XiaoMi-AI文件搜索系统
World File Search SystemkeV
通过二元碰撞近似代码评估 keV 离子的轨迹相关电子能量损失
高能离子的非弹性能量沉积是许多工业规模应用（如溅射和离子注入）的决定性量，但其由动态多粒子过程控制的底层物理通常仅被定性地理解。最近，对单晶靶材进行的透射实验（Phys. Rev. Lett. 124, 096601 和 Phys. Rev. A 102, 062803）揭示了沿不同轨迹的低能离子（比质子重）的非弹性能量损失的复杂能量缩放。我们使用类似蒙特卡洛的二元碰撞近似代码，并配备与撞击参数相关的非弹性能量损失模型，以评估这些情况下局部贡献对电子激发的作用。我们将计算出的轨迹的角强度分布与实验结果进行了比较，其中 50 keV 4 He 和 100 keV 29 Si 离子在飞行时间装置中传输通过单晶硅 (001) 箔（标称厚度分别为 200 和 50 nm）。在这些计算中，我们采用了不同的电子能量损失模型，即轻弹丸和重弹丸的局部和非局部形式。我们发现，无论晶体相对于入射光束的排列如何，绝大多数弹丸最终都会沿着它们的轨迹被引导。然而，只有当考虑局部电子能量损失时，模拟的二维图和能量分布才会与实验结果高度一致，其中引导会显著减少停止，特别是对于较重的弹丸。我们通过评估离子范围与随机表面层厚度的非线性和非单调缩放来证明这些影响与离子注入的相关性。
15光子能量范围的两个效率单色仪的项目8 - 36 keV的“ skif” synchrotron
报告了基于两个带有多层反射涂层的平面镜的X射线单色器的“ SKIF”同步器的项目。单色仪的概念是基于真空中缺乏精确的机械系统和进料的概念，从而大大降低了镜面污染并提高了扫描精度。此外，该设备的整体结构以这种方式大大简化了，这又导致制造总成本和人工大幅降低。在光子能量扫描过程中，镜子上辐射的放牧角在0之内有所不同。5 - 1。3◦。镜子的长度为120 mm，所假定的输入梁的大小为1×1 mm 2。通过使用3个带有不同化学成分的涂层的涂层，即MO/B4C，W/B4C和CR/BE，可以实现宽的工作能量范围8-36 KEV。本文介绍了X射线光学方案，单色器的预期反射系数和光谱选择性，热诱导的表面变形的计算结果以及第一镜的相应斜率误差。
使用脉冲 keV 离子束进行透射飞行时间反冲检测，实现具有高深度分辨率的灵敏多元素分析
评估了使用脉冲 keV 离子束在透射几何中对薄膜和准二维系统进行灵敏的多元素分析的飞行时间反冲检测的潜力。虽然飞行时间方法允许同时检测多种元素，而最大程度上不受反冲电荷状态的影响，但 keV 射弹能量可保证高反冲截面，从而在低剂量下获得高灵敏度。我们展示了该方法的能力，使用 22 Ne 和 40 Ar 作为射弹，穿过具有可选 LiF 涂层和单晶硅膜的薄碳箔，以用于不同的样品制备程序和晶体取向。使用大型位置灵敏探测器（0.13 sr），深度分辨率低于 6 nm，灵敏度低于 10 14
H和He离子在自支撑，单晶SIC箔
已经研究了h和he离子在SIC中的特定能量沉积。实验是在乌普萨拉大学（Uppsala University）350 KeV Danfysik植入器的飞行时间中型能量离子散射系统中在传输几何形状中进行的。目标是一个自支撑，单晶立方3C - SIC（100）箔，标称厚度为200 nm。将测得的停止跨第二次与文献和理论预测可用的数据进行了比较。随机几何形状的结果表明的值比SRIM对H弹丸预测的值略低，而对于HE弹丸，在所研究的整个能量范围内观察到了良好的一致性。对于所有测得的能量以及H和HE离子，与通道几何形状相比，沿随机轨迹观察到更高的特异性能量损失。对于H离子，差异很小，而对于He离子，通常发现它们更为明显。
NuSTAR 测量 3–20 keV 能带的宇宙 X 射线背景
摘要 我们利用核光谱望远镜阵列 ( NuSTAR ) 望远镜测量了 3–20 keV 能量范围内的宇宙 X 射线背景 (CXB) 强度。我们的方法是通过望远镜的侧孔对 NuSTAR 探测器上的 CXB 信号进行空间调制。基于 NuSTAR 对选定河外星系场的观测（总曝光量为 7 Ms），我们估算出 CXB 3–20 keV 通量为 2.8 × 10 − 11 erg s − 1 cm − 2 deg − 2 ，比 HEAO-1 测得的值高 ∼ 8%，与 INTEGRAL 测量值一致。推断出的 3–20 keV 能带内的 CXB 光谱形状与 Gruber 等人的正则模型一致。我们证明了 NuSTAR 测量的空间调制 CXB 信号不受系统噪声污染，并且受光子统计限制。测量到的不同天空方向之间 CXB 强度的相对散射与宇宙方差相一致，这为使用 NuSTAR 研究整个天空的 CXB 各向异性开辟了新的可能性。
3–88 keV H ENA 光谱揭示的日球结构
摘要 高能中性原子（ENA）是研究日球层结构的重要工具。最近，人们观测到来自日球层上风区和下风区的 ENA 通量（能量约 55 keV）强度相似。这使得这些观测的作者假设日球层是气泡状而不是彗星状，这意味着它没有延伸的尾巴。我们研究了很宽能量范围（3 – 88 keV）内 ENA 通量的方向分布，包括来自 IBEX（星际边界探测器）、INCA（卡西尼号上的离子和中性相机）和 HSTOF（太阳和日球层探测器上的高能超热飞行时间传感器）的观测。一个基本要素是 Zank 提出的终端激波处的拾取离子（PUI）加速模型。我们采用最先进的全球日光层、星际中性气体密度和 PUI 分布模型。基于“彗星状”日光层模型的结果，其通量大小接近 IBEX、HSTOF 和部分 INCA 观测到的 ENA 通量（5.2 – 13.5 keV 能量通道除外）。我们发现，在高能量下，来自尾部的 ENA 通量占主导地位（与 HSTOF 一致，但与 INCA 不一致）。在低能量下，我们的彗星状模型从上风向和下风向产生强度相似的 ENA 通量 — 因此，这不再是气泡状日光层的有力论据。
10 keV 至 100 GeV 的光子截面、衰减系数和能量吸收系数
合作。咨询小组每个都关注一个技术领域，定期开会审查计划的主要部分，分配相对优先级，并确定需要进一步关注的具体关键问题。对于选定的特定主题，咨询小组会赞助子小组，这些小组会对用户需求、当前知识状态和现有数据资源进行详细研究，并以此为基础推荐一项或多项数据汇编活动。本次大会