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合水地区长７３ 发育一套１５～３５ｍ 厚的油页岩,是上覆长７１、长７２ 致密油及下伏长８特低渗岩性油藏的主力烃源岩。铸体薄片、扫描电镜、高压压汞等分析表明,长７致密油储层富含伊利石,而长８储层富含绿泥石,在相同孔隙度条件下,长８储层渗透率远大于长７储层。为了分析造成长７、长８储层物性差异的原因,在成岩作用研究的基础上,通过新的计算方法研究孔隙演化过程,表明沉积时期的杂基充填导致长７孔渗损失严重,后续的压实作用进一步加强了长７、长８储层的物性差异;在有机酸进入储层时,长７、长８储层的渗透率分别为１×１０－３,８．９×１０－３μｍ２,有机酸难以进入物性差的长７砂岩储层;长７砂岩中的长石溶蚀孔和长８具有本质区别,它是蒙脱石伊利石化的结果,而不像长８那样属于有机酸 作 用 的 产 物,表明早期孔隙演化过程对后期有机酸作用具有重要影响。 相似文献
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低渗透砂岩油气成藏特征及其勘探启示 总被引：4，自引：3，他引：1
低渗透油气藏在国内外分布都非常广,占有很大的资源量和储量。低渗透砂岩具有特殊的成藏特征,主要表现在：（1）储层颗粒细、分选差、胶结物含量高,长石和岩屑含量普遍较高,成分成熟度和结构成熟度低,孔隙度、渗透率低,主要为细小孔微细喉型、微孔微喉型,裂缝相对发育,排驱压力大;（2）除了具有一般油气藏的异常高压外,低渗透砂岩油气藏还表现为异常低压,并且出现异常高压和异常低压共存;（3）油气藏内缺乏油（气）水分异,油水关系复杂,常出现油（气）水关系倒置;（4）浮力对低渗透砂岩油气运移的作用非常有限,油气运移的主要动力为异常高压等,油气的运移表现为非达西运移特征,输导体系以裂缝、相对高渗的砂体和局部不整合为主,运移距离比较短,侧向运移不强;（5）低渗透砂岩的含油（气）饱和度一般都小于60%,并且含油饱和度与孔隙度和渗透率的关系比较复杂,储量丰度比较低,主要聚集在岩性或岩性-构造复合圈闭中,受构造影响不大,油气呈大面积分布。因此,低渗透砂岩区的油气勘探应当突破传统的构造高点勘探油气的思想,在构造斜坡下倾部位或向斜区勘探油气,在勘探中注意寻找低渗透砂岩油气富集的“甜点”。
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传统的哈勃星系形态分类法可以很好地对近邻的亮星系进行分类,但对低面亮度星系、矮椭球星系、矮旋涡星系以及高红移星系等都已无能为力。德沃古勒分类系统、叶凯士分类系统和范登伯分类系统是在哈勃分类法的基础上进行了发展和细化,利用光的中心聚集度或光度级等作为星系形态分类的参数。模型化分类系统试图定量地测量星系形态参数,但需要假定星系面亮度分布满足一定的形式,如r~(1/4)律、指数律等。最近几年,又有一些学者提出了非模型化分类系统,给出了若干个可以直接测量星系形态的结构参数,如:聚集度指数C、非对称指数A、簇聚指数S、基尼系数G及矩指数M_(20)。这些参数可以反映星系的形成历史、恒星形成、与其他星系的相互作用、已经发生或正在进行的并合活动等。它们不仅可以有效地给出近邻星系的分类特性,还能用于测量高红移星系的形态。该文介绍了不同的星系形态分类方法,比较了各类方法的优点和不足。在此基础上,最后介绍了基于非模型化分类系统的星系形态分类的研究进展。 相似文献
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通过利用CANDELS-EGS(Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey-Extended Groth Strip)场中HST WFC3(Hubble Space Telescope Wide Field Camera 3)F160W高分辨率的观测图像,研究了9个光谱红极亮红外星系的形态结构特征.发现这些星系的形态表现出多样性(从椭圆到多个亮核或弥散的结构),如:双核,气体桥,双不对称体,不规则或椭圆结构.为了定量地研究这些极亮红外星系的形态,测量了它们在静止光学波段的形态参数(基尼系数G和矩指数M20).与近邻极亮红外星系相比,高红移极亮红外星系的G偏小而M20偏大,表明这些星系的星族分布聚集度小且不对称性大.基于对样本中极亮红外星系2维面亮度轮廓的拟合,得到这些星系的有效半径分布在2.4 kpc到5.8 kpc之间,其平均值是(3.9±1.1)kpc.相比较于近邻相似质量的恒星形成星系来说,高红移极亮红外星系的平均大小要小1到2倍.在类似红移和红外光度条件下,得出的这些结果也与其它文献中给出的结论相一致. 相似文献
