연구는 헬륨 - 물 화합물의 새로운과 이온 상태를 밝힙니다

.SKT, 세계 최초 '5G 로밍' 서비스 시작

(서울=연합뉴스) SK텔레콤이 스위스 1위 이동통신사업자인 스위스콤과 손잡고 오는 17일부터 세계 최초로 5G 로밍 서비스를 시작한다고 16일 밝혔다. 사진은 SK텔레콤 직원이 스위스 현지에서 5G 로밍 서비스를 테스트하는 모습. 2019.7.16

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Nicolas de Angelis - Voyage

 

 

.NASA 위성을 이용한 최초의 초신성 관측

에 의해 오하이오 주립 대학 크레딧 : CC0 공개 도메인, 2019 년 7 월 16 일

NASA의 Trans Exoplanet Survey Satellite가 2018 년 4 월에 우주로 발사되었을 때 우주를 새로운 행성에 대해 탐색하는 구체적인 목표를 가지고 수행했습니다. 그러나 최근 발표 된 연구에서 오하이오 주립 대학의 천문학 팀은 TESS라는 별명을 가진이 조사가 특정 유형의 초신성을 모니터하는 데 사용될 수 있음을 보여줌으로써 과학자들이 백색 왜성이 폭발하는 원인에 대한 더 많은 단서를 제공했다. 폭발이 남긴 요소들. "우리는이 별들이 폭발하는 것을 수년간 알고 있었지만 왜 폭발했는지에 대한 끔찍한 생각이 있습니다."라고이 연구의 수석 저자이자 오하이오 주 천문학 대학원생 인 Patrick Vallely는 말했다. "여기서 가장 중요한 것은이 초신성이 표준 스타 컴패니언에서 직접 백색 왜성 (질량을 뺀 것)을 얻는 것과 일관성이 없다는 것을 보여줄 수 있다는 것입니다.이 표준은 사람들이 시도하는 표준 아이디어의 일종입니다 첫 번째 장소에서 수소 서명을 찾으십시오. 즉, TESS 광도 곡선이 폭발물이 동료의 표면에 부딪혔다는 어떠한 증거도 나타나지 않았으며, SALT 스펙트럼의 수소 서명이 다른 것과 같이 진화하지 않기 때문에 우리는 표준모델을 배제 할 수 있습니다. " 왕립 천문 학회 월간 고지 (Monthly Notices of the Royal Astronomical Society )에 자세히 설명 된 연구 결과는 TESS를 사용하여 관찰 된 초신성에 대한 최초의 발견 결과를 나타내며 백색 왜성 이 초신성으로 폭발 한 후에 남겨진 원소에 대한 오랜 이론에 대한 새로운 통찰력을 추가 합니다. 이러한 요소들은 오랫동안 천문학 자들을 괴롭혔다. 백색 왜성은 주변의 별에서 질량을 모으고 너무 크게 성장하여 안정을 유지 한 채 특정 유형의 초신성 인 1a로 폭발합니다. 천문학 자들은 믿습니다. 그러나 그것이 사실이라면 폭발은 천문학 자들이 수소의 미량 원소, 별과 우주 전체의 중요한 빌딩 블록을 남겨두고 이론화해야한다고 주장했다. (백색 왜성은 그 성격 상 이미 자체 수소로 태워서 초신성에서 수소의 원천이되지는 않을 것이다.) 그러나 초신성에 대한이 TESS 기반의 관찰까지, 천문학 자들은 폭발의 여파로 그 수소 흔적을 본 적이 없었다 :이 초신성은 천문학자가 수소를 측정 한 최초의 유형이다. 그 카네기 연구소 (Carnegie Institute for Science)의 연구진에 의해 최초로보고 된이 수소는 천문학 자들이 백색 왜성 초신에 대해 알고있는 성질을 바꿀 수있다. "이 특별한 초신성에 관한 가장 흥미로운 점은 우리가 스펙트럼에서 본 수소 (폭발이 남겨 놓은 원소)"라고 Vallely는 말했다. "우리는 수초 동안이 유형의 초신성의 스펙트럼에서 수소와 헬륨을 찾고있었습니다. 그 원소들은 우리가 초신성을 일으킨 원인을 이해하는 데 도움이됩니다." 수소는 백색 왜성이 가까운 별을 소비했다는 것을 의미 할 수 있습니다. 이 시나리오에서 두 번째 별은 평생 동안 평범한 별이 될 것입니다. 두 번째 백색 왜성이 아닙니다. 그러나 천문학 자들이이 초신성으로부터 빛의 곡선을 측정했을 때, 곡선은 두 번째 별이 사실 두 번째 백색 왜성이라는 것을 나타 냈습니다. 그래서 수소는 어디에서 왔습니까? 천문학자인 Kris Stanek 교수는 오하이오 주립대 학교의 고문이자이 논문의 공동 저자인데이 수소는 동급 스타 (표준 스타)에서 나왔을 가능성이 있다고 말했다.하지만 그는 수소가 왔을 가능성이 더 높다고 생각한다. 폭발 한 백색 왜성 근처에서 일어난 세 번째 별에서부터 우연히 초신성에서 소비되었습니다. "우리는이 수소를 보았 기 때문에 백색 왜성이 두 번째 별을 소비하고 폭발했다는 것을 의미한다고 생각할 것입니다. 그러나이 초신성에서 본 빛의 곡선에 따라 그것이 사실이 아닐 수도 있습니다."라고 Stanek은 말했다. "빛의 곡선을 바탕으로, 우리가 생각한 가장 큰 일은 수소가 시스템의 세 번째 별에서 나올지 모른다는 것"이라고 Stanek은 덧붙였다. "현재 오하이오 주에서 적어도 우위를 점하고있는 시나리오는 유형 Ia (1-A라고 발음되는) 초신성을 만드는 방법은 두 개의 백색 왜성이 서로 충돌하면서 충돌하는 것입니다. 수소. " 오하이오 주 연구를 위해 발레리 (Vallely), 스테 네크 (Stanek) 및 전 세계의 천문학 팀은 10cm 직경의 망원경 인 TESS의 데이터와 초신성에 대한 전천후 자동 설문 조사 (ASAS-SN)의 데이터를 결합했습니다. ASAS-SN은 오하이오 주 주도로 멀리 떨어진 은하에서 초신성을위한 하늘을 바라 보는 전 세계의 작은 망원경으로 구성됩니다. 비교해 보면, TESS는 가까운 은하계의 행성에 대한 하늘을 검색하고 이전의 위성 망원경보다 훨씬 빠르게 데이터를 제공하도록 설계되었습니다. 즉, 오하이오 주립 팀은 TESS의 데이터를 사용하여 폭발 직후 초신성 주변에서 일어난 일을 볼 수있었습니다. 이는 전례없는 기회였습니다. 이 팀은 TESS와 ASAS-SN의 데이터를 남아프리카 대형 망원경의 데이터와 결합하여 초신성의 여파로 남겨진 요소를 평가했습니다. 그들은 수소와 헬륨을 둘 다 발견했습니다. 폭발하는 별이 어쨌든 근처의 동반자 별을 소비했다고하는 두 가지 지표. "이러한 결과에 대해 정말 멋진 점은 우리가 데이터를 결합 할 때 새로운 것을 배울 수 있다는 것"이라고 Stanek 씨는 말했다. "그리고이 초신성은 그 시너지 효과의 첫 번째 흥미 진진한 사례입니다." 이 팀이 관찰 한 초신성은 두 개의 별이 서로 궤도를 이룰 때 발생할 수있는 초신성 유형 인 유형 Ia였습니다. 천문학 자들은 이진 체계라고 부릅니다. Type I 초신성의 경우에는 그 별 중 하나 가 백색 왜성입니다. 백색 왜성은 모든 핵연료를 태우고 매우 뜨거운 핵을 남겼습니다. (백색 왜성 온도는 100,000도 켈빈 - 거의 200,000도 화씨를 초과합니다.) 별이 가까운 별에서 에너지와 물질을 훔쳐서 더 커지면 별을 성장시키지 않으면 서 백색 왜성은 냉각 된 다음 10 억년 동안 검은 색 덩어리로 변합니다 . 그러나 백색 왜성과 다른 별이 이원계에 있다면, 백색 왜성은 서서히 초신성으로 폭발 할 때까지 천천히 다른 별에서 질량을 취합니다. 유형 I 초신성은 우주 과학에서 중요합니다. 우주 과학자는 우주에서 거리를 측정하고 우주가 얼마나 빨리 팽창 하는지를 도울 수 있습니다 (2011 년 노벨 물리학 상을 수상한 중요한 발견). "이것은 1990 년대에 발견 된 암흑 에너지로 이끌어 낸 초신성의 가장 유명한 유형입니다."발리는 말했다. "그들은 우주에서 너무 많은 원소의 존재에 대한 책임이 있습니다. 그러나 우리는 그 뒤에있는 물리학을 잘 이해하지 못합니다. 그리고 그것은 TESS와 ASAS-SN을 결합하는 것에 대해 정말로 좋아합니다. 데이터를 사용하여이 초신성에 대해 조금 더 알아 내야합니다. " 과학자들은 동반자 별이 백색 왜성 초신성으로 이어진다는 것에 광범위하게 동의하지만 그 폭발의 메커니즘과 동반자 별의 구성은 덜 명확하다. 이 발견은이 유형의 초신성에있는 별이 다른 백색 왜성 일 가능성이 있다는 증거를 제공한다고 Stanek은 말했다. "우리는이 데이터에서 새로운 것을보고 있으며 Ia 초신성 현상에 대한 이해를 돕습니다 ."라고 그는 말했다. "우리는 이미 우리가 가지고있는 시나리오의 관점에서이 모든 것을 설명 할 수 있습니다. 우리는이 경우 세 번째 별이 수소 의 원천이 될 수 있도록해야합니다 ."

