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OBSERVATIONS OF ANOMALOUS X–RAY PULSARS GIANLUCA ISRAEL 1,2,SANDRO MEREGHETTI 3,LUIGI STELLA 1,21Osservatorio Astronomico di Roma,Via Frascati 33,Monteporzio Catone,Italy;stella and israel@oar.mporzio.astro.it .2A?liated to I.C.R.A.3Istituto di Fisica Cosmica G.Occhialini,CNR,Via Bassini 15,Milano,Italy;sandro@https://www.doczj.com/doc/8a14343766.html,r.it .ABSTRACT.We review recent results obtained from observations of Anomalous X–ray Pulsars at di?erent wavelengths (X–rays,Optical,IR and Radio)with particular emphasis on results obtained by Beppo SAX.Proposed models for AXPs are brie?y presented and discussed in the light of these results.1.Introduction Coherent X–ray pulsations from 1E 2259+586were discovered at the end of seventies.Only few years ago it was recognized however that a number of X–ray pulsators,in-cluding 1E 2259+586,posses peculiar properties which are very much at variance with those of known accreting pulsars in X–ray binaries.These objects,initially suggested as a homogeneous new class of pulsators (Mereghetti &Stella 1995;van Paradijs et al.1995),have been named in di?erent ways,re?ecting our ignorance of their nature:Very Low Mass X–ray Pulsars,Braking Pulsars,6s Pulsars,Anomalous X–ray Pulsars.The latter designation (AXPs)has became the most popular and will be used hereafter.The nature of AXPs is one of the most challenging unsolved problems of Galactic high energy astrophysics.Over the last few years there has been a remarkable obser-vational and theoretical e?ort to unveil their nature.Although we can be reasonably con?dent that AXPs are magnetic rotating neutron stars (NSs),their energy production mechanism is still uncertain;it is also unclear whether they are solitary objects or are
in binary systems with very low mass companion.As a consequence,di?erent produc-tion mechanisms for the observed X–ray emission have been proposed,involving either accretion or the dissipation of magnetic energy.
The properties that distinguish AXPs from known magnetic (≥1012G)accreting X–ray pulsars found in High and Low Mass X–Ray Binaries (HMXBs and LMXBs)are the following:
?spin periods in a narrow range (～6–12s)compared with the much broader distri-bution (0.069–～104s)observed in HMXRB pulsars;
?no conspicuous optical counterparts (see Section 6),with upper limits which rule out the presence of massive companions,like OB (super)giants or Be stars;
Tab.1-Anomalous X–ray Pulsars(AXPs)
SOURCE˙P(s s?1)SPECTRUM
kT BB(keV)/αph
6.45–
[1]～5/–
6.98G109.1–0.1[7,8,9]
[4]4–5.6/3–20
8.69–
[10]～1–2/–
11.00–
[13]～10/–
11.77Kes73[18,19]
[16]6–7.5/<～3
6.97G29.6+0.1[22]
[21]≤15/<8
Accretion from matter in a overdense region was?rst proposed for4U0142+614 based on its apparent association with a molecular cloud.However this would imply that AXPs move at low velocities in the ambient medium(Israel et al.1994).Mereghetti &Stella(1995)proposed that AXPs form an homogeneous subclass of accreting neu-tron stars,perhaps members of very low mass X–ray binaries(VLMXBs),which are characterized by lower luminosities and higher magnetic?elds(B～1011G)than accret-ing neutron stars in classical LMXBs.On the other hand,Van Paradijs et al.(1995) proposed that AXPs are the result of a common envelope and spiral–in evolution of a neutron star and its massive companion.This ends up in the complete disruption of the companion star after the so–called Thorne–Z˙ytkov stage.Based on the AXPs–SNRs association,Chatterjee et al.(2000)and Perna et al.(2000),proposed instead that AXPs accrete from a fossil disk made of matter falling back onto the neutron star after its birth.Alpar(2000)proposed that AXPs are NSs accreting from the debris of their SNRs,in a phase following the SGR stage,or,alternatively,NSs accreting from a companion star in a rare path of LMXB evolution.In these scenarios the P/˙P does not provide a reliable good estimator of the pulsar age;rather it should represent an asymptotic value approached by the pulsar.The equilibrium period should depend on the trapped angular momentum in the residual accreting matter(Alpar2000).In the accretion scenario the narrow period distribution of AXPs can be accounted for by either limiting the magnetic?eld of the NS and strength of the propeller wind emission(Mars-den et al.1999)or using ADAF models and an appropriate distribution of magnetic ?eld,initial spin and accretion disk mass(Chatterjee&Hernquist2000).
Finally,Thompson&Duncan(1993,1996)proposed that AXPs are“magnetars”, isolated neutron stars with a super-strong magnetic?eld(～1014?16G;for a review see also Thompson,this book).Magnetars were originally proposed to explain the properties of softγ–ray repeaters.These were later determined to exhibit pulse periods(8.05s,7.5s and5.16s in SGR0526–66,SGR1806–20and SGR1900+14,respectively)and period derivatives similar to those of AXPs(Kouveliotou et al.1998;Hurley et al.1999).If this connection proved correct,AXPs might be some sort of quiescent analogous of softγ–ray repeaters.In the framework of the magnetar model,Colpi et al.(2000)showed that it is possible to account for the narrow period distribution of AXPs if the initial magnetic ?eld(in the1015–1016G range)of magnetars decays signi?cantly on a timescale of the order of104years.
3.The AXP sample
Table1lists the main characteristics of the?ve X–ray pulsars which form the AXP class. The new AXP candidate,AX J1844?0258,is also included.
Recently a possible connection of AXPs with Softγ–Repeaters(SGRs,for a review see Kouveliotou,this book)has been proposed(Kouveliotou et al.1998,1999;Hurley et al.1999);this builds on several observational similarities,such as the range of spin periods,their derivatives,and the possible association with SNRs.In the case of SGRs large o?sets from the SNR centers were measured which might imply that AXPs may eventually evolve into SGRs as they age and move away from the SNR centre(Gaensler 2000).This would require a di?erence of10–100kyr in the age of AXPs and SGRs;
therefore it would be di?cult to explain,in the light of the inferred period derivatives, the similarity of periods.We also note that a226ms radio pulsar has been recently discovered in the SNR previously associated with the Softγ–Repeater SGR1900+14 (Lorimer&Xilouris2000).Although it is unclear which of the two objects(if any)is as-sociated to the SNR,a recent reanalysis of the distance indicators(Case&Bhattacharya 1998)places the SNR at10±3kpc,consistent with the position of the newly discovered radio pulsar.The alternative possibility is that SGRs are born with a di?erent velocity distribution than AXPs and,therefore,the two classes cannot be drawn from the same parent population.The AXPs–SGRs connection is still an open issue.
4.The Beppo SAX view
Observations by di?erent X–ray satellites have often been used to check for the pres-ence of spectral and?ux variations in AXPs.These,however,are a?ected by the uncer-tainties introduced by comparing the results of di?erent instruments covering di?erent energy ranges,etc.The Beppo SAX satellite,with a coherent set of instruments cover-ing the0.1–10keV range with spectral resolution of3–10,observed the whole sample of AXPs.Spectral results from Beppo SAX observations have already been reported for three AXPs,1E2259+586(Parmar et al.1998),1E1048.1?5937(Oosterbroek et al. 1998),and4U0142+614(Israel et al.1999).In the following we will report on the spectral and timing properties of another AXPs,1RXS J170849?400910(Israel et al. 2001a),observed by Beppo SAX in March–April1999.The Beppo SAX observation of 1E1841–045is not included in this report due to strong contamination from the SNR Kes73(timing results have been reported by Gotthelf et al.1999).The candidate AXP AX J1844?0258has not yet been observed by Beppo SAX.
The relatively bright source1RXS J170849?400910was discovered by ROSAT at the beginning of its mission;however only in1997this source attracted much attention because of the discovery of～11s pulsations with ASCA(Sugizaki et al.1997).Based on the pulse period and unusually soft X–ray spectrum the source was tentatively classi?ed as a candidate AXP.This interpretation was con?rmed thanks to ROSAT HRI obser-vations which provided the?rst measurement of the period derivative˙P～2×10?11s s?1 and a more accurate X–ray position from which it was possible,through optical imaging, to con?dently exclude the presence of a massive companion star(Israel et al.1999b). 1RXS J170849?400910has been monitored with the Rossi XTE since1998;a sudden spin–up event,suggestive of a“glitch”from a highly magnetised NS,was recorded in September1999(Kaspi et al.2000a;see also Section5).
