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The X-ray Binary GRS 1741.9-2853 in Outburst and Quiescence

a r X i v :a s t r o -p h /0307179v 1 9 J u l 2003

Submitted to ApJ Letters

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THE X-RAY BINARY GRS 1741.9?2853IN OUTBURST AND QUIESCENCE

M.P.Muno,F.K.Baganoff,and J.S.Arabadjis

Center for Space Research,Massachusetts Institute of Technology,Cambridge,MA 02139;

muno@https://www.wendangku.net/doc/5a2590636.html, Submitted to ApJ Letters

ABSTRACT

We report Chandra and XMM-Newton observations of the transient neutron star low-mass X-ray binary GRS 1741.9?2853.Chandra detected the source in outburst on 2000October 26at an X-ray luminosity of ～1036erg s ?1(2–8keV;8kpc),and in quiescence on 2001July 18at ～1032erg s ?1.The latter observation is the ?rst detection of GRS 1741.9?2853in quiescence.We obtain an accurate position for the source of 17h 45m 2.33s,-28?54′49.7′′(J2000),with an uncertainty of 0.7′′.GRS 1741.9?2853was not detected signi?cantly in three other Chandra observations,nor in three XMM-Newton observations,indicating that the luminosity of the source in quiescence varies by at least a factor of 5between (<0.9?5.0)×1032erg s ?1(2–8keV).A weak X-ray burst with a peak luminosity of 5×1036erg s ?1above the persistent level was observed with Chandra during the outburst on 2000October 26.The energy of this burst,1038erg,is unexpectedly low,and may suggest that the accreted material is con?ned to the polar caps of the neutron star.A search of the literature reveals that GRS 1741.9?2853was observed in outburst with ASCA in Fall 1996as well,when the BeppoSAX WFC detected the three previous X-ray bursts from this source.The lack of X-ray bursts from GRS 1741.9?2853at other epochs suggests that it produces bursts only during transient outbursts when the accretion rate onto the surface of the neutron star is about 10?10M ⊙y ?1.A similar situation may hold for other low-luminosity bursters recently identi?ed from WFC data.

Subject headings:stars:individual:GRS 1741.9?2853—stars:neutron —X-rays:bursts

1.introduction

In recent years,the BeppoSAX Wide-Field Camera (WFC)and the Rossi X-ray Timing Explorer All-Sky Monitor (RXTE ASM)have identi?ed two classes of faint low-mass X-ray binary (LMXB)that may be closely related:low-luminosity transients and low-luminosity bursters.The low-luminosity transients consist of a rather inhomogeneous group of about 15LMXBs with outbursts that last from a few days to several months,and get no brighter than a few times 1036erg s ?1,which corresponds to an accretion rate of 10?10M ⊙y ?1(e.g.,in ’t Zand 2001).This distinguishes the low-luminosity transients from more easily detected transient LMXBs such as Aql X-1that usually exhibit outbursts brighter than 1037erg s ?1,and from which faint outbursts are less common (e.g.,Si-mon 2002).The faintness of these outbursts has been

attributed to average mass transfer rates of ˙M

10?11M ⊙y ?1(in ’t Zand 2001;King 2000).The low-luminosity transients have attracted particular attention because they include the four known accreting millisecond X-ray pulsars (Wijnands &van der Klis 1998;Markwardt et al.2002;Galloway et al.2002;Markwardt et al.2003).For this reason,it has been hypothesized that the low average ac-cretion rates allow relatively strong (>108Gauss)mag-netic ?elds to persist on the surfaces of the neutron stars among these LMXBs,whereas the surface ?eld is buried in systems with higher accretion rates (Cumming,Zweibel,&Bildsten 2001).

The low-luminosity X-ray bursters are sources from which bright thermonuclear X-ray bursts (see Lewin,van Paradijs,&Taam 1993for a review)have been observed with the BeppoSAX WFC,and yet there was no evidence

for X-ray emission from persistent accretion at the time of the burst (Cocchi et al.2001;Cornelisse et al.2002a,b).This sample of low-luminosity bursters may represent a large population of undiscovered neutron star X-ray bi-naries,depending upon how often these systems produce bursts.The intervals between X-ray bursts is a strong function of the accretion rate per unit area onto the neu-tron star,which determines how quickly a su?cient col-umn of material is collected for helium burning to be-come unstable (e.g.,Bildsten 2000).Since the nuclear energy in accreted material is at most 4%of the gravi-tational energy that it emitted during accretion (Lewin et al.1993),su?cient nuclear energy to produce an easily-detectable 1039erg burst is collected in 5hours on the surface of a neutron star producing 1035erg s ?1of X-rays through accretion (corresponding to an accretion rate of 10?11M ⊙y ?1),while such a burst could not occur for several years on a star emitting persistently at 1032erg s ?1(10?14M ⊙y ?1).Unfortunately,the BeppoSAX WFC could only place an upper limit of 1036erg s ?1on the lumi-nosity of persistently faint bursters close to the Galactic center,so estimates of the frequency of bursts from the low-luminosity bursters are uncertain by several orders of magnitude.Therefore,the number of low-luminosity bursters can only be guessed within a factor of 1000,and it is still possible that many of them are also faint X-ray transients.

GRS 1741.9?2853is both a faint transient system and a low-luminosity burster.It was discovered as a transient X-ray source located 10′from the Galactic Center with Granat ,during two observations on 1990March 24and April 8(Pavlinsky,Grebenev,&Sunyaev 1994).The ?ux during these observations remained approximately con-

2Muno et

al.

Fig.1.—Image in the 0.5-8.0keV band of the ACIS-I ?eld containing GRS 1741.9?2853in outburst on 2000October 26.GRS 1741.9?2853lies in the upper right.The bright region at the center is the Sgr A complex.

stant at 2×10?10erg cm ?2s ?1(4–30keV),but by the Fall of 1990the source had decreased in ?ux by at least a factor of seven,making it undetectable with Granat .In the Fall of 1996,the BeppoSAX Wide-Field Camera (WFC)de-tected three thermonuclear X-ray bursts from the source,identifying the compact object in GRS 1741.9?2853as a weakly-magnetized neutron star (Cocchi et al.1999).The brightest of these bursts had a peak ?ux of 4×10?8erg cm ?2s ?1,and exhibited a “radius expansion”episode in which the photosphere of the neutron star appeared to be driven from its surface by radiation pressure.Assuming that the peak intensity of this burst represents the Ed-dington limit for a neutron star with standard parameters (≈2×1038erg s ?1;see Lewin et al.1993),the system lies near the Galactic Center,at a distance of approximately 8kpc (since GRS 1741.9?2853also is only 10′away from the Galactic center,we adopt this as its distance through-out the paper).At this distance,the luminosities of the transient outbursts were only ≈1036erg s ?1.Repeated observations of the Galactic center by the BeppoSAX WFC each Spring and Fall from mid-1996through 2001did not detect any outbursts from GRS 1741.9?2853above a sen-sitivity limit corresponding to 3×1036erg s ?1(2–28keV)(Cornelisse et al.2002a),and continuous monitoring with the RXTE All-Sky Monitor rules out outbursts brighter than 6×1036erg s ?1(2–12keV)lasting more than a month from 1996until the present.However,the source was de-tected twice as part of the ASCA survey of the Galactic Plane,with luminosities between 1034and 1036erg s ?1(1–10keV)(see Table 1and Sakano et al.2002).

In this paper,we report several serendipitous Chan-dra and XMM-Newton observations of GRS 1741.9?2853.Chandra detected the source in outburst,which allowed

us to determine its location precisely (Muno et al.2003).Using this location,we study the ?ux from this source in quiescence.We also report the detection of a thermonu-clear X-ray burst while the source was in outburst.

2.observations and data analysis

2.1.Chandra

To date,the location of GRS 1741.9?2853has been ob-served on ?ve occasions with Chandra :three times as part of a program to monitor the super-massive black hole at the center of the Galaxy,Sgr A ?(Bagano?et al.2001,2003;Muno et al.2003),and twice as part of a shallow survey of the inner 300pc of the Galaxy (Wang et al.2002).The observations are listed in Table 2.

All ?ve observations were taken using the Advanced CCD Imaging Spectrometer imaging array (ACIS-I).The ACIS-I is a set of four 1024-by-1024pixel CCDs,cover-ing a ?eld of view of 17′by 17′.When placed on-axis at the focal plane of the grazing-incidence X-ray mirrors,the imaging resolution is determined by the pixel size of the CCDs,0.′′492.The CCDs measure the energy of incident photons with a resolution of 50-300eV (depending on pho-ton energy and distance from the read-out node)within a calibrated energy band of 0.5–8keV.

