1) wave and flame
压力波和火焰
2) shock-flame
激波火焰
3) flame standing wave
火焰驻波
1.
Theoretical analysis on demonstration experiment of gas flame standing wave;
气体火焰驻波演示实验的理论分析
4) pressure shock
压力激波<火>
5) low pressure flame
低压火焰
6) constant-pressure flame
恒压火焰
补充资料：毫米波和亚毫米波天文学
射电天文学中按电磁波波段区分,使用毫米波段(波长 1～10毫米)和亚毫米波段（波长约为0.35～1毫米）进行天文观测研究的一个分支。二十世纪五十年代研制成一系列小型毫米波射电望远镜，主要用于测量大气对毫米波传播的效应和观测太阳、月球和行星的准热辐射。到六十年代后期，从毫米波向短波方向和从红外波段向长波方向的技术发展使天文观测进入了亚毫米波段。
发展概况 毫米波天文学对星际物质、恒星的形成和演化等重要课题作出贡献是七十年代的事，这主要是由分子天文学的发展促成的。继六十年代发现星际羟基(OH)、水汽(H2O)、氨(NH3)和甲醛(H2CO)分子后，到七十年代末已陆续发现了50多种星际分子。分子波谱学表明,较轻分子（分子量<40）低J值（J是与能级有关的转动量子数）的纯转动跃迁和较重分子高 J值的跃迁主要落在毫米波和亚毫米波段。在星际空间激发条件下，许多在天体物理上有重要性的分子，其纯转动跃迁的一系列谱线的强度峰值也落在毫米波和亚毫米波段上。图1绘有乙腈(CH3CN)等分子谱线的峰值波长。事实上，迄今已陆续发现50多种星际分子的300多条谱线,有70％落在毫米波段。1977年在猎户座KL源核中观测到一氧化碳(CO)分子的 J为3→2（即从J=3跃迁到J=2）波长为0.87毫米的谱线，这标志分子天文学开始进入亚毫米波领域。绝大部分星际分子是美国国立射电天文台的口径11米的毫米波射电望远镜发现的，至于亚毫米波观测至今还是借用光学望远镜进行。1968年观测到了早已预言过的氢原子36.5京赫（波长8.2毫米）的H56α谱线，这标志着原子复合谱线的观测研究已推进到毫米波领域，为研究温度较低、密度较高的电离氢区的物理状态和运动特性提供了一个有效的手段。当然，毫米波和亚毫米波连续射电的观测研究也有重要意义。毫米波和亚毫米波段背景辐射频谱和空间分布特性的精密测量，是当代宇宙学的重大实测课题之一。冷而密的星际气体和尘埃的准热辐射谱的峰值及其辐射能量，往往集中在毫米波和亚毫米波段，在这些波段上的观测将为研究恒星的起源与演化提供十分重要的信息。类星射电源、射电星系特别是特殊星系的星系核活动过程，首先在频谱的短波段反映出来。对其强度和偏振随时间变化的观测研究，将有助于人们加深理解其巨大能量的产生机制。毫米波和亚毫米波天文学作为射电天文学的一个分支，并不在于它的研究对象和课题与其他分支有什么不同，主要在于所用仪器和观测方法自具特点。天文学家对毫米波、亚毫米波和远红外波段并没有规定过严格的界限，不过这些波段在观测方法和仪器技术上既有区别，又有联系。
地球大气对毫米波和亚毫米波观测的效应 毫米波和亚毫米波天文观测是在氧和水汽等分子吸收带之间的一系列地球大气窗口进行的(图2)。这些窗口的波长约为8、3.4、2.3、1.4、0.86、0.74、0.65、0.45、0.36毫米。窗口的透明度或吸收随地球对流层水汽含量而异，一般具有线性关系。大气不仅吸收电波,本身还产生噪声辐射,而且波长越短,大气吸收和噪声辐射越大,使射电望远镜观测的信噪比明显下降。然而更严重的是，大气参数（主要是水汽含量）的空间的和时间的起伏，引起大气折射、吸收和辐射的起伏，从而使射电望远镜的观测受到限制。对流层中水汽具有尺度为几十米到上千米的空间分布不均匀性，使经过大气到达大型射电望远镜（单天线或干涉仪）天线上的电波有不同的光程差。显然，水汽还随时间变化起伏，从而降低天线视增益，歪曲天线指向，恶化干涉图形，并限制射电望远镜的分辨率。至今对大气水汽含量起伏的实测和理论研究还十分不够，普遍认为大气水汽含量越小，其起伏也越小。鉴于大气效应的严重性，在选择射电天文台台址和观测方法上都应考虑减少大气效应的影响。