Beppo SAX observed this source on31March–1April1999with the Narrow?eld Instruments:the Low–Energy Concentrator Spectrometer(LECS;0.1–10keV;Parmar et al.1997;26ks e?ective exposure time)and the Medium–Energy Concentrator Spec-trometer(MECS;1.3–10keV;Boella et al.1997;52ks e?ective exposure time).A simple power–law model(as well as any other single component model)did not?t well the data (χ2of1.42for199degrees of freedom).A better?t(see right panel of Figure1)was obtained including a soft thermal component in analogy with similar results obtained for other AXPs(χ2of1.12for197degrees of freedom).The best?t was obtained for an absorbed,N H=(1.46±0.02)×1022cm?2,power–law with photon index2.6±0.2and
Fig.1.LECS and MECS energy spectra of two AXPs,4U0142+614(left;adapted from Israel et al.1999)and1RXS J170849?400910(right).For the latter source the residuals(in units of χ2)of the best?t are also shown.The power–law and blackbody components are also shown.
a blackbody component with a characteristic temperature of0.45±0.03keV(90%c.l. reported;Israel et al.2001a).The unabsorbed1–10keV?ux was6×10?11erg s?1.The blackbody component accounts for about30%of the total observed?ux.Figure1com-pares the spectral shape and components of1RXS J170849?400910and4U0142+614 as seen by Beppo SAX.1RXS J170849?400910is therefore the fourth AXP for which a two componet spectrum(steep power–law plus soft blackbody)has been detected.
A further interesting result of the1RXS J170849?400910Beppo SAX observation was the detection of a clear pulse shape change as a function of energy(see left panels of Figure2).In particular the minimum in the lowest energy interval(0.1–2keV)cor-responds to a maximum in the6–10keV band.The pulsed fraction(semiamplitude of modulation divided by the mean source count rate)decreases from40%to30%from the lowest to the highest energy band,respectively.Pulse phase spectroscopy was carried out with the MECS data(due to poor statistics at low energies the data from the LECS data were not used).By keeping the parameters of the blackbody component?xed at the phase–averaged value,a～3σsigni?cant variation in the power–law photon index was found.The large uncertainties prevent the detection of possible variations in N H (see right panels of Figure2).Although small energy–dependent changes in the pulse shape were already suggested in the past for4U0142+614(Israel et al.1999a;Paul et al.2000),the variations of1RXS J170849?400910are highly signi?cant and likely aris-ing from a changing power–law slope.The lack of any conspicuous change in the pulse
Fig. 2.1RXS J170849?400910MECS and LECS light curves folded to the best period (P=10.99915s)for four di?erent energy intervals(left panels).For clarity two pulse cycles are shown.Zero phase was(arbitrarily)chosen to correspond to the minimum in the0.3–2keV folded light curve.The results of the pulse phase spectroscopy are also reported for the two free spectral parameters(right panels).
pro?les of AXPs was used in the past to argue against the possibility that these sources are accreting X–ray objects.More sensitive studies will yield additional information on the spectral changes causing the pulse shape variations,extend the energy range of the source detection above10keV,and allow to look for cyclotron signatures.
The spectral properties of1RXS J170849?400910reported above are plotted in Fig-ure3(left panels)together with the Beppo SAX results obtained for the other three AXPs for which good spectral data are available.It is apparent that the spectral prop-erties of AXPs are relatively homogeneous.1E1048.1?5937has the highest blackbody
temperature and largest(absorbed)L BB/L tot
abs ratio.Note that the L BB/L tot
abs
ra-
tio is not strongly dependent on the power–law photon index.The AXPs with the largest(1RXS J170849?400910)and smallest(1E1048.1?5937)absorption have nearly the same photon index,suggesting that the detection of a steep power–law in AXPs is not an artifact due to a large N H value.
The picture becomes quite di?erent when extrapolating the total unabsorbed?uxes
Fig. 3.The main spectral properties of AXPs(A=4U0142+614,B=1E2259+586, C=1RXS J170849?400910and D=1E1048.1?5937)observed by Beppo SAX are reported as a function of the characteristic blackbody temperature(left panels).Error bars in the black-body radius re?ects also the uncertainty in the assumed distances.Absorption column values are in units of1021cm?2.The correlation between AXP pulsed fractions and the bolometric
L BB
bol and the total unabsorbed0.1–10keV luminosity L tot
unabs
ratio is also shown(right
panel).
in the0.1–10keV range and considering the bolometric blackbody?ux;this gives in all
cases a L BB
bol /L tot
unabs
ratio smaller than30%.Despite the～103ratio in total unab-
sorbed?ux between the brightest(4U0142+614)and faintest(1RXS J170849?400910) AXPs,the blackbody component varies by only a factor of～10,strongly suggesting that the energy budget of AXPs is largely dominated by the power–law.Another interesting result is shown in the right panel of Figure3where the0.1–10keV pulsed fractions are
plotted as a function of L BB
bol /L tot
unabs
.This correlation strongly suggests that the
thermal component is mainly responsible for the pulsations component.This is also in agreement with the fact that4U0142+614,the brightest AXP,has also the lowest known pulsed fraction(Israel et al.2001b).
5.Further X-ray observations
Several results from X–ray observations of AXPs and related objects were reported in the last year.In particular the pulsation stability of AXPs was compared to that of conventional accreting X–ray pulsars and isolated radio pulsars.1RXS J170849?400910 and1E2259+586were the?rst two AXPs for which a systematic study was carried out
and phase–coherent timing solutions obtained by means of Rossi XTE data(Kaspi et al.1999).These two sources were found to be quite stable rotators with phase residuals of only～1%,comparable to or smaller than those measured for most radio pulsars. However,in September1999the Rossi XTE satellite detected a sudden spin–up event in1RXS J170849?400910which was originally interpreted as a“glitch”similar to that observed in the Vela and other young radio pulsars(Kaspi et al.2000a).However,we note that in principle glitches could also be detected in accreting spinning–down X–ray sources(with a su?ciently high magnetic?eld strength)if they are in a low noise level phase,as indeed AXPs are known to be.A way to distinguish,in the near future,whether 1RXS J170849?400910experienced a radio pulsar–like glitch or,perhaps,an accreting X–ray pulsar–like spin–up behaviour would be to accurately monitor the period history after the event.Unfortunately these results have not been reported so far.
Also the pulsations stability of1E1048.1?5937was studied in great detail with ASCA(Paul et al.2000)and Rossi XTE(Kaspi et al.2000b)data.In the latter case the sampling proved insu?cient to?nd a phase–coherent solution due to a high noise level(changing spin–down rate).The observed deviations from simple spin–down were found to be inconsistent with a single glitch event.Such period changes do not seem to be accompanied by pulse shape or spectral changes(in ASCA)or even?ux variations as observed in accreting X–ray pulsars(Paul et al.2000;Kaspi et al.2000b).In this respect1E1048.1?5937was suggested to be a transition object between SGRs and AXPs (Kaspi et al.2000b).Based on earlier Rossi XTE data,Baykal et al.(2000a)found that the level of pulse?uctuations in1E1048.1?5937is consistent with the typical noise level of accretion powered pulsars(Baykal&¨Ogelman1993;Bildsten et al.1997).Also the results of further Rossi XTE observations of1E2259+586suggest that the source is perhaps in a fairly stable accretion phase with a constant X–ray luminosity and spin–down rate(Baykal et al.2000a).An interesting result has been recently reported for the high–mass accreting X–ray pulsar4U1907+09.This is the only known X–ray pulsar (besides AXPs)which has always been spinning–down since the discovery of pulsations at440s in its X–ray?ux in1983.This result,based again on Rossi XTE data,shows that 4U1907+09during1996–1998has been a rather stable rotator with a spin–down rate only a factor four greater than that of1E2259+586(Baykal et al.2000b).Furthermore the long–term noise strength of4U1907+09is one order of magnitude lower than that of1E2259+586;the conclusion is that the existence of an accreting source displaying persistent spin–down shows that quiet spin–down trends do not necessarily imply that the sources are not accreting.