We reduced the data starting with the level 1event ?les provided by the Chandra X-ray Center (CXC).We ?rst removed the pixel randomization applied by the de-fault processing software,and corrected the pulse heights of each event for the position-dependent charge-transfer ine?ciency caused by radiation damage early in the mis-sion (Townsley et al.2000).We excluded most events ?agged as possible non-X-ray background,but left in pos-sible cosmic ray after-glows because they are di?cult to

GRS1741.9?28533 distinguish from the strong di?use emission and numerous

point sources near the Galactic center.We applied the

standard ASCA grade?lters to the events,as well as the

good-time?lters supplied by the CXC.We examined each

observation for background?ares,and removed10ks of

strong?aring from ObsID0242when the count rate rose

to3standard deviations above the mean.Finally,we cor-

rected the pointing aspect for each observation as speci?ed

in the Chandra data caveats page.1

To search for point sources in each observation,we em-

ployed the CIAO tool wavdetect(Freeman et al.2002)in

the manner described in Muno et al.(2003).We set the de-

tection threshold to10?7,which corresponds to the prob-

ability that a background?uctuation in any given pixel

will be identi?ed as a source.The resulting source list

for the Sgr A?monitoring campaign,which covers Ob-

sIDs0242,1561a,and1561b,is presented in Muno et al.

(2003).The source lists for ObsIDs2284and2287will be

reported elsewhere.These lists were used to identify can-

didate counterparts to GRS1741.9?2853and to exclude

point sources from the estimate of the background?ux.

We veri?ed that the astrometry for each observation was

accurate to within0.′′5by cross-correlating the positions

of the half-dozen sources that were both detected in the

soft X-ray band(0.5–1.5keV)and present in the USNO-B

catalog.2

GRS1741.9?2853was evident by eye as a bright tran-

sient in the image from ObsID1561a(2000October26;

Figure1).Since the source is located10′from the aim-

point of the observation,its location is uncertain by about

5′′(see also Muno et al.2003).Its position is within the1′

error circles of previous localizations of GRS1741.9?2853

with GRANAT and ASCA.The transient source exhib-

ited a thermonuclear burst during this Chandra observa-

tion(see below),so we can con?dently associate it with

GRS1741.9?2853.We searched the source lists from

the other observations,and identi?ed a faint point source

within our initial localization of GRS1741.9?2853at6′

from the aim point of ObsID2287.Its position was17h

45m2.33s,-28?54′49.7′′(J2000),with an uncertainty of

0.7′′(compare Brandt et al.2001).No point source was

identi?ed by wavdetect within5′′of GRS1741.9?2853in

the other three observations.

Having established a precise position for

GRS1741.9?2853,we estimated its?ux in each of the

?ve observations using the acis

o?set/?x

prods/qeDeg/

4We modi?ed the dust model from the default version in XSPEC so that it did not assume that the dust was optically thin.

4Muno et

al.

Fig.3.—Light-curve of GRS1741.9?2853in outburst in the0.5-

8.0keV energy band.An X-ray burst lasting about100s is observed

25,700s into the observation.A typical error bar is displayed in the

lower left.

cm?2.We extrapolated the?t to compute an“observed”

X-ray?ux of F X=2×10?10erg cm?2s?1between2–

8keV,where we chose the energy range to be consistent

with the catalog in Muno et al.(2003).5The deabsorbed

X-ray?ux between2–8keV was4×10?10erg cm?2s?1,

which corresponds to a luminosity of3×1036erg s?1at8

kpc.

For the remaining four observations,we converted the

count rates and upper limits into?uxes using PIMMS,and

list the results in Table3.The source was detected sig-

ni?cantly(>7σ)in ObsID2287on2001July18,and

marginally in ObsID1561b on2001July14(2σ)and in

ObsID2284on2001July18(4σ).If we assume that the

spectrum is the same as in outburst,the observed?ux

was(1?5)×10?14erg cm?2s?1(2–8keV).Assum-

ing a0.3keV blackbody typical for a quiescent neutron

star LMXB(Brown,Bildsten,&Rutledge1998)results in

?uxes a factor of3lower.Including the uncertainty on the

spectrum in quiescence,the deabsorbed luminosities range

between(1?10)×1032erg s?1(2–8keV,8kpc),which

is typical for a LMXB in quiescence.There is evidence for

variability in the quiescent?ux,as the upper limit on1999

September21is lower than the detection on2001July18

at17:38with a signi?cance greater than3-σ.

We extracted a light curve from the observation in which

the transient was bright(ObsID1561a on2000October

26),which we display in Figure3.The bin size is23s,

so that there are over100counts per bin.An X-ray burst

lasting about100s is observed25,500s into the observa-

tion(Figure4a).It decays exponentially on a time scale

of54±6s.We examined the burst in two energy bands,

0.5–4.5keV and4.5–8.0keV,which provide approximately

equal counts during the persistent periods before and after

the burst.The burst is harder in the peak than in the tail

(Figure4b),and the pro?le decays faster at high energies

(τ=43±5s)than at low energies(τ=77±18s).Thus,

the burst appears to cool as it decays,which suggests that

the burst is thermonuclear in origin,and not a sudden

burst of accretion(see Lewin et al.1993).However,the

burst is weak,reaching a peak?ux only3.5times that

Fig. 4.—Light curve(top panel)and hardness ratio(4.5–

8.0keV:0.5–4.5keV;bottom panel)from600s during which the

100s burst was observed.The spectrum of the burst is harder in

the peak than in the tail,which is consistent with the cooling that

is expected in the tail of a thermonuclear X-ray burst.A typical

uncertainty from the light curve is displayed in the upper left of the

top panel.

the persistent emission.For a2keV blackbody(e.g.,Ku-

ulkers et al.2002,see also below),the peak rate of18count

s?1is equivalent to6×10?10erg cm?2s?1,or5×1036erg

s?1at8kpc(2–8keV).The?uence of the burst is ap-

proximately400counts.This translates to1×10?8erg

cm?2(2–8keV,absorbed)assuming a2keV blackbody

spectrum and a1×1023cm?2absorption column,for an

energy output of1038erg(8kpc).

We extracted a spectrum of the?rst80s of the burst

in order to determine the average temperature and solid

angle of the emitting area.We used the persistent emis-

sion from the entire observation prior to20s before the

burst as background(e.g.,Kuulkers et al.2002),and mod-

eled the burst as a blackbody absorbed by a10×1022

cm?2column of gas and dust using XSPEC.The spectrum

contained only about250counts,so we grouped the spec-

trum so that each bin contained≥20counts.We can only

place90%con?dence limits on the apparent temperature

of2–8keV,and on the apparent radius of0.3–1.5km(at

8kpc).The?t was acceptable,withχ2=6for12degrees

of freedom.The solid angles derived from spectra of X-ray

bursts are usually within a factor of two of the expected

radius of a neutron star(about10km;e.g.,Kaptein et al.

2000;Cocchi et al.2001;Cornelisse et al.2002a;Kuulkers

et al.2002).The small solid angle from which the burst

emission originates appears to be the main factor in its

relative weakness compared to previous bursts from this

source(compare Cocchi et al.1999).

In order to search for variability in the light curve aside

from the burst,we removed140s of data starting20s

prior to the burst,?lled the gap with the mean count rate, 5The lower bound of2keV was chosen because Galactic absorption limits the?ux observed below this value.The upper bound of8keV is the limit above which the ACIS e?ective area is small,and its spectral response is not well calibrated.

GRS1741.9?28535 and computed a Fourier Transform of the resulting light

curve.We?nd broad-band low-frequency variability with

a total rms power of0.7%rms above the expected Poisson

noise between5.5×10?5and0.13Hz.We?nd no evi-

dence for periodic signals over this frequency range with a

signi?cance greater than2-σ,and place a90%upper limit

on any periodic signal in this range of1.5%,after incorpo-

rating the expected distribution of noise power(Vaughan

et al.1994).

2.2.XMM-Newton

XMM-Newton observed GRS1741.9?2853several times as part of a survey of the Galactic Plane and observa-tions of the bursting pulsar GRO J1744?28.We searched for GRS1741.9?2853in the three observations taken with the European Photon Imaging Camera(EPIC)that were in the public archive as of April2003(Table4).Data from the two metal-oxide semiconductor(MOS)CCDs were available from all three observations,while data from the pn CCD camera were only available on2001Septem-ber04.The cameras record X-rays within a calibrated energy band of0.2–12keV with an energy resolution of E/?E≈50at6.5keV.The medium?lters were used for all observations.

We reduced the data starting with the standard pipeline event lists for each EPIC camera using SAS version5.4.1. We?ltered the data to remove event grades higher than 12,events?agged as bad by the standard processing,and events below0.3keV(as these are likely to be background events).We then examined the light curve from each ob-servation in order to check for soft proton?ares.The entire exposure on2001March31was contaminated with such ?ares,limiting the usefulness of the data.Flares were also observed on2001September04,so we removed all inter-vals for which the count rate was3standard deviations above the mean.We removed6000s of?aring from the pn data in this manner(resulting in the exposure listed in Table4),and3500s from the MOS data.

