Eclipsing binaries in extrasolar planet transit surveys the case of SuperWASP

a r X i v :a s t r o -p h /0601128v 1 6 J a n 2006

Mon.Not.R.Astron.Soc.000,1–9(2005)Printed 5February 2008

(MN L A T E X style ?le v2.2)

Eclipsing binaries in extrasolar planet transit surveys:the case of

SuperW ASP

B.Willems 1?,U.Kolb 2,?and S.Justham 2,3,?

1

Northwestern University,Department of Physics and Astronomy,2145Sheridan Road,Evanston,IL 60208,USA

2Department

of Physics and Astronomy,The Open University,Walton Hall,Milton Keynes,MK76AA,UK

3Department of Astrophysics,Oxford University,Oxford OX13RH,UK

Accepted ...Received ...;in original form ...

ABSTRACT

Extrasolar planet transit surveys will also detect eclipsing https://www.sodocs.net/doc/e211847737.html,ing a comprehensive binary population synthesis scheme,we investigate the statistical properties of a sample of eclipsing binaries that is detectable by an idealised extrasolar planet transit survey with speci-?cations broadly similar to those of the SuperW ASP (Wide Angle Search for Planets)project.

In this idealised survey the total number of detectable single stars in the Galactic disc is of the order of 106?107,while,for a ?at initial mass ratio distribution,the total number of detectable eclipsing binaries is of the order of 104?105.The majority of the population of detectable single stars is made up of main-sequence stars (≈60%),horizontal-branch stars (≈20%),and giant-branch stars (≈10%).The largest contributions to the population of detectable eclipsing binaries stem from detached double main-sequence star binaries (≈60%),detached giant-branch main-sequence star binaries (≈20%),and detached horizontal-branch main-sequence star binaries (≈10%).White dwarf main-sequence star binaries make up approximately 0.3%of the sample.

The ratio of the number of eclipsing binaries to the number of single stars detectable by the idealised SuperW ASP survey varies by less than a factor of 2.5across the sky,and decreases with increasing Galactic latitude.It is found to be largest in the direction of the Galactic longitude l =?7.5?and the Galactic latitude b =?22.5?.

We also show that the fractions of systems in different subgroups of eclipsing binaries are sensitive to the adopted initial mass ratio or initial secondary mass distribution,which is one of the poorest constrained input parameters in present-day binary population synthe-sis calculations.This suggests that once statistically meaningful results from transit surveys are available,they will be able to signi?cantly improve the predictive power of population synthesis studies of interacting binaries and related objects.

Key words:surveys –binaries:eclipsing –stars:evolution –stars:statistics –Galaxy:stellar content

1INTRODUCTION

An ever increasing number of extrasolar planets is being discovered (to date the number stands at more than 160),mostly through the detection of the re?ex motion of their parent star around the plan-etary system’s centre of mass.Planets with suitably oriented orbits in space may also reveal their presence when they transit the disc of their parent star and the transit is accompanied by a measurable decrease in the observed stellar ?ux.When combined with high-precision radial-velocity measurements,the transits yield a wealth of information on the planet,such as its mass,radius,and mean density.

?

E-mail:b-willems@https://www.sodocs.net/doc/e211847737.html,,u.c.kolb@https://www.sodocs.net/doc/e211847737.html,,

sjustham@https://www.sodocs.net/doc/e211847737.html, The ?rst successful planetary transit detections were made independently by Charbonneau et al.(2000)and Henry et al.(2000),who observed a clear drop in the lightcurve of the star HD 209458at times consistent with the ephemeris of its already known planetary-mass companion.Since then,the search for tran-sits has rapidly evolved into a fully-?edged and widely used tech-nique to hunt for extrasolar planets.

In anticipation of upcoming space-based exoplanet transit sur-veys such as COROT (scheduled to launch in 2006)and Kepler (scheduled to launch in 2007),ground-based surveys can pave the way towards obtaining a statistically signi?cant sample of planets in a relatively short amount of time.Such a sample will be of great importance in improving our understanding of the formation and evolution of extrasolar planets as well as for detecting possible cor-relations between the presence of planets and the properties of their

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2005RAS

2Willems,Kolb&Justham

host stars.For an overview of some existing exoplanet transit sur-veys,we refer to the reviews by Horne(2002,2003)and Char-bonneau(2003).Despite the multitude of exoplanet transit surveys, so far only six con?rmed planets have been discovered by direct observations of transits:?ve by the Optical Gravitational Lensing Experiment(OGLE)(Konacki et al.2003;Konacki et al.2004; Bouchy et al.2004;Pont et al.2004;Konacki et al.2005),and one by the Trans-Atlantic Exoplanet Survey(TrES)network(Alonso et al.2004).

Besides planetary transit detections,wide-?eld photometric transit searches will also yield a wealth of photometric data on all kinds of new and existing variable stars,including eclipsing bina-ries.Brown(2003)estimated the rate of false planetary detections due to eclipsing binaries with main-sequence and giant-type com-ponent stars to be almost an order of magnitude larger than the rate of true planetary detections.Examples of astrophysical false pos-itives in wide-?eld transit searches are grazing incidence eclipses and the blending of the light of an eclipsing binary with the light of a third star(see Charbonneau et al.2003for details).

Our aim in this exploratory paper is to perform a binary pop-ulation synthesis study to predict the statistical properties and the Galactic distribution of eclipsing binaries detectable by an extra-solar planet transit survey,and to investigate their dependency on the initial mass ratio distribution of the component stars.Speci?-cally,we study the detectable sample for an idealised survey that is broadly representative of the ground-based SuperWASP Wide An-gle Search for Planets(Kane et al.2003,2004;Street et al.2003, Christian et al.2004,Pollacco2005).The SuperWASP setup cur-rently consists of5ultra-wide?eld lens cameras backed by high-quality CCDs,but is designed to hold up to a total of8such cam-eras and CCDs(the upgrade to8cameras is expected to be com-pleted in2005).The photometric precision of the CCDs is largest in the7–13mag magnitude range,where it is aimed to be better than 10mmag(see Kane et al.2004for a detailed discussion of the pho-tometric accuracy of the prototype WASP0).Each camera on the SuperWASP setup furthermore has an approximate?eld of view of 8?×8?,so that,accounting for some overlap,the total area covered by4cameras operating simultaneously in a rectangular con?gura-tion is about15?×15?.The total?eld of view for the full8-camera setup will be30?×15?.The large?eld of view is expected to yield precise photometry of approximately5000to10000stars at a time per operational camera,and thus40000to80000stars at a time for 8cameras operating simultaneously.

In the following sections,we study in some detail the relative numbers and types of eclipsing binaries detectable in the idealised SuperWASP survey and examine their dependence on the initial mass ratio or secondary mass distribution.By considering the ra-tio of the number of detectable eclipsing binaries to the number of detectable single stars we also investigate if some regions in the Galaxy are expected to produce more false planetary detections due to eclipsing binaries than others.Our method of calculation is out-lined in some detail in Section2,while the results are presented in Sections3and4.The?nal section is devoted to concluding re-marks.

2METHOD

2.1Eclipsing binaries detectable by SuperWASP

As mentioned in the introduction,each camera on the SuperWASP fork mount is capable of simultaneously monitoring several thou-sands of7–13mag stars with a photometric precision better than 10mmag.In order to incorporate these instrument characteristics in a binary population synthesis code,a transition needs to be made from bolometric luminosities obtained from stellar evolution cal-culations to apparent visual magnitudes seen by an observer.We make this transition in the following steps.