No new results have been reported concerning the search of orbital signatures by means of delays in the pulse arrival times of AXPs.In fact after the tight upper lim-its inferred on the possible companion star mass of1E1048.1?5937and1E2259+586 (Mereghetti et al.1998),and4U0142+614(Wilson et al.1999)based on Rossi XTE data, none of the other three AXPs has been studied in this respect.The lack of detectable Doppler e?ect has been used by many authors to favor the magnetar scenarios.It is worth mentioning that the pulse arrival time delays remain undetected also in4U1626–674,an X–ray pulsar with a very low–mass companion star(likely a light He–burning or He white dwarf;see Chakrabarty1998)in a42min orbital period binary.If AXPs were in binary systems with companion stars similar to that of4U1626–674,expected
delays would be below the current upper limits.
Finally Marsden&White(2001)recently found a correlation between spin–down
/L PL ratio concluding that,regardless the rates of AXPs and SGRs and the L BB
bol
nature of these sources,they are likely objects with similar emission mechanisms.
6.Optical/IR follow–up observations
Similar to other Galactic X–ray sources,the identi?cation of AXPs at optical and IR wavelengths su?ers from the comparatively poor spatial resolution of X–ray telescopes which is often inadequate to cope with the crowded Galactic plane?elds in which AXPs lie,and the strong extinction in their direction.Although the X–ray positional accuracy is not yet su?cient to unambiguously identify the possible optical/IR counterparts of AXPs,it is now possible to sort out a number of good candidates or,at least,put tight constraints on the optical/IR–to–X–ray energy distribution of these sources.
This is the case of the recent proposed optical counterpart of4U0142+614,a faint relatively blue object(R=25;V?R=0.63)which,in the color–magnitude diagram,lies half–way between the main sequence and the track of0.6M⊙white dwarfs(Hulleman et al.2000a;Keck observations).However the optical counterpart candidate position of 4U0142+614(within the Einstein HRI error circle;White et al.1987)is outside the EXOSAT LEIT error circle(White et al.1987)and at the edge of the ROSAT PSPC one.A more accurate X–ray position is clearly needed in order to con?rm this result. Since none of the accretion–based scenarios considered by Hulleman et al.(2000a)?t the optical and X–ray data these authors conclude that the measurements may be in agreement with a magnetar.However no detailed models have yet been developed for the optical emission of magnetars(Hulleman et al.2000a).We note that the optical data are also in agreement with at least two other scenarios:(a)a binary system hosting a white dwarf companion,which accounts for the optical emission,and an accreting neutron star producing the X–ray emission,(b)a disk around an isolated NS with a more realistic choice of values for the disk size,illumination and inclination(Israel et al.2001c).
Hulleman et al.(2000b)carried out also a relatively deep search for the optical counterpart of1E2259+586based on Keck observations.No object was found down to limiting magnitudes of R=25.7and I=24.3.These authors conclude that it is unlikely that1E2259+586is an isolated NS accreting from a residual disk.Also in this case, however a binary system with a helium–burning0.3M⊙or a white dwarf companion star,or a magnetar scenario cannot be excluded yet.
Optical observations of the?eld of1RXS J170849?400910were obtained by Israel et al.(1999b).These authors found that the possible counterpart cannot be a massive early type star(a distant and/or absorbed OB star would appear more reddened).However the images were taken from a1.5m telescope and are not deep enough to constrain any other proposed theoretical scenario such as a low mass companion,a residual disk or a magnetar.
