Alpha谱仪实验

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布鲁克红外光谱仪阿尔法

布鲁克红外光谱仪阿尔法

布鲁克红外光谱仪阿尔法1.引言1.1 概述布鲁克红外光谱仪阿尔法是一款先进的分析仪器,用于测量和分析物质的红外光谱。

它采用了先进的技术,能够提供高质量的红外光谱数据,并广泛应用于各个领域的科学研究和工业生产中。

本篇文章将会对布鲁克红外光谱仪阿尔法进行详细介绍和分析。

首先,我们将对布鲁克红外光谱仪的基本原理进行解释,并介绍其主要构成部分和工作原理。

其次,我们将探讨布鲁克红外光谱仪在化学分析、药物研究、环境监测等领域的应用。

通过对这些应用案例的介绍,我们将展示布鲁克红外光谱仪在各个领域中发挥的重要作用。

本文的目的是全面介绍布鲁克红外光谱仪阿尔法的性能和应用。

通过了解其原理和应用案例,读者将能够更好地理解和利用这款仪器。

同时,我们也将对布鲁克红外光谱仪的未来发展进行展望,探讨其在科学研究和工业生产中的潜力和前景。

在接下来的正文部分,我们将详细介绍布鲁克红外光谱仪的各个方面,包括其结构、工作原理、性能参数等。

通过对这些内容的阐述和分析,读者将能够更深入地了解布鲁克红外光谱仪的特点和优势。

最后,在结论部分,我们将对整篇文章进行总结,并对布鲁克红外光谱仪的未来发展进行展望。

我们相信,通过本文的介绍,读者将能够更加全面地了解和认识布鲁克红外光谱仪阿尔法,并对其在科学研究和工业生产中的应用有更深入的认识和理解。

文章结构部分主要介绍了本文的篇章组织和框架安排。

通过清晰的文章结构,读者可以更好地理解文章内容和思路,并能轻松地找到所需信息。

本篇长文主要分为引言、正文和结论三个部分。

1. 引言引言部分以简要介绍文章的背景和问题为开端,旨在吸引读者的兴趣并引出文章的主题。

在引言部分,我们将依次介绍概述、文章结构和目的三个方面。

1.1 概述文章概述部分将对布鲁克红外光谱仪阿尔法进行概括性的介绍,包括其基本特点和应用领域。

读者通过概述部分可以初步了解文章所要讨论的主要内容。

1.2 文章结构文章结构部分即本节所在的内容。

在这一部分,我们将详细介绍本文的篇章组织和框架安排,包括各个章节的主题和内容概要。

布鲁克红外alpha傅里叶红外光谱仪

布鲁克红外alpha傅里叶红外光谱仪

布鲁克红外alpha傅里叶红外光谱仪布鲁克红外alpha傅里叶红外光谱仪是一种用于分析物质结构的仪器。

它基于傅里叶红外光谱技术,能够对固体、液体或气体样品进行非破坏性的分析和检测。

该仪器采用的是可见光和近红外光谱技术,其工作原理是将待分析的物质通过样品台表面,经过样品极窄洞孔的透光部分,利用光学路径与傅里叶变换来分析样品真实成分。

红外光谱仪通过对不同物质吸收红外光的差异性进行分析,能够识别不同化学品的特征指纹,提供追踪、监测和诊断的技术支持。

布鲁克红外alpha傅里叶红外光谱仪具有以下特点:1.高分辨率:该仪器具有高分辨率,可以提供很多有用的信息。

例如在考察与身体内化学反应相关的药品时,该仪器能够检测到药品分子中的不同化学键。

2.高灵敏度:该仪器具有高灵敏度,可以检测极小样品的化学组成。

因此,它是非常实用的分析仪器,适用于各种科学领域,包括生物医学、环境科学和制药工业等。

3.容易使用:该仪器可以快速且易于使用。

相对于其他化学分析技术,如质谱法等,该仪器无需进行任何前处理的样品制备,具备便捷的操作和分析功效,可以快速地得出结果。

4.无需样品消耗:制备样品往往是科学研究的时间和金钱成本之一。

布鲁克红外alpha傅里叶红外光谱仪解决了这个问题。

这种技术完全不消耗样品,并且可以重复使用检测样品。

5.低维护:该仪器不需要频繁的校准、调整或维护。

这是非常优秀的功能之一,因为将科学家从固定的、繁琐和费时的校准工作中解放出来,从而可以集中精力进行实际的研究。

布鲁克红外alpha傅里叶红外光谱仪在许多不同领域都有应用价值。

例如,在生物体液、药品、食品、化妆品、化学工业品等领域,它被广泛使用。

在制药领域,该仪器被广泛应用于药品开发和制造过程中的质检。

检测药品中重要化合物和杂质的含量是制药过程的重要一环。

在环境科学领域,该仪器可以用来检测水和土壤中的污染物。

并且可以检测到大气颗粒物的化学成分,以确定空气污染的来源和可能的健康风险。

本科实验室实验指导书-阿尔法能谱测量

本科实验室实验指导书-阿尔法能谱测量

国防学院本科实验室2015-2016年度实验指导书课程:核辐射探测学专业:辐射、核工、核燃指导教师:王小胡席发元实验一: α射线能谱测量一、实验安排次数/实验:2次/实验 学时/次:2学时/次人数/次:10~20人/次二、实验目的及要求1.目的了解PN结半导体α谱仪的工作原理、特性。

掌握使用α谱仪测量α粒子能谱的方法。

掌握能量分辨率的概念,测量真空度对α粒子能量分辨率的影响。

在相同真空度条件下,测定α粒子能量分辨率、计数率随源-探距的变化。

2.要求预习PN结半导体α谱仪的工作原理;预习能量分辨率的基本概念,PN结半导体α谱仪能量分辨率的影响因素。

查询Am-241,Pu-239两种核素的α粒子能量。

三、实验仪器和试剂1.主要仪器:实验采用美国ORTEC公司生产的8路α谱仪。

仪器特点:每一路都有自己的探测器,真空室,真空计、探头偏压调节、前放、主放、脉冲产生器及漏电流检测器。

样品直径最大可达51mm。

探测器与被测样品之间有10档距离可选,相邻两档之间的距离差为4mm,最大距离可达44mm。

真空计:范围10mTorr到30Torr,具有真空/偏压锁定控制功能。

每路谱仪的探测器偏压、漏电流及真空度均可在软件相关界面上以数字和图形显示出来。

探测器偏压:范围0±100V,大小和正负极性可调节。

真空泵:每路谱仪的真空室采用高性能O圈密封,通过一个三位阀可以单独手动控制抽真空/保持/放气三个状态,互不影响;整个谱仪则合用一台真空泵,采用国际标准的NW25ISO-KF卡箍与真空泵相连。

2.放射源:采用Am-Pu混合源。

2π发射率分别为每秒282.2和每秒390.7。

四、实验内容1、调整α谱仪,测定谱仪能量分辨率。

利用Am-Pu混合源,对谱仪进行能量刻度。

2、测量真空度对α谱仪能量分辨率的影响。

3、测量源-探距对α粒子能量分辨率、探测器计数率的影响。

五、实验步骤1、调整α谱仪①打开PC机、8路α谱仪和真空泵;②点击PC桌面上“MAESTRO for Windows”;③选择探测器通道;④放置样品(Am-Pu源)⑤抽真空⑥设置探测器高压⑦点击Acquire-》Start 开始测量2、测量真空度对α谱仪能量分辨率的影响。

阿尔法磁谱仪

阿尔法磁谱仪
但是出于安全考虑发射一再推迟,经历了多次推迟发射事件之后,阿尔法磁谱仪2终于在美国东部时间2011 年5月16日上午搭乘“奋进”号航天飞机升空。
按照航天局计划,“奋进”号完成最后一次飞行后退役,“亚特兰蒂斯”号也完成“绝唱之旅”。美国航天 飞机全部退役,运行30多年的航天飞机项目宣告终结。
阿尔法磁谱仪升空后,在短时间内获得的数据就可使阿尔法磁谱仪正电子能谱的测量范围和精度超过正在空 中运行的PAMELA空间探测器(由意大利、俄罗斯联合研制),并有能力对空间电子能谱几个测量结果作出判断。 今后相当长的一段时期,阿尔法磁谱仪作为最主要的空间粒子探测器之一,对重大的科学前沿课题进行探索,是 意义重大的空间实验。
感谢观看
主结构的主体系外径为1.3米,内径为1.15米,高0.8米的空心高强度铝制圆柱体。永磁体呈条状插入主结构, 其磁场强度高达1400高斯。主结构要求高精度,在生产及装配过程中严格控制偏差,以使其与航天飞机对接时不 产生装配应力。
1996年4月第一台供地面试验的阿尔法磁谱仪主结构顺利完成生产,安装好永磁体后进行了振动试验及离心 试验,试验一次通过,技术状态良好。
项目合作
CERN暨欧洲核子中心的航空照片阿尔法磁谱仪重达6700千克,中国多家单位参加了研制,其中,中国科学院 高能物理研究所和中国运载火箭技术研究院与法国、意大利的两个单位合作,研制了阿尔法磁谱仪电磁量能器, 能够测量能量高达TeV的电子和光子,是寻找暗物质的关键子探测器。参加阿尔法磁谱仪国际合作的中国单位还 包括中国科学院电工研究所、上海交通大学、东南大学、山东大学、中山大学,以及中国台湾的“中央研究院” 物理研究所、“中央大学”、中山科学研究院等。
暗物质
AMS-一种粒子加速器,绰号为太空的大型强子对撞机。AMS的最初实验结果发现了可能是暗物质的痕迹。不 仅是AMS,很多地上甚至深埋地下的实验室也曾发现过暗物质的痕迹。