First,we determine the absolute visual magnitudes M V,1and M V,2of the binary components from their bolometric luminosities L1and L2as

M V,i=?2.5log

L i

L⊙

=10?(M V,i?M V,⊙)/2.5,(2)

where M V,⊙is the absolute visual magnitude of the Sun.For con-sistency,we determine M V,⊙from Eq.(1)using the same BC–T e?relations as used to determine M V,1and M V,2.It follows that M V,⊙=4.84mag2.The added luminosity of both binary compo-nents then gives rise to an absolute visual binary magnitude

M V,binary=M V,⊙?2.5log

L V,1+L V,2

L V,1+L V,2 ,(5) where?L V is the decrease of the total visual luminosity L V,1+ L V,2.If the radius R1of the primary is larger than the radius R2 of the secondary,the decrease in luminosity during a total eclipse is given by

1Corrections to the erroneous?ts in Table6of Flower(1996)were kindly provided by Pasi Nurmi and Henri Bof?n(see also Nurmi&Bof?n2003) 2This is slightly larger than the usual M V,⊙=4.83mag due to the adopted M bol,⊙and BC–T e?relations which yield BC⊙=?0.0778. Since this affects the distance to which a star of a given magnitude is visible by less than0.5%,the adopted M V,⊙does not signi?cantly affect any of the results presented in this investigation.

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Eclipsing binaries in extrasolar planet transit surveys:the case of SuperWASP3?L V=max R2

?|z|

h R exp

4Willems,Kolb&Justham

Table1.Idealised transit survey characteristics.

17–130.01

27–150.01

37–130.1

47–150.1

.(9) a

Adopting a uniform distribution for the cosine of the orbital incli-nation i then gives an eclipse probability given by

P(i i0)= π/2i0sin i di=|R1?R2|

Eclipsing binaries in extrasolar planet transit surveys:the case of SuperWASP

5

Figure 2.As

Fig.1,but with the Galactic disc separated into its thin (top panel)and thick (bottom panel)components.

Figure 3.As Fig.1,but in units of the number of detectable single stars.

transit detections due to eclipsing binaries are to be minimized.This fairly localized peak in the distribution of R is already ap-parent as a local maximum in l direction in Fig.1.The peak results from the interplay between a decrease in the interstellar extinction in this bib (see Fig.11in Hakkila 1997)and the non-trivial differ-ential behaviour between single and binary stars to the interstellar extinction (binaries emit the combined light of two stars,affecting the distance to which they are observable).For 75? l 285?,more favourable regions are found at any Galactic latitude between

0?and 90?,while for l 75?and l 285?more favourable re-gions are located at Galactic latitudes |b | 15?(except for the bin centred on l =?7.5?and b =?22.5?).The same holds true for survey models 2–4.In all models,the ratio R varies across the sky by less than a factor of 2.5.

4ABSOLUTE AND RELATIVE NUMBERS

In the previous Section,we have seen that the distribution of eclips-ing binaries and single stars detectable by an idealised SuperWASP survey in the Galactic disc is similar for all four survey models listed in Table 1.In this section we show the effect of the model as-sumptions on the number of detectable eclipsing binaries and single stars,and on their breakdown in subgroups according to the type of stars involved.

The total number of detectable eclipsing binaries and single stars is listed in Table 2,for each of the four survey models con-sidered and for different initial mass ratio or initial secondary mass distributions.For survey model 1and a ?at initial mass ratio dis-tribution n (q )=1,the number of eclipsing binaries is of the or-der of 4×104.Extending the detectable magnitude range from 7–13mag (model 1)to 7–15mag (model 2)increases the total num-ber of systems by approximately a factor of 4.Increasing the mini-mum detectable eclipse depth from 0.01mag (model 1)to 0.1mag (model 3),on the other hand,yields a decrease of the total number of systems by about a factor of 2.The initial mass ratio or secondary mass distribution has a signi?cant effect on the absolute number of systems only when small initial mass ratios M 2/M 1are favoured:when n (q )∝q ?0.99the number of detectable eclipsing binaries decreases by approximately a factor of 50compared to the case of n (q )=1.The dominance of extreme-mass ratio systems implies a large number of undetectable small-amplitude eclipses.

The total number of detectable single stars is typically more than two orders of magnitude larger than the total number of de-tectable eclipsing binaries in the same survey model (the ratio of the number of detectable eclipsing binaries to the number of de-tectable single stars is listed in the last column of Table 2).In the case of the initial mass ratio distribution n (q )∝q ?0.99,the differ-ence even amounts to three to four orders of magnitude,depend-ing on the adopted survey model.The dominance of single stars is partly because eclipsing binaries are subjected to the additional ob-servational threshold that their eclipses must be deep enough to be observable and identi?able by the transit survey,and partly because the presence of a companion can alter the life time and evolutionary path of a binary component in comparison to those of a single star.Mass transfer,e.g.,can strip a red giant down to its core,leaving behind a rapidly dimming white dwarf which is less likely to be detected than its giant progenitor.We also note that the number of detectable eclipsing binaries given in Table 2is by no means rep-resentative of the total number of binaries seen by the survey since the latter includes eclipsing systems with undetectable eclipse am-plitudes as well as non-eclipsing binaries.

In Table 3,the population of detectable single stars is subdi-vided according to the type of star and according to their mem-bership to the thin or thick Galactic disc.Approximately 60%of all single stars in the magnitude range between 7and 13mag (model 1)are main-sequence stars,20%are horizontal-branch stars,and 10%are giant-branch stars,2%are Hertzsprung-gap stars,1%are asymptotic giant branch stars,and 1%are white dwarf stars.If the detectable magnitude range is extended from 7-13mag to 7-15mag (model 2),the relative number of horizontal branch stars decreases

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6Willems,Kolb&Justham

Table2.The total number of eclipsing binaries and single stars detectable by an idealised SuperWASP survey,for each of the four survey models listed in Table1and for different initial mass ratio or initial secondary mass distributions.The last column in the table lists the ratio of the total num-ber of detectable eclipsing binaries to the total number of detectable single stars.

14.8×1043.7×1061.3×10?2

22.0×1051.8×1071.1×10?2

32.4×1043.7×1066.5×10?3

41.0×1051.8×1075.6×10?3

n(q)=1,0

11.1×1033.7×1063.0×10?4

24.9×1031.8×1072.7×10?4

33.0×1023.7×1068.1×10?5

41.4×1031.8×1077.8×10?5

M2from same IMF as M1

Table3.Contributions of different types of stars in the thin and thick Galac-tic disc to the population of detectable single stars,for survey models1 and2.In column1,MS stands for main sequence,HG for Hertzsprung gap, GB for giant branch,HB for horizontal branch,AGB for asymptotic giant branch,and WD for white dwarf.

MS60.76%0.78%64.83% 1.91%

HG 1.70%0.17% 1.85%0.36%

GB9.84% 2.61%8.17% 3.77%

HB20.02% 1.92%13.87% 1.89%

AGB0.96%0.10%0.66%0.09%

WD 1.00%0.14% 2.22%0.38%

Total94.28% 5.72%91.60%8.40%

Eclipsing binaries in extrasolar planet transit surveys:the case of SuperWASP7 Table4.Contributions of the most common types of binaries in the thin and thick Galactic disc to the population of eclipsing binaries detectable by an idealised SuperWASP survey,for each of the survey models listed in Table1and different initial mass ratio or initial secondary mass distributions.In column1,MS stands for main sequence,HG for Hertzsprung gap,GB for giant branch,HB for horizontal branch,AGB for asymptotic giant branch,nHe for naked helium star,and WD for white dwarf.Detached and semi-detached systems are indicated in column2by the labels D and SD,respectively.

MS+MS D46.72%0.22%50.05%0.62%67.30%0.35%70.93%0.94%

HG+MS D 1.53%0.11% 1.76%0.28% 1.75%0.14% 1.92%0.33%

GB+MS D25.30% 4.99%22.88%7.66%7.40%0.61%7.02% 1.18%

GB+HG/GB/HB D 1.72%0.27% 1.46%0.35% 1.80%0.42% 1.52%0.52%

HB+MS D15.06%0.06%11.56%0.07%15.04%0.00%11.51%0.00%

AGB+MS D 1.20%0.01%0.92%0.01%0.42%<0.01%0.31%<0.01%

AGB+HG/GB/HB D0.26%0.01%0.20%0.01%0.41%<0.01%0.31%<0.01%

nHe+MS D0.18%0.00%0.14%0.00%0.04%0.00%0.03%0.00%

WD+MS D0.13%0.02%0.25%0.05%0.08%0.01%0.15%0.03%

MS+MS SD0.65%<0.01%0.53%<0.01% 1.30%<0.01% 1.02%<0.01%

HG+MS SD0.12%<0.01%0.10%<0.01%0.23%<0.01%0.19%<0.01%

GB+MS SD0.91%0.01%0.73%0.01% 1.81%0.02% 1.41%0.03%

HB+MS SD0.11%0.00%0.06%0.00%0.15%0.00%0.09%0.00%

Other0.40%0.01%0.30%<0.01%0.73%<0.01%0.56%<0.01%

Total94.29% 5.71%90.94%9.06%98.46% 1.54%96.97% 3.03%

n(q)=1,0

found at Galactic longitudes75? l 285?and,for Galactic longitudes|l| 75?,at Galactic latitudes|b| 15?.

