1) molecule line parameter
分子谱线参数
3) neutron spectrum parameters
中子谱参数
1.
The neutron spectrum parameters of the miniature neutron source reactor(MNSR) in China Institute of Atomic Energy were measured by bare monitor method using Au,Zr and Fe as monitors.
以Au、Zr和Fe为活化探测器,采用裸探测器法测量中国原子能科学研究院微型中子源反应堆的中子谱参数f、α、fF和φth。
5) molecular parameter
分子参数
1.
The molecular parameters of vacuum residue fraction from Daqing and Iranian heavy crude oil were determined by using element analysis, UV, IR and relative molecular mass measurement.
采用相对分子质量测定、元素分析、紫外光谱和红外光谱等手段,确定了大庆减压渣油与伊朗重质减压渣油的分子参数,并考察了两个系列减压渣油馏分的模拟乳状液的稳定性。
2.
Study on the correlativity of molecular parameters M with standard entropy of 70 cations in solid compounds;
用lgM、(lgM)2等分子参数为独立参量,通过回归方法建立数学模型来预测70种单质的标准熵[Sm0/(J。
6) molecular indices
分子参数
1.
Prediction of human intestinal absorption based on molecular indices;
基于分子参数的药物小肠吸收预测模型
2.
Prediction of BBB permeation based on molecular indices;
基于分子参数的血脑屏障通透性预测模型
3.
Prediction of cytochrome P4502C9 inhibitors based on molecular indices;
基于分子参数的CYP2C9抑制剂的预测模型
补充资料：星际分子射电谱线
星际物质中气体状态的分子在一定条件下产生的特征谱线。
星际分子发现的经过 最早的发现来自光学观测。1937年观测到星光在经过星际物质后，某些波长的光被星际云吸收。后来证实它们是星际云中的甲川(CH)、氰基(CN)和甲川离子 (CH+)的吸收光谱。但大多数星际分子谱线是在波长几十厘米到几毫米的微波波段检测到的。最先用射电望远镜找到的分子是羟基（OH）。1963年在仙后座内一些冷的星际氢云中探测到羟基对背景辐射源的吸收谱线，波长约18厘米。这项工作肯定了射电天文方法对于冷的、致密的星云中的星际分子是一种新的、有效的研究手段。1968年末在 1.3厘米波长附近接连观测到氨和水分子的谱线。1969年证实星际有机分子甲醛H2CO的存在。1970年发现包括一氧化碳(CO)在内的六种星际分子。此后，陆续发现和证认出一系列星际分子。到1979年底已观测到并经证认的星际分子有50多种。