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近年来随着国际8~10 m口径望远镜数目的不断增加,4 m及以下口径望远镜已成为中小型望远镜.如何利用中、小口径望远镜做出有影响的科学成果,须做到"有所为,有所不为".为此,自2013年开始针对国家天文台2.16 m望远镜推出了重点课题支持计划.介绍的"近邻星系恒星形成区光谱观测研究"为2.16 m望远镜支持的3个重点课题之一.它将利用2.16 m望远镜3 yr、每年30个暗夜或灰夜的观测时间,开展20个近邻、大星系中多个恒星形成区、平行星系主轴方向和垂直主轴方向的光谱观测,获得一个有显示度的、科学意义重要的近邻星系恒星形成区和径向分布的光谱样本.同时该课题还利用6.5 m多镜面望远镜(MMT)的观测时间,开展近邻、特大星系的恒星形成区的光谱观测.利用2.16 m望远镜和MMT望远镜观测得到的星系不同区域的光谱数据,结合已有的紫外、光学、红外波段宽带滤光片数据和BATC(Beijing-Arizona-Taiwan-Connecticut)15个中带滤光片数据,可开展星系尘埃消光、恒星形成率、金属丰度和星族特性二维分布等方面的研究;开展星系二维特性和星系形态、星系环境关系的研究.将介绍这个重点课题的科学意义、星系样本的选取、光谱观测策略和星系NGC 2403的光谱观测和初步研究结果. 相似文献
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冀北赤城退变榴辉岩的原岩为兼具洋中脊和岛弧地球化学属性的拉斑玄武岩类,其变质演化经历了早期的榴辉岩相进变质,以及后期的麻粒岩相和角闪岩相退变质等阶段。锆石SHRIMP U-Pb年代学研究表明,退变榴辉岩的原岩形成于438 Ma±,峰值榴辉岩相变质发生在355 Ma±,后期麻粒岩相和角闪岩相退变质年龄则分别为341 Ma±和322 Ma~326 Ma。冀北赤城退变榴辉岩演化时间序列的确定,对探讨华北克拉通北缘中段的大地构造演化具有十分重要的意义。 相似文献
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利用赫歇尔空间望远镜的H-ATLAS(Herschel Astrophysical Terahertz Large Area Survey)SDP(Science Demonstration Phase)天区从紫外到亚毫米波段数据,结合星族合成方法和尘埃模型,计算了星系的红外总光度.在此基础上,分别针对强恒星形成星系和弱恒星形成星系,研究了利用紫外光度、红外光度和Hα谱线计算得到的恒星形成率(Star Formation Rate,SFR)的差异以及导致差异的内在物理起因.发现对于恒星形成活动强的星系,这3种恒星形成率指针给出的结果基本一致,弥散较小、只是在高恒星形成率端,利用紫外光度算得的恒星形成率比利用Hα谱线流量算得的恒星形成率略微偏小;而在低恒星形成率端,紫外光度指针偏大于Hα谱线指针;红外光度指针与Hα谱线指针在两端无明显偏差.对弱恒星形成星系,紫外光度、Hα谱线和红外光度3种恒星形成率指针存在明显的差异,且弥散较大.利用紫外光度和Hα谱线计算得到的恒星形成率的弥散和系统偏差随着星系年龄、质量的增加而增大.系统偏差增大的主要原因是利用紫外连续谱斜率β定标恒星形成活动较弱星系的消光时,高估了这些星系的紫外消光,使得消光改正后的紫外光度偏大.另外,MPA/JHU(Max Planck Institute for Astrophysics/Johns Hopkins University)数据库中弱恒星形成星系的恒星形成率SFR(Hα)比真实值偏低. 相似文献