激光浓缩硼同位素

BCl_3分子v_3振型吸收峰分别在10.5μ(~11BCl_3)和10.0μ(~(10)BCl_3)附近.利用TEA CO_2激光波长为10.6μ的强红外场,可使~(11)BCl_3分子优先发生红外多光子离解,在残留物中获得~(10_BCl_3的浓缩.Letokhov和Lyman等已发表过在BCl_3蒸汽中分别添加O_2与H_2的实验结果.本文报道利用TEA CO_2激光器的自然振荡谱线,聚焦辐照BCl_3/H_2体系所观察到的硼同位素浓     

自然信息

创记录的红移震惊天文界至今年年初,天文学家还未发现红移值超过4.0的天体,但如今已冲破了宇宙的“距离阻栏网”,他们出乎意料地发现了较大红移值的类星体。剑桥天文学院和亚利桑那基特峰天文台的研究小组报导说他们已测出红移值为4.07和4.43的两个类星体(《自然》)Vol 330,P 453),其中后一个类星体是已知宇宙中最远的天体。红移用来衡量宇宙的距离,由于光的速度是个定值,因此它也可表示光离开类星体的时间。如今我们能想象得出当宇宙仅为它目前年龄的10％到20％时这些天体是怎样     

C60·2CHBr3的制备和振动谱

用溶液法制备出C60@2CHBr3多晶粉末. 用Raman散射光谱和红外吸收光谱对C60@2CHBr3振动谱进行了研究. Raman散射光谱观察到C60分子Ag振动模式的红移(4～5 cm-1), Hg(1)模式基本不变. 对模式红移的进一步分析表明C60分子可能从H原子上获得少量电子. 在红外吸收谱中, C60分子F1u振动模式的峰位在CHBr3掺杂前后没有变化. 但CHBr3的红外吸收谱线发生了显著变化. C-Br键伸缩振动红移约4 cm-1, C-H扭曲振动的红外吸收明显减弱, C-H伸缩振动完全消失. 这些结果表明CHBr3与C60分子间存在不可忽略的相互作用, 并且最强的作用发生在H原子与C60分子之间. 这些作用的存在除了引起本文所报道的振动谱的变化外, 还将引起电子态的变化. 从而可为阐明C60@2CHBr3在场效应下的117 K超导转变机理提供重要的线索.     

Fullerene超薄有序膜的光致发光:分子聚集体的分解

利用紫外可见吸收,稳态和时间分辨荧光等方法研究了Ｃ６０－Ｂｅ及其混合物Ｚ型超薄膜中分子聚集体的性质;吸收光谱峰位的红移说明超薄膜中Ｊ聚集体的存在。Ｃ６０－Ｂｅ及其混合物超薄膜的荧光发射带分别在７１０,６４６,６０３,６００ｎｍ处,亦分别对应于其溶液荧光光谱呈现红移的特征。     

类星体的α_M-M图

在最近的研究工作中,我们发现类星体的射电谱指数a和绝对星等M之间存在某些有意义的联系. 同文献[1,2]的作法一样,我们把类星体的射电谱指数a分为低频、中频、高频三段:a_L(178～408MHz)、a_M(408～1415MHz)、a_H(1415～5000MHz).在宇宙学红移的假设下,应用已作银河消光修正A_v和红移修正K_v的视星等、红移近似关系式来计算绝对星等:     

类星体给封闭宇宙提供了更多的证据

中国天文学家的工作进一步证明,类星体能提供有关宇宙本质的知识。他们的工作补充了最近戴维森(Davidson)等人对类星体3C273紫外谱的观测(Na-ture,269,1977,203;News and Views,269,1977,195)。中国天文学家们已经对多种射电类星体的子集建立了哈勃图,他们所用的光度指标不同于戴维森等人所用,但却得到了本质上相同的结论。早就知道,为了判定宇宙是开放的(减速因子q_0小于1/2,宇宙一直膨胀下去)还是封闭的q_0大于1/2,宇宙最后要往回收缩),最好的方法是利用哈勃图,即红移z与视星等m的关系(所谓红移就是由于恒星及星系的退行所引起的光的红向变化)。然而,仅在红移值超过目前星系红移极限值(～0.5)的范围时,不同的宇宙学所预言的z-m关系才有可能加以区分。具有较太红移值的类星体的发现之所以引起很大希望,原     