Recently Mereghetti et al.(2001)reported on the?rst search for optical/IR counter-part in the?eld of1E1841?045located at the center of the SNR Kes73(mainly with the1.5m and3.5m class ESO telecopes).Similar to the previous case,the results are not very constraining,due to the high extinction in the direction of the source(A V≥11).No
Tab.2-Current Optical/IR upper limits and measurements SOURCE V I K
1E1048.1–5937>24.5——
>25>25.7>19.6[2,3] 4U0142+61425.625>16.9
>20>26.4—[5,6] 1E1841–045>22—>17
variability larger than10)is indeed an AXP would imply that the number of AXPs and their formation rate have been largely underestimated.The high throughput of New-ton XMM and the relatively wide?eld of view of its instruments will presumably allow to?nd other AXPs even at fainter?uxes,thus providing new important informations to understand the puzzling nature of AXPs.
Acknowledgements
The results reported in this review have been obtained with the contribution of a number of scientists,who are part of large international collaboration aimed at studying the AXPs.It is a pleasure to thank all the people who have contributed to this project:L. Angelini,L.Burderi,S.Campana,S.Covino,N.D’Amico,F.Haberl,G.Marconi,R. Mignani,I.Negueruela,T.Oosterbroek,A.N.Parmar,A.Possenti,and N.E.White. References
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X 荧光光谱分析仪工作原理 用x 射线照射试样时,试样可以被激发出各种波长得荧光x 射线，需要把混合得x 射线 按波长（或能量）分开，分别测量不同波长（或能虽:）得X 射线得强度，以进行左性与定疑 分析，为此使用得仪器叫X 射线荧光光谱仪。由于X 光具有一泄波长，同时又有一立能量, 因此，X 射线荧光光谱仪有两种基本类型:波长色散型与能量色散型。下图就是这两类仪器 得原理图. 用X 射线照射试样时，试样可以被激发出各种波长得荧光X 射线，需要把混合得X 射 线按波长（或能疑）分开，分别测量不同波长（或能量）得X 射线得强度，以进行定性与左疑 分析，为此使用得仪器叫X 射线荧光光谱仪。由于X 光具有一左波长，同时又有一左能量， 因此，X 射线荧光光谱仪有两种基本类型：波长色散型与能量色散型。下图就是这两类仪器 得原理图。 （a ）波长色散谱仪 （b ）能虽色散谱仪 波长色散型和能量色散型谱仪原理图 现将两种类型X 射线光谱仪得主要部件及工作原理叙述如下: X 射线管 酥高分析器 分光晶体 计算机 再陋电源
丝电源 灯丝 电了悚 X则线 BeiV 輪窗型X射线管结构示意图 两种类型得X射线荧光光谱仪都需要用X射线管作为激发光源?上图就是X射线管得结构示意图。灯丝与靶极密封在抽成貞?空得金属罩内，灯丝与靶极之间加高压（一般为4OKV）, 灯丝发射得电子经高压电场加速撞击在靶极上，产生X射线。X射线管产生得一次X射线, 作为激发X射线荧光得辐射源.只有当一次X射线得波长稍短于受激元素吸收限Imi n时，才能有效得激发出X射线荧光?笥？SPAN Ian g =EN-U S >lmin得一次X射线其能量不足以使受激元素激发。 X射线管得靶材与管工作电压决立了能有效激发受激元素得那部分一次X射线得强度。管 工作电压升高，短波长一次X射线比例增加，故产生得荧光X射线得强度也增强。但并不就是说管工作电压越髙越好，因为入射X射线得荧光激发效率与苴波长有关，越靠近被测元素吸收限波长，激发效率越髙。A X射线管产生得X射线透过彼窗入射到样品上, 激发岀样品元素得特征X射线，正常工作时，X射线管所消耗功率得0、2%左右转变为X 射线辐射，其余均变为热能使X射线管升温，因此必须不断得通冷却水冷却靶电极。 2、分光系统 第?准讥器 平面晶体反射X线示意图 分光系统得主要部件就是晶体分光器，它得作用就是通过晶体衍射现彖把不同波长得X射线分开.根据布拉格衍射左律2d S in 0 =n X ,当波长为X得X射线以0角射到晶体，如果晶面间距为d,则在出射角为0得方向，可以观测到波长为X =2dsi n 0得一级衍射及波长为X/2, X /3 ------ ―等髙级衍射。改变（）角，可以观测到另外波长得X
X射线荧光光谱仪国内厂家 产品介绍 天瑞仪器公司是国内最大的X射线荧光光谱仪厂家，全球专业生产高性能X射线荧光光谱仪(XRF)的公司。2011年推出的高性能、台式X荧光合金分析仪EDX3600H,融汇全球领先的合金分析技术，配备合金测试效果最佳的智能真空系统，利用低能光管配合真空测试，可以有效的降低干扰，提高轻元素分辨率,大大提高合金中微量的Al、Si、P等轻元素的检测效果。 EDX3600H合金光谱仪是天瑞仪器公司为合金测试专门开发的仪器类型。 具有测试精度高、测试速度快、测试简单等特点。 同时具有合金测试、合金牌号分析、有害元素分析，土壤分析仪、贵金属分析等功能。 检测样品包括从钠至铀的所有合金、金属加工件、矿物、矿渣、岩石等，形态为固体、液体、粉末等。 性能特点 高效超薄窗X光管，指标达到国际先进水平 针对合金的测试而开发的专用配件 SDD硅漂移探测器，良好的能量线性、能量分辨率和能谱特性，较高的峰背比 天瑞仪器专利产品—信噪比增强器（SNE），提高信号处理能力25倍以上 低能X射线激发待测元素，对Pb、S等微含量元素激发效果好 智能抽真空系统，屏蔽空气的影响，大幅扩展测试的范围 自动稳谱装置保证了仪器工作的一致性； 高信噪比的电子线路单元 针对不同样品自动切换准直器和滤光片，免去手工操作带来的繁琐 多参数线性回归方法，使元素间的吸收、增强效应得到明显的抑制； 内置高清晰摄像头 液晶屏显示让仪器的重要参数（管压、管流、真空度）一目了然 标准配置 合金测试高效超薄窗X光管 超薄窗大面积的原装进口SDD探测器 信噪比增强器SNE 光路增强系统 高信噪比电子线路单元
从劳厄发现晶体X射线衍射谈起 摘要：文章从劳厄发现晶体X射线衍射的前因后果谈起。劳厄的这个发现产生了两个新学科，即X射线谱学和X射线晶体学。文中还回顾了布拉格父子对这两个新学科所作的重大贡献，并阐述了X射线晶体学的深远影响。 今年是劳厄（von Lane M）发现晶体X射线衍射九秩之年。 从1895年伦琴（R0ntgen W C）发现X射线到1926年薛定愕（Schrodinger）奠定量子力学基础的30多年是现代物理学诞生和成长的重要时期。在此期间的众多重大发现中，1912年劳厄的发现发挥了极为及时而又十分深远的影响，是很值得我们通过回顾和展望来纪念它的。 我们先来了解一下劳厄发现的前因后果。1912年劳厄发现晶体X射线衍射时是在德国慕尼黑大学理论物理学教授索未菲（Sommerfeld）手下执教。除理论物理教授索未菲外，在这个大学中还有发现X射线的物理学教授伦琴和著名的晶体学家格罗特（Groth）。当时，劳厄对光的干涉作用特别感兴趣，索末菲则在考虑X射线的本质和产生的机制问题，而格罗特是晶体学权威之一，并著书Chemische KristallograPhic （化学晶体学）数卷。身在这样的学府中，劳厄当时通过耳闻目睹也就对 晶体中原子是按三维点阵排布以及X射线可能是波长很短的电磁波这样的想法不会感到陌生或难于接受了。而且看来正当而立之年的他是很想在光的干涉作用上做点文章的。真可谓机遇不负有心人了。这时，索末菲的博士生埃瓦尔德（Ewald P P）来请教劳厄，谈到他正在研究关于光波通过晶体中按三维点阵排布的原子会产生什么效应。