半导体阿尔法谱仪

半导体阿尔法谱仪

半导体阿尔法谱仪:探索微观世界的精密工具在探索物质的微观世界,尤其是研究原子核与放射性现象时,半导体阿尔法谱仪作为一种精密的科学仪器,发挥着至关重要的作用。

这种谱仪结合了半导体技术的优势与阿尔法粒子探测的需求,为科研人员提供了高效、准确的数据收集与分析手段。

半导体阿尔法谱仪的核心是其半导体探测器。

这种探测器通常采用高纯度的单晶硅或锗材料,这些材料具有优异的电学性能,能够对阿尔法粒子产生的微小电荷进行高效收集。

当阿尔法粒子进入半导体探测器时,它会与材料中的原子发生相互作用,损失能量并产生电子-空穴对。

这些电子和空穴在电场的作用下被分离并收集,形成电信号进行传输和处理。

与传统的气体或闪烁体探测器相比,半导体探测器具有更高的能量分辨率和更好的位置分辨率。

这意味着半导体阿尔法谱仪能够更准确地测量阿尔法粒子的能量,并确定其入射位置。

这对于研究阿尔法衰变、核反应等过程具有重要意义,因为这些过程往往伴随着特定能量的阿尔法粒子发射。

除了高能量分辨率和位置分辨率外,半导体阿尔法谱仪还具有较低的噪声水平和较高的探测效率。

这得益于先进的半导体制造工艺和精密的电子学系统设计。

通过优化探测器的几何形状、电场分布以及信号处理电路,科研人员能够最大限度地提高信噪比,从而确保数据的准确性和可靠性。

在实际应用中,半导体阿尔法谱仪被广泛用于核物理、放射化学、地质学以及环境监测等领域。

例如,在核物理研究中,科学家们利用该谱仪研究原子核的结构和性质,探索新的核反应和衰变模式。

在放射化学领域,半导体阿尔法谱仪可用于测量放射性样品的活度和半衰期,为放射性废物处理和核能开发提供重要数据支持。

在地质学和环境监测方面,该谱仪可用于分析岩石、土壤和水样中的放射性元素含量,为资源勘探和环境保护提供科学依据。

随着科技的不断发展,半导体阿尔法谱仪也在不断进步和完善。

新型的半导体材料、先进的制造工艺以及智能化的数据处理技术为谱仪的性能提升和应用拓展提供了无限可能。

便携式傅立叶变换红外光谱仪ALPHA中文介绍

便携式傅立叶变换红外光谱仪ALPHA中文介绍

便携式傅立叶变换红外光谱仪ALPHA中文介绍便携式傅立叶变换红外光谱仪ALPHA是一种高精度、高效率的红外光谱仪。

它能够在更小的尺寸和便捷的操作下实现材料的快速分析和检测。

ALPHA搭载了先进的傅立叶变换红外(FTIR)技术,能够提供高分辨率和高灵敏度的光谱数据,广泛应用于材料科学、化学、医药、食品安全等领域。

ALPHA采用了紧凑的设计,外观小巧轻便,重量仅为1.9公斤。

这使得它非常适合移动分析与实地检测。

不论是在实验室、工场还是野外场景,ALPHA都能够提供高质量的红外光谱数据。

ALPHA具备广泛的波数范围选择,从550到7800 cm^-1,可以适应不同物质的分析需求。

通过傅立叶变换光谱技术,ALPHA能够捕捉并分析样品在红外光谱范围内的振动和伸缩信息,帮助用户快速准确地了解样品的结构和化学成分。

高性能的探测器是ALPHA的一大亮点。

它采用了湿式红外探测器,具有高灵敏度和快速响应的特点。

这意味着ALPHA在取样时间上十分高效,仅需几秒钟就能够获取准确可靠的光谱数据。

此外,高性能的探测器还能够提供窄带宽的光谱线,使得分析结果更加精确。

ALPHA支持多种采样方式,用户可以根据具体需求选择适合的采样方式。

例如,它可以通过直接固定在仪器顶部的透射采样盒进行透射光谱的测量。

此外,还可以使用反射采样配件来进行反射光谱分析。

这种灵活性使得ALPHA能够满足各种类型样品的分析需求。

除了高性能的硬件配置,ALPHA还配备了用户友好的软件界面。

软件提供了直观易用的操作界面,可以实时显示、保存和分析光谱数据。

用户可以通过该软件进行光谱数据处理、峰识别、峰拟合等操作。

软件还支持多种光谱库的导入和比对,方便用户对采集的光谱进行拟合和标识。

通过将ALPHA与云端服务器连接,用户可以轻松实现数据的分享和远程访问。

这为用户提供了更大的交流与合作空间。

此外,数据的云端存储和管理,也可以避免本地数据丢失的风险。

总之,便携式傅立叶变换红外光谱仪ALPHA以其高精度、高效率的特点成为材料分析、品质控制和环境监测等领域的理想选择。

alpha傅里叶红外光谱使用说明书

alpha傅里叶红外光谱使用说明书

alpha傅里叶红外光谱使用说明书Alpha傅里叶红外光谱仪是一种高精度的分析测试仪器,主要用于分析材料的分子结构和化学组成。

使用傅里叶变换红外光谱技术,可对化学物质的化学键进行定性分析和定量分析。

Alpha傅里叶红外光谱仪具有快速、准确、可靠的分析特点,广泛应用于材料表征、质量控制、研究等领域。

2. 基本操作流程2.1 前期准备在使用Alpha傅里叶红外光谱仪前,需进行以下准备:(1) 检查仪器是否正确安装并接通电源。

(2) 打开Alpha傅里叶红外光谱软件,进行仪器参数设置。

(3) 安装实验样品,并进行样品制备(如需要)。

2.2 开始测试(1) 选择测试模式:单波长扫描模式或全光谱扫描模式。

(2) 设置光谱扫描参数,如扫描速度、波数范围等。

(3) 点击“开始扫描”按钮,进行光谱扫描。

(4) 完成扫描后,保存光谱数据。

2.3 分析光谱数据(1) 在Alpha傅里叶红外光谱软件中打开光谱数据文件。

(2) 对光谱数据进行处理和分析,如峰位测定、峰形分析、谱图比较等。

(3) 根据分析结果,对样品进行定性或定量分析。

3. 注意事项(1) 操作前请仔细阅读Alpha傅里叶红外光谱仪使用说明书,确保正确操作。

(2) 在使用Alpha傅里叶红外光谱仪进行样品测试前,需进行样品制备,保证样品质量。

(3) 在进行测试时,需注意调节仪器参数,如光谱扫描速度、波数范围、光谱分辨率等,确保测试结果的准确性和可靠性。

(4) 在保存光谱数据时,需注意选择适当的文件格式,如JCAMP-DX、CSV等。

(5) 使用结束后,需对仪器进行清洁和保养,保证仪器的正常运行。

傅里叶红外光谱仪alpha

傅里叶红外光谱仪alpha

傅里叶红外光谱仪alpha傅里叶红外光谱仪 alpha引言:傅里叶红外光谱仪(FTIR)是一种利用傅里叶变换技术进行分析的光谱分析仪器,采用红外光谱技术进行成分分析、结构解析和质量控制等。

这种仪器的广泛应用和高精度的分析能力使其成为目前红外光谱分析领域中最受欢迎的分析仪器之一。

在本文中,我们将介绍一款傅里叶红外光谱仪,名为“alpha”,并详细讲解其优点及应用领域。

优点:1.高精度:傅里叶变换技术能够高精度地对样品进行分析,精度可达0.1微米。

2.快速性:傅里叶红外光谱仪 alpha 可以在短时间内对物质进行分析,一次测试时间只需要几分钟,比传统分析方法节省时间。

3.低噪声:该仪器在分析过程中噪声低,可以提高分析的可靠性及准确性。

4.易于控制:傅里叶红外光谱仪 alpha支持电脑远程控制,控制方便快捷。

应用领域:1.化学物质分析:FTIR alpha可用于分析各种类型的化合物,包括有机化合物、高分子材料、生物材料和无机化合物等。

2.药物分析:FTIR alpha可用于药物的成分和结构分析,特别是对于高价值药物的毒性和副作用分析具有重要意义。

3.环境分析:FTIR alpha可用于大气、水体和土壤污染物的检测和分析。

4.材料分析:FTIR alpha可用于材料的成分、结构及表面特性分析,可以广泛应用于化工、电子、能源等领域。

结论:傅里叶红外光谱仪 alpha 具有高精度、快速、低噪声及易于控制等优点。

其广泛应用于化学、生物、医药、环保等领域,成为目前最受欢迎的分析仪器之一。

在以后的科学研究和工业生产中,傅里叶红外光谱仪alpha 的重要性将得到进一步提高。

傅里叶变换红外光谱仪 alpha ii 主要技术指标

傅里叶变换红外光谱仪 alpha ii 主要技术指标

傅里叶变换红外光谱仪alpha ii 主要技术指标一、引言傅里叶变换红外光谱仪(FT-IR)是一种重要的分析仪器,广泛应用于各个领域。

其中,Alpha II 是德国Bruker公司推出的一款高性能傅里叶变换红外光谱仪。

本文将详细介绍Alpha II 主要技术指标,以帮助大家更好地了解这款仪器。

二、傅里叶变换红外光谱仪Alpha II 主要技术指标概述1.光谱范围:Alpha II 的光谱范围为中红外区域,波数范围为4000 cm^-1至400 cm^-1。

2.分辨率:Alpha II 具有高分辨率,可达到0.5 cm^-1。

3.波数精度:该仪器的波数精度为±0.01 cm^-1。

4.灵敏度:Alpha II 具有较高的灵敏度,对于低浓度样品也能实现准确检测。

5.扫描速度:Alpha II 的扫描速度快,可以在较短的时间内完成大量样品的分析。

6.光源:Alpha II 采用高性能的干涉仪和激光光源,保证了光谱的稳定性和准确性。

7.检测器:Alpha II 配备高灵敏度的检测器,可实现高信噪比的数据采集。

8.仪器尺寸和重量:Alpha II 的尺寸紧凑,占地面积小,重量轻,便于携带和安装。

三、Alpha II 在红外光谱分析中的应用Alpha II 在红外光谱分析领域具有广泛的应用,如材料分析、生物医学领域、环境监测、化学化工行业等。

通过红外光谱分析,可以获取样品的结构、组成、化学键等信息,为相关领域的研究提供重要依据。

四、我国在该领域的发展现状与展望近年来,我国在傅里叶变换红外光谱仪领域取得了显著的发展。

不仅引进了国际先进技术,还加大了自主研发力度。

目前,国内多家企业已成功研发出具有国内领先水平的高性能傅里叶变换红外光谱仪,并在多个领域取得了广泛应用。

未来,我国在该领域有望实现更大突破。

五、结论傅里叶变换红外光谱仪Alpha II 凭借其出色的性能和广泛的应用领域,成为了分析仪器市场的一款热门产品。

alpha傅里叶变换红外光谱仪

alpha傅里叶变换红外光谱仪

alpha傅里叶变换红外光谱仪
Alpha傅里叶变换红外光谱仪(Alpha FT-IR)是一种仪器,用于测量和分析物质的红外光谱。

它使用了傅里叶变换红外光谱技术,可以帮助科学家和研究人员了解物质的分子结构和化学性质。

Alpha FT-IR光谱仪通过测量物质与红外辐射之间的相互作用来获取光谱数据。

红外辐射与物质相互作用时,会导致物质中的化学键振动和分子转动发生变化。

Alpha FT-IR仪器会记录并分析这些变化,从而提供有关物质中各种化学键和官能团的信息。

使用Alpha FT-IR仪器,研究人员可以确定和鉴定各种物质,包括有机化合物、高分子材料、药物、食品和化妆品等。

它广泛应用于许多领域,如化学、材料科学、药学、生物科学和环境科学等。

Alpha FT-IR仪器具有高分辨率、高灵敏度和广泛的光谱范围,可以提供详细的光谱数据和谱图。

它还具有易于使用和操作的界面,使用户能够轻松进行实验和数据分析。

总而言之,Alpha傅里叶变换红外光谱仪是一种强大的工具,用于分析和研究物质的红外光谱,帮助科学家深入了解物质的组成和性质。

布鲁克红外alpha傅里叶红外光谱仪

布鲁克红外alpha傅里叶红外光谱仪

布鲁克红外alpha傅里叶红外光谱仪布鲁克红外Alpha傅里叶红外光谱仪是一款先进的光谱分析仪器。

其在科学研究和工业生产中都有着广泛的应用。

同时,布鲁克红外Alpha傅里叶红外光谱仪也是近年来光谱仪器领域的一次突破性成果。

以下是对这款仪器的详细介绍。

一、仪器原理红外光谱是在红外区域(4000-400 cm^{-1})对物质进行光谱分析的一种方法。

而布鲁克红外Alpha傅里叶红外光谱仪正是根据这一原理工作的。

它采用了光学干涉仪的工作原理,通过对物质的吸收和透射光谱进行分析,来获取分子的信息。

二、技术优势与传统光谱仪相比,布鲁克红外Alpha傅里叶红外光谱仪具有较强的技术优势。

具体表现在以下几个方面:1.高信噪比:该仪器的信噪比较高,可以获得更为精细的光谱信息,提高了分析的准确性。

2.扫描速度快:这款仪器具有快速的扫描速度,可以快速地对大量样品进行光谱分析。

3.高灵敏度:布鲁克红外Alpha傅里叶红外光谱仪的灵敏度较高,可以对微量物质进行分析,如痕量金属和有机物等。

4.非接触式测量:该仪器是一种非接触式测量仪器,在测试时无需对样品进行额外的处理,减小了对样品的影响。

三、应用领域由于其技术优势,布鲁克红外Alpha傅里叶红外光谱仪在科学研究和工业生产中都有着广泛的应用。

1.化学领域:可用于化学品的成分分析、结构确认和反应动力学研究等方面。

2.制药领域:可用于药品中有毒成分的检测以及不同药品疗效成分的分析。

3.食品行业:可用于食品成分的分析、添加剂的检测以及食品加工过程的监控。

4.环保领域:可用于环境水质的分析、大气污染物检测和土壤成分分析等。

四、结论总的来说,布鲁克红外Alpha傅里叶红外光谱仪是一款具有高性价比的光谱分析仪器。

它是当今科学研究和工业生产中不可或缺的一种测试工具。

它的出现,具有较大的推动作用,可以帮助人们更快速、准确地实现光谱分析这一过程。

阿尔法磁谱仪原理

阿尔法磁谱仪原理

阿尔法磁谱仪原理
阿尔法磁谱仪的原理是利用磁场和电场分离气体放射性核素的阿尔法粒子,使它们在磁场矢量方向上具有不同的能量。

阿尔法粒子在通过磁场区域时会受到洛仑兹力的作用而向左或向右偏转,偏转的方向和偏转角度与阿尔法粒子的能量有关,较高能量的阿尔法粒子偏转角度较小,而较低能量的则偏转角度较大。

通过调节磁场和电场的强度和方向,可以将具有不同能量的阿尔法粒子分离,然后将它们聚集在不同的位置上,接着可以使用探测器来检测聚集后的阿尔法粒子的数量和能量。

在阿尔法磁谱仪中,最基本的元件是驱动阿尔法粒子运动的磁场和电场。

磁场可以由磁体产生,电场则通常使用电极板阵列产生。

为了保持积分信号在等效时间内的稳定,磁场和电场必须是稳定的,同时也必须对环境磁场进行屏蔽和校准,以消除测量误差。

使用阿尔法磁谱仪可以得到阿尔法粒子的能量谱或计数谱,通过对峰值的分析可以确定所测核素的种类和相对数量。

这是因为每种核素的阿尔法粒子能谱具有独特的特征,可以通过和已知核素的能谱进行比较来确定未知核素的种类。

同时,核素的相对数量也可以通过峰值面积的比较来确定,前提是能够确定峰值的能效。

总之,阿尔法磁谱仪通过对阿尔法粒子的能谱进行测量,可以确定核素的种类和数量。

这种仪器在核技术和核安全领域等应用非常广泛,是核物理学研究和实验的重要工具。

红外光谱仪标准操作规程

红外光谱仪标准操作规程

XXXXXXXXXXXX仪器设备标准操作规程1目的:建立ALPHA红外光谱仪标准操作规程,正确使用仪器,保证检测工作,顺利进行、操作人员人身安全和设备安全。

2 范围:本标准适用于ALPHA红外光谱仪。

3 责任:化验室操作人员。

4 使用说明:4.1 开机4.1.1 开机前的准备:检查确认电源插座上的电压是否在规定的范围内,开除湿器,湿度须小于70%,当电压稳定后,室温保持着21±5℃左右范围内。

4.2 开机步骤4.2.1 仪器后侧的电源开关,开启仪器,加电后,开始一个自检过程,约30秒钟,自检通过后,状态灯由红变绿,仪器加电后至少要等待10 分钟,等电子部分和光源稳定后,才能进行测量。