The?eld of view of the EPIC cameras are30′in radius, so GRS1741.9?2853was near the edge of the?eld in all three observations.GRS1741.9?2853was not detected by eye,and no source at its location was listed in the source catalogs that are produced in the standard pipeline pro-cessing.We were unable to use the technique applied to the Chandra observations to derive an upper limit on the ?ux from GRS1741.9?2853during the XMM-Newton ob-servations for two reasons.First,although the full-width of the half-maximum of the XMM-Newton PSF is only6′′on-axis,o?-axis it is signi?cantly degraded.At an o?-set of10′,90%of the photons at5keV are enclosed by the PSF within radii of70′′for the pn CCDs and85′′for the MOS CCDs.Second,the di?use X-ray emission de-tected with Chandra from the“darkest”regions of the inner10′of the Galaxy varies by10%around a mean value of2×10?13erg cm?2s?1arcmin?2(Muno et al., in preparation).We therefore used the?uxes from the faintest sources detected as part of the pipeline processing between8′and12′from the aim-point of each observa-tion as estimates of the upper limit on the count rate from GRS1741.9?2853.These count rates were0.009count s?1(MOS,2–12keV)for2001March31,0.003count s?1 (MOS,2–12keV)for2001April01,and0.002count s?

Fig.5.—The luminosity history of GRS1741.9?2853assembled from GRANAT(squares;3–30keV),ASCA(diamonds;2–10keV), XMM-Newton(circles;2–12keV),and Chandra(triangles;2–8keV) observations.The luminosity varies over four orders of magnitude on time scales of months,as is commonly observed from LMXB transients.The variability at low luminosities(<1033erg s?1)is signi?cant(see Table3for uncertainties),and has been observed from other sources on only a few occasions.

(pn,2–12keV)for2001September04.We converted these to energy?uxes using PIMMS by assuming aΓ=1.9power law and N H=10×1022cm?2,and listed them in Table1. The resulting limits are similar to both the Chandra detec-tions in quiescence and the variations in the background ?ux on arcminute scales.

3.discussion

We plot the long-term history of the persistent lumi-nosity from GRS1741.9?2853in Figure5(deabsorbed, and assuming a distance of8kpc).It is clear that this source varies in luminosity by at least four orders of mag-nitude on time scales of months.GRS1741.9?2853was fainter than1033erg s?1in Fall1999,and Fall and Spring 2001.The source has been observed to reach luminosi-ties above1036erg s?1three times in the last13years: in Spring1990,Fall1996,and Fall2001.This suggests that the bright states are transient outbursts driven by instabilities in the accretion disk(e.g.,Lasota2001).It is unlikely that there were any outbursts brighter than 6×1036erg s?1lasting more than a month between1996 and the present,because they would have been detectable with the BeppoSAX WFC and the RXTE ASM.Thus, GRS1741.9?2853appears to be a genuine low-luminosity transient.Under the disk instability model,the faintness of the outbursts can be explained if the mass transfer rate from the companion is low,either because it is due to a weak wind,or because the companion is a very low-mass star that?lls its Roche-lobe(King2000).

GRS1741.9?2853was also detected several times at luminosities below1035erg s?1(Figure5).It was observed with ASCA at a luminosity of1034erg s?1Fall1994.Several other sources have been observed with varying?ux at this level,including the neutron star LMXBs SAX J1747.0?2853(Wij-nands et al.2002),SAX J1808.4?3568(Wijnands et al. 2001),1RXS J1718.2?402934(Kaptein et al.2000),and SAX J1828.5?1037(Cornelisse et al.2002a).Such low-luminosity activity is not addressed by the simplest disk

6Muno et al.

instability models,which generally produce1037?1038erg s?1outbursts because a large fraction of the accretion disk is expected to be disrupted(e.g.,Dubus,Hameury,&La-sota2001).Furthermore,Chandra observations demon-strate that GRS1741.9?2853varies in X-ray intensity when its luminosity is only about1032erg s?1(Table3and Figure5).The fact that GRS1741.9?2853is signi?cantly brighter after the Fall2000outburst could be attributed to the?ux from the hot(kT～0.3keV)surface of the neu-tron star,which may have been heated during the outburst (Brown et al.1998).However,the high absorption column toward the source should make most of this thermal emis-sion unobservable(see Figure2).On the other hand,short time-scale variations have been observed in the?ux from the LMXBs Cen X-4(Campana et al.1997;Rutledge et al. 2001)and Aql X-1(Rutledge et al.2002)that are inconsis-tent with a cooling neutron star.This emission has been explained as residual accretion either onto the neutron star surface or onto the magnetospheric boundary(Cam-pana et al.1998).The emission from GRS1741.9?2853 with luminosities between1032and1034erg s?1probably also represents continued accretion.These low luminosi-ties are an important,and relatively unexplored,regime of accretion that challenge current disk instability models for LMXBs.

X-ray bursts were observed from GRS1741.9?2853 with the BeppoSAX WFC during the bright state in Fall 1996(Cocchi et al.1999;Sakano et al.2002),and with Chandra during the outburst in Fall2000(this work). The WFC observed the Galactic Center for approximately 500ks each spring and fall from mid-1996through the end of2001,and detected no further bursts.This suggests that the bursts only occur frequently when the persistent X-ray emission reaches～1036erg s?1,so that accretion provides 10?10M⊙y?1of fuel to the surface of the neutron star. It is likely that some other low-luminosity bursters are similar,and that sensitive observations at or just before the times that bursts were observed would have revealed persistent emission just below the sensitivity limit of the BeppoSAX WFC and RXTE ASM(～1036erg s?1;see also Cocchi et al.2001).If this is the case,then the frac-tion of low-luminosity bursters that have been detected so far depends upon how often the transient outbursts occur, which is currently uncertain.

The weakness of the X-ray burst observed with Chandra is a bit puzzling.Its peak?ux of6×10?10erg cm?2s?1(2–8keV)is a factor of40below those of Eddington-limited bursts observed previously from this source with the Bep-poSAX WFC(10?8erg cm?2s?1).Faint bursts are not uncommon from LMXBs,but they are usually preceded by bright bursts tens of minutes before(https://www.wendangku.net/doc/5a2590636.html,ngmeier et al. 1987;Gottwald et al.1986),and are thought to occur in fuel that was not burnt in the previous burst(Lewin et al. 1987;Fujimoto et al.1987).However,no burst was ob-served from GRS1741.9?2853in the seven hours of Chan-dra observations prior to the weak burst,and the?uence of the burst(1038erg)is an order of magnitude smaller than the amount of nuclear energy that could have been stored in accreted hydrogen during the Chandra observation prior to the burst(0.04·2.5×104s·1036erg s?1=1039erg;see Figure3).On the other hand,this weak burst is reminis-cent of a1037erg burst observed by Gotthelf&Kulkarni (1997)with ASCA from the globular cluster M28.The source that produced that burst had a persistent luminos-ity of at most1033erg s?1.However,if material was ac-creted onto the entire surface of the neutron star at such a low accretion rate(<10?13M⊙y?1),the recurrence time for bursts should be very long,and their?uence high.For instance,to collect the108g cm?2column necessary to trigger a burst over the entire star(an area of1013cm?2) would take several years,and the nuclear energy stored on the surface would be at least1039erg(e.g.,Fujimoto, Hanawa,&Miyaji1981).Therefore,Gotthelf&Kulkarni (1997)suggested that the accreted material in the M28 source is channeled onto a small area of the surface of the neutron star,such as its magnetic poles.This expla-nation may also apply for GRS1741.9?2853,for which we infer that the burst emission originates from a solid angle that is only a few percent of the surface area of a 10km neutron star.Moreover,the fact that four low-luminosity transients are accreting millisecond X-ray pul-sars suggests that faint transients are more likely than the general LMXB population to have magnetic?elds strong enough to channel the accretion?ow onto the poles of the neutron star.Therefore,we suggest that future ob-servations of GRS1741.9?2853in outburst with sensitive timing instruments could reveal millisecond pulsations.

We thank A.Levine,D.Galloway,R.Remillard,and C.Markwardt for useful discussions,and for providing information on the?ux history and burst properties of GRS1741.9?2853and similar LMXBs.We thank the ref-eree for the careful reading and useful comments.This work has been supported by NASA grants NAS8-39073 and NAS8-00128.

REFERENCES

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Wijnands,R.,Miller,J.M.,&Wang,Q.D.2002,ApJ,579,422

8Muno et al.

Table1

Flux History of GRS1741.9?2853

Date Mission F X a References

a X-ray?ux in units of10?13erg cm?2s?1.

The energy ranges are:3–30keV for Granat,2–

10keV for ASCA,2–8keV for Chandra,and2–

12keV for XMM.

Note.—The BeppoSAX WFC observed the

Galactic center every Spring and Fall from mid-

1996through the end of2001.The WFC de-

tected three thermonuclear bursts during Fall

1996,but never detected persistent emission from

accretion with F X>2×10?10erg cm?1s?1

(Cocchi et al.1999).

References.—(1)Pavlinsky et al.(1994);(2)

Sakano et al.(2002);(3)This work.

Table2

Chandra Observations of GRS1741.9?2853

Aim Point

Start Time ObsID Exposure RA DEC Roll O?set a (UT)(s)(degrees J2000)(degrees)(arcmin)

a The o?set listed is from the nominal position of GRS1741.9?2853from Pavlinsky et al.

(1994).

b This observation was taken during two epochs because the ACIS-I camera was powered

o?at the beginning of the?rst epoch.It is listed in the archive under a single ObsID,1561.