这对劳厄有所触发并想到：如果波长短得比晶体中原子间距离更短时又当怎样？而X射线可能正是这样的射线。他意识到，说不定晶体正是能衍射X射线的三维光栅呢。现在劳厄需要考虑的大事是做实验来证实这个想法。当时索末菲正好有个助教弗里德里希（Friedrich W） ，他曾从伦琴教授那里取得博士学位。 他主动要去进行这样的实验。经过几次失败后，他终于取得了晶体的第一个衍射图「（见图1）」。晶体是五水合硫酸铜（CuSO4·5H2O）。 劳厄的发现经过进一步的工作很快取得了一箭双雕的效果：既明确了X射线的本质，测定了波长，开创了X射线谱学，又使测定晶体结构的前景在望，从而将观察晶体外形所得结论经过三维点阵理论发展到230个空间群理论的晶体学，提升为X射线晶体学。这个发现产生的两个新学科，几乎立即给出了一系列在科学中有重大影响的结果。英国的布拉格父子（Bragg W H和Bragg W L）在奠定这两个新学科的基础中起了非常卓越的作用。他们使工作的重心从德国转到英国。将三个劳厄方程（衍射条件）压缩成一个布拉格方程（定律）的小布拉格曾把重心转移的原因归之于老布拉格设计的用起来得心应手的电离分光计”。既然晶体是X射线的衍射光栅，那么，为了测定X射线的波长，光栅的间距当如何得出？1897年巴洛（Barlow W）预测过最简单的晶体结构型式，其中有氯化钠所属的型式。根据当时已知的NaCI的化学式量（58.46）和阿伏伽德罗常数（6.064×1023）以及晶体密度（2.163g/cm2），可以推算出氯化钠晶体（10）原子面的间距d＝2.814×10－8cm。 布拉格父子的工作是有些分工的：老布拉格用他的电离分光计侧重搞谱学，很快发现X射线谱中含有连续谱和波长取决于对阴极材料的特征谱线。此后，测定晶体结构主要依靠特征射线。同时还观察到同一跃迁系特征射线的频率是随对阴极材料在元素周期系中的排序递增的，这种频率的排序给出了原子序数。这是对化学中总结出来的元素周期律作出的呼应。小布拉格的工作是沿着X射线晶体学的方向发展的。他一生中从氯化钠和金刚石一直测到蛋白质的晶体结构。从1913年起，他在两年中一连测定了氯化钠、金刚石、硫化锌、黄铁矿、荧石和方解石等的晶体结构。这一批最早测定的晶体结构虽然极为简单，但很有代表性，而且都足以让化学和矿物学界观感一新。同时为测定参数较多和结构比较复杂的晶体结构也进行了理论和技术方面的准备。X射线晶体学能不断采用新技术和解决周相问题的新方法，使结构测定的对象
锂硫电池的研究现状 近年来，随着不可再生资源的逐渐减少，清洁能源的利用逐渐得到重视，而电池作为储能装置也受到越来越多的考验。锂硫电池与传统的锂离子电池相比，优势主要在于硫的高比容量，单质硫的理论比容量为1600mAh/g ，理论比能量2600Wh/kg。并且硫是一种廉价且无毒的原材料。而与此同时，硫作为锂电池的正极材料也存在着诸多问题[1]： 1、单质硫以及最终放电产物都是绝缘的，如果与正极中掺入的导电物质结合不好，就会导致活性物质不能参与反应而失效； 2、单质硫在反应过程中会生成长链的聚硫化物离子S n2-，这种离子容易溶解在电解液中，并与锂负极反应，产生“穿梭效应”，引起自放电并使库伦效率降低； 3、在每次放电过程结束之后，都会有一些Li2S2/Li2S沉淀在正极上，并且这些不溶物随着循环次数的增加，在正极表面发生团聚，并且正极结构也会发生变化，导致这部分活性物质不能参与电化学反应而失效，并且使电池的内阻增加； 4、硫正极随充放电的进行会产生约22%的体积变化，从而导致电池物理结构破坏而失效。 针对硫作为正极材料的种种弊端，研究者们分别采用了多种方法予以解决，其中将硫与碳材料复合的研究较多。针对几种典型方法，分别举例介绍如下：一、石墨烯-硫复合材料 Wang等人采用石墨烯包覆硫颗粒的方法制作复合材料电极[2]。如图1所示，他们首先采用化学方法制备了硫单质，并利用一种特殊的表面活性剂Triton X-100在硫颗粒的表面修饰了一些PEG高分子，然后再用导电炭黑和石墨烯的分散液对硫颗粒进行包覆。这种方法的优点在于：首先，石墨烯和导电炭黑具有优异的导电性能，可以克服硫以及硫反应产物绝缘的问题；第二，导电炭黑、石墨烯和PEG高分子对硫颗粒进行了包覆，可以解决硫在电解液中溶出的问题；第三，PEG高分子具有一定的弹性，可以在一定程度上缓解体积变化带来的影响。 二、碳纳米管-硫复合材料 Zheng等人用AAO做模板制备了碳纳米管阵列[3]，随后将硫加热使其浸入到碳纳米管中间，然后将AAO模板去掉，得到碳纳米管-硫复合材料，如图2所示。这种方法的优点在于碳纳米管的比表面积大，有利于硫化锂的沉积。并且长径比较大，可以较好地将硫限制在管内，防止其溶解在电解液中。碳纳米管的导电性好管壁又很薄，有利于离子导通和电子传输。同时，因为制备过程中先沉积硫，后去除模板，这样有利于使硫沉积到碳管内，减少硫在管外的残留，从而防止这部分硫的溶解。
X-射线荧光光谱仪(XRF) 1、仪器介绍 X-射线荧光光谱仪(XRF)，现有日本Rigaku公司生产的ZSX primus波长色散型XRF一台，及配套所必须的电源设备、冷循环水设备和前处理熔样机等。X射线荧光光谱分析技术制样简单、分析快速方便、应用广泛，可用于测定包括岩石、土壤、沉积物等在内的各种地质样品的化学组成。分析元素范围从Be(4)到U(92)，最常见的是用于主量元素分析，如SiO2、Al2O3、CaO、Fe2O3T、K2O、MgO、MnO、Na2O、P2O5、TiO2、LOI等元素。 2、仪器功能和技术参数： (1) 功能：定性分析、半定量分析和定量分析； (2) X射线管：4KW超薄端窗型(30μm)、铑靶X射线管； (3) 分光晶体：LiF(200)、Ge(111)、PET、RX25、LiF(220)； (4) 进样器：48位自动样品交换器； (5) 测角仪：SC：5-118度(2θ)；PC：13-148度(2θ)； (6) 分析元素范围：Be4-U92； (7) 线性范围：10-2 - 10-6； (8) 仪器稳定度：≤0.05%； (9) 测量误差：<5%。 3、应用和优势： XRF应用广泛，可用于岩石、矿物、土壤、植物、沉积物、冶金、矿业、钢铁、化工产品等样品中常量和痕量的定量分析。具有快速方便、制样简单、无损测量、分析元素宽、灵敏度高等优点。 X-ray Fluorescence Spectrometer (XRF) 1、I nstrument Introducation: The wavelength dispersion X-ray fluorescence spectrometer (XRF) is ZSX primus, made by Rigaku, Japan, with a set of instruments of electrical power unit, cold circulating water equipment and automatic fusion machine. XRF is widely used for geological element analysis, including rocks, soils, sediments, etc, which is simplicity and convenience of operation. Its analyzable elements range is from Be (4) to U (92). XRF is most common for the analysis of major elements, such as SiO2, Al2O3, CaO, Fe2O3T, K2O, MgO, MnO, Na2O, P2O5, TiO2 and LOI. 2、Instrument Technical Parameters: (1) Fucation: qualitative analysis, semi-quantitative analysis and quantitative analysis; (2) X-ray tube: 4KW ultrathin end-window (30μm) Rh target X-ray tube;
