷暗气体的重要化学成分，历......阅读全文
基于天马望远镜的星际化学分子谱线探测研究取得进展
红外暗云是一种超低温（绝对零度以上10-30度）、冷暗致密的星际物质聚合体，是恒星形成和星际化学演化的主要场所，包含了这些过程的重要原初状态信息。相关前沿问题是国际学术领域关注的热点，尤其是大质量恒星形成区域的化学演化时标及其与大质量恒星形成的关系，目前尚无结论。 中国科学院国家天文台、上海天
上海天文台科研团队探测到碳氧离子射电复合线
原文地址：http://news.sciencenet.cn/htmlnews/2023/3/495064.shtm 近期，上海天文台科研团队利用天马65米射电望远镜首次探测到了碳氧离子射电复合线。基于此发现，该团队准确测量了M42电离区的碳氧离子丰度。该研究成果表明离子射电复合线有望成为测量元
上海天文台探测到星际空间最强甲醛分子脉泽辐射
近日，中国科学院上海天文台研究员沈志强团队利用天马望远镜探测到目前已知最强的甲醛分子脉泽辐射，其辐射强度比以前探测到的9个甲醛分子脉泽中最强的（~2 Jy，出现在恒星形成区NGC7538）高出一个量级。图1.天马望远镜测得的NGC7538甲醛分子脉泽辐射及光变。左图：NGC7538的4.8 GH
天马望远镜助力解析银河系中心超大质量黑洞内禀结构
近日，由西班牙安达卢西亚天体物理研究所博士后Ilje Cho和研究人员赵光耀牵头的科研团队通过分析观测数据，发现银河系中心的超大质量黑洞——人马座A*（Sgr A*）——的内禀结构近乎是圆形的。测得的辐射区大小表明围绕Sgr A*的吸积流中有非热电子，辐射区的形状则显示吸积流的旋转轴是直接指向地
我国学者在复杂有机分子研究方面取得重要进展
在国家自然科学基金项目（项目编号：11590780，11773054）等资助下，中国科学院上海天文台沈志强研究员团队与国家天文台李菂研究员、南京大学郑兴武教授合作，基于上海天文台65米口径的天马射电望远镜的观测数据，在复杂有机分子研究方面取得新进展。左图：天马射电望远镜在Sgr B2中观测得到的
什么是谱线？
谱线是在均匀且连续的光谱上明亮或黑暗的线条,起因于光子在一个狭窄的频率范围内比附近的其他频率超过或缺乏。
为什么同一物质的吸收光谱的谱线比线状谱的谱线线少
物质能放出的光子的种类就较多由于吸收光谱往往是电子从单一的基态吸收能量跃迁到激发态形成，这样能物质吸收的光子的种类较少。而发射光谱则是由每一个较高激发态向所有的较低能级(包括基态)跃迁时形成，所以吸收光谱的谱线少于线状光谱的谱线
夫琅和费谱线的发现
德国物理学家夫琅和费（1787～1826），也独立地采用了狭缝，在研究玻璃对各种颜色光发折射率时偶然发现了灯光光谱中的橙色双线； 1814年，发现太阳光谱中的许多暗线； 1822年，夫琅和费用钻石刻刀在玻璃上刻划细线的方法制成了衍射光栅。夫琅和费是第一位用衍射光栅测量波长的科学家，被誉为光谱
光栅光谱一级谱线和二级谱线关系
光栅光谱一级谱线和二级谱线关系是一级谱线靠近中央，二级谱线在外侧。二级谱线的分辨率是一级光谱的两倍。例如入射狭缝为25μm，出射狭缝宽度为88μm，其一级光谱的分辨率为0.0375nm，其二级光谱为0.0188nm。
谱线红移说明什么
多普勒效应的一种形式。最早是在声波中发现的多普勒效应，火车从远处走来，声波的频率变高，火车远离，声波的频率变低。光波也是一种波，类似于声波，当发光的恒星远离我们的时候，我们接受到的光线就会波长变长（频率变低），也就是红移。如果恒星接近我们，那么我们接收到的光波波长就会变短，暂且称之为“紫移”。红橙黄