Depending on the adopted survey model,the total number of single stars in the magnitude range detectable by the idealised Su-perWASP survey is of the order of106–107.The total number of detectable eclipsing binaries varies from a few times102–105,with the exact number depending on the adopted survey model(limit-ing magnitude and eclipse amplitude)and on the initial mass ratio or initial secondary mass distribution.In view of the large num-ber of stars and binaries observed by SuperWASP each night,the lower end of the predicted number of eclipsing binaries(resulting from the initial mass ratio distribution n(q)∝q?0.99)could soon be confronted with interesting and potentially stringent observa-tional constraints,assuming that our simpli?cations still capture the essence of the real SuperWASP set-up.

Provided that complete samples of the most abundant types of binaries can be compiled by SuperWASP,the relative contribution of each type of binary to the total population can be used to further constrain the initial mass ratio or initial secondary mass distribution (see Fig.4).In particular,for our standard survey model,the rela-tive number of double main-sequence star binaries increases from 45%in the case of the initial mass ratio distribution n(q)∝q to 80%in the case of the initial mass ratio distribution n(q)∝q?0.99, and90%in the case where the initial secondary mass is distributed independently according to the same IMF as the primary mass. The contribution of white dwarf main-sequence star binaries in-creases from0.1%in the case of the initial mass ratio distribution n(q)∝q to0.7%in the case of the initial mass ratio distribution n(q)∝q?0.99,and1.3%in the case where the initial secondary mass is distributed independently according to the same IMF as the primary mass.In contrast,the relative contributions of the other major groups of binaries tend to decrease when the initial mass ratio distribution is changed from n(q)∝q to n(q)∝q?0.99or an in-dependent initial secondary mass distribution.Similar diagnostics for the initial mass ratio or initial secondary mass distribution can be obtained by considering ratios of numbers of different types of eclipsing binaries detectable by the transit survey rather than their fractional contributions to the total population.

In view of the large variety of eclipsing binaries found,we did not consider the effects of varying some of the binary evo-

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8Willems,Kolb&Justham

Table4–continued

MS+MS D78.11%0.31%78.75%0.82%79.53%0.41%80.90% 1.07% HG+MS D 1.36%0.11% 1.53%0.25% 1.16%0.09% 1.23%0.21% GB+MS D8.86% 1.53%7.86% 2.35% 3.88%0.29% 3.51%0.53% GB+HG/GB/HB D0.38%0.06%0.31%0.07%0.74%0.17%0.60%0.20% HB+MS D7.08%0.02% 5.40%0.02%9.01%0.00% 6.57%0.00% AGB+MS D0.49%<0.01%0.35%<0.01%0.23%<0.01%0.17%<0.01% AGB+HG/GB/HB D0.06%<0.01%0.04%<0.01%0.18%<0.01%0.13%<0.01% nHe+MS D0.08%0.00%0.06%0.00%0.06%0.00%0.04%0.00% WD+MS D0.65%0.09% 1.31%0.25% 1.16%0.14% 2.26%0.38% MS+MS SD0.30%<0.01%0.22%<0.01% 1.10%<0.01%0.82%<0.01% HG+MS SD0.05%<0.01%0.04%<0.01%0.19%<0.01%0.15%<0.01% GB+MS SD0.34%<0.01%0.26%<0.01% 1.26%0.01%0.94%0.01% HB+MS SD0.04%0.00%0.02%0.00%0.09%0.00%0.05%0.00% Other0.09%<0.01%0.08%0.01%0.30%<0.01%0.23%<0.01% Total97.89% 2.11%96.23% 3.77%98.89% 1.11%97.60% 2.40%

M2from same IMF as M1

lution parameters as is customary in binary population synthesis studies(see,e.g.,Willems&Kolb2002,2003,2004).In particular, the masses and orbital periods of the eclipsing binaries may be af-fected by uncertainties in the treatment of mass transfer if either of the binary components at some point of its evolution?lled its crit-ical Roche lobe.Additional uncertainties affecting the binary sep-aration(and thus the possibility of interactions between the com-ponent stars as well as the probability to observe the system as an eclipsing binary)are introduced by uncertainties in systemic orbital angular momentum losses through,e.g.,magnetic braking and stel-lar winds.The latter can furthermore also have a strong impact on the stars themselves,especially during or after evolutionary phases that are accompanied by high wind mass-loss rates such as the giant branch,asymptotic giant branch,and Wolf-Rayet stages of stellar evolution.The impact of these uncertainties on the relative numbers and statistical properties of different types of eclipsing binaries will be addressed in follow-up studies that are tailored more closely to represent the precise properties of different ongoing and future ex-oplanet transit surveys.

The results of our exploratory study reveal very encouraging differential trends in the collective properties of the eclipsing binary population that can be probed by extrasolar planet transit surveys. This suggests that transit surveys will be able to deliver stringent constraints on parameters describing the formation and evolution of binaries once statistically meaningful results from such surveys are available.In future applications of this work we will consider a?ne-tuned transit survey model that more closely matches the ac-tual parameters of the SuperWASP survey,and that also addresses the fact that the discovery probability of eclipses will depend on the eclipse properties.We will also extend our study to other transit surveys.

ACKNOWLEDGEMENTS

We are grateful to Pasi Nurmi and Henri Bof?n for providing the corrected?ts to the bolometric corrections given by Flower(1996), and Carole Haswell,Andy Norton and Sean Ryan for valuable dis-cussions on the observational aspects of the SuperWASP project. We also thank the referee,Chris Tout,for a constructive report which helped improve the paper.Part of this research was sup-ported by the British Particle Physics and Astronomy Research Council(PPARC).BW acknowledges the support of NASA ATP grant NAG5-13236to Vicky Kalogera and the hospitality of the Open University which allowed the?nal stages for this project to

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Eclipsing binaries in extrasolar planet transit surveys:the case of SuperWASP

9

Figure 4.Relative contribution of the most common types of binaries to the population of eclipsing binaries detectable by an idealised SuperWASP survey in the (thin and thick)Galactic disc,for survey model 1and different initial mass ratio or initial secondary mass distributions.The abbreviations MS,HG,GB,...have the same meaning as in Tables 3and 4.

be laid out.This research made extensive use of NASA’s Astro-physics Data System Bibliographic Services.

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Konacki M.,Torres G.,Jha S.,Sasselov D.D.,2003,Nature 421,507Konacki M.,et al.,2004,ApJ,609,L37

Konacki M.,Torres G.,Sasselov D.D.,Jha S.,2005,ApJ,624,372Kolb U.,Willems B.,2004,RevMexAA 20,101Liu W.M.,Chaboyer B.,2000,ApJ 544,818Norris J.E.,1999,Ap&SS 265,213

Norris J.E.,2001,in Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics,Ed.P

Murdin,Bristol:IoP Publishing,p 841Nurmi P.,Bof?n H.M.J.,2003,A&A 408,803Ojha D.K.,2001,MNRAS 322,426

Pollacco D.,2005,Astronomy and Geophysics,46,19

Pont F.,Bouchy F.,Queloz D.,Santos N.C.,Melo C.,Mayor M.,Udry S.,

2004,A&A,426,L15

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Siegel M.H.,Majewski S.R.,Reid I.N.,Thompson I.B.,2002,ApJ 578,151Smith L.F.,Meynet G.,Mermilliod J.-C.,1994,A&A 287,835