추가 탐색 열 핵폭발의 생존자로 여겨지는 3 개의 도망자 더 자세한 정보 : PJ Vallely et al. ASASSN-18tb : TESS와 SALT에 의해 관찰 된 가장 특이한 Type 1a 초신성 , Royal Astronomical Society의 월간 고지 (2019). DOI : 10.1093 / mnras / stz1445 저널 정보 : 왕립 천문 학회 월간 고지 에 의해 제공 오하이오 주립 대학

https://phys.org/news/2019-07-supernova-kind-nasa-satellite.html

 

 

.연구는 헬륨 - 물 화합물의 새로운과 이온 상태를 밝힙니다

Ingrid Fadelli, Phys.org 1,600K, 2,000K 및 2,300K에서의 AIMD 시뮬레이션으로부터 Fd-3mHe2H2O의 O 원자와 비교 한 H 및 He 원자의 거동 (a-c) 상이한 온도에서의 AIMD 시뮬레이션으로부터의 H, He 및 O 원자에 대한 평균 MSD . (d-i) 고체상 (1,600 K), 초 온성 He 상 (2,000 K), SI-I 및 superionic의 3 개의 별개 상을 나타내는 마지막 5 ps 런으로부터의 시뮬레이션으로부터 하나의 수퍼 셀에서의 원자 궤적을 나타낸다. He + H 상 (2,300 K), SI-II. 중복을 피하기 위해, 오직 H와 O만이 d-f에 나타나고, 오직 He와 O만이 g-i에 보여집니다. Credit : Liu et al.2019 년 7 월 16 일 기능

헬륨과 물은 천왕성과 해왕성과 같은 거대한 행성에서 특히 우주에 걸쳐 풍부하다고 알려져 있습니다. 헬륨은 일반적으로 일반적인 대기 조건에서 반응하지 않지만 과거의 연구에서는 고압 하에서 다른 원소 및 화합물과 때때로 반응 할 수 있음을 발견했습니다. 난징 대학 (Nanjing University)과 케임브리지 대학 (Cambridge University)의 연구원은 최근 에 다른 행성들과 같은 고압 조건 에서 헬륨과 물의 반응을 연구했다 . Nature Physics에 실린 그들의 연구에서 , 그들은 이전에 알려지지 않았던 SI-I 및 SI-II라고 불리는 두 가지 유형의 초 음이온 상태를 발표했습니다. Superionic 상태는 본질적으로 화합물이 액체와 고체의 몇 가지 특성을 동시에 나타낼 수있는 물질의 단계입니다. "헬륨은 주기율표 에서 가장 불활성 원소 이며 일반적으로 주변 조건 에서 반응이없는 것으로 간주됩니다 ."연구를 수행 한 연구원 중 하나 인 Jian Sun이 Phys.org에 말했다. 그러나 헬륨은 고압에서 일부 원소와 화합물과 반응하여 발견되었으며, 우리는 헬륨과 물이 고압 및 유성 조건에서 나타날 수있는 국가의 성질에 따라 서로 반응 할 수 있는지를 이해하고자했습니다. " 최근 수퍼이 미닉 (superionic) 국가는 전 세계적으로 많은 연구팀이 관심을 모으고 있습니다. 이러한 상태의 알려진 예로 superionic water (또는 ice)가 있습니다. 이것은 매우 높은 온도 와 압력에서 일어나는 물의 상이며, 수소 원자 는 자유롭게 이동할 수 있고 산소 원자는 그 부 격자에 고정되어 있습니다. 그들의 연구에서 Sun과 그의 동료들은 헬륨 (He)과 물 (H 2 O)이 광범위한 압력 조건 (2 ~ 92 GPa)에 존재하는 몇 가지 안정적인 화합물을 형성 할 수 있다는 것을 보여주기 위해 계산을 사용했습니다 . 흥미롭게도 그들은 높은 압력과 온도에서 이러한 화합물이 전에 관찰 된 적이없는 초 온성 상태를 형성 할 수 있다는 것을 발견했다.