全固态锂电池技术的研究进展与展望 周俊飞 （衢州学院化学与材料工程学院浙江衢州324000） 摘要：现有电化学储能锂离子电池系统采用液体电解质，易泄露、易腐蚀、服役寿命短，具有安全隐患。薄膜型 全固态锂电池、大容量聚合物全固态锂电池和大容量无机全固态锂电池是一类以非可燃性固体电解质取代传统锂离 子电池中液态电解质，锂离子通过在正负极间嵌入-脱出并与电子发生电荷交换后实现电能与化学能转换的新型高 安全性锂二次电池。作者综述了各种全固态锂电池的研究和开发现状，包括固态锂电池的构造、工作原理和性能特 征，锂离子固体电解质材料与电极/电解质界面调控，固态整电池技术等方面，提出并详细分析了该技术面临的主要 科学与技术问题，最后指出了全固态锂电池技术未来的发展趋势。 关键词：储能；全固态锂离子电池；固体电解质；界面调控 1 全固态锂电池概述 全固态锂二次电池，简称为全固态锂电池，即电池各单元，包括正负极、电解质全部采用固态材料的锂二次电池，是从20 世纪50 年代开始发展起来的[10-12]。全固态锂电池在构造上比传统锂离子电池要简单，固体电解质除了传导锂离子，也充当了隔膜的角色，如图 2 所示，所以，在全固态锂电池中，电解液、电解质盐、隔膜与黏接剂聚偏氟乙烯等都不需要使用，大大简化了电池的构建步骤。全固态锂电池的工作原理与液态电解质锂离子电池的原理是相通的，充电时正极中的锂离子从活性物质的晶格中脱嵌，通过固体电解质向负极迁移，电子通过外电路向负极迁移，两者在负极处复合成锂原子、合金化或嵌入到负极材料中。放电过程与充电过程恰好相反，此时电子通过外电路驱动电子器件。目前，对于全固态锂二次电池的研究，按电解区分主要包括两大类[13]：一类是以有机聚合物电解质组成的锂离子电池，也称为聚合物全固态锂电池；另一类是以无机固体电解质组成的锂离子电池，又称为无机全固态锂电池，其比较见表1。通过表1 的比较可以清楚地看到，聚合物全固态锂电池的优点是安全性高、能够制备成各种形状、通过卷对卷的方式制备相对容易，但是，该类电池作为大容量化学电源进入储能领域仍有一段距离，主要存在的问题包括电解质和电极的界面不稳定、高分子固体电解质容易结晶、适用温度范围窄以及力学性能有提升空间；以上问题将导致大容量电池在使用过程中因为局部温度升高、界面处化学反应面使聚合物电解质开貌发生变化，进而增大界面电阻甚至导致断路。同时，具有隔膜作用的电解质层的力学性能的下降将引起电池内部发生短路，从面使电池失效[14-15]。无机固体电解质材料具有机械强度高，不含易燃、易挥发成分，不存在漏夜，抗温度性能好等特点；同时，无机材料处理容易实现大规模制备以满足大尺寸电池的需要，还可以制备成薄膜，易于将锂电池小型化，而且由无机材料组装的薄膜无机固体电解质锂电池具有超长的储存寿命和循环性能，是各类微型电子产品电源的最佳选择[10]。采用有机电解液的传统锂离子电池，因过度充电、内部短路等异常时电解液发热，有自燃甚至爆炸的危险（图3）。从图 3 可以清楚地看到，当电池因为受热或短路情况下导致温度升高后，传统的锰酸锂或钴酸锂液体电解质锂离子电池存在膨胀起火的危险，而基于纯无机材料的全固态锂电池未发生此类事故。这体现了无机全固态锂电池在安全性方面的独特优势。以固体电解质替代有机液体电解液的全固态锂电池，在解决传统锂离子电池能量密度偏低和使用寿命偏短这两个关键问题的同时，有望彻底解决电池的安全性问题，符合未来大容量新型化学储能技术发展的方向。正是被全固态锂电池作为电源所表现出来的优点所吸引，近年来国际上对全固态锂电池的开发和研究逐渐开始活跃[10-12] 2 全固态锂电池储能应用研究进展 在社会发展需求和潜在市场需求的推动下，基于新概念、新材料和新技术的化学储能新体系不断涌现，化学储能技术正向安全可靠、长寿命、大规模、低成本、无污染的方向发展。目前已开发的化学储能装置，包括各种二次电池（如镍氢电池、锂离子电池等）、超级电容器、可再生燃料电池（RFC：电解水制氢-储氢-燃料电池发电）、钠硫电池、液流储能电池等。综合各种因素，考虑用于大规模化学储能的主要是锂二次电池、钠硫电池及液流电池，而其中大容量储能用锂二次电池更具推广前景。。 全固态锂电池、锂硫电池、锂空气电池或锂金属电池等后锂离子充电电池的先导性研究在世界各地积极地进行着，计划在2020 年前后开始商业推广。在众多后锂离子充电电池中，包括日本丰田汽车、韩国三星电子和德国KOLIBRI 电池公司对全固态锂电池都表现出特别的兴趣。图 4 为未来二十年大容量锂电池的发展路径，从图 4 可以看出，全固态电
X射线荧光光谱分析基本原理 当能量高于原子内层电子电子结合能的高能X射线与原子发生碰撞时,驱逐一个内层电子而出现一个空穴,使整个原子体系处于不稳定的激发态,然后自发地由能量高的状态跃迁到能量低的状态。当较外层的电子跃迁到空穴时,所释放的能量随即在原子内部被吸收而逐出较外层的另一个次级光电子,此称为俄歇效应,亦称次级光电效应或无辐射效应,所逐出的次级光电子成为俄歇电子.它的能量是具有独一特征的,与入射辐射的能量无关.当较外层的电子跃入内层空穴所释放的能量不在原子内被吸收,而是以辐射形式放出,便产生X射线荧光,其能量等于两能级之间的能量差,因此,X射线荧光的能量或波长是特征性的,与元素有一一对应的关系。如图所示: K层电子被逐出后,其空穴可以被外层中任一电子所填充，从而可产生一系列的谱线，称为K系谱线：由L层跃迁到K层辐射的X射线叫Kα射线,由M层跃迁到K层辐射的X射线叫Kβ射线……。同样,L层电子被逐出可以产生L系辐射(见图10.2)。如果入射的X射线使某元素的K层电子激发成光电子后L层电子跃迁到K层，此时就有能量ΔE释放出来，且ΔE=E K-E L，这个能量是以X射线形式释放，产生的就是Kα射线，同样还可以产生Kβ射线, L系射线等。莫斯莱(H.G.Moseley) 发现，荧光X射线的波长λ与元素的原子序数Z有关，其数学关系如下： λ=K(Z-s)-2 这就是莫斯莱定律，式中K和S是常数，因此,只要测出荧光X射线的波长,就可以知道元素的种类,这就是荧光X射线定性分析的基础。此外,荧光X射线的强度与相应元素的含量有一定的关系，据此，可以进行元素定量分析。
用X射线照射试样时，试样可以被激发出各种波长的荧光X射线，需要把混合的X射线按波长（或能量）分开，分别测量不同波长（或能量）的X射线的强度，以进行定性和定量分析，为此使用的仪器叫X 射线荧光光谱仪。由于X光具有一定波长，同时又有一定能量，因此，X射线荧光光谱仪有两种基本类型：波长色散型和能量色散型。而我们天瑞仪器公司生产的X射线荧光光谱仪就属于能量色散型的。下面是仪器的工作原理图: 能量色散型X射线荧光光谱仪工作原理 仪器工作原理 通过高压工作产生电子流打入到X光管中靶材产生初级X射线,初级X射线经过过滤和聚集射入到被测样品产生次级X射线,也就是我们通常所说的X荧光,X荧光被探测器探测到后经放大,数模转换输入到计算机,计算机计算出我们需要的结果。
X射线荧光光谱分析 X射线是一种电磁辐射，其波长介于紫外线和γ射线之间。它的波长没有一个严格的界限，一般来说是指波长为0.001-50nm的电磁辐射。对分析化学家来说，最感兴趣的波段是0.01-24nm，0.01nm左右是超铀元素的K系谱线，24nm则是最轻元素Li的K系谱线。1923年赫维西(Hevesy, G. Von)提出了应用X射线荧光光谱进行定量分析，但由于受到当时探测技术水平的限制，该法并未得到实际应用，直到20世纪40年代后期，随着X射线管、分光技术和半导体探测器技术的改进，X荧光分析才开始进入蓬勃发展的时期，成为一种极为重要的分析手段。 1.1 X射线荧光光谱分析的基本原理 当能量高于原子内层电子结合能的高能X射线与原子发生碰撞时，驱逐一个内层电子而出现一个空穴，使整个原子体系处于不稳定的激发态，激发态原子寿命约为10-12-10-14s，然后自发地由能量高的状态跃迁到能量低的状态。这个过程称为驰豫过程。驰豫过程既可以是非辐射跃迁，也可以是辐射跃迁。当较外层的电子跃迁到空穴时，所释放的能量随即在原子内部被吸收而逐出较外层的另一个次级光电子，此称为俄歇效应，亦称次级光电效应或无辐射效应，所逐出的次级光电子称为俄歇电子。它的能量是特征的，与入射辐射的能量无关。当较外层的电子跃入内层空穴所释放的能量不在原子内被吸收，而是以辐射形式放出，便产生X射线荧光，其能量等于两能级之间的能量差。因此，X射线荧光的能量或波长是特征性的，与元素有一一对应的关系。图1-1给出了X射线荧光和俄歇电子产生过程示意图。
K层电子被逐出后,其空穴可以被外层中任一电子所填充，从而可产生一系列的谱线，称为K系谱线：由L层跃迁到K层辐射的X射线叫Kα射线,由M层跃迁到K层辐射的X射线叫Kβ射线……。同样,L层电子被逐出可以产生L系辐射(见图1-2)。
全固态3D薄膜锂离子电池的研究进展 作者：邓亚锋钱怡崔艳华刘效疆来源：本站浏览数：289 发布时间：2013-8-8 16:28:16 0 引言 全固态薄膜锂离子电池主要由正/负极薄膜、电解质和集流器薄膜组成．整个电池厚约10 μm，可设计成任意形状和大小集成在IC电路中，是便携式电子设备、微电子机械系统(MEMS)以及微型国防技术装备(如微型智能武器)的理想能源。全固态平面薄膜电池(图1)受限于几何结构，能量和功率密度难以满足快速发展的MEMS、微型医疗器械、无线通信、传感器等领域对微电源的要求。全固态三维薄膜锂离子电池(简称3D锂电池)通过独特的构架设计(图2)，增大单位立足面积内电极活性物质负载量，并缩短锂离子扩散半径，提高了电池的容量和充放电速率。是解决未来微电子器件能量需求的一种有效方式，引起了人们的极大关注。 1 不同构架的全固态3D薄膜锂电池 1．1 叉指碳柱3D电池 叉指碳柱3D电池由加利福尼亚大学Wang小组于2004年首次提出(图3)，在Si/SiO2衬底上涂覆感光胶，光刻得到图形，再经过高温热解及后处理，即制得正/负极叉指状碳柱3D电池。叉指碳柱既可以直接作为电极，又可以作为集流器，在其表面沉积各种电化学活性物质。2008年，Min等研究了在叉指碳柱上电镀十二烷基苯磺酸盐掺杂聚吡咯(PPYDBS)导电聚合物薄膜的方法。结果表明，覆盖约10 μm厚PPYDBS的叉指阴极(C-PPYDBS)，电极电位从碳电极的3．2 V提高到了3．7 V(相对于Li/Li+)，但自放电较为严重，电池的放电容量远小于充电电容。 为改善叉指碳柱电极性能，Teixidor等制备出包覆中间相碳微球的叉指碳柱(C-MCMB)，有效提高了电极不可逆容量，但可逆容量仍较低。Chen等在叉指碳柱上包覆碳纳米管(CNT／C-MEMS)使单位立足面积电容达到8．3 F/cm2，充放电循环性能得到显著提高。 叉指碳柱电极成本低、热力学和化学稳定性好、易制成各种形貌、能包覆不同的活性材料(图4)，光刻-热解工艺较为成熟，适合工业化生产。但是，叉指结构放电不均匀、漏电流较大、碳柱在锂离子嵌入和脱出过程中易变形破损，这些问题需进一步研究解决。 1．2 微通道衬底3D电池 1998年，以色列特拉维夫大学的Peled小组首次报道了微通道衬底3D 电池(3D-MCP)；在Si片或玻璃上蚀刻出均匀分布、直径为15～50 μm的微通