毫米波和亚毫米波天文台比一般射电天文台有更严格的要求，主要要求台址上空大气中水汽含量小而稳定，一般认为大气中水汽含量经常在1～3毫米是毫米波天文台的必要条件。亚毫米波天文台则要求大气水汽含量经常小于1毫米。因为大气中水汽密度随高度按指数律递减，所以毫米波天文台应设在海拔2,000米以上,而亚毫米波天文台则应设在海拔4,000米以上。著名的美国国立射电天文台的孔径为11米的毫米波望远镜就设在海拔 2,025米的基特峰。
在毫米波和亚毫米波段普遍采用射束转换观测方法，就是使天线的射束交替地指向所观测的射电源和它的邻近的天空背景。当对流层处在天线的近场之中，彼此转换的两个射束在对流层中几乎重合，因此对流层不均匀性引起的噪声起伏在射束转换接收系统中被作为背景而几乎抵消掉了。由图3可见，射束转换方法对消除大气噪声起伏有十分明显的效果。
毫米波和亚毫米波望远镜天线 毫米波望远镜天线绝大多数是单个抛物反射面类型。反射面偏离最佳吻合抛物面的公差(均方根值σ)和天线口径效率η 的关系是, 其中η0为无公差反射面天线口径效率。图2绘有给定σ时η 随波长的变化。天线的最短工作波长可以取为λmin≈20σ。目前全世界天线口径D为10～22米的毫米波望远镜约10台，绝大多数最短工作波长在3～4毫米左右，相对精度σ/D ≈10-5。大口径的天线必须采用"保形"原理来建造，才能保证重力变形后的反射面与最佳吻合抛物面的偏离不超过允许公差。在这种情况下，最佳吻合抛物面的参数随天线俯仰角而变动，因此，需要有一套伺服系统，使馈源或卡塞格林副面作相应的变动。为了使反射面热变形不超过允许公差，必须采用天线罩或天文圆顶，控制天线周围环境温度，或在反射面背架上覆盖隔热通风罩,以控制反射面温差。相对精度高达10-6量级的反射面的检测问题，至今仍是毫米波和亚毫米波天线研制中一个尚待解决的课题。天线的电性能和跟踪指向精度随天线指向而异，不能再用地面常规方法，而只有通过对一系列标准射电源的观测才能测定。专用的地面亚毫米波望远镜尚未问世，至今仍是利用大型光学望远镜的"空闲时间"（如早晨、黄昏和月夜等）进行观测。
单天线毫米波望远镜的分辨率在十几角秒左右。为了提高分辨率，正在积极研制毫米波干涉仪。主要问题在于研制低损耗高稳定度的传输系统，以及减小大气不均匀性对干涉效应的影响。日本研制成8毫米波段太阳多天线射电?缮嬉?。美国正在研制由两个6米天线组成的T形毫米波综合孔径射电望远镜，11～15毫米波段的系统已投入观测。法国研制成 8毫米波段双天线射电干涉仪。这些干涉仪的分辨率比单天线要提高一个到两个量级。
毫米波和亚毫米波辐射计 在毫米波和亚毫米波段相干型和非相干型辐射计被同时采用。相干辐射计用超外差接收系统测量入射电磁波的幅度，同时能获得其相位信息，这种辐射计适用于连续谱和谱线射电的单天线和干涉观测。非相干辐射计用测辐射热计等器件测量入射电磁波的功率，其输出正比于电磁波幅度的平方，但不能获得其相位信息。这种辐射计目前主要用于短毫米波和亚毫米波段单天线连续谱射电观测。
参考书目
G.G.Fazio ed., Infrared and Submillimeter Astronomy, D.Reidel Publ.Co.,Dordrecht,Holland,1977.