연구원의 구조 탐색 및 AIMD 시뮬레이션에서 얻은 고압에서 헬륨 - 물 시스템의 위상 다이어그램을 제안했습니다. 기호는 시뮬레이션에서 샘플링 된 네 가지 별개의 열역학 상태를 나타냅니다. 원형, 솔리드 스테이트; 사각형, 그 확산 상태 (SI-I); 다이아몬드, He 및 H 확산 상태 (SI-II); 및 삼각형, 유체 상태. 흑색 점선이 상 경계에 맞추어졌습니다. 붉은 점선은 두 가지 예측 된 고체상 인 I41md와 Fd3m과 SI-I 지역의 두 가지 유형의 H2O 부 격자 (I41md와 Fd3m)를 구별한다. Credit : Liu et al.

"우리는 고압에서 가장 안정한 헬륨 - 물 화합물을 발견하기 위해 양자 역학 에 기초한 결정 구조 검색 방법을 처음 사용했습니다 ."연구에 참여한 또 다른 연구원 인 Chris Pickard가 Phys.org에 말했다. "우리는 그 다음 행성 조건에서 이들 화합물의 상태를 탐구하기 위해 고압 및 고온에서 광범위한 초기 분자 역학 시뮬레이션 을 수행했습니다 ." 연구 마지막 단계에서 연구자들은 수행 한 시뮬레이션을 기반으로 헬륨 - 물 화합물의 초 음파 특성을 분석했습니다. 이것은 궁극적으로 이들 화합물 각각에 대해 압력 - 온도 상태도를 생성 할 수있게 해주었습니다. 서로 다른 압력 및 온도 조건에서 헬륨 - 물 화합물을 분석 한 결과 두 종류의 이전에 알려지지 않은 유형의과 이온 상태가 밝혀졌습니다. "이 상태들 중 첫 번째 상태에서, 헬륨 원자는 고정 된 얼음 - 격자 프레임 워크 내에서 액체 행동을 나타내며 SI-I이라고 명명했습니다."연구에 참여한 또 다른 연구원 인 Richard Needs가 Phys.org에 말했다. "두 번째 단계에서, 헬륨과 수소 원자는 고정 된 산소 부 격자 내에서 액체와 같은 방식으로 움직이며, 우리는 SI-II로 이름을 붙였습니다. 우리는 헬륨의 삽입이 순수한 물과 비교하여과 이온 상태 의 압력 을 실질적으로 감소시키는 것을 발견했습니다 . " Sun, Pickard, Needs 및 나머지 팀이 수집 한 결과에는 몇 가지 실용적인 의미가 있습니다. 예를 들어, 그들은 헬륨 화합물에 대한 현재의 이해, 물질의 녹는 과정 및 거대한 행성의 내부 구조를 개선하는 데 도움이 될 수 있습니다. "우리는 이제 다른 헬륨 화합물 , 특히 암모니아 나 메탄과 같은 행성 과학과 직접 연결되는 것들을 연구 할 것입니다."라고 Sun은 말했다. "우리는 엄청난 가능성을 제공하는 우주에서 예기치 않은 결과를 찾고있다."

추가 탐색 초고온 얼음의 새로운 단계 예측 추가 정보 : Cong Liu et al. 헬륨 - 물 화합물의 다중 superionic 상태, Nature Physics (2019). DOI : 10.1038 / s41567-019-0568-7 : https://www.nature.com/articles/s41567-019-0568-7 저널 정보 : 자연 물리학

https://phys.org/news/2019-07-unveils-superionic-states-helium-water-compounds.html

 

 

.가이아는 은하계의 은하계 바를 매핑하기 시작합니다

에 의해 바르셀로나의 대학 이 은하계의 예술적 표현에 겹쳐진이 색조 차트는 ESA의 Gaia 임무 중 두 번째 릴리스의 데이터를 사용하여 적외선 및 광학 조사와 함께 주황색 / 황색 색상이 더 큰 것을 나타내는 은하수에서 1 억 5 천만 개의 별 분포를 보여줍니다 별의 밀도. 이 별의 대부분은 붉은 색 거성입니다. 차트에 표시된 별의 대부분이 태양에 더 가깝게 위치하는 동안 (이미지의 아래 부분에있는 더 큰 주황색 / 노란색 얼룩) 많은 별들로 채워진 크고 길쭉한 모습이 은하의 중앙 영역 : 이것은 은하계의 첫 번째 기하학적 표시입니다. 이 차트에 표시된 별까지의 거리, StarHorse 컴퓨터 코드를 사용하여 표면 온도와 멸종 - 우리와 별 사이의 먼지 양을 측정 한 -과 함께 계산되었습니다. 신용 : 데이터 : ESA / Gaia / DPAC, A. Khalatyan (AIP) 및 StarHorse 팀; 갤럭시지도 : NASA / JPL-Caltech / R. 상처 (SSC / Caltech)2019 년 7 월 16 일