自从1895年伦琴发现X-射线以来，产生的X-射线仪器多种多样。但是进入80年代，由于20世纪末，半导体材料和计算及技术的迅速发展，出现了Si(Li) 探测器技术和能量色散分析技术。最近十几年在国际上一种新的多元素分析仪器迅速发展起来。已经成为一种成熟的，应用广泛的分析仪器。他就是X-射线荧光能谱仪,全称为：能量色散X-射线荧光光谱仪。以下介绍一下这种仪器的情况： 一. X-荧光能谱技术基本理论 1．X-荧光 物质是由原子组成的，每个原子都有一个原子核，原子核周围有若干电子绕其飞行。不同元素由于原子核所含质子不同，围绕其飞行的电子层数、每层电子的数目、飞行轨道的形状、轨道半径都不一样，形成了原子核外不同的电子能级。在受到外力作用时，例如用X-光子源照射，打掉其内层轨道上飞行的电子，这时该电子腾出后所形成的空穴，由于原子核引力的作用，需要从其较外电子层上吸引一个电子来补充，这时原子处于激发态，其相邻电子层上电子补充到内层空穴后，本身产生的空穴由其外层上电子再补充，直至最外层上的电子从空间捕获一个自由电子，原子又回到稳定态（基态）。这种电子从外层向内层迁移的现象被称为电子跃迁。由于外层电子所携带的能量要高于内层电子，它在产生跃迁补充到内层空穴后，多余的能量就被释放出来，这些能量是以电磁波的形式被释放的。而这一高频电磁波的频率正好在X波段上，因此它是一种X射线,称X-荧光。因为每种元素原子的电子能级是特征的，它受到激发时产生的X-荧光也是特征的。 注意，这里的X-荧光要同宝石学中所描述的宝石样品在X射线照射下所发出可见光的荧光概念相区别。 2．X荧光的激发源 使被测物质产生特征X-射线，即X-荧光，需要用能量较高的光子源激发。光子源可以是X-射线，也可以是低能量的γ-射线，还可以是高能量的加速电子或离子。对于一般的能谱技术，为了实现激发，常采用下列方法。 a. 源激发放射性同位素物质具有连续发出低能γ-射线的能力，这种能力可以用来激发物质的X荧光。用于源激发使用的放射性同位素主要是: 55Fe（铁）、109Cd（镉）、241Am（镅）、244Cm（锔）等，不同的放射性同位素源可以提供不同特征能量的辐射。一般将很少量的放射性同位素物质固封在一个密封的铅罐中，留出几毫米或十几毫米的小孔径使射线经过准直后照射到被测物质。源激发具有单色性好，信噪比高，体积小， 重量轻的特点，可制造成便携式或简易式仪器。但是源激发功率低，荧光强度低，测量灵敏度较低。另一方面，一种放射性同位素源的能量分布较为狭窄，仅能有效分析少量元素，因此，有时将两种甚至三种不同的放射性同位素源混合使用，以分析更多的元素。 b. 管激发 管激发是指使用X-射线管做为激发源。X-射线管是使用密封金属管，通过高压使高速阴极电子束打在阳极金属材料钯上（如Mo靶、Rh靶、W靶、Cu靶等），激发出X-射线，X-射线经过(X射线)管侧窗或端窗、并经过准直后，照射被测物质激发X-荧光。 由于X-射线管发出的X-射线强度较高，因此，能够有效激发并测量被测物质中所含的痕量元素。另一方面X-射线管的高压和电流可以随意调整，能够获得不同能量分布的X-射线，结合使用滤光片技术，可以选择激发更多的元素。
论 著8 全固态薄膜锂离子二次电池的研究进展 耿利群任岳*朱仁江陈涛 （重庆师范大学物理与电子工程学院，重庆 400047） 摘 要：本文综述了全固态薄膜锂离子二次电池的研究进展，主要阐述了薄膜锂电池的结构设计以及正极、负极和固体电解质材料研究现状，并对其今后的发展趋势及研发热点进行了展望。 关键词：全固态薄膜锂离子二次电池；固体电解质；电池结构 DOI：10.3969/j.issn.1671-6396.2013.01.004 1 引言 随着电子信息工业和微型加工技术快速发展，对其所需的微型能源则提出了特殊微型化的要求。其中全固态薄膜锂离子二次电池因其高的能量密度、强的安全性、长的循环寿命、宽的工作电压和重量轻等优点，成为微电池系统需求的最佳选择[1]。本文主要介绍了全固态薄膜锂离子二次电池的关键性薄膜材料及电池结构的研究现状，并对其的开发应用及研究前景作了分析。 2 全固态薄膜锂离子二次电池结构的研究 薄膜电池结构的设计，对整个电池性能将产生直接的影响；同样对提高电池的能量密度、循环寿命和锂离子的传输速率也起到至关重要的作用。所以优化薄膜电池结构的设计，则是对构造高性能薄膜锂离子电池做到了强有力的支撑。 1993年美国橡树岭国家实验室（ORNL）Bates等[2]研制出了一种经典的薄膜锂离子电池叠层结构（见图1）。在衬底上先沉积两层阴阳极电流收集极薄膜，而后依次沉积阴极、固体电解质和阳极薄膜，最后在薄膜电池外表面上涂一层保护层，以此来防止阳极上金属锂和空气中的一些物质发生化学反应。 图1 薄膜锂离子电池结构剖面示意图 Baba等[3]研发出另一种典型的薄膜锂离子电池结构（见图2）。其较图1薄膜锂电池结构设计更为简单，制作更为容易。在不锈钢衬底上依次沉积各层薄膜电池材料，而在图示中有两个引线端子则是为了便于薄膜电池的连接使用。这种结构设计很好地提高了整个电池的有效面积，进而也极大地改善了薄膜电池的性能。 Nakazawa等[4]利用直流溅射和射频溅射的方法，研制出一种“直立型”全固态薄膜锂离子电池结构（见图3）。该研究小组利用该薄膜电池结构设计，成功制备出有效面积更大的全固态薄膜锂离子电池，这样也使得薄膜电池的能量密度和循环寿命等电化学性能得到大幅度提升。 图2 全固态薄膜锂离子电池结构剖面示意图 图3 “直立型”全固态薄膜锂离子电池剖面示意图 Hart等[5]设计了柱状电极交替排列的微型锂电池结构（见图4）。并对几种不同的正极、负极排列方式进行了相关的研究计算，得出了此薄膜电池的结构能够大大提升薄膜电池本身的能量密度。然而Eftekhari[6]则研制出了一种3-D微型锂电池结构的LiMn2O4电极，与以往微型锂电池结构的LiMn2O4电极在电池容量方面得到了提升。 图4 3-D微电池柱状结构示意图 [正极（灰色） 、负极（白色）交替排列分布]
X荧光光谱分析仪工作原理 用X射线照射试样时，试样可以被激发出各种波长的荧光X射线，需要把混合的X射线按波长（或能量）分开，分别测量不同波长（或能量）的X射线的强度，以进行定性和定量分析，为此使用的仪器叫X射线荧光光谱仪。由于X光具有一定波长，同时又有一定能量，因此，X射线荧光光谱仪有两种基本类型：波长色散型和能量色散型。下图是这两类仪器的原理图。 用X射线照射试样时，试样可以被激发出各种波长的荧光X射线，需要把混合的X射线按波长（或能量）分开，分别测量不同波长（或能量）的X射线的强度，以进行定性和定量分析，为此使用的仪器叫X射线荧光光谱仪。由于X光具有一定波长，同时又有一定能量，因此，X射线荧光光谱仪有两种基本类型：波长色散型和能量色散型。下图是这两类仪器的原理图。 现将两种类型X射线光谱仪的主要部件及工作原理叙述如下： 1.X射线管
两种类型的X射线荧光光谱仪都需要用X射线管作为激发光源。上图是X射线管的结构示意图。灯丝和靶极密封在抽成真空的金属罩内，灯丝和靶极之间加高压（一般为40KV）,灯丝发射的电子经高压电场加速撞击在靶极上，产生X射线。X射线管产生的一次X射线，作为激发X射线荧光的辐射源。只有当一次X射线的波长稍短于受激元素吸收限lmin时，才能有效的激发出X射线荧光。笥?SPAN lang=EN-US>lmin的一次X射线其能量不足以使受激元素激发。 X射线管的靶材和管工作电压决定了能有效激发受激元素的那部分一次X射线的强度。管工作电压升高，短波长一次X射线比例增加，故产生的荧光X射线的强度也增强。但并不是说管工作电压越高越好，因为入射X射线的荧光激发效率与其波长有关，越靠近被测元素吸收限波长，激发效率越高。 X射线管产生的X射线透过铍窗入射到样品上，激发出样品元素的特征X射线，正常工作时，X射线管所消耗功率的0.2%左右转变为X射线辐射，其余均变为热能使X射线管升温，因此必须不断的通冷却水冷却靶电极。 2.分光系统
晶体X射线衍射实验报告全解