Street R.A.,Pollacco D.L.,Fitzsimmons A.,Keenan F.P.,Horne K.,Kane

S.,Collier Cameron A.,Lister T.A.,Haswell C.A.,Norton A.J.,Jones B.W.,Skillen I.,Hodgkin S.,Wheatley P.,West R.,Brett D.,2003,ASP Conf.Ser.294:Scienti?c Frontiers in Research on Extrasolar Planets,405

Weidemann V .,1990,ARA&A 28,103

Willems B.,Kolb U.,2002,MNRAS 337,1004Willems B.,Kolb,U.,2003,MNRAS 343,949Willems B.,Kolb U.,2004,A&A 419,1057

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author.

c

2005RAS,MNRAS 000,1–9

梅特勒电子天平操作规程

电子天平操作规程 一、范围 本标准规定了电子天平使用要求、操作规范、校准周期、使用维护。本标准适用于各种双轴向织物、多轴向织物、方格布、针织缝编复合毡、单向布等质量的测定。 二、规范性引用文件 凡是注日期的引用文件，其随后所有的修改单（不包括勘误内容）或修订版均不适用本标准，然而鼓励根据本标准达成协议的各方研究是否可使用这些文件的最新版本。凡是不注明日期的引用文件，其最新版本适用于本标准。 METTLER TOLEDO电子天平使用说明书 2.3 安装、调节水平 METTLER TOLEDO电子天平使用说明书 2.5 调整与校准 METTLER TOLEDO电子天平使用说明书 3.1 开机/关机 METTLER TOLEDO电子天平使用说明书 3.2 基础称量 METTLER TOLEDO电子天平使用说明书 3.3 快速称量（降低读数精度） METTLER TOLEDO电子天平使用说明书 3.4 去皮 METTLER TOLEDO电子天平使用说明书7.3 维护与清洁 三、安装、调节水平 1、最佳安装地点 稳定、无振动的安放地点，尽可能水平 避免阳光直射 避免剧烈的温度波动 避免空气对流 最佳的摆放位置：避风的角落、稳定的桌子、尽可能远离房门、窗、散热器以及空调装置的出风口。 2、调节水平 部分型号的天平配有一个水平仪及两只或四只水平调节螺丝，以弥补量操作台面上的细微不平整对称量结果的影响。将气泡调至中央时，天平就完全水平了。注意：天平在每次放置到新的位置时，应该调节水平。 四、调整校准砝码

1、准备好校准用的校准砝码。 2、让称盘空着。 3、按住“Cal”键不放，直到在显示屏上出现“CAL”字样后松开该键，所需的校准砝码值会在显示屏上闪烁。 4、放上校准砝码（称盘的中心位置），天平自动地进行校准。 5、“0.00g”闪烁时，移去砝码，当在显示屏上短时间出现（闪现）信息“CAL done”，紧接着又出现“0.00g”时，天平的校准过程结束。 提示：按“C”键可以随时中断校准，天平又回到称量工作方式。 五、开机/关机 1、开机 让秤盘空载并点击“On”键。 天平进行显示自检（显示屏上的所有字段短时点亮）。 当天平回零时，天平就可以称量了。 2、关机 按住“Off”键不放直到显示屏上出现“OFF”字样，再松开键。 六、基础称量 1、将称量样品放在秤盘上。 2、等待，直到稳定状态探测符“。”消失。 3、读取称量结果。 七、快速称量（降低读数精度） 天平允许降低读数精度（小数点后的位数）以加快称量过程。 1、天平在正常读数精度和正常速度状态下工作。 2、按“1/10d”键并且…。 3、…天平在较低的读数精度状态下工作（小数点后少一位），但是能更快地显示出结果。再点击一下“1/10d”键，天平又返回到正常读数精度工作状态。 八、去皮

PLSQL+Developer工具的使用(非常详细)

PLSQL Developer工具的使用 PLSQL Developer的安装十分简单，先安装PL.SQL.Developer.exe文件，然后安装chinese.exe文件进行汉化。安装成功后在桌面点击PLSQL Developer的快捷方式进入登录页面（如图1）。 图1 输入用户名和口令，选择好要连接的数据库，点击“确定”登录成功（如图2）。 图2 在成功登录后会进入到PLSQL Developer的操作界面（如图3）。

图3 用户可以在左边下拉菜单中选择“我的对象”，然后点击“Table”可以显示出项目所涉 及的数据库中所有表（如图4）。 新建表，点击Table文件夹，然后点击鼠标右键在列表中选择“新建”选项进入到创建

新表的页面（如图5），用户可以根据自己的需要来创建新表，但一定要遵循Oracle规范 信息填写完毕后点击“应用”按钮创建成功。 图5 修改表结构，可以选中要该表后点击鼠标右键在列表中选择“编辑”选项进入到修改表结构的页面（如图6），这里显示的都是该表的结构信息，如要进行修改操作请根据实际情况慎重修改，修改后点击“应用”按钮提交修改内容。 图6 修改表名，可以选中要该表后点击鼠标右键在列表中选择“重新命名”选项进入到重新

命名的页面（如图7），这里需要注意的是表名起的一定要有意义。 图7 查询表结构，可以选中要该表后点击鼠标右键在列表中选择“查看”选项进入到查看表结构的页面（如图8）。 图8 删除表，可以选中要该表后点击鼠标右键在列表中选择“删掉表”选项就可以删除已创

建的表了。 查询表中存储的数据，可以选中要该表后点击鼠标右键在列表中选择“查询数据”选项进入到查询结果页面（如图9），这里显示了所有已录入的数据。 图9 编辑数据，可以选中要该表后点击鼠标右键在列表中选择“编辑数据”选项进入到查询结果页面（如图10），这里显示了所有已录入的数据，用户可以对想要编辑的数据进行操作。 图10 修改数据，用户可以在页面中直接对想要修改的数据进行操作，修改后点击页面中的

PLSQLDeveloper导出导入数据库

一、 二、 1 导出存储过程，触发器，序列等所有用户对象。（备份） 在PL/SQL Developer的菜单Tools(工具) => Export User Objects（导出用户对象）中出来一个对话框界面

附上中文版：

备注： 建议红色框住部分都不选，这样执行这个sql 时，就根据当前你的登录账户来进行创建。在对象列表中ctrl+a 全选所有（如果你只导出部分，可单独选择） 设置输出文件地址，文件名。点击导出完成。 2 导出数据。（备份） 在PL/SQL Developer的菜单Tools(工具) => 导出表中出来一个对话框界面

如果数据量较大，选择oracle导出，勾压缩选项，然后设置输出文件地址。如果只导出部分数据，可以在Where 处添加条件。例如rownum<=1000 ( 导出1000条记录），此种方式导出dmp 格式文件。 如果数据量较小，可以选择sql 插入，此种方式导出sql文件。 如果数据量较小，可以选择sql 插入，此种方式导出sql文件。 上图的选项，勾选约束，索引，行数，触发器。 注意：如果表中包含clob 或nclob 字段，就只能用dmp格式进行导入，如果是少量表，不包含这种字段，可以用sql插入方式。 还原时，注意需要先还原dmp文件。 3 表数据还原。 a. 如果dmp 文件，那么在PL/SQL Developer的菜单Tools(工具) => 导入表中出来一个对话框界面 可以在“到用户” 处选择你登录的账户。 b 如果是sql 格式文件，一样在PLSQL中新建一个命令窗口（command windows），粘贴（ctrl+v）刚才负责的sql内容。然后就开始自动执行还原了。 4 还原其他对象（存储过程，触发器，序列，函数等）

PLSQLDeveloper安装使用手册

PLSQL Developer安装使用手册

1.安装PLSQL Developer (3) 2.配置Oracle数据库连接 (4) 3.使用PLSQL Developer (5) 3.1.连接Oracle数据库 (5) 3.2. 执行SQL语句 (5) 3.2.1.在SQL窗口中执行 (5) 3.2.2.在命令行窗口中执行 (8) 3.3.创建数据库中的对象 (10) 3.3.1.在SQL窗口中创建 (10) 3.3.2.在命令行窗口中创建 (10) 3.3.3.用模板创建 (10) 3.4.查看数据库中的对象 (13) 3.4.1.从SQL窗口中打开查看窗口 (13) 3.4.2.从对象浏览器中打开查看窗口 (14) 3.5.调试函数/存储过程 (15)