二辛基酞菁氧钒的合成、表征和半导体性质

设计与合成了2,3-二辛基酞菁氧钒(2,3-C8OVPc),2,16(17)-二辛基酞菁氧钒(dp-C8OVPc),1,15-二辛基酞菁氧钒(1,15-C8OVPc)和1,18-二辛基酞菁氧钒(1,18-C8OVPc)4种可溶性酞菁氧钒衍生物,研究了辛基位置对该类化合物的物理化学性质、固态薄膜形貌和有机薄膜晶体管(OTFT)器件性能的影响.在溶液状态下,辛基的位置对共轭分子的吸收光谱和前线轨道能级影响很小,它们的最大吸收峰均在700 nm左右,最高被占分子轨道(HOMO)和最低未占分子轨道(LUMO)能级分别约为-5.20和-3.80 eV.在薄膜状态下,吸收光谱显著红移,且红移幅度与辛基的位置有关.4个化合物在薄膜中均以edge-on的方式排列,由它们制备的底栅-顶接触型OTFT器件的迁移率均大于0.1 cm~2/(Vs),其中2,3-C8OVPc的迁移率最高,达到0.19 cm~2/(Vs).     

g/TiO_2复合纳米粒子的表面增强Raman散射效应

用光化学的方法合成得到Ag/TiO2 复合纳米粒子 ,其尺寸约为 40nm .表面沉积的银簇表现出典型的等离子体共振吸收 ,但由于TiO2 的影响使得吸收峰宽化和红移 .Ag/TiO2 复合纳米粒子体系有表面增强Raman散射 (SERS)效应 ,这一方面拓展了SERS的范围 ,另一方面也为金属、半导体相互间作用的研究提供了依据 .     

类星体0916+558的紫外观测

在美国国家航空和航天局(NASA)的哥达空间飞行中心,我们利用“国际紫外探测器(IUE)”对类星体0916+558作了紫外观测,类星体0916+558是一颗低红移类星体,红移z=0.1222,星等为16.15等,适合IUE观测。我们选择该类星体作为观测对象,目的主要为获得它的L_a、CIV发射线及整个源在UV波段的连续谱资料,从而结合已有的类星体在UV     

类星体红移的统计分析——类星体的哈勃图

要解开“类星体之谜”,研究类星体红移的性质一直是个关键问题。由于类星体的视星等与红移间的关系表现十分离散,因此以往关于类星体红移性质的研究中,大多数从对类星体的分类出发去寻找“标准烛光”,从而建立视星等与红移间的哈勃关系。     

水和重水红外吸收光谱的Car-Parrinello分子动力学模拟

红外吸收光谱在水的热力学及动力学特性研究中起到了关键作用.本文采用基于密度泛函理论的Car-Parrinello分子动力学(CPMD)方法研究了水和重水的红外吸收性质及介电和光学特性.以能量最小化构型为输入结构,运用该方法计算室温下水和重水的分子电偶极矩总和,进而通过傅里叶变换得到红外吸收光谱.数值分析表明:室温下水和重水红外吸收光谱的理论计算值与文献中实验结果相吻合,表征OH键拉伸模式的光谱峰值位置略有红移,验证了CPMD方法的可行性,为高温高压等极端工况下水的基础物性参数研究提供了参考.     

一种新型有机染料反式-4-[4'' -(N-羟乙基-N-甲基胺基)苯乙烯基]-N-甲基吡啶对甲苯磺酸盐的双光子吸收和频率上转换性质

报道了一种新型激光上转换染料, 即反式-4-[4′-(N-羟乙基-N-甲基胺基)苯乙烯基]-N-甲基吡啶对甲苯磺酸盐(trans-4-[4′-(N-hydroxyethyl-N-methylamino) styryl]-N-methylpyridinium toluene-p-sulfonate, 简称HMASPS)的双光子吸收和频率上转换性质. 测试了该染料DMF溶液的线性吸收谱、双光子吸收谱、单光子荧光谱、双光子荧光谱和上转换激光谱, 解释了双光子荧光峰的不对称性和其相对单光子荧光峰的红移现象以及上转换激光峰相对于双光子荧光峰的蓝移现象. 在光强为3.64 GW/cm2条件下, 用开孔Z扫描装置测得该染料在1064 nm处的双光子吸收截面为σ′2 = 6.0×10-48 cm4· s/光子. 在 1064 nm的皮秒脉冲激光的激发下, 可得很强的波长为626 nm的上转换激光, 激光上转换效率最高为8.4%.     