A.A. Penzias and C.A. Burrus, Millimeter-Wave-length Radio Astronomy Technique, Annual Review of Astronomy and Astrophysics, Vol. 11, p.51,AnnualReviews,Inc.,Palo Alto,Calif.,1973.
发展概况 毫米波天文学对星际物质、恒星的形成和演化等重要课题作出贡献是七十年代的事，这主要是由分子天文学的发展促成的。继六十年代发现星际羟基(OH)、水汽(H2O)、氨(NH3)和甲醛(H2CO)分子后，到七十年代末已陆续发现了50多种星际分子。分子波谱学表明,较轻分子（分子量<40）低J值（J是与能级有关的转动量子数）的纯转动跃迁和较重分子高 J值的跃迁主要落在毫米波和亚毫米波段。在星际空间激发条件下，许多在天体物理上有重要性的分子，其纯转动跃迁的一系列谱线的强度峰值也落在毫米波和亚毫米波段上。图1绘有乙腈(CH3CN)等分子谱线的峰值波长。事实上，迄今已陆续发现50多种星际分子的300多条谱线,有70％落在毫米波段。1977年在猎户座KL源核中观测到一氧化碳(CO)分子的 J为3→2（即从J=3跃迁到J=2）波长为0.87毫米的谱线，这标志分子天文学开始进入亚毫米波领域。绝大部分星际分子是美国国立射电天文台的口径11米的毫米波射电望远镜发现的，至于亚毫米波观测至今还是借用光学望远镜进行。1968年观测到了早已预言过的氢原子36.5京赫（波长8.2毫米）的H56α谱线，这标志着原子复合谱线的观测研究已推进到毫米波领域，为研究温度较低、密度较高的电离氢区的物理状态和运动特性提供了一个有效的手段。当然，毫米波和亚毫米波连续射电的观测研究也有重要意义。毫米波和亚毫米波段背景辐射频谱和空间分布特性的精密测量，是当代宇宙学的重大实测课题之一。冷而密的星际气体和尘埃的准热辐射谱的峰值及其辐射能量，往往集中在毫米波和亚毫米波段，在这些波段上的观测将为研究恒星的起源与演化提供十分重要的信息。类星射电源、射电星系特别是特殊星系的星系核活动过程，首先在频谱的短波段反映出来。对其强度和偏振随时间变化的观测研究，将有助于人们加深理解其巨大能量的产生机制。毫米波和亚毫米波天文学作为射电天文学的一个分支，并不在于它的研究对象和课题与其他分支有什么不同，主要在于所用仪器和观测方法自具特点。天文学家对毫米波、亚毫米波和远红外波段并没有规定过严格的界限，不过这些波段在观测方法和仪器技术上既有区别，又有联系。
地球大气对毫米波和亚毫米波观测的效应 毫米波和亚毫米波天文观测是在氧和水汽等分子吸收带之间的一系列地球大气窗口进行的(图2)。这些窗口的波长约为8、3.4、2.3、1.4、0.86、0.74、0.65、0.45、0.36毫米。窗口的透明度或吸收随地球对流层水汽含量而异，一般具有线性关系。大气不仅吸收电波,本身还产生噪声辐射,而且波长越短,大气吸收和噪声辐射越大,使射电望远镜观测的信噪比明显下降。然而更严重的是，大气参数（主要是水汽含量）的空间的和时间的起伏，引起大气折射、吸收和辐射的起伏，从而使射电望远镜的观测受到限制。对流层中水汽具有尺度为几十米到上千米的空间分布不均匀性，使经过大气到达大型射电望远镜（单天线或干涉仪）天线上的电波有不同的光程差。显然，水汽还随时间变化起伏，从而降低天线视增益，歪曲天线指向，恶化干涉图形，并限制射电望远镜的分辨率。至今对大气水汽含量起伏的实测和理论研究还十分不够，普遍认为大气水汽含量越小，其起伏也越小。鉴于大气效应的严重性，在选择射电天文台台址和观测方法上都应考虑减少大气效应的影响。