2018 년에 발표 된 Gaia star-mapping 위성의 두 번째 데이터는 천문학 분야의 혁명을 일으켰습니다. 전례없는 카탈로그에는 다른 천체에 대한 정보와 함께 우리 은하계의 10 억 개 이상의 별에 대한 하늘의 밝기, 위치, 거리 표시기 및 동작이 포함되어 있습니다. 이것은 시작에 불과합니다. 두 번째 릴리스는 Gaia의 조사 첫 22 개월을 기반으로하고 있지만 위성은 5 년간 하늘을 스캔했으며 적어도 2022 년까지 계속 진행할 예정입니다. 향후 몇 년간 계획된 새 데이터 릴리스로 인해 측정이 꾸준히 향상 될 것입니다. 우리의 가정 은하를 도표화하고 그 어느 때보 다 과거의 역사를 탐구 할 수있는 추가 정보를 제공하는 것입니다. 한편, 천문학 자 팀은 최근의 가이아 (Gaia) 데이터를 지상 및 우주에서 수행 된 적외선 및 광학 관측과 결합하여 ESA의 뛰어난 측량 기술자의 향후 출시 내용을 미리 보여줍니다. "우리는 Gaia 데이터에 포함 된 두 개의 별의 매개 변수, 특히 별의 표면 온도와 '멸종'을 보았습니다. 이것은 기본적으로 우리와 별 사이의 먼지가 얼마나 많은지, 빛을 어둡게하고 만드는 것입니다. 그것은 더 붉게 보입니다. "ICCUB 회원이자 새로운 연구의 리드 저자 인 프리드리히 앤더스 (Friedrich Anders)는 말한다. "이 두 매개 변수는 서로 연결되어 있지만, 적외선 관측으로 먼지를 들여다 본 추가 정보를 추가하여 독립적으로 추정 할 수 있습니다."라고 전문가는 말합니다. 이 팀은 공동 저자 인 Anna Queiroz와 다른 공동 작업자가 개발 한 StarHorse라는 컴퓨터 코드를 사용하여 두 번째 가이아 데이터 릴리스와 적외선 조사를 결합했습니다. 이 코드는 관측치를 항성 모델과 비교하여 항성의 표면 온도, 멸종 및 항성까지의 거리를보다 정확하게 예측합니다. 결과적으로, 천문학 자들은 약 1 억 5 천 만개의 별까지 거리를 훨씬 더 정확하게 측정 할 수있었습니다. 어떤 경우에는 그 개선이 최대 20 % 이상입니다. 이를 통해 원래의 가이아 데이터만으로 가능한 것보다 훨씬 더 먼 거리로 은하수의 별 분포를 추적 할 수있었습니다.

https://3c1703fe8d.site.internapcdn.net/newman/gfx/video/2019/gaiastartsma.mp4

ESA / Gaia 데이터 공개에서 별의 밀도를 3D로 시각화합니다. 2. 태양의 위치를 ​​중심으로 회전합니다. 색상은 밀도를 인코딩합니다. 파란색은 낮고 노란색 / 오렌지색은 높습니다. 가이아 (Gaia) 선택 기능으로 인해 가장 높은 별의 밀도가 태양 가까이에서 측정되지만 인근 스타 클러스터와 은하계 막대 (주로 주황색 범프 별)를 식별 할 수도 있습니다. 신용 : StarHorse 팀. 시각화 : Arman Khalatyan; 비디오의 시작 부분에있는 신용 배경 이미지 : NASA / Caltech / R. 상처

"두 번째 가이아 데이터 릴리스로 약 6500 광년 의 반경을 조사 할 수 있었지만 새로운 카탈로그를 통해이 '가이아 스퓌 어와'를 3 ~ 4 번 확장하여 밀키 중심에 도달 할 수있었습니다 길 "은 프로젝트가 조정 된 독일 포츠담 천체 물리학 연구소의 공동 저자 인 크리스티나 치아 피니 (Cristina Chiappini)를 설명합니다. 우리 은하의 중심에서 데이터는 별의 3 차원 분포에서 크고 길쭉한 특징을 분명히 나타냅니다. 은하계 바. "우리는 은하계가 다른 나선형 은하와 같이 막대를 가지고 있음을 알고 있습니다 만, 지금까지는 별과 가스의 움직임이나 적외선 조사에서 별의 수를 간접적으로 나타 냈습니다. 이것은 은하계를 처음 보는 것입니다 3 차원 공간에서 막대의 기하학적 인 측정을 기반으로, "프리드리히 앤더스는 말합니다. "궁극적으로 우리는 은하계 고고학에 관심을 가지고 있습니다. 우리는 은하수가 어떻게 형성되고 진화되었는지를 재구성하고 그렇게하기 위해 각 구성 요소의 역사를 이해해야합니다."라고 Cristina Chiappini는 덧붙입니다. "많은 양의 별과 가스가 은하의 중심 주위를 단단히 회전하는 막대가 어떻게 형성되었는지는 아직 명확하지 않지만 다음 해 Gaia와 다른 다가오는 조사를 통해 우리는 확실히 그것을 파악할 수있는 올바른 길을 가고 있습니다" , 연구원 노트. 팀은 APOGEE-2 (Apache Point Observatory Galaxy Evolution Experiment)의 차기 자료뿐만 아니라 칠레의 유럽 남부 천문대 (European Southern Observatory)의 4 미터 다중 물체 망원경 (4MOST)과 같은 다가오는 시설을 기대하고있다. 라 팔마 (카나리아 제도)의 William Herschel Telescope (WHT)에서 WEAVE (WHT Enhanced Area Velocity Explorer) 조사를 실시했습니다. 현재 2021 년에 계획된 세 번째 가이아 데이터 릴리스에는 훨씬 더 많은 수의 별에 대한 거리 측정이 크게 향상 되어 밀키 웨이 중심의 복잡한 지역에 대한 이해를 높일 것으로 기대됩니다. "이번 연구를 통해 세 번째 데이터 릴리스에서 가이아 측정에서 기대할 수있는 은하에 대한 지식을 향상시키는 데 도움이 될 수 있습니다."라고 라이덴 대학 (네덜란드)의 앤서니 브라운 (Anthony Brown) 공동 저자는 설명합니다. "우리는 우리가 볼 수 없었던 은하수의 특징을 드러내고 있습니다. 이것은 가이아의 힘이며 보완 조사와 함께 더욱 강화되었습니다."라고 ESA의 가이아 프로젝트 과학자 Timo Prusti는 결론지었습니다.