星系红移巡天宇宙学——探索暗能量

宇宙时空的加速膨胀是20世纪自然科学最伟大的发现之一,探索其背后的物理机制是当前物理学和天文学的关键科学任务.在此研究领域,亟待解决的问题包括:(1)如何从海量观测数据中提取暗能量相关的核心信息?(2)暗能量是否具有动力学性质?(3)暗能量的本质是什么?暗能量研究的主要方法是联合多种探测手段,通过精准测量宇宙的膨胀率和结构形成来获取暗能量性质.大型星系红移巡天为暗能量研究提供了关键的数据支持.我们从巡天样本中提取重子声波振荡(baryon acoustic oscillations, BAO)和红移空间畸变(redshift space distortions, RSD)等重要的宇宙学探针,分别用于测量宇宙的膨胀率和结构增长率,开展暗能量研究.大型巡天项目斯隆数字巡天(Sloan Digital Sky Survey, SDSS)已成功获取了百万量级的高质量星系光谱,测绘了迄今为止最大的宇宙三维图像,并将宇宙距离测量精度提高到1%,在高精度暗能量检验中发挥至关重要的作用.本文主要介绍过去10年内国际上最大的星系红移巡天项目——SDSS三期的重子振荡光谱巡天(Baryon Oscillation Spectroscopic Survey, BOSS,2009～2014年)和四期的拓展重子振荡光谱巡天(extended Baryon Oscillation Spectroscopic Survey, eBOSS,2014～2019年),以及我们依托BOSS和e BOSS巡天开展暗能量研究方面的最新进展.     

宇宙在膨胀吗?

哈勃发现宇宙不是静态的,而是发展着的东西。这个发现肯定是本世纪河外天文学中最重要的发现。能与宇宙普遍稳步膨胀的观点抗衡的天文学家不多。但是,最近J.F.Nicoll,D.Johnson,I.E.Segal与W.Segal关于中度靠近的星系之红移及其表观亮度之间关系的挑战性统计研究,威胁到这个简单而又意味深长的图景。在普遍膨胀中,星系的后退速度(在经验上就是它的多普勒红移)应该与这个星系的距离成正比。     

证认高红移类星体吸收线系统的一种方法

对高红移类星体光谱中的吸收线所作的研究业已表明,在L_α发射线短波一侧的吸收线绝大部分都无法用现行的计算机搜索方法予以证认,而且,这些光谱中的L_α—L_β线的强相关导致了以下结论:这些未证认的吸收线中的大部或全部都是由不同红移的氢云产生的。进一步的研究表明,所有这些吸收线的波长是均匀分布的。因此,我们可以认为高红移类星体光     

类星体PKS1448—232的吸收线光谱

一、引言 在系统地进行南天射电源的光学证认工作中,Savage,Bolton和Wright于1977年发现了射电源PKS1448—232和—个具有紫外色超的16(?)4恒星状的天体的位置相符合,并给出它的光学证认图。他们利用英-澳3(?)9反光望远镜对这个天体进行了低色散光谱的观测,证实了它是一个发射线红移为Z_(cm)=2.22的类星体,并发现这个类星体的光谱存在有丰富的吸收线,其中大部分的吸收线分布在波长小于L_α的区域。因此,PKS1448-232被列入英-澳望远镜的《类星体吸收线光谱研究》的观测对象之一。该类星体的精确坐标是:     

发现红移大于5的遥远星系

本刊1997年第2期曾报道过一美国天文小组发现红移4.38的遥远星系.后来,哈勃空间望远镜通过一中介星系的引力透镜效应又发现了红移为4.92的一个遥远星系.现在,两个美国天文小组用10m口径的KeckⅡ反射望远镜又各发现了一个红移大于5的更远星系.第一个是由约翰·霍普金斯大学Arjan Dey领导的小组在研究三角星座     

类星体红移的统计分析——类星体光度及其演化

一、引言文献[1]对946个类星体的红移和视星等作了统计分析。其要点为:以0.1为步长将类星体红移分为0.0—0.1,0.1—0.2,……3.5—3.6共36个间隔,算出各间隔内类星体视星等的数学期望值和方差σ_v,并据和z的关系讨论了宇宙学模型。本文以文献[1]为基础,对几种宇宙模型计算了各不同红移间隔内类星体绝对星等的平均值,并讨论了类星体光度的演化。     

类星体和射电星系的光度函数——纯光度演化

一、哈勃关系 目前关于类星体光度函数演化的证据已知为V/V_(max)实验。从而提出了两种可能的演化模型——纯密度演化和纯光度演化。关键在于绝对星等与极限红移Z_(lim)的关系如何而定。 M=f(Z_(lim))+C, (1)对于任何类星体由于极限视星等为常数,所以C是常数。对于每一颗类星体,如果其绝对光度     

藻红蛋白微晶的激子光谱

光合作用天线系统起着吸收太阳能并把能量传递到反应中心的作用.光合作用天线系统中的能量传递已被证实非常高效和快速.实验证实,在藻类光合作用天线中,从藻红蛋白经藻蓝蛋白和变藻蓝蛋白至反应中心,总能量传递效率超过90%;而时间分辨荧光谱实验证实,在完整细胞中,能量从藻红蛋白传递至反应中心全过程在小于50ps时间内完成.藻胆体是红藻和蓝藻的重要光合作用天线.藻胆体由核(core)和杆(rod)组成,核主要含变藻蓝蛋白,核的一面附着在类囊体膜上并与反应中心相联,另一半与多根杆相联组成半球