氘灯的特征谱线
氘灯是最常用来检测紫外可见分光光度计的波长准确度的标准灯。大多数进口紫外可见分光光度计，都用仪器上的氘灯来检测波长准确度。国产紫外可见分光光度计中，中档以上、带有自动扫描的仪器，也都采用仪器上的氘灯来检测波长准确度（如TU-1900、TU-1901、UV-2100、TU-1810、SP-2500
谱线“红移”是什么
可能存在三中形成宇宙谱线红移的原因，即：宇宙学效应、多普勒效应、康普顿效应，本文从理论上提出鉴别那一种是形成主要原因的方法。并针对试验的可能性的结果提出对宇宙观念的可能性影响。一、引言 1、牛顿力学导致的宇宙观念 在牛顿力学中,由于基础性的定义来自于牛顿运动定律,因此对于宇宙的观念存在着一定的局
氘灯的特征谱线
氘灯是最常用来检测紫外可见分光光度计的波长准确度的标准灯。大多数进口紫外可见分光光度计, 都用仪器上的氘灯来检测波长准确度。国产紫外可见分光光度计中, 中档以上、带有自动扫描的仪器, 也都采用仪器上的氘灯来检测波长准确度(如TU-1900、T U-1901、UV-2100、TU-1810 等
氘灯的特征谱线
摘要：特别要注意两点：第一，光谱带宽大于2nm以上的仪器也不能用仪器上的氘灯检测波长准确度，因为656．1nm这根特征谱线很尖锐，容易产生误差；第二，仪器制造厂商，不能只用氘灯检测波长准确度，因为可见区的波长准确度好，不能完全代替紫外区的波长准确度也好。 氘灯是最常用来检测紫外可见分光光度计的波
谱线的基本概念
谱线通常是量子系统(通常是原子,但有时会是分子或原子核)和单一光子交互作用产生的。当光子的能量确实与系统内能阶上的一个变化符合时(在原子的情况,通常是电子改变轨道),光子被吸收。然后,它将再自发地发射,可能是与原来相同的频率或是阶段式的,但光子发射的总能量将会与当初吸收的能量相同,而新光子的方向不会
谱线“红移”是什么
1.由于多普勒效应，从离开我们而去的恒星发出的光线的光谱向红光光谱方向移动。 2.一个天体的光谱向长波（红）端的位移。天体的光或者其它电磁辐射可能由于运动、引力效应等被拉伸而使波长变长。因为红光的波长比蓝光的长，所以这种拉伸对光学波段光谱特征的影响是将它们移向光谱的红端，于是这些过程被称为红移[1
原子吸收光谱谱线与原子发射光谱谱线有什么联系
原子吸收光谱是原子发射光谱的逆过程。基态原子只能吸收频率为ν＝（Eq-E0）/h的光，跃迁到高能态Eq。因此，原子吸收光谱的谱线也取决于元素的原子结构，每一种元素都有其特征的吸收光谱线。 原子的电子从基态激发到最接近于基态的激发态，称为共振激发。当电子从共振激发态跃迁回基态时，称为共振跃迁。这种跃
原子吸收光谱仪谱线的轮廓与谱线变宽原因分析
用共振线照射时,获得一峰形吸收(具有一定宽度)。可以看成是由极为精细的许多频率相差甚小的光波组成的,有谱线轮廓。原子吸收线的宽度通常用半宽度表示。最大吸收值的一半处的频率宽度,用△ v表示,简称谱线宽度(Ⅰ0入射光强, Ⅰ 被吸收后的光强, v 0为吸收线的中心频率)。 表征吸收线轮廓(峰)的参数由
XPS谱图中有哪些重要的谱线结构？
XPS谱图一般包括光电子谱线，卫星峰（伴峰），俄歇电子谱线，自旋-轨道分裂(SOS)等
紫金山天文台Gemini分子云谱线观测研究获进展
中国科学院紫金山天文台研究者利用紫金山天文台青海观测站13.7米毫米波射电望远镜对Gemini分子云进行了CO（J=1-0）分子谱线的观测。根据该分子云的部分区域的通道积分图（图1，其中红色的叉表示核候选体的位置）推断分子云核候选体的较大速度差值由像碰撞、紊乱磁场一样的随机过程触发。从线宽的分析