추가 탐색 10 억 개가 넘는 별 중에서 가장 정확한지도를 만들 수 있도록 가이아를 정확히 찾아냅니다. 더 자세한 정보 : F. Anders 등, Gia 18, Astronomy & Astrophysics (2019) 보다 밝은 Gaia DR2 별에 대한 사진 - 기상 거리, 멸종 및 천체 물리학 적 매개 변수 . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201935765 저널 정보 : 천문학 및 천체 물리학 Barcelona 대학 제공

https://phys.org/news/2019-07-gaia-galactic-bar-milky.html

 

 

.획기적인 재료로 인해보다 저렴하고 광범위한 태양 광 패널 및 전자 제품을 생산할 수 있습니다

에 의해 캔자스 대학 학점 : University of Kansas, 2019 년 7 월 16 일

 

간단한 잉크젯 프린터를 사용하여 전자 장치를 인쇄하거나 건물의 벽에 태양열 판을 페인트한다고 상상해보십시오. 이러한 기술은 전자 장치 제조 비용을 절감하고 일상 생활에서 전자 장치를 통합 할 수있는 새로운 방법을 가능하게합니다. 지난 20 년 동안 분자 또는 폴리머로 만들어진 유기 반도체 라 불리는 물질이 이러한 목적으로 개발되었습니다. 그러나 이러한 재료의 일부 속성은 광범위한 사용을 제한하는 주요 장애물입니다. "이러한 물질에서 전자는 대개 '구멍이라고 알려진 전자가 빠져있어 자유롭게 움직일 수 없다.'라고 캔자스 대학의 물리 천문학 부교수 인 Wai-Lun Chan은 말했다. "재료에서 자유롭게 돌아 다니고 전기를 흐르게하는 이른바 '자유 전자'는 드물고 빛의 흡수로 쉽게 생성 될 수 없기 때문에 태양 전지 패널과 같은 응용 분야에서 이러한 유기 물질의 사용을 방해합니다. 자료는 종종 성능이 떨어집니다. " 이 문제로 인해 Chan은 "전자 방출"은 태양 전지, 광 센서 및 기타 광전자 응용 분야의 유기 반도체를 개발하는 데 초점을 맞추고 있다고 말했다. 단일 원자 층과 결합 될 때 이제 찬 휘 조 물리 천문학 교수 이끄는 KU 두 물리학 연구 그룹은 효과적으로 유기 반도체에서 자유 전자를 생성 한 이황화 몰리브덴 MOS ( 2 ) 최근에 발견 된 2 차원 (2-D) 반도체에 관한 것이다. 도입 된 2D 층은 전자가 "구멍"에서 벗어나 자유롭게 움직일 수있게합니다. 연구 결과는 과학 분야의 화학 및 인터페이싱 분야의 저널 인 American Chemical Society 저널에 발표되었습니다 . 지난 몇 년 동안, 많은 연구원들이 어떻게 하이브리드 유기 2-D 인터페이스로부터 자유 전하가 효과적으로 생성 될 수 있는지 조사 해왔다. "1 억분의 1 초도 안되는 비교적 짧은 기간에 전자가 한 물질에서 다른 물질로 옮겨 갈 수있는 한 자유 전자가 계면에서 생성 될 수 있다는 것이 일반적인 가정 중 하나입니다. "하지만 대학원생 Tika Kafle과 Bhupal Kattel과 나는 초고속 전자 전달의 존재 자체만으로 광 흡수로부터 자유 전자의 생성을 보장하기에 충분하지 않다는 것을 발견했다. 전자가이 결합력으로부터 자유로울 수 있는지 여부는 인터페이스 근처의 지역 에너지 환경에 달려있다. " Chan은 전자의 에너지 환경은 산의 지형도로 볼 수 있다고 말했다. "등산객은 등고선지도를 기반으로 경로를 선택합니다." "비슷하게, 두 물질 사이의 계면에서의 전자의 운동은 계면 부근의 전자 에너지 현상에 의해 제어된다." Chan과 Zhao의 연구 결과는 그러한 하이브리드 재료에서 전자를 자유롭게하는 "풍경"을 디자인하는 일반적인 원리를 개발하는 데 도움이 될 것입니다. 이 발견은 초고속 레이저, Chan의 실험실에서의 시간 분해 광전자 분광학 및 Zhao 연구소의 일시적인 광 흡수에 기반을 둔 두 개의 보완적인 실험 도구를 결합하여 이루어졌습니다. 실험 설정은 모두 통합 과학 건물 지하에 있습니다. 시간 - 결정 광전자 분광학 실험에서, Kafle은 전자의 움직임을 촉발시키기 위해 초의 10-quadrillionths (10-14) 동안 존재하는 초단파 레이저 펄스를 사용했습니다. 짧은 펄스를 사용하는 이점은 연구원이 전자 여행의 시작 시간을 정확히 알고 있다는 것입니다. Kafle은 또 다른 초단파 레이저 펄스를 사용했다.첫 번째 펄스와 관련하여 정확하게 제어 된 시간에 다시 샘플에 충돌합니다. 이 두 번째 펄스는 시료에서 전자를 쫓아 낼만큼 충분히 정력적입니다. 연구원들은이 전자들의 에너지를 측정하고 에너지 보존의 원칙을 사용함으로써 전자가 방출되기 전에 전자의 에너지를 알아낼 수 있었고, 전자의 에너지를 밝힐 수 있었다. 첫 번째 펄스. 이 기술은 광 흡수 후에 계면을 가로 질러 이동하면서 여기 된 전자의 에너지를 분해합니다 . 샘플의 표면 근처의 전자 만이 두 번째 펄스에 의해 방출 될 수 있기 때문에, 계면에 상대적인 전자의 위치 또한 원자 정밀도로 나타납니다. 일시적 광 흡수 측정에서, Zhao가 감독 한 Peng Yao (방문 학생)와 KU 졸업생 인 Peymon Zereshki는 두 가지 기법을 사용했으며 첫 번째 펄스는 같은 방식으로 전자 동작을 시작했습니다. 그러나 측정에서 두 번째 펄스는 전자를 발산하는 대신 샘플에서 반사되는 두 번째 펄스 의 분율을 감지하여 전자를 모니터링하는 트릭을 수행합니다 . "빛이 먼 거리를 통과 할 수 있기 때문에, 측정은 시료의 전체 깊이에서 전자를 조사 할 수 있기 때문에보다 표면 민감한 첫 번째 기술에 보완적인 정보를 제공 할 수 있습니다."라고 Zhao는 말했습니다. "이러한 상세한 측정은 자유 전자 의 효과적인 생성을 가능하게하는 조건을 결정하고 전자의 궤적을 재구성 할 수있게 해줍니다 ."