4.2.2 开启电脑,运行OPUS 操作软件,检查电脑与仪器主机通讯是否正常。

4.2.3 设定样品信息,检查仪器信号是否稳定,仪器稳定后,方可进行测量。

4.3 测量步骤:根据实验要求,设置实验参数,根据样品选择背景(如空气或KBr 等),测量背景谱图,准备样品(如用压片机压片或液体池等),将样品放入样品室的光路中(如放在样品架或其它附件上),测量样品谱图,对谱图进行相应处理。

4.4 关机步骤4.4.1 移走样品仓中的样品,确保样品仓清洁。

4.4.2 按仪器后侧电源开关,关闭仪器。

4.4.3 关闭电脑。

4.4.4 若有必要,还需要从电源插座上拔下电源线。

4.4.5 在记录本记录使用情况。

5 仪器的维护:5.1.1取出并再生干燥剂:封在筒中可更换的干燥剂(分子筛)能够保持干涉仪和探测器腔体中的空气干燥;尽管密封在腔体中,还是有必要再生干燥剂;如果频繁更换探测器的话,对探测器腔体更有必要再生干燥剂。

5.1.2大约每六个月或者至少当仪器上面的电子湿度指示等表明应该更换干燥剂时,再生或换干燥剂。

5.2更换干燥剂:干燥器筒在探测器和干涉仪腔体中,打开探测器腔体,取下探测器腔体左侧螺钉的塞子,转大约半圈,松开螺钉(6mm),移开盖子,拔出干燥器筒;5.2.1打开干涉仪腔体(TENSOR 27),按下光源腔体盖,打开盖子,会在面向干涉仪腔体的壁上看到一个螺钉,转大约半圈,松开螺钉(6 mm),取下干涉仪腔体盖子,拔出干燥器筒;5.2.2打开干涉仪腔体(TENSOR 37),转动仪器后面的把手,打开干涉仪腔体盖,取下干涉仪腔体盖,取出干燥剂管。

thermo scientific k-alpha 测量成分

thermo scientific k-alpha 测量成分

thermo scientific k-alpha 测量成分
Thermo Scientific K-Alpha是一种科学仪器,用于测量材料的成分。

它基于X射线光谱技术,能够分析固体和液体样品中的各种元素,包括轻元素到重元素。

K-Alpha仪器配有高分辨率能谱仪和X射线源,可提供准确的成分分析结果。

它可以用于许多应用领域,包括材料科学、表面化学、纳米技术、催化剂研究等。

使用K-Alpha进行成分分析时,样品首先会暴露在X射线源的辐射下。

被照射的原子会吸收和散射部分光子,从而产生特定的X射线能谱。

通过分析这些能谱数据,可以确定样品中存在的元素种类和含量。

K-Alpha仪器具有易于操作、高灵敏度和快速分析的特点。

它可以实现非破坏性分析,不需要对样品进行特殊处理或制备。

此外,K-Alpha还可以进行表面成分分析,揭示材料样品的表面元素分布和化学状态。

总之,Thermo Scientific K-Alpha是一种用于测量材料成分的先进仪器,它通过X射线光谱技术提供准确的分析结果,可应用于各种科学研究和工业应用领域。

AlphaDuo能谱仪α能谱分析测量的操作方法及常规维护保养方法的建立与应用

AlphaDuo能谱仪α能谱分析测量的操作方法及常规维护保养方法的建立与应用

Alpha Duo能谱仪α能谱分析测量的操作方法及常规维护保养方法的建立与应用摘要:本论文针对新进设备Alpha Duo能谱仪“量身订做” 建立了α能谱分析测量的操作方法及常规维护保养方法,Alpha Duo能谱仪α能谱分析测量的操作方法及常规维护保养方法的建立使得新进的设备有了可采用的操作方法,突破了设备操作方法的限制。

本方法规定了使用条件、样品装入和取出、样品分析操作方法分辨率的测定、能量刻度、效率标定以及使用和维护保养要求、异常状况的判断和处理等多个方面,几乎涵盖设备的全部日常操作使用方法和管理方法,为设备的正常使用提供了可行的、可操作的方法。

本方法应用于日常的设备使用和样品分析工作,方法操作性强,易于上手和操作,分析质量良好,样品分析质量合格率100%,取得了良好效果,保障了设备的正常运行和能谱分析测量工作的开展。

关键词:Alpha Duo能谱仪能谱分析测量操作方法1 前言Alpha Duoα能谱仪是公司设备更新过程中新进的设备,专用于分析测量试样中放射性核素的活度。

在产品的生产和质量控制中发挥着重要作用。

为保障生产工作的连续、稳定,同时考虑到原料和产品分析的质量要求,需要合适的、与新进设备功能和性能紧密匹配的分析测量的操作方法,因此“量身订做” 建立新进设备的α能谱分析测量的操作方法及常规维护保养方法尤为紧迫和重要。

2 方法原理α能谱仪是用来测定放射性核素α衰变时所释放能量谱的专用仪器。

它首先对所测样品中放射性核素产生的α粒子进行探测,然后借助于MAESTRO分析软件进行数据获取、探测器偏压设置、测谱、谱形分析、解谱完成α能谱的分析测量。

图 1 Alpha Duoα 谱仪图示3 主要技术指标3.1 探测器型号:ULTRA-AS 离子注入式厚度500埃3.2 探测面积:600mm23.3 分辨率:24KeV3.4 工作偏压:50V3.5 探测效率:38%3.6 本底计数<48个计数/48小时3.7 能量分析范围:0-10MeV3.8 分析道止:(0-2047)道4 样品的装入4.1 测量室通气后即可打开舱门,如图2。

α谱仪实验数据记录及分析

α谱仪实验数据记录及分析

五、实验数据记录及分析1、未抽真空与抽真空区别及定性分析记录数据如下:(偏压:6V,放大倍数:0.71×20=14.2)条件峰道址峰计数测量时间左道址左计数右道址右计数分辨率未抽3486 312 397 3423 157 3530 157 3.069% 已抽3981 764 246 3970 384 3988.5 384 0.465% 定性分析:①抽真空后谱线的能量分辨率大大提高,这是因为α粒子在空气中射程很短,一般只有数个厘米,存在空气的时候不仅影响探测能量的峰位,也造成了探测能量的展宽。

②不抽真空时峰道址明显小于抽真空,这部分损失的能量即α粒子穿过空气损失的能量。

2、偏压的选择偏压(V) 6 12 30 60 90 120峰道址3981 4007 4022 4026 4030 4031峰计数764 680 879 1038 903 1075左道址3970 3996 4011 4016.4 4019.3 4021右道址3988.5 4014.3 4028.6 4034 4036.4 4038测量时间246 218 266 319 263 312左计数384 345 424 519 451 533右计数384 340 439 519 451 536分辨率0.465% 0.457% 0.438% 0.437% 0.424% 0.422%选择能量分辨率最低时对应的偏压即120V 为工作偏压。

3、能量标定及相对强度测定 实验通过测量241Am 中峰能量为 5.486MeV 和239Pu 中峰能量为5.157MeV 所对应的峰道址进行能量标定,并求得239Pu α谱中未知能量峰的峰能量。

做出定标曲线,并进行拟合如下图由图像得能量道数关系为E=-0.01547+0.00137×C 求得未知峰能量为5.51248MeV 。

放射源峰道址 峰计数 左道址 右道址 左计数 右计数 测量时间 分辨率 已知源 241Am 4030 1129 4021.3 4038.5 564 564 338 0.427% 239Pu 3789 263 3773.6 3796.8 131 131 509 0.612% 未知源239Pu40357640224040.537385090.458%同时对241Am进行强度测量:峰位计数道址能谱总面积各峰的面积所占比例2148366.256% 一号峰(主峰)1129403032424二号峰3054001710721.919%。

alpha谱仪应用

alpha谱仪应用

alpha谱仪应用
Alpha谱仪是一种常见的光谱仪器,广泛应用于化学、生物、材料科学等领域。

它可以将成分复杂的光分解为光谱线,并测量物体表面反射的光线。

通过光谱仪对光信息的抓取、以照相底片显影,或电脑化自动显示数值仪器显示和分析,从而测知物品中含有何种元素。

具体来说,Alpha谱仪的应用包括但不限于以下方面:
1.化学分析:Alpha谱仪可用于分析化学样品中的元素种类和含量,例如对有机物、无机物、催化剂、污染物等进行成分分析。

2.生物研究:Alpha谱仪可用于研究生物样品的成分和结构,例如对蛋白质、核酸、细胞等进行分析。

3.材料科学:Alpha谱仪可用于研究材料的成分、结构和性能,例如对合金、陶瓷、玻璃、高分子材料等进行成分分析、结构表征以及力学性能测试。

4.环境监测:Alpha谱仪可用于监测环境中的污染物,例如对空气、水体、土壤中的有害物质进行分析。

5.医学诊断:Alpha谱仪可用于医学诊断,例如对病理组织、血液、尿液等进行成分分析,辅助医生进行疾病诊断。

6.毒品检测:Alpha谱仪可用于毒品检测,例如对尿液、血液、唾液等进行毒品成分分析,帮助警方进行犯罪调查。

总之,Alpha谱仪在许多领域都有广泛的应用,是一种重要的分析工具。

阿尔法磁谱仪与暗物质

阿尔法磁谱仪与暗物质

阿尔法磁谱仪与暗物质作者:佚名辅导来源:本站原创点击数:357 更新时间:2007-2-16一、阿尔法磁谱仪1、阿尔法磁谱仪简介阿尔法磁谱仪(Alpha Magnetic Spectrometer,简称AMS)是人类送入宇宙空间的第一个大型磁谱仪,于1998年6月2日—12日由美国发现号航天飞机搭载,成功地进行了首次飞行,并将于2003年送到阿尔法国际空间站上运行3到5年.阿尔法磁谱仪是丁肇中教授领导下的一个大型的国际合作科学实验项目.这项雄心勃勃的研究计划的主要目标是寻找太空中的反物质和暗物质,探索天体物理、粒子物理和宇宙论的重大疑难问题.包括美国、中国、俄国、意大利、瑞士、德国、芬兰等10多个国家和地区的37个研究机构的物理学家和工程师参加了这个计划.中国科学院电工研究所、高能物理研究所和中国运载火箭技术研究院等单位参加了这项重大的国际科学研究的合作项目,并在其中发挥了关键的作用.下图即为阿尔法磁谱仪的近照。