谱线干扰的概念和定义
待测元素分析线上有其他元素谱线重叠或部分重叠,导致分析结果产生误差,或该分析线无法用于光谱分析。有三种情况:分析线与干扰线波长基本相同,谱线完全重叠;分析线与干扰线波长相近,谱线部分重叠;分析线落在带状光谱上。采用色散率及分辨率高的摄谱仪,可减小或消除谱线干扰。
谱线的形成和致宽
在各种天体的辐射谱中,往往有许多谱线,有的是发射线,有的是吸收线。谱线是由某种体系的分立能级之间的跃迁形成的。如果E1和E2是某个体系的两个分立能级,且E2>E1,则当体系从E2向E1跃迁时,发射频率为V=(E2 –E1)/h的辐射;反之,当体系从E1向E2跃迁时,吸收频率为v的辐射。如果发射过程比
高压汞灯的特征谱线
高压汞灯也是最常用来检测紫外可见分光光度计的波长准确度的标准灯。其特征波长和特征波长能量见表10-9。 作者曾用上海灯泡厂生产的GGQ-80 仪用高压汞灯, 稍加改造( 去掉玻璃外壳) , 来标定自制的超小型紫外可见分光光度计的波长准确度, 得到了非常满意的结果。实测的253 . 7 nm
我国新疆奇台射电110米口径望远镜奠基开工
2022年9月23日，新疆天文台110米口径全向可动射电望远镜项目在昌吉回族自治州奇台县奠基开工。由于这台射电望远镜建在奇台，按照惯例它被称作奇台射电望远镜，缩写为QTT（QiTai radio Telescope）。 奇台望远镜建成后，有可能成为世界最大、精度最高的百米级全向可动射电望远镜，百
HII区G53.540.01（N115）的分子谱线观测研究获进展
中国科学院国家天文台和紫金山天文台青海观测站的研究者利用紫金山天文台青海德令哈观测基地13.7米望远镜对H II区G53.54-0.01（N115）进行了CO分子谱线的观测。通过成图观测，发现HII区G53.54-0.01的红外8微米辐射与一个大尺度红外Bubble在视向上重叠。特别重要的
XPS图谱之光电子谱线
每一种元素都有自己特征的光电子线，它是元素定性分析的主要依据。谱图中强度最大、峰宽最小、对称性最好的谱峰，称为XPS的主谱线。
原子吸收谱线变宽怎么回事
谱线变宽有好多种的！主要有1.自然宽度，2.多普勒变宽又叫热变宽，3.压力变宽，压力变宽又分为劳伦兹变宽和赫鲁兹马克变宽。还有场致变宽，自吸效应等等。通常情况下是多普勒变宽和劳伦兹变宽。
XPS图谱之俄歇电子谱线
电子电离后，芯能级出现空位，弛豫过程中若使另一电子激发成为自由电子，该电子即为俄歇电子。俄歇电子谱线总是伴随着XPS，但具有比XPS更宽更复杂的结构，多以谱线群的方式出现。特征：其动能与入射光ｈν无关。
我国新疆奇台射电110米口径望远镜奠基开工
2022年9月23日，新疆天文台110米口径全向可动射电望远镜项目在昌吉回族自治州奇台县奠基开工。由于这台射电望远镜建在奇台，按照惯例它被称作奇台射电望远镜，缩写为QTT（QiTai radio Telescope）。 奇台望远镜建成后，有可能成为世界最大、精度最高的百米级全向可动射电望远镜，
CCOSMA亚毫米波望远镜在西藏羊八井成功出光
10月31日，安装在中国科学院国家天文台西藏羊八井观测站的CCOSMA亚毫米波望远镜在中德双方科技人员的共同努力下成功出光。“First light”所观测天区为银河系内恒星形成区DR21，所用频率分别为345和230 GHz,对应分子谱线分别为CO（3-2）和CO（2-1）（如图）。 从2