毫米波和亚毫米波天文台比一般射电天文台有更严格的要求，主要要求台址上空大气中水汽含量小而稳定，一般认为大气中水汽含量经常在1～3毫米是毫米波天文台的必要条件。亚毫米波天文台则要求大气水汽含量经常小于1毫米。因为大气中水汽密度随高度按指数律递减，所以毫米波天文台应设在海拔2,000米以上,而亚毫米波天文台则应设在海拔4,000米以上。著名的美国国立射电天文台的孔径为11米的毫米波望远镜就设在海拔 2,025米的基特峰。
在毫米波和亚毫米波段普遍采用射束转换观测方法，就是使天线的射束交替地指向所观测的射电源和它的邻近的天空背景。当对流层处在天线的近场之中，彼此转换的两个射束在对流层中几乎重合，因此对流层不均匀性引起的噪声起伏在射束转换接收系统中被作为背景而几乎抵消掉了。由图3可见，射束转换方法对消除大气噪声起伏有十分明显的效果。
毫米波和亚毫米波望远镜天线 毫米波望远镜天线绝大多数是单个抛物反射面类型。反射面偏离最佳吻合抛物面的公差(均方根值σ)和天线口径效率η 的关系是, 其中η0为无公差反射面天线口径效率。图2绘有给定σ时η 随波长的变化。天线的最短工作波长可以取为λmin≈20σ。目前全世界天线口径D为10～22米的毫米波望远镜约10台，绝大多数最短工作波长在3～4毫米左右，相对精度σ/D ≈10-5。大口径的天线必须采用"保形"原理来建造，才能保证重力变形后的反射面与最佳吻合抛物面的偏离不超过允许公差。在这种情况下，最佳吻合抛物面的参数随天线俯仰角而变动，因此，需要有一套伺服系统，使馈源或卡塞格林副面作相应的变动。为了使反射面热变形不超过允许公差，必须采用天线罩或天文圆顶，控制天线周围环境温度，或在反射面背架上覆盖隔热通风罩,以控制反射面温差。相对精度高达10-6量级的反射面的检测问题，至今仍是毫米波和亚毫米波天线研制中一个尚待解决的课题。天线的电性能和跟踪指向精度随天线指向而异，不能再用地面常规方法，而只有通过对一系列标准射电源的观测才能测定。专用的地面亚毫米波望远镜尚未问世，至今仍是利用大型光学望远镜的"空闲时间"（如早晨、黄昏和月夜等）进行观测。
单天线毫米波望远镜的分辨率在十几角秒左右。为了提高分辨率，正在积极研制毫米波干涉仪。主要问题在于研制低损耗高稳定度的传输系统，以及减小大气不均匀性对干涉效应的影响。日本研制成8毫米波段太阳多天线射电?缮嬉?。美国正在研制由两个6米天线组成的T形毫米波综合孔径射电望远镜，11～15毫米波段的系统已投入观测。法国研制成 8毫米波段双天线射电干涉仪。这些干涉仪的分辨率比单天线要提高一个到两个量级。
毫米波和亚毫米波辐射计 在毫米波和亚毫米波段相干型和非相干型辐射计被同时采用。相干辐射计用超外差接收系统测量入射电磁波的幅度，同时能获得其相位信息，这种辐射计适用于连续谱和谱线射电的单天线和干涉观测。非相干辐射计用测辐射热计等器件测量入射电磁波的功率，其输出正比于电磁波幅度的平方，但不能获得其相位信息。这种辐射计目前主要用于短毫米波和亚毫米波段单天线连续谱射电观测。
参考书目
G.G.Fazio ed., Infrared and Submillimeter Astronomy, D.Reidel Publ.Co.,Dordrecht,Holland,1977.
A.A. Penzias and C.A. Burrus, Millimeter-Wave-length Radio Astronomy Technique, Annual Review of Astronomy and Astrophysics, Vol. 11, p.51,AnnualReviews,Inc.,Palo Alto,Calif.,1973.
说明：补充资料仅用于学习参考，请勿用于其它任何用途。
参考词条