1.安装PLSQL Developer 1.运行安装程序，出现如下界面： 2.点Next，出现以下界面： 3.点Next，出现如下界面：

4.点Finish，开始安装。完成后出现如下界面： 5.点Close退出即可。 2.配置Oracle数据库连接 本部分内容请参见《Oracle安装配置手册》

3.使用PLSQL Developer 3.1.连接Oracle数据库 1.运行PLSQL Developer，弹出如下窗口： 2.输入正确的用户名、密码、数据库名，并选择正确的连接身份后即可进入。注意：数据库名是指在本机设置的数据库别名 3.2.执行SQL语句 3.2.1.在SQL窗口中执行 1.在File的下拉菜单中选New，如图：

2.选择SQL Window，产生一个SQL窗口，如图： 3.按F8执行一条SQL查询语句，结果如图：

梅特勒电子天平如何选型

梅特勒电子天平选型指南 东南科仪工程师推荐： 我们在选择梅特勒电子天平之前，首先要弄清楚电子天平的一些基本概念，只有先理解了这些基本参数，才能选择出满足称量要求的电子天平，而后进行价格比对，选择性价比最高的、最适合企业使用的梅特勒电子天平。为大家介绍一下梅特勒电子天平的一些基本知识。 一、什么是梅特勒电子天平的量程和最大称量值 量程：零点到最大称量值之间的范围； 最大称量值：可以称量的最大值。 例如：梅特勒万分之一电子分析天平ME204E,量程为0~220g,最大称量值为220g。 二、什么是梅特勒电子天平的可读性d和检定分度值e 可读性d:是指天平可以显示的最小读数，或两读数间的最小变化； 检定分度值e:是经过认证后的最小读数值，它不是一个固定值。 中国计量检定规程规定，有刻度、有辅助装置的天平，应当满足d

PLSQLdeveloper工具使用教程汇总

PLSQL入门 PL/SQL的概述 PL/SQL的优势 PL/SQL是一种块结构的语言，允许你将业务逻辑封装在一起，这是到目前为止使用PL/SQL 的最大优势 PL/SQL是在服务器上运行，可以与数据库和SQL引擎直接进行交互， PL/SQL是什么？ (procedural language/sql) 是oracle在标准的sql语言上的扩展，pl/sql不仅允许嵌入sql语言，还可以定义变量和常量，允许使用条件语句和循环语句，允许使用列外处理各种错误，这样使得它的功能变得更加强大。 特性: 减少java程序的复杂性 一．过程,函数，触发器是pL/SQL编写的 二．过程、函数、触发器是在oracle中 三．pL/SQL是非常强大的数据库过程语言 四．过程，函数可以再java程序中调用 为什么学？ a)提高应用程序的运行性能 b)模块化的设计思想[分页的过程，订单的过程，转账的过程] c)减少网络传输量（传统的方法，用sql语句传输！现在就只需要调用存储过程） d)提高安全性（传统sql 可以看到表名字段等…） 不好： 移植性不好，（你写好的存储过程，函数等当我们要换数据库时，这些东西就没用了） 开发工具： 1.Sqlplus 开发工具 是oracle公司提供的一个工具，这个因为我们在以前介绍过： 2.Pl/SQL developer开发工具 Pl/sql developer是用于开发pl/sql块的集成开发环境（ide） 它是一个独立的产品，而不是oracle的一个附带品， Create procedure sp_pro1//存储过程名字is Begin ---执行部分 Insert into mytest values(‘’,’’);

天平功能介绍

美国西特EL系列 *双键操作，方便简单。 *采用陶瓷镀金电容称重传感技术。 *标准RS-232接口，可外接条码打印机或通讯。 *过载/冲击保护可抗10倍满量程过载。 *显示速度/输出模式三种选择。 *铸铝外壳防腐蚀、防电磁干扰。·塑封防尘罩防尘、防污染 美国西特BL系列 六键操作，具有称重与计数功能。 *多种单位自动转换(g,oz,carat,用户自定义单位) *百分比称重，单位时间质量变化称重功能。 *具有EL系列全部功能 德国赛多利斯ALC 艾科勒ALC系列电子天平是美国与德国合作开发 只需轻近一键即可进行全自动外样，每款天平都有过载保护，可配RS232标准接口，应用功能：净重求和，计数，动物称重，20种计量单位转换，百分比称量 瑞士普利赛斯先进标准型电子天平 *中国国家质量监督检验检疫总局检验合格，瑞士原装进口 *标准外校型自动辨识任何重量的标准砝码 *内建多组秤重单位，可随意切换，计数、百分比、统计等功能 *适合：实验室、黄金/钻石、药剂化学分析 *可升级SCS内藏校正砝码，IP65防护等 瑞士普利赛斯Precisa半微量/分析天平0.00001g 全自动校准功能，内建精密校正砝码，单键校准 *可定时校正、每隔24小时或温差2℃自动校正 *可用外部砝码校正，ICM自动辨识任何重量的标准砝码或由使用者输入精确砝码重量 *玻璃门开启采用隐藏式设计，不占用天平后方空间 *多组秤量单位切换，满足不同客户需求 *可实现多个样品称量不并求和加总 *具有计数，百分比称量及动物称量等功能 *置密度程序，搭配密度附件，可准确测量密度并自动运算结果 *内置RS232接口，可接电脑或打印机 *全铝合金本体，搞静电，坚实耐用￠80mm 日本A&D GR系列分析天平 自动监测环境温度变化并自动启动校正，也可按键启动校正 *自动检测环境震动干扰并自动调节震动适配器 *标准RS232接口，可接打印机和电脑

PLSQL Developer使用手册

PL／SQL Developer使用手册

文档目录 文档控制 ................................................................................................. 错误！未定义书签。文档内容 .. (1) PLSQL Developer的日常使用 (2) 安装 (2) 启动 / 登录 (3) SQL窗口 (3) 命令窗口 (7) 表定义编辑器 (8) 编写程序 (10) 美化SQL语句及程序 (14)

文档内容 1. PLSQL Developer的日常使用

PLSQL Developer的日常使用 PL/SQL Developer 是一个为 Oracle 数据库开发存储程序单元的集成开发环境 (IDE)，使用 PL/SQL Developer 你能方便地创建你的客户/服务器应用程序的服务器部 分。日常使用中，可以用来完成如下工作： ●查询数据 ●使用文本编辑器写程序单元（过程、触发器等等）。 ●执行SQL脚本创建表或视图等。 ●修改表结构或数据。 ●查找问题的原因并纠正错误。 ●使用解释计划工具或tkprof工具优化你的SQL语句。 ●使用PL/SQL Beautifier功能美化SQL语句。 安装 1.系统需求 PL/SQL Developer 是 32 位的 Windows 应用程序，因此你的工作站上必须至少安 装了 Windows 95 或 Windows NT 4。要连接到 Oracle 数据库，PL/SQL Developer 需要 32 位版本的 SQL*Net、 Net 8、 Net 9 或 Net 10。 2.本地安装 要在本地工作站上安装 PL/SQL Developer，运行来自于安装媒体的 setup 程序， 然后下面的对话框将会显示出来： 你可以为程序文件选择一个目的目录、一个开始菜单的文件夹、一个 PL/SQL Developer 在桌面上的快捷方式的位置以及安装选项，然后根据向导按Next按钮， 这样程序文件就会被复制，快捷方式也会被创建。 3.卸载PL/SQL Developer 若因为某些原因你希望卸载 PL/SQL Developer，你可以使用控制面版里的添加/ 移除程序来移除它。