2、阿尔法磁谱仪的物理目标阿尔法磁谱仪实验包括三大主要物理目标,它们反映了当今物理学和天体物理学最重要的基础理论之谜.这三大物理目标分别是:寻找宇宙中的反碳核、反氦核及其他更重的反核来确定宇宙中是否存在反物质;寻找宇宙中可能存在的暗物质;精确测量宇宙中各种同位素的丰度和高能γ,并探索未知的物理现象.微观世界的粒子都存在相对应的反粒子,反粒子具有和粒子完全相同的质量和相反的电磁性质.反粒子由狄拉克预言,1932年在实验中首先发现了电子的反粒子——正电子.组成我们周围世界的物质的原子核是由质子和中子组成,带正电.所谓反物质,它的原子核是由反质子和反中子组成,带负电荷.宇宙中是否存在反物质是科学的一大难题.根据目前公认的大爆炸学说,宇宙是由大约在150亿年前的大爆炸产生的.大爆炸后,宇宙在不断地膨胀和冷却.大量的天文学观察和天体物理实验结果支持了这个理论.然而根据粒子物理理论,大爆炸理应产生同样数量的物质和反物质.迄今为止,所有的实验都没有在宇宙中观察到反物质的存在.宇宙中究竟是否存在反物质?这是目前粒子物理学家和天体物理学家关注的焦点之一.探测反物质的关键是必须把包括一个强有力的磁铁的探测器送入太空以测量宇宙中的原子核的电荷.几十年来,物理学家提出过各种方案企图将磁谱仪送入太空,但由于无法制造一个可以在太空运行的磁铁而未能如愿.中科院电工所利用多年来在研究核磁共振永磁体方面取得的丰富经验,提出了完全利用钕铁硼永磁材料的独特设计方案.它的磁场强,漏磁非常小,磁二极矩几乎为零,完全能满足AMS实验在空间运行的要求.丁肇中教授采用了电工所的设计方案.中国科学家和工程师研制出了人类送入太空的第一个磁铁,使物理学家几十年来的梦想成为现实.当今天体物理和宇宙论的另一大难题是寻找暗物质.天文学的观察和研究发现宇宙中90%的物质无法用光学的方法探测到.天文学上把宇宙中用光学方法看不到的物质称做暗物质,暗物质的起源和组成长期以来一直是一个谜.超对称理论支持这样的观点,即暗物质是由弱作用荷粒子(Weakly Interacting MassiveParticles,简称WIMPs)组成的.这一理论可以用直接测量银河系环中的WIMP’s的湮灭产物来验证.当暗物质粒子和反粒子湮灭时会产生质子反质子对、正负电子对和γ.AMS 能精确地测量反质子能谱、正电子能谱以及高能γ谱.因此AMS将为解开困扰物理学家数十年的暗物质之谜提供非常重要的信息,进而有可能给出这一极富挑战性的重大疑难问题的答案.阿尔法磁谱仪能对宇宙线进行非常精确的测量并由此产生许多新的有意义的物理信息.宇宙线即来自太空的高能粒子,它们在大气层顶部产生簇射并击中地球.这些高能原子核已由无数的地面实验和大气实验进行了长期的研究.与这些实验不同,AMS将运行在离地面三百多公里的太空中,从而能够探测到未和大气原子发生碰撞的原始的宇宙线.AMS将测量不同同位素的比例,如铍-10和铍-9丰度比.由于铍-10的半衰期约为100万年,如果丰度比高则说明绝大部分宇宙线很年轻,小于100万年,如果丰度比低则说明铍-10在宇宙中飞行过程中大部分已发生衰变.AMS能够对铍-10和铍-9丰度比进行高统计量高精度的分析,从而高精度地确定宇宙线在银河系中的禁闭时间,确定宇宙线穿过的天体物质的平均密度,从而确定宇宙线在银河系环中滞留的时间.阿尔法磁谱仪还能对宇宙中其他各种同位素的相对丰度进行精确的测量.这些测量结果将会回答宇宙论和天体物理学中的许多重大问题.作为人类送入太空的第一个磁谱仪,这个实验很可能会有意外的重大发现.因此,阿尔法磁谱仪引起了世界各国科学家的极大兴趣.它是目前在阿尔法空间站上计划的唯一的大型科学实验.3、阿尔法磁谱仪的结构阿尔法磁谱仪由永磁体和一组精密探测器两部分组成.图1显示阿尔法磁谱仪的内部结构.在永磁体产生的磁场中,带正电的粒子(正物质)向一个方向偏转,而带负电的粒子(反物质)向另一个方向偏转.永磁体内部的精密探测器测量粒子的动量、速度、电荷及粒子穿过探测器时的位置,从而鉴别出粒子的类型.实现AMS科学目标的关键是一个能在宇宙空间条件下运行的强磁体,以区分带电粒子的电荷的符号,精确测量它们的动量,并配合其他测量,识别粒子种类.能在空间条件下运行的大型磁体必须满足以下基本条件:●功率消耗低,不能高于数百瓦.●漏磁必须非常小,不影响航天飞机和空间站上各种仪器设备的正常运行.●磁二极矩必须非常小,不致于在地球磁场下产生转动.●能经受航天飞机起飞和着陆时的剧烈振动和巨大的加速度.过去数十年来,物理学家一直期望能将磁谱仪送入宇宙空间,提出多种方案,但由于无法造出满足上述条件的磁铁而无法实现.中国科学院电工研究所、高能物理研究所和中国运载火箭计术研究院设计和研制了AMS永磁体系统,并成功地进行了各项空间环境模拟试验,成功地研制出了人类送入宇宙空间地第一个大型磁体系统,完全符合美国宇航局的各项要求.这个大型磁体系统包括永磁体和机械结构两大部分.永磁体为圆柱形,内径1114mm高800mm,中心磁场强度为1370高斯.机械结构支撑总重量为3.2吨的AMS磁铁和所有探测仪器.AMS内部探测器由以下部分组成:(1)飞行时间计数器飞行时间计数器由闪烁体和光电倍增管组成,在AMS的顶部和底部分别安装有两个平面,时间测量精度达一百亿分之一(10-10)秒.当粒子穿过谱仪时,飞行时间计数器记录粒子飞行的时间、距离和动量,从而确定粒子的质量.飞行时间计数器的作用为:●当粒子穿过谱仪时提供一级触发信号;●测量粒子的飞行速度,排斥上行(albedo)原子核;●测量粒子的电荷量;●提供反符合信号.(2)硅微条径迹探测器AMS的硅微条径迹探测器由L3实验的硅微条顶点探测器发展而来,共由六层圆形双面硅微条探测器组成,放在磁场中.硅微条顶点探测器用于精确测量带电粒子的动量矢量和粒子的电荷.由于AMS是通过测量带电粒子在磁场中的偏转来确定粒子的动量的,因此要求硅微条径迹探测器对带电粒子的位置测量有很高的精度.AMS的硅微条径迹探测器的位置测量精度在偏转方向为10微米,在非偏转方向为30微米.这样的精度是前所未有的.(3)切仑可夫计数器切仑可夫计数器的主要作用是用来区分反质子和电子,正电子和质子.AMS的切仑可夫计数器所用的介质为气凝硅胶.由于气凝硅胶的光折射率正好使高能电子在其中产生切仑可夫辐射而同时质子和反质子不会在其中发生切仑可夫辐射,原因是电子的质量轻,质子和反质子的质量很重,因此,切仑可夫计数器可以很好地将同样带负电的电子和反质子区分开.切仑可夫计数器由两层共168块气凝硅胶组成,每块气凝硅胶为11×10cm2,分别和两个光电倍增管相联用于测量切仑可夫光.切仑可夫计数器安装在AMS探测器的最底部.(4)反符合计数器反符合计数器是由16个塑料闪烁体模块组成的桶状探测器,包围在硅微条探测器的外面.反符合计数器和飞行时间计数器配合用来排斥从AMS侧面进入或在探测器内产生的粒子造成的本底信号,这些本底粒子可能会在事例重建时造成混淆而将正原子核误判成反原子核.反符合计数器同时还排斥从探测器内部直接穿出AMS侧壁的粒子.反符合计数器的失效率必须小于10-4.中国科学院高能物理研究所承担了反符合计数器初样的设计、研制、测试和空间环境模拟试验工作,并参加了它的飞行件的设计、研制和测试.(5)触发及数据采集系统当AMS在太空中飞行时,进入探测器的粒子多达10kHz.穿过AMS有效体积的粒子也将达到500Hz.触发系统即为了从中选出这些粒子,根据粒子的电荷作初步的分类.根据这样的分类再尽可能高效率地选出我们感兴趣的粒子并排除掉本底粒子.AMS采用了三级触发判选:●一级触发判选利用飞行时间选择仅有一个带电粒子穿过探测器灵敏区的事例;●二级触发判选通过检验硅微条探测器中的径迹击中点来排斥穿过带负电粒子径迹的带正电的粒子;●三级触发判选根据电荷符号和电荷量完成事例的分类并选择需要记录下来的事例.通过触发判选后的事例数据记录到计算机硬盘上,同时通过卫星的Ku-波段传回地面上的AMS控制中心.4、阿尔法磁谱仪电子学软件及地面系统为了保证AMS 能够可靠地采集、传送和分析数据,AMS设计开发了一整套复杂的电子学、软件、地面支持系统.这一系统是AMS的生命线,担负监测控制探测器各部分的运行状态、从各个探测器采集数据并将数据传回地面等工作.AMS的电子学系统用来对探测器进行监视控制、数据采集和传输.这一系统由高能物理实验技术发展而来,同时又要适应太空环境要求.对其进行了严格的加速度、振动、温度变化、真空、抗辐射以及电磁干扰等试验.为了保证数据采集的可靠性,电子学系统采用了足够的冗余度.AMS的软件系统包括三部分,分别是控制软件(Onboard Software),在线软件(Onlin Software)和离线软件(Offline Software).控制软件由监测和控制软件、数据采集软件和飞行控制软件组成.在线软件接收来自探测器各监控单元的慢数据流和探测器采集的物理数据流(快数据流).这些数据被用来进行事例分类分析并记录下来.在线软件同时还接收来自美国宇航中心的有关飞行器位置、速度等信息的数据,这些数据将传送给控制系统对探测器进行控制调整.离线软件对从探测器采集到的物理数据进行分析处理以获得有趣的物理结果.另外,离线软件还用来对探测器进行模拟并和实验数据作比较.AMS采集的数据首先通过Ku-波段传送给数据通讯卫星,再送回地面控制中心.地面控制中心对数据进行分析处理并对AMS进行操纵.地面控制中心还和宇航控制中心保持联系.5、阿尔法磁谱仪的首次飞行阿尔法磁谱仪搭乘美国发现号航天飞机于1998年6月2日下午6时8分(美国东部夏令时)升空,经过10天的成功飞行,于6月12日下午安全返回肯尼迪空间中心.本期封底是从和平号空间站上拍摄的发现号航天飞机,AMS在飞机的尾部.AMS在首次飞行中工作正常,探测器在升空后3小时开始正常工作.分析表明AMS数据质量很好,能正确区分各种粒子,测量精度也达到了预期要求.AMS观测到了原初宇宙线粒子,包括质子,各种原子核,也看到了反质子.观察到的反质子并不等于观察到了反物质.反物质是指反氦核,反碳核等.反质子可能是通常宇宙线粒子碰撞产生的次级粒子.发现号航天飞机于6月4日下午1点与和平号空间站对接,6月8日中午12点与和平号空间站分离.此期间AMS继续采集数据,没有任何影响.AMS在整个飞行过程中共获取了超过200小时的数据,约获得3亿个事例,80%左右为质子,20%左右为各种原子核.通过对10%的数据进行的初步分析,丁肇中教授6月10日在休斯顿的记者招待会上公布了一些初步的结果,苏黎士联邦工学院的霍夫教授6月12日也在日内瓦欧洲核子中心作了AMS首次飞行的报告,公布了一些初步结果,引起物理学家的极大兴趣.中国研制的永磁体和机械结构经受了起飞和着陆的考验,工作正常,受到各国科学家的高度赞扬.目前,AMS已从美国运回欧洲进行全面的测试.AMS的全部数据也已同四台大型计算机一起运回日内瓦的欧洲核子中心进行深入的分析.