偶極指數

『壹』 DBI指數是什麼意思

編輯詞條DBI dBi和dBd是功率增益的單位,兩者都是相對值,但參考基準不一樣。dBi的參考基準為全方向性天線;dBd的參考基準為偶極子。一般認為dBi和dBd表示同一個增益,用dBi表示的值比用dBd表示的要大2.15 dBi。例如:對於一增益為16 dBd...

『貳』 關於偶極矩的問題 為什麼CO2的μ=0,可以判斷它是直線型的；H2S的μ≠0,可判斷它是折線型的.

偶極矩是表示分子中電性分布的指數.
μ=0,就是說分子內部電性分布均勻.反之同理.
CO2含有三個原子,只有當直線時,分子才能呈對稱狀,以使電荷分布均勻.
H2S,μ≠0.一定不是直線,所以只能是折線.

『叄』 均勻大地表面上諧變偶極子場源的電磁場

（一）諧變電偶極子場源的電磁場

在均勻大地表面上研究交變電偶極子場源的正常電磁場是電法勘探的重要理論問題。接地電極A、B間之長度小於AB中心到觀測點之間距離的3～5倍時，在觀測點處的場就可近似認為是偶極子場。

設在地表上A、B連線方向為X軸，Z軸朝下。並設由電極A、B供電的電流按負諧時e^-iωt變化，這時，在電阻率為ρ₁的均勻大地表面上電場和磁場的表達式為

地電場與電法勘探

式中I₀、K₀、I₁、K₁為零階和一階的第一類和第二類修正貝塞爾函數，其宗量為

k₁r；r為收⁃發距；k₁=

；P_E為電流偶極矩P_E=I·AB；φ為r方向與X軸的夾角。

先來討論電場分量的空間頻率特性。將（1⁃3⁃164）式前兩式利用坐標轉換公式：

E_r=E_xcosφ+E_ysinφ

E_φ=E_ycosφ-E_xsinφ

變換為

地電場與電法勘探

利用直流電場表達式：

地電場與電法勘探

分別對（1⁃3⁃165）式進行歸一化，得：

地電場與電法勘探

這便是均勻半空間的電場空間頻率特性函數，它只與量綱一參數p=｜k₁r｜有關，描述了介質中諧變電場的特性（見圖1⁃3⁃22）。

圖1⁃3⁃22 電偶極子正常電場空間頻率特性曲線

由圖可見，當量綱一參數（或稱綜合參數）很小時（p ＜0.5），e_r和e_φ均接近於1，即交流電場逼近於直流電場。故按ρ（ω）=

計算的交流電阻率與直流電阻率相同，此式中K為直流電法中的裝置系數。我們已經知道，p=｜k₁r｜很小的范圍為近區。相反，當p＞10（遠區）時，e_φ→2，而e_r→1/2。這表明赤道裝置（φ=90°）的交流電阻率為介質真電阻率的2倍，而軸向裝置（φ=0°）的交流電阻率為介質真電阻率的1/2。

現在，從（1⁃3⁃164）式來討論磁場垂直分量的空間頻率特性函數的變化規律。為此，利用畢⁃沙定律確定的直流偶極磁場的表達式：

地電場與電法勘探

歸一化，得：

地電場與電法勘探

圖1⁃3⁃23 電偶極子垂直磁場正常場空間頻率特性曲線

按上式計算的曲線繪於圖1⁃3⁃23。由圖可見，當p≪1時｜h_z｜值逼近於1，即交變磁場與直流磁場無區別；而隨著頻率或參數p的增加｜h_z｜值急劇減小。利用p≫1 條件，由（1⁃3⁃167）式可導出h_z的右支曲線表達式：