GRS1741.9?28539

Table3

Chandra Photometry of GRS1741.9?2853(2–8keV)

Counts

Date Tot Bkgd Net Flux

Note.—Con?dence limits are90%,based on the observed num-

ber of counts(see text).Fluxes are absorbed in units of10?13erg

cm?2s?1(2–8keV).

Table4

XMM-Newton Observations of GRS1741.9?2853

Aim Point

Start Time Sequence Exposure RA DEC Roll O?set (UT)(s)(degrees J2000)(degrees)(arcmin)

Note.—The o?set listed is from the nominal position of GRS1741.9?2853from Pavlinsky et al. (1994).A fourth observation,0112972001,is listed in the archive,but contains no usable data.

(完整版)X射线光电子能谱分析(XPS)

第18章X射线光电子能谱分析 18.1 引言固体表面分析业已发展为一种常用的仪器分析方法，特别是对于固体材料的分析和元素化学价态分析。目前常用的表面成分分析方法有：X射线光电子能谱（XPS）, 俄歇电子能谱(AES)，静态二次离子质谱(SIMS)和离子散射谱(ISS)。AES 分析主要应用于物理方面的固体材料科学的研究，而XPS的应用面则广泛得多，更适合于化学领域的研究。SIMS和ISS由于定量效果较差，在常规表面分析中的应用相对较少。但近年随着飞行时间质谱（TOF-SIMS）的发展，使得质谱在表面分析上的应用也逐渐增加。本章主要介绍X射线光电子能谱的实验方法。 X射线光电子能谱（XPS）也被称作化学分析用电子能谱（ESCA）。该方法是在六十年代由瑞典科学家Kai Siegbahn教授发展起来的。由于在光电子能谱的理论和技术上的重大贡献，1981年，Kai Siegbahn获得了诺贝尔物理奖。三十多年的来，X射线光电子能谱无论在理论上和实验技术上都已获得了长足的发展。XPS已从刚开始主要用来对化学元素的定性分析，业已发展为表面元素定性、半定量分析及元素化学价态分析的重要手段。XPS的研究领域也不再局限于传统的化学分析，而扩展到现代迅猛发展的材料学科。目前该分析方法在日常表面分析工作中的份额约50%，是一种最主要的表面分析工具。在XPS谱仪技术发展方面也取得了巨大的进展。在X射线源上，已从原来的激发能固定的射线源发展到利用同步辐射获得X射线能量单色化并连续可调的激发源；传统的固定式X射线源也发展到电子束扫描金属靶所产生的可扫描式X射线源；X射线的束斑直径也实现了微型化，最小的束斑直径已能达到6μm大小, 使得XPS在微区分析上的应用得到了大幅度的加强。图像XPS技术的发展，大大促进了XPS在新材料研究上的应用。在谱仪的能量分析检测器方面，也从传统的单通道电子倍增器检测器发展到位置灵敏检测器和多通道检测器，使得检测灵敏度获得了大幅度的提高。计算机系统的广泛采用，使得采样速度和谱图的解析能力也有了很大的提高。由于XPS具有很高的表面灵敏度，适合于有关涉及到表面元素定性和定量分析方面的应用，同样也可以应用于元素化学价态的研究。此外，配合离子束剥离技术和变角XPS技术，还可以进行薄膜材料的深度分析和界面分析。因此，XPS 方法可广泛应用于化学化工，材料，机械，电子材料等领域。 18.2 方法原理 X射线光电子能谱基于光电离作用，当一束光子辐照到样品表面时，光子可以被样品中某一元素的原子轨道上的电子所吸收，使得该电子脱离原子核的束缚，以一定的动能从原子内部发射出来，变成自由的光电子，而原子本身则变成一个激发态的离子。在光电离过程中，固体物质的结合能可以用下面的方程表示： E k = hν- E b - φs （18.1）

科技成果鉴定详细流程

科技成果鉴定详细流程-标准化文件发布号：（9456-EUATWK-MWUB-WUNN-INNUL-DDQTY-KII

科技成果鉴定流程为提高办事效率，现将科技成果鉴定流程总结如下，供参考。一、成果鉴定（一）申请鉴定条件 1、申请人为科技成果完成单位或个人； 2、申请鉴定项目要求项目已完成、不存在权属争议且技术资料齐全； 3、申请组织鉴定单位应是有权组织鉴定的机关或组织，如河北省科学技术厅。（二）申请鉴定必须具备的材料（视成果类型选择使用） 1、科技成果鉴定申请表（一式一份，单位盖章） 2、科技成果鉴定函审表（函审鉴定至少一式五份，单位盖章。会议鉴定不需要此表） 3、鉴定大纲（视成果类型选择使用应用基础研究、软科学研究或应用技术成果函审或会议鉴定大纲） 4、工作报告（包括：项目名称、任务来源、研究起止年限、完成单位及参加人员、任务要求及完成任务情况、工作过程、经费支出情况、存在的问题及今后改进意见等） 5、研究报告（应用基础研究、软科学成果鉴定用，包括：成果名称、摘要、立项背景、研究内容、研究方法、结论、技术关键与创新点等）；技术报告（应用技术成果鉴定用，包括：技术方案论证、

技术特点、总体性能指标与国内外先进技术比较、技术成熟程度、对社会经济发展和技术进步的意义、推广应用情况、存在的问题等） 6、科技查新报告（成果达国际水平的需同时进行国内外查新，且查新后6个月内必须完成成果鉴定，否则需要重新查新） 7、检测报告 8、试验报告 9、效益分析报告 10、用户意见 11、产品标准 12、计划项目任务合同书（复印件） 13、河北省自然科学基金资助项目财务决算表(一式三份，主持人签字、单位财务负责人盖章、填报单位盖章) 14、发表的论文及论著或其它技术资料 15、推荐参加鉴定的专家名单（函审鉴定最少5位专家，会议鉴定最少7位专家。评审专家必须具备的条件：第一，具有正高级专业技术职称。特殊情况可聘请不多于总数四分之一的副高级职称人员；第二，评审专家所从事的专业与被评审成果专业相符或相近；第三，与课题组人员单位相同或属于同一系统以及课题合作单位的专家不能作为评审专家）

X射线光电子能谱仪

X射线光电子能谱分析 1 引言固体表面分析业已发展为一种常用的仪器分析方法，特别是对于固体材料的分析和元素化学价态分析。目前常用的表面成分分析方法有：X射线光电子能谱（XPS）, 俄歇电子能谱(AES)，静态二次离子质谱(SIMS)和离子散射谱(ISS)。AES分析主要应用于物理方面的固体材料科学的研究，而XPS的应用面则广泛得多，更适合于化学领域的研究。SIMS和ISS由于定量效果较差，在常规表面分析中的应用相对较少。但近年随着飞行时间质谱（TOF-SIMS）的发展，使得质谱在表面分析上的应用也逐渐增加。本章主要介绍X射线光电子能谱的实验方法。 X射线光电子能谱（XPS）也被称作化学分析用电子能谱（ESCA）。该方法是在六十年代由瑞典科学家Kai Siegbahn教授发展起来的。由于在光电子能谱的理论和技术上的重大贡献，1981年，Kai Siegbahn获得了诺贝尔物理奖。三十多年的来，X射线光电子能谱无论在理论上和实验技术上都已获得了长足的发展。XPS已从刚开始主要用来对化学元素的定性分析，业已发展为表面元素定性、半定量分析及元素化学价态分析的重要手段。XPS的研究领域也不再局限于传统的化学分析，而扩展到现代迅猛发展的材料学科。目前该分析方法在日常表面分析工作中的份额约50%，是一种最主要的表面分析工具。在XPS谱仪技术发展方面也取得了巨大的进展。在X射线源上，已从原来的激发能固定的射线源发展到利用同步辐射获得X射线能量单色化并连续可调的激发源；传统的固定式X射线源也发展到电子束扫描金属靶所产生的可扫描式X射线源；X射线的束斑直径也实现了微型化，最小的束斑直径已能达到6 m 大小, 使得XPS在微区分析上的应用得到了大幅度的加强。图像XPS技术的发展，大大促进了XPS在新材料研究上的应用。在谱仪的能量分析检测器方面，也从传统的单通道电子倍增器检测器发展到位置灵敏检测器和多通道检测器，使得检测灵敏度获得了大幅度的提高。计算机系统的广泛采用，使得采样速度和谱图的解析能力也有了很大的提高。由于XPS具有很高的表面灵敏度，适合于有关涉及到表面元素定性和定量分析方面的应用，同样也可以应用于元素化学价态的研究。此外，配合离子束剥离技术和变角XPS技术，还可以进行薄膜材料的深度分析和界面分析。因此，XPS方法可广泛应用于化学化工，材料，机械，电子材料等领域。 2 方法原理 X射线光电子能谱基于光电离作用，当一束光子辐照到样品表面时，光子可以被样品中某一元素的原子轨道上的电子所吸收，使得该电子脱离原子核的束缚，以一定的动能从原子内部发射出来，变成自由的光电子，而原子本身则变成