中国科学院高能物理所早已建立了分析AMS数据的环境,并通过计算机网络获得数据进行分析,相信会获得重要的物理结果.6、阿尔法磁谱仪的未来为了准备在阿尔法空间站上长期工作,AMS将进一步改进性能,增加新的探测器.改进后的探测器预计将于2003年用航天飞机送到阿尔法国际空间站,运行3到5年,实现其寻找宇宙中的反物质和暗物质的目标,以及多项有关天体物理和宇宙论的重大物理问题的测量工作.中国科学院高能物理所的物理学家将承担如电磁量能器的研制等重要的工作以及后续的大量研究工作,为AMS物理及高能天体物理的发展作出贡献.(中国科学院高能物理研究所北京100039)陈和生二、阿尔法磁谱仪中的物理知识1998年6月3日凌晨,随着白色烟柱的延伸,举世瞩目的美国“发现号”航天飞机从肯尼迪航天中心顺利发射升空.阿尔法磁谱仪乘“发现号”航天飞机进入太空,寻找宇宙中可能存在的反物质.只要磁谱仪能发现一个反氦核,将可推断宇宙中存在反星系,发现一个反碳核,就能推断有反星球的存在,那将极大推动宇宙科学的发展.虽然阿尔法磁谱仪的结构很复杂,任务很神秘,但它工作的基本原理却是高中物理中带电粒子在磁场中运动的知识.阿尔法磁谱仪的核心部分是由我国科学家和工程师经4年努力研制的永磁体,直径1.2米,长0.8米,重2×103千克,它的作用是产生一个很强的磁场.当宇宙中的带电粒子穿过这个磁场时,磁场就对它施加洛仑兹力使之发生偏转,这时,记录有关数据,再用电子计算机进行数据处理,从而确定是否有反质子、反氦核乃至反碳核穿过.如图1为磁谱仪的截面示意图,永磁体产生方向垂直纸面向里的磁场,图中“×”表示磁场方向,a、b、c分别为宇宙中的三个带负电、不带电、带正电的粒子.当它们以一定的速度v沿图示方向穿过磁场时,b粒子由于不带电,磁场对它没有洛仑兹力,因此b粒子不偏转而沿直线穿过磁场;带负电的a粒子穿过磁场时,磁场对它施加方向向左(根据左手定则)的洛仑兹力,它就向左偏转;而带正电的c粒子穿过磁场时,同样根据左手定则,磁场对它施加方向向右的沦仑兹力,它就向右偏转,三个粒子的运动路径如图1所示,这样只要根据粒子的偏转方向就可判断宇宙粒子的电性.当然这还无法判断带电粒子的种类,还要测出带电粒子的带电量与其质量之比,即荷质比方可确定.那么怎样确定带电粒子的荷质比呢?大家知道,带电粒子在匀强磁场中做圆周运动的轨道公式为只要测出偏转半径R和穿过磁场的速率v就可计算出荷质比(磁感强度B可事先测出),而这两个物理量可利用电子计算机对带电粒子穿过磁场时所记录的数据进行处理就可获得.这样综合带电粒子的电性和荷质比就可确定在穿过阿尔法磁谱仪的带电粒子中是否有反物质了.三、探测反物质和暗物质的磁谱仪由诺贝尔奖获得者丁肇中教授领导的空间探测反物质、暗物质的磁谱仪计划(AMS),是人类第一次用磁谱仪在太空进行物质、反物质和暗物质探测的科学实验.寻找太空中的反物质和暗物质是目前天体物理、粒子物理和宇宙论面临的重大疑难问题.根据目前公认的大爆炸学说,宇宙是由大约在150亿年前的大爆炸产生的.大爆炸后,宇宙在不断地膨胀和冷却.大量的天文学观察和天体物理实验结果,支持了这个理论.然而根据粒子物理理论,大爆炸应产生同样数量的物质和反物质.组成我们周围世界的物质的原子核是由质子和中子组成,带正电荷.所谓反物质,它的原子核是由反质子和反中子组成,带负电荷.迄今为止,所有的实验都没有观察到反物质的存在.探测反物质必须包括一个强磁场的磁铁探测器,来区分太空中飞行的原子核的电荷符号.当今天体物理和宇宙论的另一大难题是寻找暗物质.天文学上把宇宙中用光学方法看不到的物质称作暗物质.但是通过分析星系的运动规律,可以推出宇宙空间物质的总量.最近,天文学的观察和研究发现:暗物质在宇宙中大约占90%.这个结论使天体物理学和粒子物理学家大为震动.这些暗物质究竟是什么?众说纷纭.而用实验寻找这些暗物质则成为当今科学的又一难题.磁谱仪能够精确测量在太空中反质子、正电子和光子的能量分布,进而有可能给这一极富挑战性的重大疑难问题以正确答案.四、暗物质研究简介著名美籍华人科学家李政道博士在访问上海交大时指出,在世纪之交时,物理学的4个前沿领域分别是:暗物质研究、类星体和活动星系核研究、自由夸克寻找,引力与超对称.本文仅就有关暗物质研究的内容和取得的成果作一简略介绍. 1 暗物质的提出1929年埃德温·哈勃的宇宙膨胀的发现表明,如果你把星系现在的运动往时间的过去方向倒溯,它们在一百五十亿到二百亿年前之间的某一时刻似乎它们应该重叠在一起,在这个称为大爆炸奇点的时刻,宇宙的密度和时空的曲率应为无穷大.宇宙从非常小的尺度开始膨胀,最初的膨胀称为暴涨,也就是说宇宙的尺度在比一秒还要短的时间内至少增加一百万亿亿亿倍.按照量子力学的不确定性原理,早期的宇宙不能是完全均匀一致的.其结果是在暴胀时期结束之后,留下的宇宙是一些地方比另一些地方膨胀的稍慢一些.在膨胀稍慢的区域,物质的引力吸引使膨胀进一步减慢.该区域最终会停止膨胀,并且收缩形成星系和恒星.这就是关于我们的宇宙起始学说.宇宙的未来又将是怎样的呢?物理学家在予言宇宙遥远未来时指出:宇宙的平均密度是一个关键的值.宇宙的平均密度大于某个临界值,引力吸引将使正在膨胀中的宇宙最终停止膨胀,而开始重新收缩.宇宙就会坍缩到一个大挤压,这和启始宇宙的大爆炸相当相似.大挤压是被称作奇性的一个东西,是具有无限密度的状态.反之,如果宇宙的平均密度小于该临界值,宇宙将不会坍缩,而会永远膨胀下去.其密度在一段时间之后会变得如此之低,引力吸引对于减缓膨胀没有任何显著的效应.星系间会继续以恒常速度相互离开.我们知道,宇宙的临界密度为10-30g/cm3~10-28g/cm3之间的某个值,宇宙的平均密度到底是多少?我们可以通过观测来估计宇宙的平均密度.我们把看得见的恒星质量和气体云的质量相加,它们的总数仅为临界值的百分之一左右.难道宇宙就永远膨胀下去了吗?不,不一定,物理学家指出,宇宙中还存在我们不能直接观测到的物质,那就是所谓的“暗物质”. 2 暗物质存在的证据暗物质存在的第一个证据来自于螺旋星系.螺旋星系是存在恒星和气体的巨大的饼状聚合体.由观测知道它们围绕着自己的中心旋转.但是如果它们只包含我们观测到的恒星和气体,则旋转速率就高到足以把它们甩开.事实上它们没有被甩开,而继续围绕其中心在高速旋转,因此,在螺旋星系中必然存在某种看不见的物质形式,其引力吸引足以把旋转的星系牢牢抓住,而不被甩开.暗物质存在的另一个证据来自于星系团.我们观测到的星系在整个空间中分布得不均匀,它们成团地集中在一起,其范围从几个星系直到几百个星系.通过观测发现这些星系团中的个别星系的运动速度是如此之高,要不是引力吸引把星系抓到一起,这些星系团就会飞散开去.估算表明,能够把它们吸引成团所需要的质量比所有星系的总质量都要大很多,因此,在星系团中除我们观测到的星系以外必然存在另外的物质,即所谓暗物质.人们可以对具有确定证据的那些星系和星系团中的暗物质的质量作一个相当可靠的估算.但是这个估算值仍然只达到要使宇宙重新坍缩的临界质量的百分之十左右.为此,相信宇宙不会永远膨胀下去而最终会坍缩的物理学家预言还可能存在其它种类的暗物质,这些暗物质必须存在于星系和星系团之外,否则的话,我们应能觉察到它对星系旋转或星系团中星系运动的效应.相信宇宙中还存在其它种类的暗物质的物理学家指出.如果宇宙只具有十分之一的临界密度,现已存在的宇宙就无法理解.因为如果宇宙只具有十分之一的临界密度,需要极其仔细地选取初始的密度和膨胀率.如果大爆炸后一秒钟宇宙的密度大了一万亿分之一,宇宙就会在十年后坍缩.另一方面,如果那时宇宙的密度小了同一个量,宇宙在大约十年后就变成基本上空无一物.所以要理解现在存在的宇宙,宇宙的平均密度必须非常接近临界密度. 3 暗物质存在的形式如果暴涨理论是正确的,必须存在有额外的暗物质会是什么呢?它似乎和构成恒星和行星的正常物质不同.它们可能是宇宙极早阶段的残余.基本粒子是一种可能性,最有希望的是中微子.它被认为自身没有质量,但是最近,一些观测暗示,中微子可能有小质量,如果这一点得到证实并发现具有恰好的数值,中微子就能提供足够的质量,使宇宙密度达到临界值.黑洞是暗物质存在的另一种可能形式.在宇宙的早期可能经历过所谓的相变.在相变过程中,形成的黑洞,如果质量较小,它们由于量子力学的不确定性原理的效应,迄今已被蒸发始尽.但是,如果它们超过几十亿吨(一座山的质量)则现在仍然存在,并且很难被探测到.黑洞存在的证据已见报导[1].由美日天文学家组成的一个研究小组宣称,他们在距地球2100万光年处的一个星系内发现了存在庞大“黑洞”的证据,这一黑洞是太阳质量的4000万倍.在此之前,美国航空航天局于1994年5月底宣布,“哈勃”太空望远镜上携带的广视野星际照相机摄取了距离地球5000万光年的M87星系中的旋涡状气体云盘中,也存在“黑洞”的结论性证据.对于在宇宙中均匀分布的暗物质,它对宇宙膨胀的效应是唯一探测其存在的方法.由测量遥远星系离开我们而去的速度便可确定膨胀的减慢程度.但是目前遇到的麻烦是星系的表观亮度不能很好地标度星系离开我们的距离.这必须等到我们发展出更好的测量星系距离的手段后才行.注:本刊根据《霍金讲演录》和《中国科学报》有关资料整理成此文.(江苏金湖县吕良中学211621)姚家东五、反物质的发现1996年1月4日,欧洲核子研究中心宣布制造出9个反氢原子,从而在世界上第一次制造成了一种反物质.同年11月12日,美国费米实验室利用对撞机又制造出7个反氢原子,进一步实现了长期以来人类制造反物质的愿望.早在1928年,英国物理学家狄拉克在研究相对论性量子力学的过程中,就已经从理论上预言了正电子的存在.1932年,美国物理学家安德逊在宇宙射线的研究中发现了正电子,从而证实了反粒子的存在.正电子发现后,科学工作者相继又发现了一系列反粒子.1953年在β衰变的研究中发现了反中微子.1955年,美国物理学家张伯伦等在美国伯克利实验室6.8GeV质子同步加速器上又成功地发现了早已预言的反质子.反质子发现以后不久,1957年意大利的西格雷和美国的皮奇奥尼又发现了反中子.1960年,我国物理学家王淦昌又发现了反西格马负超子.这样,在研究物质结构的过程中,人们总共发现了300余种粒子,其中正、反粒子几乎各占一半.这就是说,每一种粒子都存在着一种与它对应的反粒子.反粒子的发现是20世纪物理学的巨大发现之一,并且生动地说明了物质世界的对立统一性.粒子和反粒子具有相同的质量、电量、自旋、寿命和磁矩等,但它们的一切内部相加性守恒量的符号相互反号,对称性守恒量可以用相应的量子数描述,内部相加性量子数有电荷数、同位旋量子数、奇异数、轻子数、重子数、粲数和底数等.相加性量子数的符号相反将会导致电荷、磁矩等的符号相反.根据粒子和反粒子的性质,我们可以把所有的粒子分为两类.一类叫马约喇纳(Majorana)粒子,其特点是它们的一切内部相加性量子数都为零,因而粒子和反粒子完全相同.例如,γ粒子、π°介子和η°介子等的反粒子就是它自己,因而又称为纯中性粒子.另一类叫狄拉克(Dirac)粒子,它的特点是粒子和反粒子不完全相同.例。