추가 탐색 연구원은 그라 핀의 전도성을 향상시키고 태양 광 기술의 가능성을 제시합니다 자세한 정보 : Tika R. Kafle 외, ZnPc / MoS 2 인터페이스 에서의 광 유도 전하 생성에 대한 계면 에너지 풍경의 영향 , 미국 화학 학회지 (2019). DOI : 10.1021 / jacs.9b05893 저널 정보 : American Chemical Society 저널 제공 : University of Kansas

https://phys.org/news/2019-07-breakthrough-material-cheaper-widespread-solar.html

 

 

A&B, study(laboratory evolution, mainhotspot project)

B/http://www.mdpi.com/2072-4292/10/8/1261
A/https://www.nature.com/articles/s41598-018-28963-0
https://pr.ibs.re.kr/handle/8788114/5556?mode=full
https://www.nature.com/articles/s41598-018-28963-0

 

 

.Scanning Doppler Lidar를 이용한 행성 경계층 바람의 측정

박수진 1, 제1저자 연구원

 

박수진 1, 김상우 1 세 *OrcID, 박문수 2OrcID과 송창근 3 1 서울 대학교 지구 환경 과학부 08826 2 한국 외국어 대학교 대기 과학 연구소, 용인 17035 삼 울산 국립 기술 대학교 도시 환경 공학부 울산 44919 * 서신을 처리해야하는 작성자. 접수 : 2018 년 6 월 19 일 / 개정 : 2018 년 8 월 7 일 / 수락 : 2018 년 8 월 8 일 / 게시일 : 2018 년 8 월 10 일 (이 기사는 대기 경계층 특집 원격 감지 (Remote Sensing of Atmospheric Boundary Layer )에 속한다. 전체 텍스트 | PDF [4697 KB, 2018 년 8 월 11 일 업로드 됨] | 피규어

추상

유성 경계층 (PBL)에서 바람 프로파일의 정확한 측정은 수치 기상 예측뿐만 아니라 대기 품질 모델링에서도 중요합니다. 스캐닝 도플러 광 검출 및 거리 측정 (라이더) 측정을 사용하는 두 가지 바람 검색 방법을 비교하고 동시 라디오 존데 음향으로 검증했습니다. 17 개의 라디오 존데 (radiosonde) 사운드 프로파일을 비교해 보면 사인 피팅 방법이 더 많은 수의 데이터 포인트를 검색 할 수 있다는 것을 보여 주었지만 특이 값 분해 방법은 바이어스 (0.57 ms -1 )와 평균 제곱근 오차 (1.75 ms -1)와 라디오 존데 soundings. 속도 방위각 디스플레이 스캔을 얻기 위해 방사 속도의 평균 시간 간격을 15 분으로 늘리면 소음에 대한 평균 신호 효과로 인해 라디오 존데 소리와 더 잘 일치하게됩니다. 나란히 놓인 윈드 도플러 라이더와 에어러솔 미사 산란 라이저에서 동시에 측정 한 결과 PBL 바람의 시간적 변화와 PBL 내 에어러솔의 수직 분포가 나타났다.

https://www.mdpi.com/2072-4292/10/8/1261

 

 

새로운 허블 (Hubble) 상수 측정은 우주 팽창율의 신비에 추가됩니다

의해 NASA의 고다드 우주 비행 센터 이 은하는 허블 상수라고 불리는 우주의 팽창 속도를 측정하기 위해 허블 우주 망원경 프로그램에서 선택됩니다. 이 값은 은하의 거리를 지구에서 멀어지는 명백한 경기 침체 비율 (공간 확장의 상대 론적 효과 때문에)과 비교하여 계산됩니다. 은하계 붉은 거대 항성의 겉보기 밝기를 다른 방법으로 측정 한 인근 붉은 거성과 비교함으로써, 천문학 자들은 각 은하계가 얼마나 멀리 떨어져 있는지를 결정할 수있다. 적색 거성은 늦은 진화 과정에서 동일한 최고 밝기에 도달하기 때문에 신뢰할 수있는 마일 포스트 마커이기 때문에 가능합니다. 그리고 이것을 거리를 계산하는 "표준 캔들"로 사용할 수 있습니다. 허블 ' 적색 거성이 주성 은하계의 별의 후광에서 발견 될 수있는 절묘한 선명도와 감도. 붉은 자이언트는 은하계의 후광에서 찾았습니다. 중심 행은 허블의 전체 시야를 보여줍니다. 하단 행은 Hubble 필드로 더욱 조밀 해집니다. 붉은 거인은 노란색 원으로 표시됩니다. 크레디트 : NASA, ESA, W. Freedman (시카고 대학교), ESO 및 Digitized Sky Survey ,2019 년 7 월 16 일