光电子能谱分析法基本原理

第十四章 X-射线光电子能谱法 14．1 引言 X-射线光电子谱仪（X-ray Photoelectron Spectroscopy，简称为XPS），经常又被称为化学分析用电子谱（Electron Spectroscopy for Chemical Analysis，简称为ESCA），是一种最主要的表面分析工具。自19世纪60年代第一台商品化的仪器开始，已经成为许多材料实验室的必不可少的成熟的表征工具。XPS发展到今天，除了常规XPS外，还出现了包含有Mono XPS (Monochromated XPS, 单色化XPS，X射线源已从原来的激发能固定的射线源发展到利用同步辐射获得X射线能量单色化并连续可调的激发源), SAXPS ( Small Area XPS or Selected Area XPS, 小面积或选区XPS，X射线的束斑直径微型化到6μm) 和iXPS（imaging XPS, 成像XPS）的现代XPS。目前，世界首台能量分辨率优于1毫电子伏特的超高分辨光电子能谱仪（通常能量分辨率低于1毫电子伏特）在中日科学家的共同努力下已经研制成功，可以观察到化合物的超导电子态。现代XPS拓展了XPS的内容和应用。 XPS是当代谱学领域中最活跃的分支之一，它除了可以根据测得的电子结合能确定样品的化学成份外，XPS最重要的应用在于确定元素的化合状态。XPS可以分析导体、半导体甚至绝缘体表面的价态，这也是XPS的一大特色，是区别于其它表面分析方法的主要特点。此外，配合离子束剥离技术和变角XPS技术，还可以进行薄膜材料的深度分析和界面分析。XPS表面分析的优点和特点可以总结如下： ⑴固体样品用量小，不需要进行样品前处理，从而避免引入或丢失元素所造成的错误分析 ⑵表面灵敏度高，一般信息采样深度小于10nm ⑶分析速度快，可多元素同时测定 ⑷可以给出原子序数3-92的元素信息，以获得元素成分分析 ⑸可以给出元素化学态信息，进而可以分析出元素的化学态或官能团 ⑹样品不受导体、半导体、绝缘体的限制等 ⑺是非破坏性分析方法。结合离子溅射，可作深度剖析目前，XPS主要用于金属、无机材料、催化剂、聚合物、涂层材料、纳米材料、矿石等各种材料的研究，以及腐蚀、摩擦、润滑、粘接、催化、包覆、氧化等过程的研究，也可以用于机械零件及电子元器件的失效分析，材料表面污染物分析等。 14.2 基本原理 XPS方法的理论基础是爱因斯坦光电定律。用一束具有一定能量的X射线照射固体样品，入射光子与样品相互作用，光子被吸收而将其能量转移给原子的某一壳层上被束缚的电子，此时电子把所得能量的一部分用来克服结合能和功函数，余下的能量作为它的动能而发射出来，成为光电子，这个过程就是光电效应。该过程可用下式表示: hγ=E k+E b+E r（14.1）式中: hγ：X光子的能量（h为普朗克常数，γ为光的频率）；

神经系统康复训练

神经系统疾病的康复训练神经系统疾病的特点是“疾病与障碍共存”，所以康复治疗训练护理应与抢救同期进行。神经系统疾病康复训练护理的第一原则是无论怎样严重疾病和残废的患者，都必须从其发病的第一天起就考虑到有朝一日他有可能会恢复其正常和令人满意生活方式；第二原则是必须使康复护理工作尽早付诸实施，以期帮助患者恢复至最满意状态。一、良肢位的正确摆放与保持神经系统疾病患者的肢体在功能恢复过程中会出现痉挛，由于痉挛产生的异常姿势影响了患者的生活质量，所以，患者一人院就应开始注意良肢位的摆放与保持，采用抑制异常运动模式的体位和抗痉挛的模式o 1．良肢位的摆放下肢屈髋屈膝，上肢肩胛骨向前伸肘腕。（1）仰卧位：在肩胛后方放一薄垫，纠正肩胛内旋内收，肩稍外旋，伸肘腕，手指伸展，防止手指屈曲痉挛；下肢呈膝、髋自然屈曲；踝关节保持背屈。（2）健侧卧位：患肩前屈90°左右，手平放于枕头上，伸肘，下肢患侧膝、髋屈曲，放于支持枕上使髋稍内旋。（3）患侧卧位：患肩前伸，伸肘前臂旋后，腕指伸展，患侧下肢稍后伸，屈膝，健侧下肢放于患肢前方，其下垫枕，注意患肩不能受压，防止肩关节损伤。一天24小时都维持完全的抗痉挛体位实行起来不太可能，但部分抗痉挛体位必须保持。首先考虑肩、髋关节。平卧位屈曲的膝外应放枕头，防止屈膝位控制不住突然髋外旋造成股内收肌拉伤，不要将患手放于胸前以防上肢屈肌痉挛o 2．良肢体位用物普通荞麦皮枕头1-2个，脚下用板1—2个，垫枕2

个。附神经系统疾病患者保持良肢位用的枕头，以身高约1．70—1．75米、体重约70-75公斤的男性患者为模特。（1）头部用普通荞麦皮枕头为宜，头与床的角度≥15°左右。目的：保持呼吸道通畅。（2）卧位：保持体位的枕头同样以普通荞麦皮枕头为宜，身体与床的角度为100－120°左右。目的：保持体位，防止压疮。 1）膝关节下垫枕：①内芯材料以普通装箱用塑料物品包裹薄海绵后再包裹白色外套；②高度20cm，长度65cm；③优点：轻、硬度适宜，易保持体位。 2）肩关节下垫枕：①内芯材料同膝关节垫枕；②肩关节方向高10cm，手指方向高16cm，长度80cm；③如果在手指方向连接一家务用四指连棉手套更佳（适宜春、秋、冬季使用）；④此枕能将整个患肢全部托起，易保持体位、省地方，适合医院病床。二、床上训练 1．伸肘训练取仰卧位。治疗者一手放于肱骨远段支持，保持肩前屈90°，同时发出伸肘指令，使患者努力伸直肘关节。患者进一步可进行主动伸肘后，令其反复做伸曲肘、摸对侧肩的训练。肩不能控制前屈位时应给予帮助。 2．双上肢上举仰卧位，在下肢良好体位下双手掌相触，手指交叉相握，患拇在上（称Bobath握手），用健臂带动使肘伸直，做全范围的肩前屈运动。前屈终点手掌翻转，使患侧前臂旋后，肩外旋。患肩由被动逐渐增加主动程度。手掌相触可保持一定程度的肩外旋。这个训练对于维持关节活动度、体会肩关节空间位置和运动觉、增强对患肢的认识都很重要。 3．患侧上肢上举治疗者一手帮助维持患者的肘关节伸直，帮助带动患

(申报材料)如何进行科技成果鉴定

如何进行科技成果鉴定 1、如何进行检测鉴定？（1）由组织鉴定单位指定对口的，向检测机构和成果完成单位下达”委托书”，”委托书”是检测机构受理检测鉴定的依据。（2）成果完成单位持”委托书”，并携带成果相关技术资料到指定的。必要时，成果完成单位应向检测机构介绍成果的具体情况，但不得干扰检测机构独立进行检测工作。（3）检测机构在接到”委托书”和被检测的成果后，一般在一个月之内完成检测工作，并出具”检测报告”。”委托书”的有效期为二个月。（4）检测机构须在检测报告上加盖”成果鉴定检测专用章”。（5）检测数据难以全面表述被鉴定成果性能、水平时，组织鉴定单位可会同检测机构聘请同行专家3-5人，指定一名负责人，对成果作出综合评价，形成书面评价意见。（6）检测机构将检测报告和评价意见一并送组织鉴定单位审查，组织鉴定单位将评价意见作为《鉴定证书》中鉴定意见。（7）组织鉴定单位颁发《鉴定证书》。（8）检测报告和评价意见（原件）由组织鉴定单位存档。 2、如何进行会议鉴定?(1)会前准备A、组织鉴定单位批复鉴定申请后，应当及时拟定并发出召开鉴定会的通知。在鉴定会前十天将召开鉴定会的通知和技术资料以及起草的《鉴定证书》寄(或送)到应聘参加鉴定工作的专家。B、需要进行现场测试的，测试组专家必须在鉴定会召开前完成测试工作，并写出测试报告，测试报告需经测试组专家签字。C、申请鉴定单位应在鉴定会前认真做好会务的准备工作。D、组织鉴定单位或主持鉴定单住以及鉴定委员会的正、副主任在鉴定会前应召开预备会，听取成果完成单位关于鉴定会准备情况的汇报，并商定会议的具体议程，必须安排充裕的时间保证专家进行讨论和评议。B、鉴定委员会主任指定一名鉴定委

多功能康复训练系统

Functional Training 多功能运动地胶辅助功能训练，全身性体适能强化，可增进体能、敏捷性、协调性与运动表现，流行于国外运动选手、职业球队全身性功能训练。