核电工程外文翻译----国际空间站(空间站)上进行的阿尔法磁谱仪(ams02)实验

核电工程外文翻译----国际空间站(空间站)上进行的阿尔法磁谱仪(ams02)实验

翻译原文Alpha Magnetic Spectrometer(AMS02)experiment on the International Space Station (ISS)Abstract The Alpha Magnetic Spectrometer experiment is realized in two phases. A precursor flight (STS-91) with a reduced experimental configuration (AMS01) has successfully flown on space shuttle Discovery in June 1998.The final version (AMS02) will be installed on the International Space Station (ISS) as an independent module inearly 2006 for an operational period of three years. The main scientific objectives of AMS02 include the searches for the antimatter and dark matter in cosmic rays. In this work we will discuss the experimental details as well as the improved physics capabilities of AMS02 on ISS.Keywords Alpha Magnetic Spectrometer, International Space Station, Antimatter, Dark matter IntroductionA possible existence of cosmologically large domains of antimatter or astronomical "anti objects" and the nature of dark matter in the universe are fundamental questions of the modern astroparticle physics and cosmology.The AMS02 experiment thanks to its large acceptance (~0.65 m2) and its particle identification capability, will study these fundamental aspects with unprecedented sensitivity. This requires the measurement of the physical quantities such as particle momentum, charge and velocity with highest possible degree of confidence.An unambiguous proof of existence of cosmicantimatter would be observation of antinuclei (Z>2)in cosmic rays. An observation even of a single antihelium or heavier nuclei would demonstrate that primordial antimatter indeed exists and it is not too far from us. The AMS02 will be able to distinguish a single antihelium nuclei among~10^9 estimated background particles over 3 years. The project is realized in two phases. In June 1998, a baseline configuration of the experiment has down on the space shuttle Discovery for 10 days mission on 51.70 orbit at altitudes between 320and 390km. From this mission (STS-91) we gathered precious information on detector performance in actual space conditions and on possible background sources.AMS01 has also measured, for the first time, with such an accuracy from space, cosmic ray fluxes in GeV region covering almost the whole Earth surface.The detector layout, performance and the physics resuits of AMSO1 during STS-91 flight (AMS-0l ) are described in detail elsewhere.In this work we will discuss the experimental configuration as well as the physics capabilities of AMS02 on the international Space Station.2.Details of the AMS02 experimentThe AMS02 is a large acceptance, high precision superconducting magnetic spectrometer designed to measure cosmic ray spectra of individual elements with Z<--25 up to TeV region. It can also measure the high energy gamma rays up to few hundreds GeV with very good y source pointing capability. Fig.l shows the details of AMS02 experiment.There are a total of 227,300 electronics channels each providing 16 bits of information with event rates up to 2 kH corresponding to a total raw data rate of over 1 Gbit/s. The DAQ electronics will reduce the event size, through proper filtering, to the allocated downlink data rate of 2 Mbit/s.All electronics and mechanical parts of AMS02 are tested for operation in vacuum. The effect of total ionization dose (up to 6 Gy/year) on all critical components is extensively tested.The detector has been designed to identify the cosmic rays but at the same time minimizing the multiple scattering and large angle nuclear scattering occurring inside the tracking part of the detector. Large acceptance for antihelium search, good particle rigidity and velocity resolutions as well as their redundant measurements and h/e rejection of >10^6 were other key parameters for its design.The AMS02 will weigh 6760 kg and will have a power consumption of 2 kW.In the following the AMS02 sub-detectors will be described from up to downstream. 2.1 Transition Radiation Detector (TRD)The Transition Radiation Detector is designed to separate a/p signals to distinguish e+ and p from relative backgrounds (p and e一respectively) with a rejection factor of 103一102 in the energy range from 10~300 GeV. This rejection factor combined with the Electromagnetic Calorimeter will provide an over-all e+/p rejection factor of 10^6 at 90% of e+ efficiency.The detector consists of 20 layers of 6 mm diameter straw tubes alternating with 20 mm layersof 10 hum polyethylene/polypropylene fiber radiator. The tubes are filled with a 80%~ 20% mixture of Xe÷CO2 at 1 bar from a recirculating gas system designed to operate in space for>3 years. The wall material of straw tubes is a 72 μm kapton foil. The upper and lower 4 layers run in the x direction (parallel to AMS02 magnetic field) while central layers run in the perpendicular y direction to provide bi-dimensional tracking and particle identification.2.2 Time of Flight (ToF) systemThe ToF system is designed to provide fast (first level) trigger to the experiment, measurementof time of flight of the particles traversing the detector with up/down separation better than 10-g, the measurement of the absolute charge of the particle (in addition to dE/dX measured from the Silicon Tracker) and the identification of electrons and positron from antiprotons and protons up to 1--2 GeV. The expected overall time resolution is≈ 140 ps for protons and better for heavier cosmic ray nuclei (see Fig.3 for intrinsic resolutions). It consists of four scintillator planes (see Fig.4) read by a total number of 144 Hamamatsu 85946 phototubes. The design of AMS02 ToF system is determined by the constraint of operation in 0.1~0.3 T stray magnetic field. The choice of PM and the shape of light guides are driven by this issue. Light guides are indeed tilted to reduce the angle between the magnetic field and PM axis.2.3 Superconducting Magnet (SCM)One of the challenging features of the AMS02 detector is its strong superconducting magnet.It is the first large superconducting magnet used in space and it has a bending power of B}LZ } 0.8 Tm^2 which will be essential to perform a sensitive search for antimatter(He)in the rigidity (p/Z) range from 0.1 GV to several TV.The magnet consists of 2}dipole coils together with 2 sets of smaller racetrack coils (see Fig.5) with a total cold mass of about 2300 kg. The racetrack coils is designed to increase the overall dipole field, to minimize the stray dipole field outside the magnet (max stray field at a radius of 3 m is 4 mT) in order to avoid an undesirable torque on the ISS caused by the interaction with the Earth magnetic field. All coils are wound from high purity aluminum-stabilized niobium-titanium conductor. The magnet will be operated at a temperature of 1.8 K and cooled by 2500 L of superfluid helium, which should be operational for three years without refilling (optimizedfor heat losses).2.4 Anticoincidence (AC)The AMS02 anticoincidence system (Fig.6) is designed to assure to trigger only on those particles passing through the aperture of the AMS02 superconducting magnet. It is placed inside the magnet free bore covering the inner surface of the superconducting magnet. AC system consists of thin scintillator slabs readout on both ends by PMs.2.5 Silicon Tracker (ST)The Silicon Tracker of AMS02 is designed to perform high precision measurements of the rigidity he sign of charge and the absolute charge of the particle traversing it.There are a total of 192 ladders with variable number of silicon ensors glued together and readout on one extremity y the front-end electronics. The lengths of the ladders vary from 36 cm to about with 60 cm (active part)corresponding to ≈6.4 m^2 of active double sided surface. Fig.8 shows a detailed design of a ladder and its main components.One of the key points in the assembling of long ladders is that it requires high precision in cutting of the sensors and during the ladder assembly. Fig.9 shows the differences between measured (through reference crosses on each sensor) and nominal (perfectly aligned) positions of the sensors of 73 ladders.The r.m.s. of distribution is about 4 μm. The readout electronics is based on low noise,low power (~0.7 mW/ch), high dynamic range(士70MIPs) V A_ HDR VLSI, preamplifier, shaper, sample and hold circuit connected to the silicon sensors through 700 pF decoupling capacitors.The performance of the AMS02 ladders has been tested with minimum ionizing particles and with heavy ions.Fig.10 shows the residuals of the reconstructed and expected positions of 400 GeV muons traversing the prototype ladders. The resulting spatial resolutions are on bending (non bending) directions for 400 GeV muons and 20 GeV/A helium particles respectively.The tracker cooling system bases on variable conductive heat-pipes in which the cooling fluid (C02) runs by the capillary forces. The heat is collected by 3 heat-pipe loops and then driven to the radiators for dissipation (see Fig.13). The system will dissipate 192 W (1 W for each front-end hybrid pair) and fulfill the requirements of operating (survival) temperatures of-10℃to +25℃(-20℃to +40℃) and -10℃to +40℃(-20℃to +60℃) for silicon wafers and front-end hybrids respectively. The requirement for silicon wafer temperature stability per orbit is 3 K and for maximum accepted gradient between any silicon wafer fulfills 10 K. The total weight of ST is about 186 kg and the total power consumption is 734 W.The particle identification capabilities of the AMS-U2 proximity focused RICH detector will improve the confidence in the determination of the sign of the charge, will provide high level of redundancy required for high purity samples of positrons and antiprotons, will perform the identification of isotopes of mass A<~15-20, over a momentum range 1 GeV/c <p/A<-12 GeV/c and will identify the chemical composition of elements up to Fe (Z--26) to the upper rigidity limit of the spectrometer, p/Z<-1TV.The AMS02 RICH detector consists of a plane of radiator material, separated from the detector plane by a drift space in which Cherenkov rings can expand. A detector module includes a matrix of light guides coupled to a PM (Hamamatsu 87900-00-M16) connected to a socket and front-end electronics readout.The choice made by the Collaboration is to have an Aerogel radiator 3 cm thick with n=1.05 in order to cover the momentum interval w ith a velocity resolutionΔβ/β of about 1.5 * 10^3. In addition an 0.5 cm thick NaF placed at the central square, corresponding to the hole in the pixels plane, will improve the detection of particles traveling to the central hole direction.Since the Electromagnetic Calorimeter (ECAL) is located just below the RICH photomultipliers plane, the plane is designed with a central hole in order to avoid passive materials in front of ECAL. Fig.14 shows a 3-D design of RICH counter along with the performance test results obtained during the CERN SPS Test beam.2.7Electromagnetic Calorimeter (ECAL)In order to achieve good a/p separation (design rejection factor of一105) which is essential to perform accurate measurement of positron spectra (from few GeV up to一1 TeV), AMS02 comprises a fine grained sampling electromagnetic calorimeter (ECAL) capable of 3-D imaging of the shower development and of discrimination between hadronic and electromagnetic cascades.ECAL is a sampling device with a lead-scintillating fibers structure. It has a square parallelepiped shape with 65.8 cm side and 16.5 cm depth. It is segmented in 9 superlayers along its depth and each superlayer, of 18.5 mm total thickness, contains 11 grooved lead foils interleaved with 1 mm diameter scintillating fibers glued with an epoxy resin (average superlayer density of--6.8 1 0.3 g/cm3). The calorimeter has a radiation length of about l0mm, total thickness of almost 16 radiation lengths and it allows for 18 samplings in depth (10 in Y and 8 in X views).2.8 Star tracker (AMICA)The main purpose of Astro Mapper for Instrument Check of Attitude (AMICA) is to provideaccurate pointing direction for AMS02. AMICA will give a precise measurement of the AMS02 observing direction with a few arc-sec accuracy. The electronics unit is based on a VME bus which contains the processor (DSP21020) and housebeeping boards.3 AMS02 Physics3.1Antimatter searchOur region of the universe is certainly dominated by matter. Tiny amount of antiprotons and positrons present in cosmic rays can be explained as secondaries of ordinary matter (protons, electrons and nuclei consisting in protons and neutrons) and gamma rays interacting with interstellar material. At present day, from the direct observation we have Ny= 411.4/cm^3 and NB-> NB (at least in our neighborhood). According to Sakharov,}'4} to generate the baryon asymmetry three principles of karyogenesis should be fulfilled: non conservation of baryonic charge, breaking of C and CP invariance (symmetry breaking between particles and antiparticles) and the deviation from thermal equilibrium. There are several scenarios of karyogenesis which are based on the assumption of C and CP violation and give the cosmological baryon asymmetry with β=constant and no cosmological antimatter. However if charge symmetry is broken spontaneously, then in different CP domains the universe could be either baryonic or anti-baryonic. The size of these domains may be cosmologically large if after their formation the universe has passed through a period of inflation (exponential expansion). In principle, subsequent karyogenesis can lead to separate regions containing matter and antimatter galaxies. Recent reviews of (anti)-karyogenesis scenarios can be found in references.It has been shown that the ratio of extragalactic/galactic cosmic rays should increase with energy owing to the fact that the escape rate of the galactic cosmic rays from the galaxyincreases with energy. It is also argued that the galactic wind impedes the entrance of extragalactic cosmic rays and the cosmic rays may not propagate towards the Earth from tens of Mpc as required by some models. On the other hand it would not be accurate to estimate from how far the extragalactic nuclei can reach the Earth since we have very limited knowledge about the extragalactic field strength. It is however true stating that more sensitive test for extragalactic antimatter can be done at high rigidities (>hundreds of GV). Fig.18 shows expected AMS02 sensitivity to antihelium nuclei for 3 years of data taking period on ISS.Until recently, the search for antinuclei and antiproton has been carried out by stratospheric balloons,and on spacecrafts and no antinuclei was observed. The limits on antihelium/helium ratiopublished by various.Dark matterThe observation of stars in spiral galaxies enable rotational velocities of stars to calculate the mean density of the matter as a function of the distance from the galactic center. From the recent WMAP measurements of Cosmic Microwave Background (CMB) anisotropies, the total amount of matter is close to the critical density for a flat Universe with matter=0.27 1 0.04. The contribution of the luminous matter (stars, emitting clouds of gases) isΩ<0.01 and a precise determination of primeval abundance of deuterium provide strong limits on the value of baryondensityΩ=0.045+-0.005.