梅特勒ME-204电子分析天平作业指导书

梅特勒ME-204E 万分之一电子天平操作规程 1、操作程序 （1）水平调节? 校正操作前，应检查水平泡中的气泡。如果气泡不在水平泡中央，应调节电子天平底部两个水平旋钮，调整气泡位于水平泡的中央。? 注：天平在每次放置到新的位置时，应该调节水平。 （2）打开电源预热。将交流电源适配器的插头插入天平上的交流电源适配器插座，另一端接通电源。按“0/T”键，当天平显示0.0000g 时，预热30min，即进入称量状态。 （3）天平的校准。在开机状态下，清除天平秤盘上的被称量物，按“0/T”键去皮，待天平显示器稳定显示，长按“CAL”键，直至出现“ADJ.EXT”。短按“”键，显示屏上显示称量值，如有必要可自 行定义不同的称量值。长按“”键，执行“外部校正”。显示屏上闪烁着必须的校正砝码值，将校正砝码放置在秤盘的中心位置，关闭玻璃门，天平将自动进行校正。当零在闪烁时，取出校正砝码。当显示屏上短时间出现信息“ADJ.DONE”，天平的校正过程结束。天平回到上次已激活的称量应用程序，等待称量。 （4）称量。短按“0/T”键置零，将所需要称量的样品放置在秤盘上，关上天平门，等待直至不稳定度探测器“0”消失并听到稳定声音响起，读取称量结果 （6）关闭电源。取出称量样品，确定天平秤盘上清洁无物后，关好罩门，然后按住“0/T”键直至天平关闭。 2、称量范围 METTLER TOLEDO ME-204E 万分之一电子天平称量范围为0—220g。 3、注意事项 （1）在进行样品称量前应设置好天平使用程序。

（2）天平应选择适当的工作环境，即天平应放置在硬的、坚实的完全防振的水平的台上，确保天平不会被晃动或敲击；避免直接的阳光辐射；避风和避免过度的温度波动。 （3）天平搬动后应调整“水泡”。 （4）天平不能在有爆炸危险的环境中使用。 （5）在称量液体时要注意不要让液体洒在天平上，或与天平后面的设备连接、或在变压器上；如有应立即断开电源，与维修人员联系检修。 （6）每一个天平的操作人员必须阅读操作说明书及遵守其它有关规定。 4、维护 （1）每次用完天平后应做好清洁工作，罩好防尘罩 （2）放在较安全的地方避免天平遭受危害。 （3）仪器在使用过程中遇到问题及时与维修人员联系。 （4）遵守其它的有关规定。

PLSQLDeveloper使用手册

北京中讯爱乐科技有限公司PLSQL Developer安装使用手册 v1.0.0 2010年4月6日

修订历史

目录 1.PL/SQL Developer介绍 (4) 2.安装PLSQL Developer (4) 3.Oracle10g客户端的安装 (6) 4.Oracle Net Configuration Assistant的使用 (10) 5.配置Oracle数据库连接 (12) 6.使用PLSQL Developer (13) 6.1.连接Oracle数据库 (13) 6.2.执行SQL语句 (14) 6.2.1.在SQL窗口中执行 (14) 6.2.2.在命令行窗口中执行 (16) 6.3.创建数据库中的对象 (18) 6.3.1.在SQL窗口中创建 (18) 6.3.2.在命令行窗口中创建 (18) 6.3.3.用模板创建 (18) 6.4.查看数据库中的对象 (21) 6.4.1.从SQL窗口中打开查看窗口 (21) 6.4.2.从对象浏览器中打开查看窗口 (22) 6.5.调试函数/存储过程 (23) 7.优化SQL语句 (28) 7.1.使用解释计划窗口 (28)

1.PL/SQL Developer介绍 PL/SQL Developer 是一个为 Oracle 数据库开发存储程序单元的集成开发环境(IDE)，使用 PL/SQL Developer 可以方便地创建你的客户/服务器应用程序的服务器部分。主要的功能有： ·使用文本编辑器写程序单元（过程、触发器等等）。 ·使用 Oracle SQL*Plus 编译源文件。 ·如果有编译错误，你必须找出它位于源文件何处，纠正它，转回到 SQL*Plus 重新编译它，然后再找下一处错误。 ·使用 SQL*Plus 或你的客户端应用程序测试程序单元。 ·使用解释计划工具或 tkprof 工具优化你的 SQL 语句。 ·使用 SQL*Plus 或另外的工具在你的数据库里查看或修改其它对象和数据。 这些任务 - 编辑、编译、纠正、测试、调试、优化和查询，在不离开 PL/SQL Developer IDE 的情况下都能被完成。 2.安装PLSQL Developer 1.下载地址： 2.运行安装程序，出现如下界面： 3.点Next，出现以下界面：

梅特勒天平固体密度组件使用

用于梅特勒－托利多AL/AB-N电子天平密度测 特勒－托利多用于AL/AB-N电子天平密度测定组件 使用梅特勒－托利多AL/AB-N电子天平测定物体密度，只需在现有电子天平上配备密度测定组件就可以实现准确、可靠的称量。 标准部件 小心地打开密度测定组件的包装，其中应包括图1中所示的以下部件： 1.说明书 2.容器支架 3.烧杯 4. 固定支架 5.下沉固体挂篮 6.漂浮固体挂篮 7.温度计 8.润湿剂（选件，订货号：ME72409） 9.10ml下沉锤(称量液体密度用选件，订货号：ME210260) 操作如下：

1. 打开电子天平拉门移去秤盘； 2. 把固定支架放到已经移去秤盘的天平里，使其中心与天平的中线一致； 3. 把容器支架放置到固定支架上面，使其前支撑脚位于固定支架两个称量臂的中间，并确保容器支架不碰到固定支架； 密度测定的原理 物体的密度为其质量与体积的比值，具体公式如下： P=M/V 物体密度测定通常是应用阿基米德原理来实现的。阿基米德定理规定：固体在液体中所受浮力的大小等于其排开液体的重量。对于未知固体或液体密度的测定具有不同的操作步骤。 固体密度测定 1.测定公式 固体密度测定通常是使用一种已知密度液体（例如：水或乙醇）作为辅助液体，通过在空气（A）和辅助液体（B）中先后称量待测固体质量可计算求得其密度，具体公式如下： 2.固体密度测定的操作步骤 按照章节2中步骤准备使用电子天平测定固体密度，具体操作步骤如下： 1. 悬挂温度计于烧杯壁上； 2. 放置烧杯到容器支架中心位置； 3. 将已知密度的参考液体(通常是水或乙醇)注入烧杯，确保待测固体能被液体完全浸没1cm以上； 4. 放置挂篮于固定支架上，确保其表面无气泡并不碰到烧杯或温度计； 5. 打开天平开关； 6. 关闭防风门并去皮重； 7. 打开天平防风门，如图所示将被测固体放置在固定支架的称量臂上或挂篮顶部的称量盘中；若被测固体在空气中的质量大于20g，请将其放置在挂篮顶部的

PLSQLDeveloper工具的使用非常详细

P L S Q L D e v e l o p e r工具的使用非常详细 公司标准化编码 [QQX96QT-XQQB89Q8-NQQJ6Q8-MQM9N]

PLSQL Developer工具的使用 PLSQL Developer的安装十分简单，先安装文件，然后安装文件进行汉化。安装成功后在桌面点击PLSQL Developer的快捷方式进入登录页面（如图1）。 图1 输入用户名和口令，选择好要连接的数据库，点击“确定”登录成功（如图2）。 图2

在成功登录后会进入到PLSQL Developer的操作界面（如图3）。 图3 用户可以在左边下拉菜单中选择“我的对象”，然后点击“Table”可以显示出项目所涉及的数据库中所有表（如图4）。 图4

新建表，点击Table文件夹，然后点击鼠标右键在列表中选择“新建”选项进入到创建新表的页面（如图5），用户可以根据自己的需要来创建新表，但一定要遵循Oracle规范 信息填写完毕后点击“应用”按钮创建成功。 图5 修改表结构，可以选中要该表后点击鼠标右键在列表中选择“编辑”选项进入到修改表结构的页面（如图6），这里显示的都是该表的结构信息，如要进行修改操作请根据实际情况慎重修改，修改后点击“应用”按钮提交修改内容。

图6 修改表名，可以选中要该表后点击鼠标右键在列表中选择“重新命名”选项进入到重新命名的页面（如图7），这里需要注意的是表名起的一定要有意义。 图7 查询表结构，可以选中要该表后点击鼠标右键在列表中选择“查看”选项进入到查看表结构的页面（如图8）。