目录 1、特点 2、功能训练地胶区的使用案例 3、应用手册 4、你将如何使用 5、个性定制 6、清洁和维护 7、技术

产品特色 1、Functional Zone Functional Zone多功能运动地胶，辅助功能训练多功能运动地胶，辅助功能训练多功能运动地胶，辅助功能训练（（ Functional Training Training）全身性体适能强化。）全身性体适能强化。2、流行于国外运动选手、职业球队全身性功能训练，可增进体能、敏捷性、协调性与运动表现。 3、特殊设计各式图案与尺码，专为、特殊设计各式图案与尺码，专为PT PT PT私人教练一对一教学及团体课程适私人教练一对一教学及团体课程适用。 4、具有美观耐磨、吸音吸震、防滑耐重、可放置重量训练器材。 5、可依实际场地规划，各式运动图案也可根据客户需求定制设计。

特点不同的健身器材，在一个单一的平面运动中训练你所要训练的肌肉或肌肉群。可以做一个整体性的功能训练，以日常生活的运动为基础结合3D训练模式来训练多个肌肉或肌肉群。通过特有的工艺系统可以确保每次训练的舒适性与防护，因为缓冲和减震会保护关节降低受伤的风险。可以做成操厅的一部分，或者有氧区、力量区、自由力量区，或者安装在现有的地面上，也可以在俱乐部创建一个专属VIP区。功能训练地胶是独有的新的功能训练区域。是一个极具吸引力和乐趣的区域，一个非常有价值的区域，这将会吸引所有会员的关注。在功能训练区通过大量正确的训练会让使用者在每次的训练课中培养更多创造力和乐趣。此外功能训练区可以彻底改变你的健身设施！在你的健身俱乐部使用功能训练区除了增加团体课程的训练收入还可以增加你俱乐部的会员卡价格。

科技成果鉴定详细流程

经济发展和技术进步的意义、推广应用情况、存在的问题等） 6、科技查新报告（成果达国际水平的需同时进行国内外查新，且查新后6个月内必须完成成果鉴定，否则需要重新查新） 7、检测报告 8、试验报告 9、效益分析报告 10、用户意见 11、产品标准 12、计划项目任务合同书（复印件） 13、河北省自然科学基金资助项目财务决算表(一式三份，主持人签字、单位财务负责人盖章、填报单位盖章) 14、发表的论文及论著或其它技术资料 15、推荐参加鉴定的专家名单（函审鉴定最少5位专家，会议鉴定最少7位专家。评审专家必须具备的条件：第一，具有正高级专业技术职称。特殊情况可聘请不多于总数四分之一的副高级职称人员；第二，评审专家所从事的专业与被评审成果专业相符或相近；第三，与课题组人员单位相同或属于同一系统以及课题合作单位的专家不能作为评审专家）

康复训练种类

康复训练种类文件排版存档编号：[UYTR-OUPT28-KBNTL98-UYNN208]

关节活动度训练1、定义：关节活动度训练是指运用多种康复训练的方法增加或维持关节活动范围，提高肢体运动能力；根据患者肌力情况分为主动、被动、主动辅助关节活动训练三种。 2、适应症：（1）患者不能主动活动，如昏迷、完全卧床等；为避免关节挛缩、肌肉萎缩、骨质疏松和心肺功能降低等并发症需进行被动训练；主动关节活动导致明显疼痛的患者也需进行被动活动。（2）患者能够主动收缩肌肉，但因各种原因所致的关节粘连或肌张力增高而使关节活动受限，可进行主动训练；肌力较弱（低于3 级）者采用主动-辅助关节活动度训练；有氧训练时，多次重复的主动或主动-辅助关节活动度训练可改善心肺功能。（3）肌力3级或3级以上患者，但存在关节肌肉的挛缩粘连需进行主动关节活动训练。 3、禁忌症：各种原因所致关节不稳、骨折未愈合又未做内固定、骨关节肿瘤、全身情况极差、病情不稳定等。连续被动关节活动(CPM) 1、定义：是利用专用器械使关节进行持续较长时间的缓慢被动运动的一种训练方法。训练前可根据患者情况预先设定关节活动范围、运动速度、及持续被动运动时间等指标，使关节在一定活动范围内进行缓慢被动运动，以防止关节粘连和挛缩。 2、适应症：四肢骨折，特别是关节内或干髓端骨折切开复位内固定术后；人工关节置换术后，韧带重建术后；创伤性关节炎、类风湿性关节炎滑膜切除术后，化脓性关节炎引流术后；关节挛缩、粘连松解术后，关节镜术后等。

3、禁忌症：连续被动运动如对正在愈合组织产生过度紧张时应慎用或推迟应用。 4、仪器设备：对不同关节进行连续被动运动训练，可选用各关节专用的连续被动运动训练器械。训练器械是由活动关节的托架和控制运动的机械组成，包括针对下肢、上肢、甚至手指等外周关节的专门训练设备。 5、注意事项：（1)、术后伤口内如有引流管时，要注意运动时不要影响引流管；（2）、手术切口如与肢体长轴垂直时，早期不宜采用CPM 训练，以免影响伤口愈合；（3）、训练中如同时使用抗凝治疗，应适当减少训练时间，以免出现局部血肿；（4）、训练程序的设定应根据外科手术方式、患者反应及身体情况加以调整。牵张训练 1、定义：牵张训练是通过治疗师被动牵张患者的肌肉和肌腱，或患者通过自身的姿势改变进行主动牵张训练，使肌肉、肌腱和韧带恢复长度，肌张力降低，关节活动度增加的一种训练方法。 2、适应症：由于各种原因所致肌肉、肌腱等软组织挛缩，关节活动范围受限，影响患者日常功能活动或护理的肌挛缩等。 3、禁忌症：骨性关节活动障碍、新近的骨折又未做内固定、局部组织有血肿或急性炎症、神经损伤或吻合术后l 个月内、严重的骨质疏松等。 4、原则：（1）、牵张训练前的评定，明确功能障碍的情况，选择合适的训练方式。（2）、患者处于舒适体位，必要时在牵张前应用放松技术、热疗和热身训练。（3）、牵张训练时，牵张力量应轻柔、缓慢、持续，达到一定力量，持续一定时间，逐渐放松力量，休息片刻后再重复。（4）、牵张后，可应用冷疗或

[流程管理]科技成果鉴定流程

（流程管理)科技成果鉴定流程

科技成果鉴定流程（试行）（国家科委1994年12月）为了贯彻执行壹九九四年十月二十六日中华人民共和国国家科学技术委员会第19号令发布的《科学技术成果鉴定办法》（以下简称《鉴定办法》），正确理解《鉴定办法》的有关内容，规范科技成果鉴定的操作程序，特制订本规程。壹、科技成果鉴定的壹般原则（壹）科技成果鉴定是指有关科技行政管理机关聘请同行专家，按照规定的形式和程序，对科技成果进行审查和评价，且作出相应的结论。科技成果鉴定工作是主管科技工作的政府机关的行政行为。（二）科技成果鉴定工作的目的是正确判别科技成果的质量和水平，促进科技成果的完善和科技水平的提高，加速科技成果的推广应用。（三）科技成果鉴定工作应当坚持实事求是、科学民主、客观公正、注重质量、讲求实效的原则，确保科技成果鉴定工作的严肃性和科学性。（四）科技成果鉴定是科技行政管理部门评价科技成果的方法之壹。国家鼓励科学成果通过市场竞争、社会实践和生产实践，以及学术上的百家争鸣等方法得到评价和认可。（五）科技成果鉴定严格实行归口管理，杜绝政出多门、多头管理带来的不良后果，以保证《鉴定办法》的有效贯彻。国家科委归口管理、指导和监督全国的科技成果鉴定工作，具体由国家科委科技成果司负责执行。

省、自治区、直辖市科委归口管理、监督本地区的科技成果鉴定工作，具体由省、自治区、直辖市科委的科技成果管理机构负责执行。国务院各有关部门负责管理、监督本部门的科技成果鉴定工作，具体由各有关部门的科技成果管理机构负责执行。二、鉴定范围（壹）根据《鉴定办法》第六条的规定，科技成果鉴定的范围是指列入国家和省、自治区、直辖市以及国务院有关部门科技计划内的应用技术成果，以及少数科技计划外的重大应用技术成果。 1本条所称的国家和省、自治区、直辖市以及国务院有关部门的科技计划是指：（1）国家科技计划包括国家科委、国家计委和国家经贸委管理的国家重大科技计划（如国家科技攻关计划中只对专题取得的成果组织鉴定，八六三计划只对重大技术项目和课题取得的成果组织鉴定）；（2）省、自治区、直辖市科技计划的范围，可由各省、自治区、直辖市科委根据本省（自治区、直辖市）的具体情况和省（自治区、直辖市）有关部门商定，报国家科委备案。对于计划单列市和副省级城市的科技计划，就科技成果鉴定来说，经省、自治区、直辖市科委同意可视为省级科技计划的壹部分；（3)国务院有关部门的科技计划是指国务院各部门科技司（局）管理和认定的科技计划。 2本条所称的应用技术成果包括新产品、新技术、新工艺、新材料、新设计和生物、矿产新品种等。