}3}} The conclusion from these measurements is that most of the matter is non-luminous and non-baryonic. The weakly interacting massive particles (WIMPS), postulated in minimal supersymmetric standard model (MSSM) and in other R-parity conserving supersymmetric models, are particularly attractive to explain dark matter's nature. In this framework the lightest supersymmetric particle (LSP), stable neutralino, x, a neutral scalar boson being also its own antiparticle, is the most quoted candidate. Indirect signals may be produced by annihilation of neutralinos inside celestial bodies (Earth and Sun) where x`2s have been captured and accumulated.When x x annihilations take place in the galactic halo specific: signals would emerge.The stable cosmic ray species generated in neutralino annihilations include gamma rays, neutrinos,positrons, antiprotons and antideuterons and, in the same amounts, their counterparts with opposite lepton and baryon numbers.In the following we will discuss AMS02's capabilities, being the unique experiment to measure all neutralino annihilation products (except neutrinos) with the same apparatus.3.2.1 Gamma raysThe gamma rays are important tracers to probe the high energy processes in Universe. They travel over the entire Universe along straight lines without significant absorption and transport information about high/extreme energy interactions, objects or events from distant domains. Among proposed dark matter gamma ray sources, there are the Galactic center, the whole Milky Way halo, external galaxies and cosmological sources.About 20~30% of the energy released in WIMP annihilations goes into gamma rays. Most of them (-90%) are generated in the decay of neutral pions in fragmentation processes.A compilation of estimates of flux sensitivities is given in Fig.20 for space borne (upper,left part in the Figure) and Earth based (lower right) experiments showing which will be the progress innext decade arid what signal levels will be.Most of the high energy gamma ray data come from EGRET experiment on Gamma Ray Observatory (GRO). After the completion of GRO program (in June 2000) there is no experiment measuring high energy gamma rays in space. In upcoming decade there will be three experiments, AGILE (in 2004), AMS02 on ISS and GLAST (2007) which will be able to cover the energy spectrum region from 20 MeV up to about 300 GeV.Despite their low flux, high energy gamma rays bring valuable information complementary to those gathered from charged particles. Since they do not deflect on their path during the travel in the (inter) galactic magnetic field, it is possible to point to the galactic or extra galactic source directions. A good source pointing and capability to perform accurate spectral studies require good angular and energy resolutions respectively.3.2.2 AntiprotonsCalculation of secondary antiprotons, due to interactions of cosmic rays with Interstellar material,have greatly improved in recent years}4a,as1 and have shown that at low energy (below kinematic limit) the secondary spectrum is much flatter than previously believed and fits remarkably well the experimental data.}46} This makes the extraction of supersymmetric signal from the background more difficult. Although the measured antiproton flux gives rather stringent limits on MSSM models with the highest annihilation rates, the experimental upper limits may be used to bound from below the lifetime of hypothetical R-parity violating decaying neutralinos. In some other scenarios with a clumpy halo (which enhances the annihilation rate) there may be the possibility to detect heavy neutralinos through spectral features above several GeV.Fig.21 shows antiproton/proton ratio given by balloon experiments together with predictions by theoretical calculations. Solid curves are upper and lower limit assuming secondary production only. Dashed curve is a similar calculation by L. Bergstrom and P. Ullio.Instead, Fig.22 includes few thousands of antiprotons measured during last four decades by balloon borne experiments as well as AMSO1.The errors (both statistic and systematic) are larger at higher energies. The figure shows also the AMS02 capability to extend the energy range up to about 300 GeV with much higher statistics.3.2.3 Electrons and PositronsThere has been a measurement in a balloon-borne experiment (HEAT) with an excess ofpositrons around 7 GeV over that expected from ordinary sources. However, since there are many other possibilities to create positrons by astrophysical the interpretation is not yet conclusive. The measurement of positron indication for neutralinos spectra could give sources accurate a clear annihilation with rather precise determination of the neutralinos mass.3.2.4 AntideuteronsAntideuteron production from proton-proton collisions is a rare process and it may be less rare in neutralinos annihilation and recently has been pointed out that antideuterons in space could be more promising probe to look for the exotic sources than antiprotons.In particular considering the WIMP pair annihilation in the galactic halo, at energies below about 1 GeV per nucleon the primary antideuteron spectrum would be quite dominant over the secondary one (see Fig.24). The antideuterons measurements open up interesting perspectives for xx annihilation in space.The study of relative abundances of elements and isotopes will yield to a better understanding of origin, propagation, acceleration and confinement time of cosmic rays in our galaxy. The presence of Earth atmosphere restricts this kind of measurements to be carried out at high altitudes with as low as possible residual atmosphere or better, in space where the effect of Earth's atmosphere is negligible. Nowadays, the experiments aiming to perform elemental and isotopic measurements have suffered limited exposure time, residual atmosphere corrections and relative systematic errors and limited energy ranges.In galactic cosmic ray propagation models the diffusion coefficient as a function of momentum and the reacceleration are determined by the energy dependence of B/C ratio. The radioactive nuclei data are used, instead to derive a range for the height of the cosmic ray halo as well as to determine the residence time of the galactic cosmic rays in different propagation models. 4 Conclusions The AMS02 is scheduled for installation on the main external truss of the International Space Station in early 2006. Its three years exposure, large acceptance, state-of-art detectors and. superconducting magnet will allow accurate measurements of cosmic rays up to the unexplored TeV region.AMS02 will accurately measure the light element fluxes which are essential for better understanding of cosmic ray origin, propagation, and acceleration mechanisms .AMS02 will search for cosmological antimatter (antihelium and anamson) with unprecedented sensitivity. It is worth underlining that, among those planned for next decade, it will bethe unique detector capable of measuring simultaneously four different rare products of } annihilation. In addition the AMS02 will open up a window on exotic/other physics such as the study of strangelets.翻译中文国际空间站(空间站)上进行的阿尔法磁谱仪(ams02)实验摘要:阿尔法磁谱仪实验基于两种实验现象.简化实验配置(ams01)的首次航行(sts-91)已经在1996年6月在发现号航天飞机上成功进行.实验仪器配置的最终版本(ams02)将被安装在国际空间站(空间站)作为一个独立的模块,2006年初在经营期三年.ams02的主要科学目标包括寻找反物质和暗物质在宇宙射线.在这项工作中我们将讨论实验的细节比如说在在国际空间站上如何改进ams02的物理性能.关键词:阿尔法磁谱仪,国际空间站,反物质,暗物质1简介一个可能存在于宇宙学领域的反物质或天文“反”的对象和性质的暗物质在宇宙中是现代天体物理学和宇宙学的根本问题.该阿尔法磁谱仪实验由于其大接受范围(~0.65平方米)和较强的粒子的识别能力,将这些基本方面以前所未有的灵敏度研究.这要求测量的物理量如粒子的动量,电荷和速度与最高程度的信心.一个明确的证明存在宇宙反物质会观察反物质核在宇宙射线.一个观察一个单一反氦或较重的原子核,表明原始反物质确实存在,它是离我们不远的.该阿尔法磁谱仪02将能够在10^9个氦核区分一个反氦核之间的~估计背景颗粒超过3年.该项目的目的是实现两相.1998年六月,基线配置实验在发现号航天飞机任务10天51.70轨道在海拔320到390公里之间.从这个使命(sts-91)我们收集的珍贵信息探测器性能在实际空间的条件和可能的来源的背景.阿尔法磁谱仪一号也测量,为第一时间,准确性等空间,宇宙射线通量电子伏特地区几乎覆盖整个地球表面.该探测器布局,性能和物理结果阿尔法磁谱仪一号在sts-91飞行(阿尔法磁谱仪-01)详细描述的地方.在这项工作中我们将讨论实验配置以及物理能力阿尔法磁谱仪号2在国际空间站.2详细的阿尔法磁谱仪02实验是一个大型的阿尔法磁谱仪02验收,高精度超导磁光谱仪用于测量宇宙射线光谱个别要素——以<25为控制区.它也可以测量高能量伽马射线多达几百电子伏特非常好的源指向能力.图一显示的细节阿尔法磁谱仪02实验.总共有227300个电子渠道各提供16位的信息与事件率高达2的国家对应一个总的数据率超过1千兆位/秒数据采集电子将减少事件的大小,通过适当的过滤,以分配的下行数据速率为2兆位/秒.所有电子及机械配件阿尔法磁谱仪02测试在真空.影响电离总剂量(6戈瑞/年)的所有关键部件是广泛的测试.该探测器的目的是查明宇宙射线,同时尽量减少多重散射和大角度核散射发生在跟踪探测器的部分.大接受反氦搜索,良好的颗粒刚度和速度的决议以及冗余测量和/电子排斥>10^6其他关键参数的设计.该阿尔法磁谱仪02重6760公斤,将有一个功率消耗2千瓦.在下面的阿尔法磁谱仪02分将描述从上下游.2.1辐射探测器(公司)跃迁辐射探测器的目的是单独的一个磷信号区分正负和相对背景(磷和电子一分别)与排斥因素103一102的能量范围从10~300电子伏特.这种排斥因子结合电磁量能器将提供一个全面和+ /10^排斥因子6在90%的电子效率.探测器由20层6毫米直径的稻草管交替与20毫米的10层聚乙烯/聚丙烯纤维散热器的嗡嗡声.管子填充80%~20%混合氙÷二氧化碳在1酒吧从一个循环气系统设计运行在空间为>3年.墙体材料稻草管是一个72μ米复合箔.上下4层运行的方向(平行于阿尔法磁谱仪02磁场)而中央层在垂直方向提供二维跟踪,粒子鉴别.2.2时间飞行(飞行)系统飞行时间系统的目的是提供快速(第一级)触发的实验,测量飞行时间的粒子穿越探测器上/下分离比10克,测量的源电荷的粒子(除德/车测量从硅跟踪)和确定电子反质子与质子和正电子从高达1——2电子伏特.预计总时间分辨率≈140聚苯乙烯质子和重宇宙线核(见图3内在分辨率).它由四面(参见图4)宣读了总人数的144浜85946光电管.设计阿尔法磁谱仪02飞行系统是由约束操作0.1~0.3吨杂散磁场.选择时,光的形状是由这个问题指南.光导游确实是倾斜的角度减少之间的磁场和点轴.2.3超导磁体(供应链管理)一个具有挑战性的特征的阿尔法磁谱仪02探测器是其强大的超导磁铁.这是第一个大型超导磁体用的空间,它有一个弯曲的}楼主}0.8商标^2这将是至关重要的执行一个敏感的寻找反物质(他)的刚度(磷比值)范围从0.1货车的几个电视.磁偶极子线圈由2}连同2套小赛场线圈(参见图)与总冷量约2300公斤.赛马场线圈设计,增加整体偶极场,尽量减少杂散偶极场以外的磁铁(最大磁场在一个半径为3米是4机器翻译以避免不理想的扭矩对国际空间站的相互作用所造成的与地球磁场.所有线圈缠绕高纯度铝稳定铌钛铝导体.磁铁将维持在温度为1.8钾和2500升的超流氦冷却,而应运行三年无加气站(优化的热损失).2.4反符合 (交流)该阿尔法磁谱仪阿尔法磁谱仪二号电系统(图6)的目的是保证触发只对那些粒子通过光圈的阿尔法磁谱仪02超导磁铁.它是放置在磁铁免费孔内表面覆盖的超导磁体.交流系统由薄闪烁体板两端的读出.2.5硅跟踪器(ST)硅阿尔法磁谱仪02跟踪器设计进行高精度测量的刚度,他签署了电荷和电荷的源的粒子穿越它.总共有192个梯子可变数量的硅对待粘在一起,读出肢体上的前端电子学.长度的梯子从36厘米至60厘米(积极)相应的≈6.4米^2双面表面活性.图显示了一个详细设计的梯子,其主要成分.一个关键点,在组装长梯,是它需要高精度的传感器和切割组装的阶梯.图9显示之间的差异衡量(通过参考十字架,每个传感器)和名义(完全一致)的传感器的位置的73个梯子.有效值的分布是4μ米读出电子学是基于低噪声,低功耗(~0.7毫瓦),高动态范围超大规模集成电路,前置放大器,整形器,采样和保持电路连接到传感器通过700去耦电容器.性能的阿尔法磁谱仪02梯子已经过测试的最小电离粒子和重离子.fig.10表明残差的重建和预期的立场400电子伏特介子穿过原型梯子.由此产生的空间分辨率为8.5米7.1米(22μ米)弯曲(非弯曲)方向的400电子伏特的介子和20电子伏特/氦粒子分别.跟踪冷却系统变导电热管中的冷却液(二氧化碳)的毛细管力.热收集3热管循环再带动散热器耗散(参见图13).该系统将消耗192瓦特(1瓦特的每个前端混合对)和满足要求的操作(生存)的温度of-10℃+ 25℃(-20℃到+ 40℃)和- 10到+ 40℃(-20到+ 60℃)及晶片前端杂种分别.硅晶圆温度稳定性要求每轨道3钾和接受的最大梯度之间的任何硅晶片实现10的总重量是约186公斤,总耗电量为734W.粒子识别能力的阿尔法磁谱仪-u2近贴聚焦富探测器将提高信心的测定电荷符号,将提供高水平的冗余需要高纯度的样品的正电子和反质子,将执行鉴定同位素质量< ~15 - 20,在动量范围1电子伏特/ < / < - 12电子伏特/炭和将确定的化学组成元素铁的刚度限的光谱仪,磷/ < -1tv.丰富的阿尔法磁谱仪02探测器由一个平面散热器材料,分离检测平面由一个漂移的空间,可以扩大切伦科夫环.探测器模块包括一个光矩阵引导耦合到下午连接到插座和前端电子学读出. 本作的选择合作是有一个气凝胶散热器厚3厘米与1.05例以覆盖动量区间与速度分辨率Δβ/β约1.5* 10^3.另外一个0.5厘米厚的氟化钠放在中央广场,对应的孔在像素平面,将提高检测粒子的旅行到中央孔方向.由于电磁量能器(艾考尔)是位于下方的丰富的光电倍增管,平面,平面设计与中央孔,避免被动的材料在前面的.fig.14显示三维设计富有计数器随着性能试验获得的结果在欧洲核子研究中心的特殊试验束.2.7电磁量能器(ECAL)为了实现良好的磷分离(设计排斥因素一105),必须进行准确的测量正电子谱(从几个电子伏特到一1),阿尔法磁谱仪02包括细粒取样量能器(艾考尔)能够三维成像的发展和歧视之间的强子和电磁级联.艾考尔是一个取样装置与纤维结构.它有一个方形六面体形状的65.8厘米和16.5厘米的深度.它是分割9超级图层沿其深度和每个超级层的总厚度18.5毫米,包含11个槽铅箔交错的1毫米直径的光纤与环氧树脂胶.该热有一个辐射长度约l0mm,总厚度约16辐射长度,它允许18个采样深度.2.8 星象跟踪仪(公司)主要目的,天文仪器检查映射态度(公司)是提供准确的指向方向阿尔法磁谱仪02.这将使精确测量的阿尔法磁谱仪02观测方向几角秒的精度.该电子装置是基于总线包含处理器和家庭板. 3阿尔法号2物理结构3.1反搜索我们的宇宙中肯定是占主导地位的问题.少量的反质子和正电子在宇宙射线可以被解释为二级的普通物质(质子,电子和原子核由质子和中子)和伽玛射线相互作用与星际物质.目前,从直接观察我们纽约=411.4 /厘米3,^铌-铌(至少在我们附近).根据萨哈罗夫,产生重子不对称性三大原则:非核生成应履行保护重子荷,打破和处长不变性(对称破缺之间的粒子和反粒子)和偏离热平衡.有几种情况核生成所依据的假设和破坏,给宇宙重子不对称β=常数和宇宙反物质.但是如果电荷自发对称破了,然后在不同蛋白域宇宙可能是重子或反重子的.这些领域的规模可能是宇宙的大如果宇宙形成后经历了一个通货膨胀(指数膨胀原则,随后碎片可以导致不同的区域含有的物质和反物质星系.最近的评论(反)核生成情景中可以找到参考.它已经表明,比星系银河宇宙射线应增加–能源由於逃跑率从银河系银河系的宇宙射线增加能量.它还认为,银河风阻碍入口星系宇宙射线和宇宙射线可能不是向着地球数十所需要的一些预测模型.另一方面是不准确的估计从多远的星系核可以到达地球因为我们有非常有限的知识的河外星系的磁场强度.但这确实说明更敏感试验河外反物质可以在高硬度(>数以百计的货车).图18表明预期阿尔法磁谱仪02敏感性反氦核3年的数据,以期对国际空间站.反核子和反质子进行了平流层气球,和航天器和没有反核子观察.限制反氦氦比出版的各种实验以及模拟灵敏度阿尔法磁谱仪02显示在图19.暗物质弱相互作用重粒子(粒子),假定在最小超对称标准模型(mssm)和其他r-parity保护超对称模型,是特别有吸引力的解释暗物质的性质.在这一框架轻的超对称粒子(路径),稳定的中性,中性标量玻色子也被自己的反粒子,是最广为人知的候选人.间接信号可能产生的毁灭的中性伴子内天体(太阳与地球),已被抓获,并积累.当××湮灭发生在银河系晕具体:信号会出现.稳定的宇宙射线产生的中性湮灭包括伽马射线,中子,正电子,反质子和反氘核和,在同一数额,同行对轻子和重子数.我们在下面将讨论阿尔法磁谱仪2号的能力,是独特的实验测量中性产品(除湮没中微子)具有相同的仪器.3.2.1γ射线伽玛射线是重要的示踪探测高能过程中的宇宙.他们在整个宇宙线没有明显的吸收和运输信息,高能量的相互作用,物体或事件从遥远的领域.拟议中的暗物质的伽玛射线的来源,有银河系中心,整个银河系晕,外部星系和宇宙源.20~30%的能量释放在弱者湮灭到伽玛射线.他们中的大多数(90%)产生的衰减的中性π介子碎裂过程中.大多数高能量伽马射线数据来自白鹭实验伽玛射线天文台(夫人).完成后,公司计划(六月2000)是没有实验测量高能γ射线空间.在接下来的十年将有三个实验,阿尔法磁谱仪02国际空间尽管他们的低流量,高能量的伽马射线带来了宝贵的补充信息,这些收集到的带电粒子.因为他们不偏离其路径在旅行中(间)银河系磁场,它可能是指银河系或额外的银河源方向.一个很好的来源和能力进行准确的光谱研究需要良好的角和能量分辨率分别为站和转运体,将能够涵盖频谱能量区域从20到约300电子伏特.3.2.3反质子计算二次反质子相互作用,由于宇宙射线与星际物质,大大提高了在最近几年显示,在低能量(下运动极限)二级光谱较为扁平比以前认为适合的实验数据.这使得超对称信号提取从背景更加困难.虽然反质子通量测量作了较为严格的限制模型具有最高的灭绝率,实验上的限制可能被用来约束从下面的寿命违反假设衰减的中性伴子.在其他一些情况下与块状的光环(提高湮没率)可能有可能检测中性伴子通过光谱特征以上几个电子伏特图21表明质子/质子比由气球实验与预测的理论计算.固体曲线的上限和下限的假设二次生产.虚线曲线是一个类似的计算和ullio L.相反,图22包括数以千计的反质子测量在过去四年来的气球实验以及阿尔法磁谱仪o1.错误(包括统计和系统)是在更高的能量.图中显示的能力也阿尔法磁谱仪02延长能量高达300电子伏特的高得多的统计.3.2.4电子和正电子的有一个测量在气球实验(热)与过量的正电子在7电子伏特超过预期从普通的来源.然而,因为有许多其他的可能性创造正电子被天体物理解释尚未定论.测量正电子指示中性伴子谱可以给来源准确清晰湮没而精确测定的.中性伴子质量.反氘核生产从质子碰撞是一种罕见的过程中,它可能不那么罕见的中性伴子湮没和最近已经指出,反氘核空间可能更有前途探头寻找异国情调的来源比反质子.特别是考虑到懦夫对湮没在银河系晕,在能量低于约1电子伏特每核子小学反氘核谱是显性的中学之一(见fig.24).测。