中南大学 X射线衍射实验报告 材料科学与工程学院材料学专业1305班班级 姓名学号0603130500 同组者无 黄继武实验日期2015 年12 月05 日指导教 师 评分分评阅人评阅日 期 一、实验目的 1)掌握X射线衍射仪的工作原理、操作方法； 2)掌握X射线衍射实验的样品制备方法； 3)学会X射线衍射实验方法、实验参数设置，独立完成一个衍射实验测试； 4)学会MDI Jade 6的基本操作方法； 5)学会物相定性分析的原理和利用Jade进行物相鉴定的方法； 6)学会物相定量分析的原理和利用Jade进行物相定量的方法。 本实验由衍射仪操作、物相定性分析、物相定量分析三个独立的实验组成，实验报告包含以上三个实验内容。 二、实验原理
1 衍射仪的工作原理 特征X射线是一种波长很短(约为20～0.06nm)的电磁波，能穿透一定厚度的物质，并能使荧光物质发光、照相乳胶感光、气体电离。在用电子束轰击金属“靶”产生的X射线中，包含与靶中各种元素对应的具有特定波长的X射线，称为特征（或标识）X射线。考虑到X射线的波长和晶体内部原子间的距离相近，1912年德国物理学家劳厄(M.von Laue)提出一个重要的科学预见：晶体可以作为X射线的空间衍射光，即当一束X射线通过晶体时将发生衍射，衍射波叠加的结果使射线的强度在某些方向上加强，在其他方向上减弱。分析在照相底片上得到的衍射花样，便可确定晶体结构。这一预见随即为实验所验证。1913年英国物理学家布拉格父子(W. H. Bragg, W. L Bragg)在劳厄发现的基础上，不仅成功地测定了NaCl、KCl等的晶体结构，并提出了作为晶体衍射基础的著名公式──布拉格定律： 2dsinθ=nλ 式中λ为X射线的波长，n为任何正整数。当X射线以掠角θ（入射角的余角，又称为布拉格角）入射到某一点阵晶格间距为d的晶面面上时，在符合上式的条件下，将在反射方向上得到因叠加而加强的衍射线。 2 物相定性分析原理 1) 每一物相具有其特有的特征衍射谱，没有任何两种物相的衍射谱是完全相同 的 2) 记录已知物相的衍射谱，并保存为PDF文件 3) 从PDF文件中检索出与样品衍射谱完全相同的物相 4) 多相样品的衍射谱是其中各相的衍射谱的简单叠加，互不干扰，检索程序能 从PDF文件中检索出全部物相 3 物相定量分析原理 X射线定量相分析的理论基础是物质参与衍射的体积活重量与其所产生的衍射强度成正比。 当不存在消光及微吸收时，均匀、无织构、无限厚、晶粒足够小的单相时，多晶物质所产生的均匀衍射环上单位长度的积分强度为： 式中R为衍射仪圆半径，V o为单胞体积，F为结构因子，P为多重性因子，M为温度因子，μ为线吸收系数。 三、仪器与材料 1)仪器：18KW转靶X射线衍射仪 2)数据处理软件：数据采集与处理终端与数据分析软件MDI Jade 6 3)实验材料：CaCO3+CaSO4、Fe2O3+Fe3O4
能源材料课程业 ——薄膜锂电池的研究进展 院系：材料科学与工程学院 专业：金属材料与成型加工 班级：2012级金属材成1班 学号：20120800828 姓名：吴贵军
薄膜锂电池的研究进展 摘要：微电子机械系统(MEMS)和超大规模集成电路(VLSI)技术的发展对能源的微型化、集成化提出了越来越高的要求.全固态薄膜锂电池因其良好的集成兼容性和电化学性能成为MEMS和VLSI能源微型化、集成化的最佳选择.简单介绍了薄膜锂电池的构造,举例说明了薄膜锂电池的工作原理.从阴极膜、固体电解质膜、阳极膜三个方面概述了近年来薄膜锂电池关键材料的研究进展.阴极膜方面LiCoO2依旧是研究的热点,此外对LiNiO2、LiMn2O4、LiNixCo1-xO2、V2O5也有较多的研究;固体电解质膜方面以对LiPON膜的研究为主;阳极膜方面以对锂金属替代物的研究为主,比如锡的氮化物、氧化物以及非晶硅膜,研究多集中在循环效能的提高.在薄膜锂电池结构方面,三维结构将是今后研究的一个重要方向.。 关键词：薄膜锂电池；微系统；薄膜：微电子机械系统随着电子集成技术的飞速发展，SO C (System on chi p) 成为 现实，电子产品在不断地小型化、微型化。以整合集成电路及机械系统，如各种传感器于同一块晶片上的技术，即微机电技术，受到了普遍重视。微小型飞行器、微小型机器人和微小型航天器等都在源源不断地出现和进一步地改进。这些微型系统的功能强大，必然对其能源系统提出了微型化的
要求。当电池系统被微型化，电池底面积小于10 m m2、功率在微瓦级以下时，被称为微电池。微电池的制备通常是将传统的电池微型化、薄膜化。目前，用于微电池的体系有：锌镍电池、锂电池、太阳能电池、燃料电池、温差电池和核电池。锂电池是目前具有较高比能量的实用电池体系，因此人们对薄膜化的锂电池投入了大量的研究。 优点： （1）成本低，根据Photon 的预测，预计到2012 年下降到2.08 美元/w；预计薄膜电池的平均价格能够从2.65 美元/w 降至1.11 美元/w，与晶体硅相比优势明显；而相关薄膜电池制造商的预测更加乐观，EPV 估计到2011 年，薄膜组件的成本将大大低于1 美元/w；Oerlikon 更估计2011 年GW 级别的电站其组件成本将降低于0.7 美元/w，这主要是由转化率提高和规模化带来的。 （2）弱光性好 （3）适合与建筑结合的光伏发电组件(BIPV)，不锈钢和聚合物衬底的柔性薄膜太阳能电池适用于建筑屋顶等，根据需要制作成不同的透光率，代替玻璃幕墙。 缺点： （1）效率低，单晶硅太阳能电池，单体效率为14%-17%(AMO)，而柔性基体非晶硅太阳电池组件（约1000平方厘米）的效率为 10-12%，还存在一定差距。
X射线荧光光谱仪结构和原理 第一章 X荧光光谱仪可分为同步辐射X射线荧光光谱、质子X射线荧光光谱、全反射X射线荧光光谱、波长色散X射线荧光光谱和能量色散X射线荧光光谱等。 波长色散X射线荧光光谱可分为顺序（扫描型）、多元素同时分析型（多道）谱仪和固定道与顺序型相结合的谱仪三大类。顺序型适用于科研及多用途的工作，多道谱仪则适用于相对固定组成和批量试样分析，固定道与顺序式相结合 则结合了两者的优点。 X射线荧光光谱在结构上基本由激发样品的光源、色散、探测、谱仪控制和 数据处理等几部分组成。 § 1.1激发源 激发样品的光源主要包括具有各种功率的X射线管、放射性核素源、质子 和同步辐射光源。波长色散X射线荧光光谱仪所用的激发源是不同功率的X射线管， 功率可达4~4.5kW，类型有侧窗、端窗、透射靶和复合靶。能量色散X射线荧光光谱仪用 的激发源有小功率的X射线管，功率从4~1600W，靶型有侧窗和端窗。靶材主要有Rh、Cr、W、Au、Mo、Cu、Ag等，并广泛使用二次靶。现场和便携式谱仪则主要用放射性核素源。 激发元素产生特征X射线的机理是必须使原子内层电子轨道产生电子空位。可使内层轨道电子形式空穴的激发方式主要有以下几种：带电粒子激发、电磁辐射激发、内转换现象 和核衰变等。商用的X射线荧光光谱仪中，目前最常用的激发源是电磁辐射激发。电磁辐射激发源主要用X射线管产生的原级X射线谱、诱发性核素衰变时产生的Y射线、电子俘 获和内转换所产生X射线和同步辐射光源。 § 1.1.1 X射线管 1、X射线管的基本结构 目前在波长色散谱仪中，高功率X射线管一般用端窗靶，功率3~4KW，其结构示意图 如下： X 光管本质上是一个在高电压下工作的二极管，包括一个发射电子的阴极和一个收集电子的阳极（即靶材），并
X射线荧光光谱仪制样要求 1、定量分析 定量分析是对样品中指定元素进行准确定量测定。定量分析需要一组标准样品做参考。常规定量分析一般需要5个以上的标准样品才能建立较可靠的工作曲线。 常规X射线荧光光谱定量分析对标准样品的基本要求： (1)组成标准样品的元素种类与未知样相似(最好相同)； (2)标准样品中所有组分的含量应该已知； (3)未知样中所有被测元素的浓度包含在标准样品中被测元素的含量范围中； (4)标准样品的状态(如粉末样品的颗粒度、固体样品的表面光洁度以及被测元素的化学态等)应和未知样一致，或能够经适当的方法处理成一致。 标准样品可以向研制和经营标准样品的机构(如美国的NIST等)购买，如果买不到合适的标准样品，可以委托分析人员研制，但应考虑费用和时间的承受能力。 2、定性分析与半定量分析 定性分析和半定量分析不需要标准样品，可以进行非破坏分析。半定量分析的准确度与样品本身有关，如样品的均匀性、块状样品表面是否光滑平整、粉末样品的颗粒度等，不同元素半定量分析的准确度可能不同，因为半定量分析的灵敏度库并未包括所有元素。同一元素在不同样品中，半定量分析的准确度也可能不同。大部分主量元素的半定量分析结果相对不确定度可以达到10%(95%置信水平)以下，某些情况下甚至接近定量分析的准确度。 半定量分析适用于：对准确度要求不是很高，要求速度特别快(30min以内可以出结果)，缺少合适的标准样品，非破坏性分析等情况。 另外，分析样品中，除要求分析的感兴趣元素外，其他元素或组分的含量也必须预先知道。如Li2O-B2O3-SiO2系的玻璃，由于常规不能分析Li2O和B2O3，所以必须用其他方法(如AA，ICP-A ES等)测出它们的含量，然后用X射线荧光光谱法测定其他元素。