X射线光电子能谱(XPS)谱图分析

一、X光电子能谱分析的基本原理 X光电子能谱分析的基本原理：一定能量的X光照射到样品表面，和待测物质发生作用，可以使待测物质原子中的电子脱离原子成为自由电子。该过程可用下式表示： hn=Ek+Eb+Er （1）其中:hn：X光子的能量；Ek：光电子的能量；Eb：电子的结合能；Er：原子的反冲能量。其中Er很小，可以忽略。对于固体样品，计算结合能的参考点不是选真空中的静止电子，而是选用费米能级，由内层电子跃迁到费米能级消耗的能量为结合能Eb，由费米能级进入真空成为自由电子所需的能量为功函数Φ，剩余的能量成为自由电子的动能Ek，式(1)又可表示为： hn=Ek+Eb+Φ（2） Eb=hn-Ek-Φ（3）仪器材料的功函数Φ是一个定值，约为 4 eV，入射X光子能量已知，这样，如果测出电子的动能Ek，便可得到固体样品电子的结合能。各种原子，分子的轨道电子结合能是一定的。因此，通过对样品产生的光子能量的测定，就可以了解样品中元素的组成。元素所处的化学环境不同，其结合能会有微小的差别，这种由化学环境不同引起的结合能的微小差别叫化学位移，由化学位移的大小可以确定元素所处的状态。例如某元素失去电子成为离子后，其结合能会增加，如果得到电子成为负离子，则结合能会降低。因此，利用化学位移值可以分析元素的化合价和存在形式。二、电子能谱法的特点 (1)可以分析除H和He以外的所有元素；可以直接测定来自样品单个能级光电发射电子的能量分布，且直接得到电子能级结构的信息。(2)从能量范围看，如果把红外光谱提供的信息称之为“分子指纹”，那么电子能谱提供的信息可称作“原子指纹”。它提供有关化学键方面的信息，即直接测量价层电子及内层电子轨道能级。而相邻元素的同种能级的谱线相隔较远，相互干扰少，元素定性的标识性强。 (3)是一种无损分析。 (4)是一种高灵敏超微量表面分析技术，分析所需试样约10-8g即可，绝对灵敏

案例解析X射线光电子能谱(XPS)八大应用!

【干货】玩转XPS丨案例解析X射线光电子能谱（XPS）八大应用！表面分析技术 (Surface Analysis)是对材料外层(the Outer-Most Layers of Materials (<100nm))的研究的技术。 X射线光电子能谱简单介绍 XPS是由瑞典Uppsala大学的K. Siegbahn及其同事历经近20年的潜心研究于60年代中期研制开发出的一种新型表面分析仪器和方法。鉴于K. Siegbahn教授对发展XPS领域做出的重大贡献，他被授予1981年诺贝尔物理学奖。 X射线激发光电子的原理 XPS现象基于爱因斯坦于1905年揭示的光电效应，爱因斯坦由于这方面的工作被授予1921年诺贝尔物理学奖； X射线是由德国物理学家伦琴（Wilhelm Conrad R?ntgen，l845-1923）于1895年发现的，他由此获得了1901年首届诺贝尔物理学奖。

X射线光电子能谱（XPS ，全称为X-ray Photoelectron Spectroscopy）是一种基于光电效应的电子能谱，它是利用X射线光子激发出物质表面原子的内层电子，通过对这些电子进行能量分析而获得的一种能谱。这种能谱最初是被用来进行化学分析，因此它还有一个名称，即化学分析电子能谱（ESCA，全称为Electron Spectroscopy for Chemical Analysis）。XPS谱图分析中原子能级表示方法 XPS谱图分析中原子能级的表示用两个数字和一个小字母表示。例如:3d5/2（1）第一个数字3代表主量子数(n)；（2）小写字母代表角量子数; （3）右下角的分数代表内量子数j

康复仪器手功能评估与控制训练系统

英国手功能评估与控制训练系统（作业治疗设备）上肢功能评估与控制训练系统品牌：E-LINK 产地：英国型号：E4000

一、产品介绍： E4000上肢功能康复评估与控制训练系统是英国biometrics功能评定，评估，训练康复系统的组成部分。它是一套全球领先的功能训练的康复系统。通过一系列的组合模块，在优秀软件包的配合下，该系统提供了一种创新的，寓教于乐的康复方法。其19种游戏能全面涵盖多功能系统康复的需求，在得到了准确的功能评估后，设定相应的最合适训练疗程。这套训练系统可根据不同的配件与抗阻训练控制器连接，进行指关节捏，握，腕关节屈，伸，挠侧，尺侧，臂前后左右，肘关节屈，伸，肩关节屈，伸，外展，内收和旋转等的主动性抗阻训练。本系统适用于康复科，神经科，整复科，骨科、运动医学、老年病学、儿科及手外科的脊柱损伤，肌肉挛缩，神经损伤，ADL功能康复，脑卒中等病人的康复训练。从儿童到老人，从残疾人到专业运动员都可以使用。并可应用于临床教学等。系统可用高精密仪器对手指，手腕，前臂，肘关节，肩关节进行ROM测量。也可通过等长测试，抗阻力测试，握捏状况测定。并可进行肌力检查，疼痛度，灵活性监测。 E-link V11.0 中文软件界面

二、产品功能： 1、上肢远端主动及主动抗阻训练，包括手部、腕部、前臂、肘关节、肩关节等部位。等长运动、等张运动交替性训练。 2、十九种游戏动作，可进行反复运动、不规则运动，增强平衡和协调性训练。 3、视觉、听觉反馈，提高训练趣味性、积极性。 4、关节活动度测试、主动关节活动范围运动控制训练。 5、十二种配件，满足各种患者（成人、儿童）训练。

X射线光电子能谱模板

第二十三章 X射线光电子能谱 1954年以瑞典Siegbahn教授为首的研究小组观测光峰现象，不久又发现了原子内层电子能级的化学位移效应，于是提出了ESCA(化学分析电子光谱学)这一概念。由于这种方法使用了铝、镁靶材发射的软X射线，故也称为X-光电子能谱(X-ray Photoelectron Spectroscopy)。X光电子能谱分析技术已成为表面分析中的常规分析技术，目前在催化化学、新材料研制、微电子、陶瓷材料等方面得到了广泛的应用。 23.1 基本原理固体表面分析，特别是对固体材料的分析和元素化学价态分析，已发展为一种常用的仪器分析方法。目前常用的表面成分分析方法有：X射线光电子能谱（XPS）, 俄歇电子能谱(AES)，静态二次离子质谱(SIMS)和离子散射谱(ISS)。AES分析主要应用于物理方面的固体材料（导电材料）的研究，而XPS的应用面则广泛得多，更适合于化学领域的研究。SIMS 和ISS由于定量效果较差，在常规表面分析中的应用相对较少。但近年随着飞行时间二次离子质谱（TOF-SIMS）的发展，使得质谱在表面分析上的应用也逐渐增加。 X射线光电子能谱最初是由瑞典科学家K.Siegbahn等经过约20年的努力而建立起来的，因在化学领域的广泛应用，被称为化学分析用电子能谱（ESCA）。由于最初的光源采用了铝、镁等的特性软X射线，该技术又称为X射线光电子能谱（XPS）。1962年，英国科学家D.W.Turner等建造出以真空紫外光作为光源的光电子能谱仪，在分析分子内价电子的状态方面获得了巨大成功，同时又用于固体价带的研究，与X射线光电子能谱相对照，该方法称为紫外光电子能谱（UPS） XPS的原理是基于光的电离作用。当一束光子辐射到样品表面时，样品中某一元素的原子轨道上的电子吸收了光子的能量，使得该电子脱离原子的束缚，以一定的动能从原子内部发射出来，成为自由电子，而原子本身则变成处于激发态的离子，如图23-1所示。在光电离过程中，固体物质的结合能可用下面的方程式表示： E b=hγ- E k -φs（23-1）式中: E k为射出的光子的动能；hγ为X射线源的能量；E b为特定原子轨道上电子的电离能或结合能（电子的结合能是指原子中某个轨道上的电子跃迁到表面Fermi能级（费米能级）所需要的能量）；φs为谱仪的功函数。由于φs是由谱仪的材料和状态决定，对同一台谱仪来说是一个常数，与样品无关，其平均值为3 eV ~4eV。因此，（1）式可简化为： E b =hγ- E k’ （23-2）由于E k’可以用能谱仪的能量分析器检出，根据式（23-2）就可以知道E b。在XPS分析中，由于X射线源的能量较高，不仅能激发出原子轨道中的价电子，还可以激发出内层轨道电子，所射出光子的能量仅与入射光子的能量及原子轨道有关。因此，对于特定的单色激发光源及特定的原子轨道，其光电子的能量是特征性的。当固定激发光源能量时，其光子的能量仅与元素的种类和所电离激发的原子轨道有关，对于同一种元素的原子，不同轨道上的电子的结合能不同。所以可用光电子的结合能来确定元素种类。图23-1表示固体材料表面受X射线激发后的光电离过程[1]。

X射线光电子能谱的原理及应用(XPS)