星际分子谱线的产生 星际分子谱线是分子从它的某个能级跃迁到另一个能级时吸收或发射某一固定频率的电磁波而产生的。不同能级之间的跃迁产生不同谱线。大多数的分子射电谱线是由分子的各个转动能级间的辐射跃迁形成的，叫做纯转动谱线。但是，有些分子由于内部某些复杂的相互作用的影响，能级比较复杂，在星际分子中遇到的有K双重能级、A双重能级、反演能级和超精细能级。K 双重能级是由分子结构上的微小的不对称性造成的，A 双重能级是由于分子的转动运动与分子内电子的运动相互作用而产生的。这两种情况都使原来能量完全相同的两种运动状态变成能量稍有不同的两种运动状态。反演能级见于氨分子，氨分子中三个氢原子确定一个平面，而氮原子可以置于此平面的任一边，这相当于氨分子的两种运动状态，它们的能级也有微小差别。最后，如果组成分子的原子具有不等于零的原子核磁矩，则核磁矩的相对取向不同时，分子的能级相应地也有微小的差别。上述几种情况都使能级产生微小的差别，叫作超精细能级。它们的能级的间距都比较小，它们之间的跃迁常产生相当于微波频率的谱线，可用射电方法观测。超精细能级与组成分子的原子(或其同位素)的核磁矩性质密切相关，因此，我们由超精细能级的谱线结构可以判断分子是由哪种同位素构成的，并可由谱线的相对强度推测星云中各种同位素的丰度比。
羟基 研究得最详细的星际分子之一。它的能级是A 双重能级并具有超精细结构，比较复杂，各能级间有许多可能的跃迁。其中最常见的是最低的一组能级之间的跃迁，谱线频率分别为1612、1665、1667和1720兆赫。在热动平衡条件下，由理论得到的四条谱线的强度比相应地为1:5:9:1。天文观测意外地发现,有相当多羟基源的发射谱线辐射强度较预期的大几百倍，强度比完全不同于上述理论值，并具有许多其他的反常特性。这些现象目前还没有完整的理论解释。一般认为，这是由于有较多的分子被某种尚不十分清楚的机制激发到产生辐射跃迁的较高能级上，破坏了热动平衡分布状态。当这些过多的分子回复到较低能级时，就可能发射具有上述特性的辐射。物理学上把这个过程称为受激发射放大作用，这种类型的星际分子源称为天体微波激射源。
甲醛分子 甲醛分子源也经过了详细的研究。奇怪的是在某些甲醛分子云的背后并没有发射连续辐射的射电源，却也能观测到甲醛的吸收线。这意味着它所吸收的是微波背景辐射。地球上的观测证实,所有天体,包括各种分子云在内，都处于2.7K的微波背景辐射场的作用下。甲醛分子云能够吸收这种背景辐射表明它的温度比2.7K还要低，而一个长期处于2.7K的辐射作用下的分子云,本来至少应该达到2.7K的温度。目前对这种现象的解释是，这类甲醛分子云中存在一种"反微波激射"过程,就是分子云中较高能级上的分子被某种机制抽走，而使得较低能级上的分子数目比2.7K时热动平衡分布的数目相对地超出很多。于是这对能级变得比2.7K还要"冷"，并能够吸收2.7K微波背景辐射。
一氧化碳分子 在银河系中分布广泛。利用它的1.3毫米谱线研究银河系和河外星系的旋涡结构，可以有更高的分辨率（见一氧化碳射电谱线）。
星际分子谱线已成为研究银河系的重要手段，它可以提供有关银河系的化学成分、银河系结构和运动状况、银河系各个不同区域中的物理环境等方面的新知识；并有助于了解星云演变为原恒星的许多细节，以及恒星演化到晚期阶段把大量物质抛向星际空间的运动情况。
参考书目
R.Balian,Atomic and Molecular Physics and the Interstellar Matter, North－Holland Publ. Co.,Amsterdam,1974.
C.H.Townes,A.L.Schawlow,Microwave Spectroscopy，McGraw-Hill,New York,1955.
星际分子发现的经过 最早的发现来自光学观测。1937年观测到星光在经过星际物质后，某些波长的光被星际云吸收。后来证实它们是星际云中的甲川(CH)、氰基(CN)和甲川离子 (CH+)的吸收光谱。但大多数星际分子谱线是在波长几十厘米到几毫米的微波波段检测到的。最先用射电望远镜找到的分子是羟基（OH）。1963年在仙后座内一些冷的星际氢云中探测到羟基对背景辐射源的吸收谱线，波长约18厘米。这项工作肯定了射电天文方法对于冷的、致密的星云中的星际分子是一种新的、有效的研究手段。1968年末在 1.3厘米波长附近接连观测到氨和水分子的谱线。1969年证实星际有机分子甲醛H2CO的存在。1970年发现包括一氧化碳(CO)在内的六种星际分子。此后，陆续发现和证认出一系列星际分子。到1979年底已观测到并经证认的星际分子有50多种。