천문학 자들은 이전의 노력보다 완전히 다른 종류의 별을 사용하여 우주가 얼마나 빨리 팽창하는지에 대한 새로운 측정을했습니다. NASA의 허블 우주 망원경 (Hubble Space Telescope)에서 나온 수정 된 측정은 천체 물리학에 관해 뜨거운 논쟁의 대상이되는 질문의 중심에 놓여 있으며 우주의 근본 특성에 대한 새로운 해석으로 이어질 수 있습니다. 과학자들은 거의 1 세기 동안 우주 가 팽창하고 있다는 것을 알고있었습니다. 즉 우주를 가로 지르는 은하들 사이의 거리가 매 순간 훨씬 더 광대 해짐을 의미합니다. 그러나 허블 상수 (Hubble constant)로 알려진 값인 정확히 얼마나 빠른 공간이 얼마나 스트레칭되고 있는지는 완고하게 도태되어 있습니다. 이제 시카고 대학교의 Wendy Freedman 교수와 동료들은 현대 우주의 팽창 속도에 대한 새로운 측정치를 얻었습니다. 이것은 은하계 사이의 공간이 과학자들이 기대하는 것보다 더 빨리 늘어나고 있음을 시사합니다. 프리드먼은 유럽 우주국의 플랑크 위성 (Planck Satellite)이 측정 한 130 억년 전과 같이 우주를 기반으로 한 현대의 팽창 측정과 예측 사이의 잔상 불일치를 지적하는 몇 가지 최근 연구 중 하나입니다. 더 많은 연구가 예측과 관찰 사이의 불일치를 지적함에 따라, 과학자들은 우주의 기본 물리학에 대해 새로운 모델을 제시해야 하는지를 고려하고있다. "허블 상수는 우주의 절대 크기, 크기 및 나이를 설정하는 우주 론적 매개 변수이며 우주가 진화하는 방법을 정량화하는 가장 직접적인 방법 중 하나입니다"라고 Freedman은 말했습니다. "우리가 전에 보았던 불일치는 사라지지 않았지만이 새로운 증거는 우주의 우리의 현재의 모델에 근본적으로 결함이 있다는 것을 믿을 수있는 즉각 적이고도 강력한 이유가 있는지에 대한 배심원은 여전히 ​​남아 있다고 제안했다." 허용에 대한 출판물 새로운 논문에서 천체 물리학 저널 , 프리드먼와 그녀의 팀은 적색 거성으로 알려진 스타의 종류를 사용하여 허블 상수의 새로운 측정을 발표했다. Hubble을 사용하여 만든 새로운 관측에 따르면 주변 우주의 확장 속도는 초당 70 킬로미터 (megaparsec) (km / sec / Mpc) 미만입니다. 1 파섹은 3.26 광년 거리와 같습니다. 이 측정치는 Cepheid 변수를 사용하는 Hubble SH0ES (Supernovae H0 of the State) 팀에 의해 최근보고 된 74km / sec / Mpc 값보다 약간 작습니다.이 값은 피크 밝기에 해당하는 일정한 간격의 펄스입니다. Johns Hopkins University와 Space Telescope Science Institute의 Adam Riess가 이끄는이 팀은 최근에 Cepheid 거리 측정 기술에 대한 최신 정밀도로 관측치를 수정했다고보고했다. 확장 측정 방법 우주의 팽창 속도를 측정 할 때 중심 과제는 멀리있는 물체까지의 거리를 정확하게 계산하는 것이 매우 어렵다는 것입니다. 2001 년 Freedman은 먼 별을 사용하여 Hubble 상수의 획기적인 측정을하는 팀을 이끌었습니다. Hubble Space Telescope Key Project 팀은 Cepheid 변수를 거리 마커로 사용하여 값을 측정했습니다. 그들의 프로그램은 우리 우주의 허블 상수 값이 72km / sec / Mpc라고 결론 지었다. 그러나 최근에 과학자들은 아주 다른 접근법을 취했습니다 : 빅뱅 (Big Bang)에서 남겨진 빛의 잔물결 구조를 기반으로 한 모델을 구축하는 것입니다. 우주의 극초단파 배경이라고합니다. 플랑크 측정을 통해 과학자들은 초기 우주가 오늘날 천문학 자들이 측정 할 수있는 팽창률로 어떻게 진화했는지 예측할 수 있습니다. 과학자들은 세 페이드 별에서 측정 한 74.0km / 초 / Mpc 비율과 큰 차이가있어 67.4km / 초 / Mpc의 값을 계산했습니다. 천문학 자들은 불일치의 원인이 될만한 것을 찾았습니다. 프리드만 교수는 "당연히 천문학 자들이 우리가 측정하는 별에 대해 아직 이해하지 못하고 있거나 우주의 우주 모델이 아직 불완전하다는 측면에서 불일치가 발생하는지에 대한 질문이 제기된다"고 말했다. "아니면 두 가지 모두를 개선해야합니다." 프리드먼 팀은 완전히 다른 종류의 별을 사용하여 허블 상수에 대한 새롭고 독립적 인 경로를 수립하여 결과를 확인하려고했습니다. 어떤 별들은 삶을 끝내주는 붉은 색 거성이라고 불리는 매우 빛나는 별로서, 우리 태양이 수십억 년 후에 경험할 진화의 단계입니다. 특정 시점에서, 별은 온도가 약 1 억도까지 상승하고 별의 구조가 재 배열되어 궁극적으로 광도를 감소시키는 헬륨 플래시라고하는 파국적 인 사건을 겪습니다. 천문학자는 다른 은하계에서이 단계에서 적색 거성의 겉보기 밝기를 측정 할 수 있으며 거리를 알 수있는 방법으로 사용할 수 있습니다. 허블 상수는 거리 값을 목표 은하의 겉보기 후퇴 속도와 비교하여 계산됩니다. 즉, 은하가 얼마나 멀리 이동하고있는 것처럼 보입니까? 이 팀의 계산에 따르면 Planck과 Riess 팀이 산출 한 값에 걸친 Hubble 상수는 69.8km / sec / Mpc입니다. "우리의 초기 생각은 세 페이드와 우주의 전자파 배경 사이에서 해결해야 할 문제가 있다면, 적색 거성 방법이 타이 브레이커가 될 수 있다는 것"이라고 프리드먼은 말했다. 그러나 연구 결과는 플랑크 결과와 더 밀접하게 일치하지만 다른 연구 결과보다 한 가지 대답에 강하게 반발하는 결과는 나타나지 않습니다. 나사의 다가오는 임무 인 2020 년 중반에 발사 될 예정인 와이드 필드 적외선 측량 망원경 (WFIRST)은 천문학 자들이 우주 시간에 걸쳐 허블 상수의 가치를 더 잘 탐구 할 수있게 해줄 것입니다. WFIRST는 허블과 같은 해상도와 100 배 더 큰 하늘을 볼 수 있으며, 새로운 Ia 형 초신성, 세 페이드 (Cepheid) 변수, 적색 거성 별 을 제공하여 원거리 및 멀리있는 은하에 대한 거리 측정을 근본적으로 향상시킵니다. 허블 우주 망원경은 NASA와 ESA (유럽 우주국) 간의 국제 협력 프로젝트입니다. 메릴랜드 주 그린벨트에있는 NASA의 고다드 우주 비행 센터는 망원경을 관리합니다. 메릴랜드 주 볼티모어에있는 우주 망원경 과학 연구소 (STScI)는 허블 과학 작전을 수행합니다. STScI는 워싱턴 DC의 천문학 연구 대학 협회 (NASA)가 NASA에서 운영하고 있습니다.