X射线光电子能谱的原理及应用（XPS）（一）X光电子能谱分析的基本原理 X光电子能谱分析的基本原理：一定能量的X光照射到样品表面，和待测物质发生作用，可以使待测物质原子中的电子脱离原子成为自由电子。该过程可用下式表示: hn=Ek+Eb+Er 其中: hn：X光子的能量；Ek：光电子的能量；Eb：电子的结合能；Er：原子的反冲能量。其中Er很小，可以忽略。对于固体样品，计算结合能的参考点不是选真空中的静止电子，而是选用费米能级，由内层电子跃迁到费米能级消耗的能量为结合能Eb，由费米能级进入真空成为自由电子所需的能量为功函数Φ，剩余的能量成为自由电子的动能Ek，式(103)又可表示为：hn=Ek+Eb+Φ （10.4）Eb= hn- Ek-Φ （10.5）仪器材料的功函数Φ是一个定值，约为4eV，入射X光子能量已知，这样，如果测出电子的动能Ek，便可得到固体样品电子的结合能。各种原子，分子的轨道电子结合能是一定的。因此，通过对样品产生的光子能量的测定，就可以了解样品中元素的组成。元素所处的化学环境不同，其结合能会有微小的差别，这种由化学环境不同引起的结合能的微小差别叫化学位移，由化学位移的大小可以确定元素所处的状态。例如某元素失去电子成为离子后，其结合能会增加，如果得到电子成为负离子，则结合能会降低。因此，利用化学位移值可以分析元素的化合价和存在形式。（二）电子能谱法的特点 ( 1 )可以分析除H 和He 以外的所有元素；可以直接测定来自样品单个能级光电发射电子的能量分布，且直接得到电子能级结构的信息。 ( 2 )从能量范围看，如果把红外光谱提供的信息称之为“分子指纹”，那么电子能谱提供的信息可称作“原子指纹”。它提供有关化学键方面的信息，即直接测量价层电子及内层电子轨道能级。而相邻元素的同种能级的谱线相隔较远，相互干扰少，元素定性的标识性强。 ( 3 )是一种无损分析。 ( 4 )是一种高灵敏超微量表面分析技术。分析所需试样约10 -8 g 即可，绝对灵敏度高达10 -18 g ，样品分析深度约2nm 。 (三) X 射线光电子能谱法的应用 ( 1 )元素定性分析各种元素都有它的特征的电子结合能，因此在能谱图中就出现特征谱线，可以根据这些谱线在能谱图中的位置来鉴定周期表中除H 和He 以外的所有元素。通过对样品进行全扫描，在一次测定中就可以检出全部或大部分元素。 ( 2 )元素定量分折 X 射线光电子能谱定量分析的依据是光电子谱线的强度(光电子蜂的面积)反映了原于的含量或相对浓度。在实际分析中，采用与标准样品相比较的方法来对元素进行定量分析，其分析精度达1 ％～ 2 ％。 ( 3 )固体表面分析固体表面是指最外层的1 ～10 个原子层，其厚度大概是(0.1~1) n nm 。人们早已认识到在固体表面存在有一个与团体内部的组成和性质不同的相。表面研究包括分析表面的元素组成和化学组成，原子价态，表面能态分布。测定表面原子的电子云分布和能级结构等。X 射线光电子能谱是最常用的工具。在表面吸附、催化、金属的氧化和腐蚀、半导体、电极钝化、薄膜材料等方面都有应用。 ( 4 )化合物结构签定 X 射线光电子能谱法对于内壳层电子结合能化学位移的精确测量，能提供化学键和电荷

科技成果鉴定流程

科技成果鉴定流程（试行）（国家科委1994年12月）为了贯彻执行一九九四年十月二十六日中华人民共和国国家科学技术委员会第19号令发布的《科学技术成果鉴定办法》（以下简称《鉴定办法》），正确理解《鉴定办法》的有关内容，规范科技成果鉴定的操作程序，特制订本规程。一、科技成果鉴定的一般原则（一）科技成果鉴定是指有关科技行政管理机关聘请同行专家，按照规定的形式和程序，对科技成果进行审查和评价，并作出相应的结论。科技成果鉴定工作是主管科技工作的政府机关的行政行为。（二）科技成果鉴定工作的目的是正确判别科技成果的质量和水平，促进科技成果的完善和科技水平的提高，加速科技成果的推广应用。（三）科技成果鉴定工作应当坚持实事求是、科学民主、客观公正、注重质量、讲求实效的原则，确保科技成果鉴定工作的严肃性和科学性。（四）科技成果鉴定是科技行政管理部门评价科技成果的方法之一。国家鼓励科学成果通过市场竞争、社会实践和生产实践，以及学术上的百家争鸣等方法得到评价和认可。

（五）科技成果鉴定严格实行归口管理，杜绝政出多门、多头管理带来的不良后果，以保证《鉴定办法》的有效贯彻。国家科委归口管理、指导和监督全国的科技成果鉴定工作，具体由国家科委科技成果司负责执行。省、自治区、直辖市科委归口管理、监督本地区的科技成果鉴定工作，具体由省、自治区、直辖市科委的科技成果管理机构负责执行。国务院各有关部门负责管理、监督本部门的科技成果鉴定工作，具体由各有关部门的科技成果管理机构负责执行。二、鉴定范围（一）根据《鉴定办法》第六条的规定，科技成果鉴定的范围是指列入国家和省、自治区、直辖市以及国务院有关部门科技计划内的应用技术成果，以及少数科技计划外的重大应用技术成果。 1本条所称的国家和省、自治区、直辖市以及国务院有关部门的科技计划是指：（1）国家科技计划包括国家科委、国家计委和国家经贸委管理的国家重大科技计划（如国家科技攻关计划中只对专题取得的成果组织鉴定，八六三计划只对重大技术项目和课题取得的成果组织鉴定）；（2）省、自治区、直辖市科技计划的范围，可由各省、自治区、直辖市科委根据本省（自治区、直辖市）的具体情况与省（自治区、直

科技成果鉴定规程试行修订稿

科技成果鉴定规程试行 Document number【SA80SAB-SAA9SYT-SAATC-SA6UT-SA18】

科技成果鉴定规程（试行）国家科委关于发送《科技成果鉴定规程》的通知国科发成字[1995]048号各省、自治区、直辖市科委，xx各有关部委、直属机构、事业单位：为了贯彻执行一九九四年十月二十六日国家科学技术委员会第19号令发布的《科学技术成果鉴定办法》，明确规范科技成果鉴定操作规程，现将《科技成果鉴定规程)发送给你们，请遵照执行。附件：《科技成果鉴定规程》一九九五年二月十三日科技成果鉴定规程（试行）（国家科委 1994年12月）为了贯彻执行一九九四年十月二十六日中华人民共和国国家科学技术委员会第19号令发布的《科学技术成果鉴定办法》（以下简称《鉴定办法》），正确理解《鉴定办法》的有关内容，规范科技成果鉴定的操作程序，特制订本规程。一、科技成果鉴定的一般原则（一）科技成果鉴定是指有关科技行政管理机关聘请同行专家，按照规定的形式和程序，对科技成果进行审查和评价，并作出相应的结论。科技成果鉴定工作是主管科技工作的政府机关的行政行为。（二）科技成果鉴定工作的目的是正确判别科技成果的质量和水平，促进科技成果的完善和科技水平的提高，加速科技成果的推广应用。（三）科技成果鉴定工作应当坚持实事求是、科学民主、客观公正、注重质量、讲求实效的原则，确保科技成果鉴定工作的严肃性和科学性。

（四）科技成果鉴定是科技行政管理部门评价科技成果的方法之一。国家鼓励科学成果通过市场竞争、社会实践和生产实践，以及学术上的百家争鸣等方法得到评价和认可。（五）科技成果鉴定严格实行归口管理，杜绝政出多门、多头管理带来的不良后果，以保证《鉴定办法》的有效贯彻。国家科委归口管理、指导和监督全国的科技成果鉴定工作，具体由国家科委科技成果司负责执行。省、自治区、直辖市科委归口管理、监督本地区的科技成果鉴定工作，具体由省、自治区、直辖市科委的科技成果管理机构负责执行。xx各有关部门负责管理、监督本部门的科技成果鉴定工作，具体由各有关部门的科技成果管理机构负责执行。二、鉴定范围（一）根据《鉴定办法》第六条的规定，科技成果鉴定的范围是指列入国家和省、自治区、直辖市以及xx有关部门科技计划内的应用技术成果，以及少数科技计划外的重大应用技术成果。 1本条所称的国家和省、自治区、直辖市以及xx有关部门的科技计划是指：：（1）国家科技计划包括国家科委、国家计委和国家经贸委管理的国家重大科技计划（如国家科技攻关计划中只对专题取得的成果组织鉴定，八六三计划只对重大技术项目和课题取得的成果组织鉴定）；（2）省、自治区、直辖市科技计划的范围，可由各省、自治区、直辖市科委根据本省（自治区、直辖市）的具体情况与省（自治区、直辖市）有关部门商定，报国家科委备案。对于计划单列市和副省级城市的科技计划，就科技成果鉴定来说，经省、自治区、直辖市科委同意可视为省级科技计划的一部分；（3)xx有关部门的科技计划是指xx各部门科技司（局）管理和认定的科技计划。 2本条所称的应用技术成果包括新产品、新技术、新工艺、新材料、新设计和生物、矿产新品种等。。

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