图8 删除表，可以选中要该表后点击鼠标右键在列表中选择“删掉表”选项就可以删除已创建的表了。 查询表中存储的数据，可以选中要该表后点击鼠标右键在列表中选择“查询数据”选项进入到查询结果页面（如图9），这里显示了所有已录入的数据。 图9

梅特勒ME-204电子分析天平作业指导书

1、操作程序 （1）水平调节 校正操作前，应检查水平泡中的气泡。如果气泡不在水平泡中央，应调节电子天平底部两个水平旋钮，调整气泡位于水平泡的中央。 注：天平在每次放置到新的位置时，应该调节水平。 （2）打开电源预热。将交流电源适配器的插头插入天平上的交流电源适配器插座，另一端接通电源。按“0/T ”键，当天平显示0.0000g 时，预热30min ，即进入称量状态。 （3）天平的校准。在开机状态下，清除天平秤盘上的被称量物，按“0/T ”键去皮，待天平显示器稳定显示，长按“CAL ”键，直至出现“ADJ.EXT ”。短按“ ”键，显示屏上显示称量值，如有必要可自行定义不同的称量值。长按“ ”键，执行“外部校正”。显示屏上闪烁着必须的校正砝码值，将校正砝码放置在秤盘的中心位置，关闭玻璃门，天平将自动进行校正。当零在闪烁时，取出校正砝码。当显示屏上短时间出现信息“ADJ.DONE ”，天平的校正过程结束。天平回到上次已激活的称量应用程序，等待称量。 （4）称量。短按“0/T ”键置零，将所需要称量的样品放置在秤盘上，关上天平门，等待直至不稳定度探测器“0”消失并听到稳定声音响起，读取称量结果 （6）关闭电源。取出称量样品，确定天平秤盘上清洁无物后，关好罩门，然后按住“0/T ”键直至天平关闭。 作业指导书 文件代号 ZSJ/C010-2016 第1版 第0次修订 第1页，共2页 METTLER TOLEDO ME-204E 万 分之一电子分析天平操作规 程 实施日期 2016年4 月1 日

2、称量范围 METTLER TOLEDO ME-204E 万分之一电子天平称量范围为0—220g 。 3、注意事项 （1）在进行样品称量前应设置好天平使用程序。 （2）天平应选择适当的工作环境，即天平应放置在硬的、坚实的完全防振的水平的台上，确保天平不会被晃动或敲击；避免直接的阳光辐射；避风和避免过度的温度波动。 （3）天平搬动后应调整“水泡”。 （4）天平不能在有爆炸危险的环境中使用。 （5）在称量液体时要注意不要让液体洒在天平上，或与天平后面的设备连接、或在变压器上；如有应立即断开电源，与维修人员联系检修。 （6）每一个天平的操作人员必须阅读操作说明书及遵守其它有关规定。 4、维护 （1）每次用完天平后应做好清洁工作，罩好防尘罩 （2）放在较安全的地方避免天平遭受危害。 （3）仪器在使用过程中遇到问题及时与维修人员联系。 （4）遵守其它的有关规定。 作业指导书 文件代号 ZSJ/C010-2016 第1版 第0次修订 第2页，共2页 METTLER TOLEDO ME-204E 万 分之一电子分析天平操作规 程 实施日期 2016年4月1日

TG328A分析天平使用说明书-清晰版

TG328A分析天平使用说明成套一览表 1 横梁1件 2 挂钩2件 3 阻尼器上盖2只 4 称盖2件 5 托盘2件 6 开关旋钮1件 7 避震垫脚3件 8 照明器1套 9 变压器1件 10 备泡2件 11 圆形毫克砝码8个 12 克砝码13个 13 合格证1份 14 天平使用说明书1本 15 装箱单1份 16 产品质量征求用户意见书1份

一．用途及使用围 TG328（S）分析天平，可供工矿企业，科学研究机构，高等院校，实验室，化验室作精密衡量分析测定之用。 二．主要技术规 三．结构及作用原理 1、该分析天平，是属于双盘等臂式，横梁采用铜镍合金制成，上面装有玛瑙刀三把，中间为固定的支点刀，两边为可调整的承重刀。 2、支点刀位于支点刀垫上，支点刀垫固定在天平立柱上端。 3、横梁停动装置为双层翼式，在天平开启时，横梁上的承重刀必须比支点刀先接触角，为了避免刀锋损坏和保证横梁位置的再现性，开启天表决权求轻稳，避名冲击，摇晃。 4、横梁的左右两端悬挂承重挂钩，左承重挂钩上装有砝码承重架，该二零碎件分别挂在小刀上，另有秤盘各一件分别挂在承重挂钩上。 5、整个天平固定在石的基座板上，底板前下部装有两只可供调整水平位置的螺旋脚，后面装有一只固定脚，天平木框前面有一扇可供启闭及随意停止在上下位置的玻门，右侧有一扇玻璃移门。 6、秤盘上节中间的阻尼装置，是用铝合金板制成，固定在中柱上。是利用空气阻力来减少横梁摆动时间，达到静止迅速，从而提高工作效率。 7、光学报影装置，固定在底板上前方，可直接读出0.1-10毫克以的重量值。 8、天平外框左侧装有机械加码装置，通过三档增减砝码的指示旋钮来变换自10毫克-199.990克砝码以所需重量值。

PLSQL Developer创建Job的步骤 图文

PL/SQL Developer创建Job的步骤 整理于qiao000_000的博客，感谢作者1. 鼠标右键点击 jobs 弹出 Create Job 对话框，如下图： 2. 在对话框中输入相应的值，如下图：

其中： What ——作业执行时将要调用的存储过程； Next date ——下一次作业执行时间； Interval ——作业执行时间间隔，这个参数涉及到Next date的值，Next是按照Interval计算出来的。 Interval几种常用的写法： 1:每分钟执行 Interval => TRUNC(sysdate,'mi') + 1/ (24*60) 或 Interval => sysdate+1/1440 2:每天定时执行 例如：每天的凌晨1点执行 Interval => TRUNC(sysdate) + 1 +1/ (24) 3:每周定时执行 例如：每周一凌晨1点执行 Interval => TRUNC(next_day(sysdate,'星期一'))+1/24 4:每月定时执行

例如：每月1日凌晨1点执行 Interval =>TRUNC(LAST_DAY(SYSDATE))+1+1/24 5:每季度定时执行 例如每季度的第一天凌晨1点执行 Interval => TRUNC(ADD_MONTHS(SYSDATE,3),'Q') + 1/24 6:每半年定时执行 例如：每年7月1日和1月1日凌晨1点 Interval => ADD_MONTHS(trunc(sysdate,'yyyy'),6)+1/24 7:每年定时执行 例如：每年1月1日凌晨1点执行 Interval =>ADD_MONTHS(trunc(sysdate,'yyyy'),12)+1/24

PLSQL Developer使用技巧整理

PLSQL Developer使用技巧整理 Shortcut: Edit/Undo Ctrl+Z Edit/Redo Shift+Ctrl+Z Edit/PL/SQL Beautifier Ctrl+W (自定义) Shift+Home 选择光标位置到行首 Shift+End 选择光标位置到行尾 Ctrl+Shift+Home 选择光标位置到首行行首 Ctrl+Shift+End 选择光标位置到尾行行尾 Object:View Shift+Ctrl+V 查看(自定义) Object:Describe Shift+Ctrl+D 结构(自定义) Object:Properties Shift+Ctrl+P 属性(自定义) Object:Browse Shift+Ctrl+B 浏览(自定义) Object:Edit Data Shift+Ctrl+E 编辑数据(自定义) Object:Standard Query Shift+Ctrl+S 标准查询(自定义) Edit/Find Replace Ctrl+F Edit/Find Next Ctrl+L Edit/Find Previous Shift+Ctrl+L Edit/Replace Next Ctrl+P EDIT/Full Screen Ctrl+F11 Edit/Go to Line Ctrl+G Edit/Next Tab Page Ctrl+H Edit/Previous Tab Page Shift+Ctrl+H Session/Execute F8 Session/Break Shift+Esc Session/Commit F10 Session/Rollback Shift+F10 Debug/Toggle Breakpoint Ctrl+B Debug/Start F9 Debug/Run Ctrl+R Debug/Step Into Ctrl+N Debug/Step Over Ctrl+O Debug/Step Out Ctrl+T Tools/Explain Plan F5 Tools/Code Assistant F6 Editor: Start of Document Ctrl+PgUp OR Ctrl+Home Editor: End of Document Ctrl+PgDn OR Ctrl+End Editor: Delete Line Ctrl+Y