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α射线能谱测量实验报告核工1201 林勇 20120983一、实验目的:1、了解α谱仪的工作原理及其特性。

2、掌握应用谱仪测量α粒子能谱的方法。

3、测量获取表中各种放射源在不同真空度下的能谱图,为不同放射源、不同真空度、不同探源距下α能谱的解谱方法研究准备数据,同时为α能谱库的建立做一些探索性工作。

二、实验容1、测定谱仪的能量分辨率,并进行能量刻度。

2、测量未知α源的能谱,并确定α粒子能量。

三、实验原理1、α放射源α放射源是以发射α粒子为基本特征的放射源。

α粒子能量一般为4-8MeV,在空气中的射程为2.5-7.5cm,在固体中的射程为10-20um。

由于α粒子穿透物质的能力弱,为此,设计制备α放射源时必须考虑源的自吸收。

目前工业用的α放射源主要有241Am、238Pu、239Pu、244Cm(锔)和210Po(钋)等,用量最大的是241Am源。

因为241Am容易生产,价格便宜,而且半衰期长。

常用α放射源核素数据2、α谱仪本次试验仪器拟采用西南科技大学国防重点试验室α能谱仪,该α谱仪为美国ORTEC公司生产的8通道α能谱仪,型号为:ALPHA-ENSEMBLE.ORTEC在α谱仪上采用超低本底和PIPS工艺(表面钝化、离子注入、可擦洗)硅探测器,同时真空舱室也为超低本底材料。

面积上提供300、450、490、600、900和1200平方毫米的选择,有效耗尽层100μm。

结构特性与性能指标:样品直径可从13mm至51mm。

探测器与被测样品之间有10档距离可选,相邻两档之间的距离差为4mm,最大距离可达44mm。

真空计:围10mTorr到20Torr(1 Torr ≈ 133.322 Pa)。

探测器偏压:围0±100V,大小和正负极性可调节。

漏电流检测器:围0到10,000nA,显示分辨率3nA。

脉冲产生器;围0到10MeV,稳定性<50ppm/ºC,脉冲的幅度可调。

数字化MCA(多道脉冲幅度分析仪):通过软件可设置系统转换增益(道数)为256、512、1024、2048或者4096道,细调增益为0.25到1;增益稳定性:≤150ppm/ºC;每个事件的转换时间(死时间):<2µs。

数字化稳谱、ADC的零点(ZERO)和下阈(LLD)均由计算机调节设置。

谱仪的探测器偏压、漏电流均可在软件相关界面上以数字和图形显示出来。

输入电源:120/240 V ac,50/60 Hz输入功率50W。

通讯:USB2.0接口。

每一个Alpha Ensemble最终提供一条电缆给PC。

应用软件:MAESTRO-32或AlphaVision工作条件:温度0ºC到50ºC,相对湿度≤ 95%。

分辨率与本底:基于使用450mm2 ULTRA-AS探测器和高质量的241Am点源,能量分辨率(FWHM):≤20KeV (探测器到源的距离等于探测器的直径),探测器效率:≥25% (探测器到源的距离小于10mm),本底:在3MeV以上,每小时计数≤1。

所有型号均可选择用于反冲抑制保护的样品盘选项。

主要特点:探测室、前放、主放和多道一体化,系统具有高度的可靠性;全部功能由计算机通过仿真软件控制;每一路都完全独立、互不干扰或影响;每一路谱仪可配不同规格型号探测器;容纳样品直径最大可达51mm,探测器面积最大可达1200mm2;系统可以扩展至8台共64路探测器。

3、α谱仪工作原理α粒子通过物质时,主要是与物质的原子的壳层电子相互作用发生电离损失,使物质产生正负离子对,对于一定物质,α在其部产生一对离子所需的平均能量是一定的(即平均电能w),所以在物质中产生的正负离子对数与α粒子损失的能量成正比,即:EN=W公式中N为α粒子在物质中产生的正负离子对数目,E是在物质中损失的α粒子能量。

如果α粒子将其全部能量损失在物质,E就是α粒子的能量。

半导体探测器是在六十年代发展起来的一种新型探测器,它以半导体为探测介质,其最大优点是能量分辨率高,脉冲上升时间短,体积小。

重原子核进行α衰变放出的α粒子是高速的氦原子核,质量数为4,带2个正电荷,其初速度约为1~2×109cm/s围。

由于α粒子在空气中的射程很短(在T=15℃,P=1大气压时,天然放射性核素衰变产生的α粒子,射程最大为Thc’(212Po) 为8.62cm,能量最小232Th为2.5cm),所以测量室应采用真空室,如上图1所示,采用真空泵将测量室抽成真空,这样与探测器接触的α粒子的能量才近似等于放射性核素经过α粒子放出的α粒子的初始能量(近似是因为不可能将测量室抽成绝对真空)。

α粒子在探测器中因电离、激发(由于α粒子的质量很大,所以与物质的散射作用很不明显。

α粒子在空气中的径迹是一条直线,这种直线很容易在威尔逊云室中看到。

)等效应而产生电流脉冲,其幅度与α粒子能量成正比。

电流信号经前置放大器、主放大器放大,出来的电信号通过多道分析器进行数据采集,最后通过计算机采集并显示其仪器谱(实验用α谱仪硬件连接及部结构框图如图1所示)。

仪器谱以α粒子的能量(即脉冲幅度)为横坐标,某个能量段α粒子数(或计数率)为纵坐标,即可计算样品中各单个核素发射的α粒子的能量与活度。

理论上,单能α粒子谱是线状谱,应是位于相应能量点处垂直于横坐标轴的单一直线,但由于α粒子入射方向、空气吸收、样品源自吸收的差异和低能粒子的叠加等原因,实际测得的是具有一定宽度的单个峰,其峰顶位置相应于α粒子的能量,谱线以下的面积为相应能量的α粒子的总计数率,峰的半高宽与峰顶能量比值的百分数则为α谱仪的能量分辨率。

图α谱仪硬件连接及部结构框图但电信号经放大器放大之后,由于电路中寄生电容、电感的作用,电脉冲信号结束之后,输出端并不立即回到零点位。

电感性的寄生参量造成脉冲反冲,需要经过一段时间才能回到0电位,在更严重的情况下,甚至产生自激。

电容性的寄生参量同样使电路需要经过一段时间才能回到0电位。

虽然可以采用基线恢复或极零补偿等方式使输出端电位立即恢复,但是还达不到理想状态。

要是在恢复时间又有第二个脉冲输入,其脉冲幅度将明显受到影响,在低能端形成拖尾。

如果电路中存在电容性的寄生参量,将高能端将产生拖尾。

在计数率较高时,若两个射线粒子(光子)几乎同时入射,探测器和电路的时间分辨能力不足以区分开而作为一个射线来记录,所得的脉冲能量为两个射线粒子(光子)的能量之和,从而在射线谱中得到一个能量很高的谱峰—和峰。

天然放射性物质进行α衰变放出的α粒子的能量在4~8MeV 之间(能量最大Thc’(212Po) 为8.785MeV,能量最小232Th为3.993MeV),核反应截面很小,产生卢瑟福散射的几率也很小,主要是与核外电子的相互作用。

α粒子与电子碰撞,将使原子电离、激发而损失能量。

α粒子的质量比电子大得多,当它通过吸收体时,需经过多次碰撞才损失较多的能量(因为在一次碰撞中,质量为M、能量为E的带电粒子,转移给电子(质量为m)的最大能量约为4EmM/(M+m)2)。

4、金硅面垒型探测器来测量α粒子能谱.金硅面垒探测器结构如图所示,是用一片N型硅,蒸上一层簿金层(100-2000A),接近金膜的那一层硅具有P型硅特性,这种方式形成的PN结靠近表面层,结区即为探测粒子的灵敏区。

探测器工作时加一反向偏压,带电粒子在空间电荷区(势垒区)损失能量而产生电子—空穴对其数目同带电粒子的能量损失值E有关: N=E/W,式中N是产生的正、负离子对数,W是产生一对正、负离子对所需的平均能量, 正、负离子对,在一定的反向偏压作用下分别向探测器正、负极漂移,在输出电路产生电压脉冲,电压脉冲的幅度与核辐射在半导体探测器的灵敏区中的损失的能量成正比(若粒子在灵敏区损失其全部能量时);脉冲数与核辐射的强度成正比。

为了提高谱仪的能量分辨率,探测器放在真空室中;另外金硅面垒探测器一般具有光敏的特性,在使用过程中,应有光屏蔽措施。

5、半导体谱仪:半导体谱仪的组成如图1所示金硅面垒探测器是用一片N型硅,蒸上一薄层金(100-200),接近金膜的那一层硅具有P型硅的特性,这种方式形成的PN结靠近表面层,结区即为探测粒子的灵敏区。

探测器工作加反向偏压。

粒子在灵敏区损失能量转变为与其能量成正比的电脉冲信号,经放大并由多道分析器测出幅度的分布,从而给出带电粒子的能谱。

偏置放大器的作用是当多道分析器的道数不够用时,利用它切割、展宽脉冲幅度,以利于脉冲幅度的精确分析。

为了提高谱仪的能量分辨率,探测器要放在真空室中。

另外金硅面垒探测器一般具有光敏的特性,在使用过程中,应有光屏蔽措施。

金硅面垒型半导体谱仪具有能量分辨率高、能量线性围宽、脉冲上升时间快、体积小和价格便宜等优点,在粒子及其它重带电粒子能谱测量中有着广泛的应用。

带电粒子进入灵敏区,损失能量产生电子空穴对。

形成一对电子空穴所需的能量,与半导体材料有关,与入射粒子的类型和能量无关。

对于硅,在300K时,为3.62eV,77K 时为3.76eV。

对于锗,在77K时为2.96eV。

若灵敏区的厚度大于入射粒子在硅中的射程,则带电粒子的能量E全部损失在其中,产生的总电荷量Q等于。

为产生的电子空穴对数,e为电子电量。

由于外加偏压,灵敏区的电场强度很大,产生的电子空穴对全部被收集,最后在两极形成电荷脉冲。

通常在半导体探测器设备中使用电荷灵敏前置放大器。

它的输出信号与输入到放大器的电荷量成正比。

探测器的结电容是探测器偏压的函数,如果核辐射在探测器中产生电荷量为Q,那么探测器输出脉冲幅度是。

因此,由于探测器偏压的微小变化所造成的变化将影响输出脉冲的幅度。

事实上,电源电压的变化就可以产生偏压近种微小变化。

此外,根据被测粒子的射程调节探测器的灵敏区厚度时,也往往需要改变探测器的偏压。

要减少这些变化对输出脉冲幅度的影响,前级放大器对半导体探测器系统的性能越着重要的作用。

图2表示典型探测器的等效电路和前置放大器的第一级。

其中一K是放大器的开环增益,是反馈电容,是放大器的总输入电容,它等于是放大器插件电缆等寄生电容。

前置放大器的输入信号是,它的等到效输入电容近似等于,只要,那么前置放大器的输出电压为( 1 )这样一来,由于选用了电荷灵敏放大器作为前级放大器,它的输出信号与输入电荷Q 成正比,而与探测器的结电容无关。

确定半导体探测器偏压对N型硅,探测器灵敏区的厚度和结电容与探测器偏压的关系如下:( 2 )( 3 )其中为材料电阻率(。

因灵敏区的厚度和结电容的大小决定于外加偏压,所以偏压的选择首先要使入射粒子的能量全部损耗在灵敏区中和由它所产生的电荷完全被收集,电子空穴复合和陷落的影响可以忽略。

其次还需考虑到探测器的结电容对前置放大器来说还起着噪声的作用。

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