地電場與電法勘探

此時｜h_z｜與頻率成反比。

由於（1⁃3⁃164）式中電阻率以隱函數形式存在，故從中提出電阻率ρ₁是不太可能的。為了解決這一問題，下面考慮近區和遠區的特殊情況。

在近區，當k₁r→0時，考慮到e^-k1r≈1-k₁r+

，得出對於赤道裝置（φ=90°）：

地電場與電法勘探

對於軸向裝置（φ=0°）：

地電場與電法勘探

而對於磁場垂直分量為

地電場與電法勘探

由此可見，由電偶極子產生的近區電磁場與直流相同，顯示不出交變電磁場特點。尤其是磁場分量與介質電阻率無關，即不反映地電特性。

在遠區，當k₁r→∞時，考慮到e^-k1r→0，由（1⁃3⁃164）式得赤道裝置：

地電場與電法勘探

對於軸向裝置：

地電場與電法勘探

由以上式子看出，所有遠區場的水平分量均與r³成反比，而垂直分量與r⁴成反比。另外，磁場水平分量與

成比例，所以它對電阻率的分辨能力較差。

對於赤道裝置，理論上可採用下述五種方法來確定均勻大地的電阻率或非均勻大地的視電阻率。由（1⁃3⁃168）式有

地電場與電法勘探

上式第四式與平面電磁波情況相同。這是偶極場的遠區具有不均勻平面波性質的較好證明。

在實際工作中用的交流電阻率公式，仍然是

地電場與電法勘探

考慮到ΔU_ω=E_ω·MN，P_E=I·AB，由（1⁃3⁃170）第一式得：

地電場與電法勘探

可見，裝置系數為

地電場與電法勘探

對於測量垂直磁場的情況。因為磁場產生的感應電動勢為

ε_ω=iωμnsH_ω

式中s為接收線框面積，n為匝數。利用上式由（1⁃3⁃170）第三式得：

地電場與電法勘探

可見，裝置系數為

地電場與電法勘探

（二）諧變磁偶極子場源的電磁場

對於水平線圈垂直磁偶極子發射源，也可作完全類似的討論。這時其電磁場表達式為

地電場與電法勘探

式中磁矩P_M=ISN，S為發射線圈面積，I為其中的電流，N為匝數。

當ω→0，即k₁r→0時，利用指數函數展開簡化上式得直流場表達式：

地電場與電法勘探

利用上式將（1⁃3⁃174）式歸一，得空間頻率特性函數：

地電場與電法勘探

比較（1⁃3⁃164）式第六式和（1⁃3⁃174）式第一式可證明互換原理，即AB⁃s和S⁃MN是可互換的，S表示發射線圈，s表示接收線圈。遠區場∙∙∙的電阻率或視電阻率公式為

地電場與電法勘探

『肆』 美澳三位科學家分享諾貝爾物理學獎的讀後感

宇宙加速膨脹與Ia型超新星起源研究
關於宇宙加速膨脹，讓我們從哈勃定律說起。在愛因斯坦廣義相對論發表（1916年）的十多年後，哈勃根據對遙遠天體的觀測發現：星系離我們而去的退行速度v，與其到地球的距離r成正比；即v = H0 r , 這里H0 是哈勃常數。以r 為縱坐標，v為橫坐標作圖，按照哈勃定律應該得到一條直線，而直線的斜率應為1/H0 。H0可以被粗略地理解為代表宇宙膨脹的相對速率, H0 = v / r = (dr/dt)/r = (dr/r) / dt，它的值約為：0.07/(10億年)。在r ~v 圖上，大的r ，或大的v代表宇宙的過去，而原點附近則代表現在。如果在宇宙的歷史上，膨脹的速率發生過變化，則r (v) 直線會發生彎曲。特別是，如果宇宙加速膨脹（即過去的膨脹速率較小，H0 較小），則在大r附近，斜率1/H0 將逐步有所增大，結果r (v)表現為下凹曲線。
上述關系，體現在觀測上，是要作「星體的表觀亮度~紅移量Z 」的雙lg（對數）圖。表觀亮度 = 發光強度 / r2 , 顯然，lg（星體的表觀亮度）正比於 - lg（r），而lg (Z) 正比於lg (v)。1998年，兩個獨立的國際合作天文觀測組，基於他們對Ia型超新星的觀測研究，得出結論：宇宙或許正在加速膨脹。研究者的證據是：離我們越遠的Ia型超新星，看上去比它們應有的亮度更暗；或者說，在高紅移Z（即高v）處，Ia型超新星通過其表觀亮度定出的距離r，比按照r (v) 直線所預期的要大——r (v)表現為下凹曲線。
有關測量，要求有發光強度固定不變的「標准燈」，這就是Ia型超新星。這類超新星的光變曲線有明顯的規律，在爆發後的三星期其發光強度達到最大。此外，還有一些特徵（如光譜）可用於對Ia型超新星加以辨認，並且對可能產生的誤差做出修正。既然Ia型超新星是我們測量宇宙膨脹速率的標准燈，就有必要對其起源以及爆發過程進行深入的研究。一種有效的方法是模擬模擬。比較公認的模型認為：Ia型超新星是「碳-氧」白矮星的熱爆炸事件；要想點燃碳的熱核聚變，白矮星事先必須從附近恆星吞食質量（附近恆星外層的氫），或者通過與另一顆白矮星的融合大大增加質量。最近，來自德國馬克斯-普朗克天體物理研究所的Pakmor等，在Nature 周刊上撰文，報告了他們所完成的一個模擬——「等質量白矮星融合引發亞光度Ia型超新星」。
Pakmor等的工作在在光變周期和光譜方面與觀察到的情況十分接近，不過發光強度比正常Ia型超新星要弱，只能算是亞光度Ia型超新星。有關專家認為，Pakmor等的工作首次從理論的角度證實：通過白矮星融合引爆Ia型超新星的方案，是可行的。然而，也有令人擔心的問題：宇宙加速膨脹的測量結果是基於對Ia型超新星表觀亮度的觀察，現在Ia型超新星的發光強度分布不均，是否會對加速膨脹的結論產生影響? 要回答這個問題，現在為時尚早。為此，對天文學界的要求是，通過更全面的物理機制分析，完善對Ia型超新星的分類；使我們關於宇宙膨脹的研究，用上更為可靠的標准燈。
（戴聞 編譯自 Nature 463(2009) :35 和 61）