PLSQL Developer配置方法简介

PL/SQL Developer配置方法简介 设置Oracle连接 在菜单栏“工具”---“首选项”处设置。 如果通过instantclient来访问Oracle数据库，需要设置Oracle主目录名和OCI库。 例如： Oracle主目录名： D:\Database\instantclient-basic-nt-11.2.0.3.0\instantclient_11_2 OCI库： D:\Database\instantclient-basic-nt-11.2.0.3.0\instantclient_11_2\oci.dll 如下图： 定制PL/SQL Developer工具栏 在“工具栏”区域点鼠标右键，选中弹出的“定制”按钮，会进入如图所示界面，在“已选按钮”部分通过拖动按钮定位各按钮顺寻，通过中间的箭头增减按钮，通过设置按钮间距（像素）值调节按钮大小。设置完成后点下方的“应用”，然后点菜单栏“窗口”下的“保存版面”，下次打开就会按照设置好的样式显示工具栏了。

设置Oracle数据库连接信息 在Oracle主目录名（以上面为例，就是D:\Database\instantclient-basic-nt-11.2.0.3.0\instantclient_11_2）下添加目录\NETWORK\ADMIN，并创建文件tnsnames.ora，用文本编辑器（如EmEditor）打开，写入要访问的Oracle数据库连接信息，如：（红色粗体部分根据实际数据库信息进行修改） ora11g = (DESCRIPTION = (ADDRESS = (PROTOCOL = TCP)(HOST = 192.168.1.8)(PORT = 1521)) (CONNECT_DATA = (SERVER = DEDICATED) (ORACLE_SID = ora11g) ) ) 保存退出，再打开PL/SQL Developer就会弹出下面的界面： 点向下的箭头，选择要连接的数据库及角色，输入对应的用户名和密码，就可以登陆相应的数据库了。

Oracle SQL Developer与PLSQL Developer比较

之前作为一个Oracle Employee，却总是在使用PL/SQL Developer（而且是破解版），这实在有些说不过去，但是如何找到一个合心趁手的能够在有条件的情况下比SQL*PLUS更方便的工具却实在不是一件简单的事情，以前期待tora被Quest收购以后会有长足发展，可惜，并没有看到最终的结果。 之前曾经说过，PL/SQL Developer对于我最难以割舍的是completion insight 功能，当你记不住表、性能视图或者存储过程、函数的全名，PL/SQL Developer 将会在你输入了几个字母之后自动提示。TOAD发展了那么多年，却一直没有提供相类似的功能。 但是现在完全免费的替代产品出现了，这就是Oracle SQL Developer，Oracle 官方出品的开发工具，当然这个工具并不是今年才推出的，现在最新版本已经是1.5.1.54.40，但是，最早的1.0版本并不是那么好用，而现在，我可以郑重地推荐它了。 请注意，这个工具是完全免费的，可以通过这个链接下载。 以一个普通使用者（甚至说是一个并不是着重在开发上的数据库管理员）的身份比较一下Oracle SQL Developer和PL/SQL Developer。 1. 格式化的结果输出。 这一点任何一个第三方工具都做得不错，是一个基本功能。 2. 自动提示。 也就是上面提到的Completion Insight功能，可以说，Oracle SQL Developer 拥有的功能以及速度绝对不亚于PL/SQL Developer，甚至有更人性化的表现。比如当你键入select * from，空格之后，Oracle SQL Developer会立刻给出一个当前用户下的所有Table的列表，如果继续键入比如DBA三个字母，那么列表将转换为DBA打头的所有数据字典。而如果你从一行的开头键入exec四个字母，那么当回车以后，Oracle SQL Developer会立刻给出一份所有可以执行的存储过程的列表。 最新版本中对于V$视图的提示有bug，相信很快就可以修改。 3. 代码美化功能。 所有使用过PL/SQL Developer的朋友们应该都知道在最近这几版中都有一个 PL/SQL Beautifier的功能，可以将一大串SQL语句格式化更容易阅读的样式。同样Oracle SQL Developer也提供了这样的功能，称之为Format，快捷键是Ctrl+F7。 4. 显示SQL的执行计划。 在Oracle SQL Developer中快捷键是F6，同时也提供了显示Autotrace的结果，快捷键是F10（最新版本中似乎有点儿小bug，有时候需要按两次F10才能显示） 5. 会话监控。 在PL/SQL Developer中我们可以显示当前数据库中的所有会话，点击某一个会

PLSQL Developer9.0使用技巧

·PL/SQL Developer9.0使用技巧 1、PL/SQL Developer记住登陆密码 在使用PL/SQL Developer时，为了工作方便希望PL/SQL Developer记住登录Oracle的用户名和密码； 设置方法：PL/SQL Developer 7.1.2 ->tools->Preferences->Oracle->Logon History ，"Stor e history"是默认勾选的，勾上"Store with password" 即可，重新登录在输入一次密码则记住了。 2、执行单条SQL语句 在使用PL/SQL Developer的SQL Window时，按F8键，PL/SQL Developer默认是执行该窗口的所有SQL语句，需要设置为鼠标所在的那条SQL语句，即执行当前SQL语句； 设置方法：PL/SQL Developer 7.1.2 -->tools->Preferences-->Window types ，勾上"AutoSel ect Statement" 即可。 3、格式化SQL语句 在使用PL/SQL Developer的SQL Window时，有时候输入的SQL语句太长或太乱，希望能用比较通用的写法格式话一下，这样看起来会好看些，也好分析； 使用方法：选中需要格式化的SQL语句，然后点击工具栏的PL/SQL beautifier按钮即可. 4、查看执行计划 在使用PL/SQL Developer的SQL Window时，有时候输入的SQL语句执行的效率，分析下表结构，如何可以提高查询的效率，可以通过查看Oracle提供的执行计划； 使用方法：选中需要分析的SQL语句，然后点击工具栏的Explain plan按钮（即执行计划），或者直接按F5即可。

跟我学Oracle从入门到精通培训教程——PLSQL Developer工具及应用详解

1.1跟我学Oracle从入门到精通培训教程——PLSQL Developer工具及应用详解 1、PLSQL Developer工具 （1）PLSQL Developer是什么 PLSQL Developer是一种专门用于开发、测试、调试和优化Oracle PL/SQL存储程序单元的集成开发环境，比如触发器、存储过程、函数和程序包等的集成开发环境——管理、开发等方面的工具软件。 PL/SQL Developer侧重于易用性、代码品质和生产力，充分发挥Oracle应用程序开发过程中的主要优势。 （2）PLSQL Developer主要的特性 PL/SQL Developer侧重于易用性和充分发挥Oracle应用程序开发过程中的主要优势。PL/SQL编辑器，具有语法加强、SQL和PL/SQL帮助、对象描述、代码助手、编译器提示、PL/SQL 完善、代码内容、代码分级、浏览器按钮、超链接导航、宏库等许多智能特性。 （3）PLSQL Developer能够提高开发中排错的处理效率 1)常规的数据库管理和数据访问的应用开发中，开发者一般都使用文本编辑器编写程序 单元（过程、触发器等等），然后再使用Oracle SQL*Plus 编译源文件，如果程序中此时有编译错误，开发者则必须要找出它位于源文件何处、并最终要纠正它，再转回到SQL*Plus 中重新编译它，然后再找除下一处的错误。 2)这样的开发过程是比较烦琐的，而应用PL/SQL Developer则能够提高开发中排错的 处理效率。 2、安装PLSQL Developer工具 PLSQL Developer的安装十分简单，先执行安装程序PLSQLDeveloper.exe，然后安装chinese.exe文件进行汉化。安装成功后在桌面点击PLSQL Developer的快捷方式进入登录页面。 （1）启动plsqldev715.exe程序