추가 탐색 새로운 허블 (Hubble) 데이터로 우주 팽창 속도의 신비가 넓어집니다. 저널 정보 : 천체 물리학 저널 에 의해 제공 NASA의 고다드 우주 비행 센터

https://phys.org/news/2019-07-hubble-constant-mystery-universe-expansion.html

 

 

.3 차원 종양 클러스터를 구축하는 노화 종양 세포

 

논문저자 이현규1, 논문저자 고려대 이현규 Hyun-Gyu Lee1,

June Hoan Kim 2, Woong Sun 2, Sung-Gil Chi3, WonshikChoi 1,4 & Kyoung J. Lee1 ,Scientific Reports volume 8 , 문서 번호 : 10503 ( 2018 ) | 인용문 다운로드 추상 세포 노화 (영구적 인 세포주기 정지)는 생물학적 유기체에 대한 유익한 중요성이 아직 탐구되기 시작한 공통적 인 흥미로운 현상입니다. 다른 한편으로는, 노화 세포는 그들 주위의 조직 구조를 변형시킬 수있다. 무한히 증식 할 수있는 능력을 가진 종양 세포는 그 현상으로부터 자유롭지 못합니다. 여기에 우리는 유방암 식민지의 고밀도 단일 층에있는 노화 세포가 주변에있는 비 노화 세포의 집합 센터 역할을하는 놀라운 관찰을보고합니다. 결과적으로, 노화 세포는 융합 성인 2D 종양 층에서 국소화 된 3D 세포 - 클러스터를 활발히 형성한다. 놀라운 현상을 뒷받침하는 생물 리 학적 메커니즘은 주로 유사 분열 세포 반올림, 동적 및 차동 세포 부착 및 세포 주 화성을 포함한다. 이러한 몇 가지 생물 물리학 적 요소를 통합함으로써 우리는 세포 Potts 모델을 통해 실험 관측을 재현 할 수있었습니다.

 

소개

세포 노화는 증식하는 세포가 완전한 성장 억제에 들어가고 그 체적을 극적으로 팽창시키는 (일반적으로, 2 차원 기질에서 튀긴 알 의 형태로) 생물체에서 공통적 인 현상이다 . 이 세포 상태의 근원은 강하게 연구되어왔다. 그러나 그 기본 메커니즘은 명확하지 않다. 1 , 2. 중요하게 노화 세포는 노화 관련 분비 표현형 (SASPs)으로 총체적으로 분류되는 다수의 분비물을 통해 그 이웃과 상호 작용한다. 이러한 분비 표현형은 생물에 부정적인 영향을 미치는 다양한 생물학적 과정에 관여하는 것으로 알려져있다. 예를 들어, 주위의 악성 종양 세포의 성장을 자극하는 친 염증성 사이토 카인과 케모카인이 그 중 3 개 , 4 개 입니다. 노화 세포의 축적은 또한 나이 - 관련 질환과 같은 더 많은 유기체 레벨 부작용과 연관된 5. 특히 조직 개조를 촉진 할 수도 있습니다. 예를 들어, 일부 세포 노화 따라서 암세포의 침윤 촉진 소프 주변 조직 구조를 만드는 세포 외 매트릭스 저하 프로테아제를 분비 6 , 7 , 8 . 한편, 노화 세포에 대한 유익한 효과에 대해서도 최근 논의된다. SASP는 배아 패터닝 9 , 10 및 상처 치료 11에 기여하는 단백질을 포함 합니다. 그럼에도 불구하고 이러한 조직 재생 효과가 SASP에 의해 생물 물리학 적으로 조율되는 방법의 정확한 성격은 특히 조직에 대한 개별 세포의 규모에서 많이 연구되어야합니다. 이 논문에서는 단일 클론 세포주 인 MDA-MB-231 (널리 사용되는 악성 유방암 세포주)의 시험 관내 배양을 바탕으로 초기 시딩 및 이웃 노화 방지와의 상호 작용에서 신생 세포의 출현을 신중하게 분석합니다 세포. 놀랍게도, 불멸화 된 종양 세포조차도 노화를 일으키는 것으로 나타났습니다 12 . 더 흥미 진진한 것은 노화 된 MDA-MB-231 세포가 인접한 종양 세포에 대한 인력의 중심 역할을하여 처음에 2 층 (2D) 콜로니의 단층에서 3 차원 (3D ) 세포 클러스터. 우리는 전환 이 시험 관내 에서 명확한 것으로 나타남을 본다.예를 들어 노화 세포가 조직 개질에 관여 할 수있는 사례. 또한 몇 가지 필수 메커니즘만으로 통합 된 컴퓨터 모델을 통한 관찰에 대한 경험적 설명을 제공합니다. Metropolis kinetics에서 작동하는 셀룰러 Potts 모델 (CPM)은 세포 부피의 보존, 유사 분열 세포 반올림 (결과적으로 세포 - 환경 유착의 동적 강도)과 같은 생물 물리학 적 과정을 재현하는 것을 목표로하며, 세포의 주 화성 운동. 실험 결과 MDA-MB-231 세포 배양 물 (처음에는 직경 2mm의 디스크 영역에 균일하게 도금 된 합류 단일 층 (confluent mono layer),도 1a 참조, 방법에 대한 자세한 내용 참조)은 다수의 노화 세포가 전체 집단으로 무작위로 출현한다 시간이 지남에 따라 증가한다 (그림 1b ). 그들은 '튀긴 계란'형태로 쉽게 식별 할 수 있습니다 (그림 1c ). 노화 된 상태로 들어가는 세포의 몸체는 꽤 합류하는 인구 내에서도 거대한 지역을 차지하기 위해 며칠 동안 측면으로 팽창합니다 (그림 1c ). 완전히 개발 노화 세포의 점유 면적이 현저하게 다른 하나에서 다를 수 있지만, 일반적으로 1.4 × 10 종종 크고 매우 큰 수 5  μ m (2) (도. 참조 1D를) - 전형적인 비 노화 세포보다 약 3 배 더 크다. 반면에 노화 세포의 몸은 ~ 2 μ m 만큼 얇  습니다 (그림 1e 의 두 측면보기 참조 ). 신체는 f-actin의 조밀 한 네트워크에 의해 구조적으로 잘 유지됩니다 (그림 1e 의 상단 그림 참조 ). 세포가 갑자기 파열되어 대사 과정을 끝낼 때까지 끊임없는 시공간 파동이 몸 전체에 나타나며 핵쪽으로 향하게됩니다.

https://www.nature.com/articles/s41598-018-28963-0

https://www.nature.com/articles/s41598-018-28963-0.pdf