星际分子谱线的产生 星际分子谱线是分子从它的某个能级跃迁到另一个能级时吸收或发射某一固定频率的电磁波而产生的。不同能级之间的跃迁产生不同谱线。大多数的分子射电谱线是由分子的各个转动能级间的辐射跃迁形成的，叫做纯转动谱线。但是，有些分子由于内部某些复杂的相互作用的影响，能级比较复杂，在星际分子中遇到的有K双重能级、A双重能级、反演能级和超精细能级。K 双重能级是由分子结构上的微小的不对称性造成的，A 双重能级是由于分子的转动运动与分子内电子的运动相互作用而产生的。这两种情况都使原来能量完全相同的两种运动状态变成能量稍有不同的两种运动状态。反演能级见于氨分子，氨分子中三个氢原子确定一个平面，而氮原子可以置于此平面的任一边，这相当于氨分子的两种运动状态，它们的能级也有微小差别。最后，如果组成分子的原子具有不等于零的原子核磁矩，则核磁矩的相对取向不同时，分子的能级相应地也有微小的差别。上述几种情况都使能级产生微小的差别，叫作超精细能级。它们的能级的间距都比较小，它们之间的跃迁常产生相当于微波频率的谱线，可用射电方法观测。超精细能级与组成分子的原子(或其同位素)的核磁矩性质密切相关，因此，我们由超精细能级的谱线结构可以判断分子是由哪种同位素构成的，并可由谱线的相对强度推测星云中各种同位素的丰度比。
羟基 研究得最详细的星际分子之一。它的能级是A 双重能级并具有超精细结构，比较复杂，各能级间有许多可能的跃迁。其中最常见的是最低的一组能级之间的跃迁，谱线频率分别为1612、1665、1667和1720兆赫。在热动平衡条件下，由理论得到的四条谱线的强度比相应地为1:5:9:1。天文观测意外地发现,有相当多羟基源的发射谱线辐射强度较预期的大几百倍，强度比完全不同于上述理论值，并具有许多其他的反常特性。这些现象目前还没有完整的理论解释。一般认为，这是由于有较多的分子被某种尚不十分清楚的机制激发到产生辐射跃迁的较高能级上，破坏了热动平衡分布状态。当这些过多的分子回复到较低能级时，就可能发射具有上述特性的辐射。物理学上把这个过程称为受激发射放大作用，这种类型的星际分子源称为天体微波激射源。
甲醛分子 甲醛分子源也经过了详细的研究。奇怪的是在某些甲醛分子云的背后并没有发射连续辐射的射电源，却也能观测到甲醛的吸收线。这意味着它所吸收的是微波背景辐射。地球上的观测证实,所有天体,包括各种分子云在内，都处于2.7K的微波背景辐射场的作用下。甲醛分子云能够吸收这种背景辐射表明它的温度比2.7K还要低，而一个长期处于2.7K的辐射作用下的分子云,本来至少应该达到2.7K的温度。目前对这种现象的解释是，这类甲醛分子云中存在一种"反微波激射"过程,就是分子云中较高能级上的分子被某种机制抽走，而使得较低能级上的分子数目比2.7K时热动平衡分布的数目相对地超出很多。于是这对能级变得比2.7K还要"冷"，并能够吸收2.7K微波背景辐射。
一氧化碳分子 在银河系中分布广泛。利用它的1.3毫米谱线研究银河系和河外星系的旋涡结构，可以有更高的分辨率（见一氧化碳射电谱线）。
星际分子谱线已成为研究银河系的重要手段，它可以提供有关银河系的化学成分、银河系结构和运动状况、银河系各个不同区域中的物理环境等方面的新知识；并有助于了解星云演变为原恒星的许多细节，以及恒星演化到晚期阶段把大量物质抛向星际空间的运动情况。
参考书目
R.Balian,Atomic and Molecular Physics and the Interstellar Matter, North－Holland Publ. Co.,Amsterdam,1974.
C.H.Townes,A.L.Schawlow,Microwave Spectroscopy，McGraw-Hill,New York,1955.
说明：补充资料仅用于学习参考，请勿用于其它任何用途。
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