은하수의 대량 유입 및 유출 속도
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.천문학자는 이진 시스템에서 물질을 수집하는 두 개의 젊은 태양을 관찰
TOPICS : 천문학천체 물리학Max Planck Institute 저자 막스 플랑크 협회 2019년 10월 4일 두 어린 별 피드
젊은 쌍둥이 별을위한 음식 : 천문학 자들은 이진법에서 두 개의 태양이 물질을 어떻게 수집하는지 관찰 별은 큰 가스와 먼지 구름 속에서 태어납니다. 국소 치밀화는 먼저 "배아"를 형성 한 다음 물질을 수집하고 성장합니다. 그러나 "누락"이라고하는이 프로세스는 정확히 어떻게 작동합니까? 그리고 물질의 원반에 두 개의 별이 형성되면 어떻게됩니까? 젊은 항성 이진 시스템의 고해상도 이미지는 처음으로 이진 원반 중심에 두 개의 원형 별을 키우는 복잡한 필라멘트 필라멘트 네트워크를 보여줍니다. 이러한 관측을 통해 Max Planck 외계 물리학 연구소가 이끄는 국제 천문학 자 팀은 2 단계 누적 과정, 이진 디스크에서 주변 디스크로 별까지 디스크를 식별하여 이진의 형성 및 진화로 이어지는 조건을 제한 할 수있었습니다. 스타 시스템.
https://youtu.be/7ytXHP3oTPo
우주에있는 대부분의 별은 쌍 (이진) 또는 여러 개의 별 시스템 형태로 제공됩니다. 이제, 이진 별 시스템의 형성은 고해상도 ALMA (Atacama Large Millimetre / submillimetre Array) 이미지 에서 처음으로 관찰되었습니다 . 막스 플랑크 외계 물리 연구소 (Max Planck Institute of Extraterrestrial Physics)가 이끄는 국제 천문학 자 팀은 파이프 성운 분자 구름의 Barnard 59 코어에있는 작은 별들의 작은 군집 중 가장 어린 구성원 인 [BHB2007] 11 시스템을 목표로 삼았다. 이전의 관측에서 circum-binary disk 주위에 accretion envelope가 나타 났지만, 새로운 관측은 이제 내부 구조도 드러냅니다.
바 너드 59 파이프 성운 우주 배달 실 :이 사진은 파이프 성운이라고 불리는 성간 먼지의 광대 한 어두운 구름의 일부인 Barnard 59를 보여줍니다. 고해상도 이미지로 연구 된 이진 시스템 [BHB2007] 11은 짙은 구름에 내장되어 있지만 전파 망원경 ALMA (Atacama Large Millimeter / submillimeter Array)를 사용하면 더 긴 파장에서 관찰 할 수 있습니다. 크레딧 : © ESO 연구를 주도한 MPE의 Felipe Alves는“
우리는 두 개의 작은 별을보고, 우리는 두 어린 별 주위의 별 모양의 디스크로 해석합니다. “이러한 각 디스크의 크기는 태양계의 소행성 벨트와 유사하며 상호 거리는 지구와 태양 사이의 거리의 약 28 배입니다.”두 별 모양의 별은 원주 이진 디스크로 둘러싸여 있습니다. 약 80 개의 목성 질량의 총 질량은 나선형으로 분포 된 복잡한 먼지 구조 네트워크를 보여줍니다. 필라멘트의 형상은 낙하 물질의 스 트리머를 제안하며, 이는 분자 방출 라인의 관찰에 의해 확인된다. "이것은 정말 중요한 결과입니다."Paola Caselli, MPE 책임자이며 Astrochemical Studies Center의 책임자입니다. “우리는 마침내 어린 이진 별들의 복잡한 구조를 이미지화했으며,“이송 필라멘트”가 그것들을 circum-binary disc에 연결합니다. 이것은 현재의 별 형성 모델에 중요한 제약을 제공합니다.” ALMA 프로토 바이너리 시스템 BHB2007
공유 디스크 확대 : ALMA를 관찰 한 결과, 이진 시스템 [BHB2007] 11은 먼지 필라멘트로 둘러싸여 있으며 남부 (더 밝은) 어린 별이 더 많은 물질을 나타냅니다. 크레딧 : © MPE
천문학 자들은 필라멘트를 확장 된 circum-binary disk의 유입 스 트리머로 해석합니다. 여기서 두 proto-stars 중 적은 질량의 circum-stellar 디스크는 이론적 인 예측과 일치하는 더 많은 입력을받습니다. 추정 된 누적 비율은 연간 약 0.01 목성 질량에 불과하며, 이는 다른 별 별 시스템에 대해 추정 된 비율과 일치합니다. circum-binary 디스크가 circum-stellar 디스크를 공급하는 것과 유사한 방식으로, 각각의 circum-stellar 디스크는 그 중심에있는 프로토 스타를 공급합니다. 그러나 디스크 스타 수준에서는 관측에서 유추 된 가속 률이 더 큰 대상에 대해 더 높습니다. 북부 물체에 대한 확장 무선 제트에서 방출을 관찰하면이 결과를 확인할 수 있습니다.이 프로토 스타는 실제로 더 많은 물질을 축적하고 있다는 독립적 인 표시입니다. Alves는“우리는이 2 단계 가속 프로세스가 질량 증가 단계에서 이진 시스템의 역학을 주도 할 것으로 기대합니다. "이러한 관측과 이론의 합의가 이미 매우 유망하지만 우리는 더 많은 이진 시스템을 자세히 연구하여 별의 다중성을 초래하는 조건을 더욱 제한해야합니다."
https://scitechdaily.com/astronomers-observe-two-young-suns-collecting-matter-in-a-binary-system/
.은하수의 대량 유입 및 유출 속도
맷 윌리엄스, 유니버스 투데이 이 그림은 거칠고 혼란스러운 은하계에서 별이 많이 터지는 것을 보여줍니다. 크레딧 : ESA, NASA, L. Calçada,2019 년 10 월 4 일
가장 널리 받아 들여진 우주론 모델에 따르면, 최초의 은하계는 133 억 년에서 140 억 년 전에 형성되기 시작했습니다. 다음 10 억 년 동안 우주 구조가 이제 처음 관측되었습니다. 여기에는 은하단, 수퍼 클러스터 및 필라멘트와 같은 것이 포함되지만, 구상 성단, 은하 벌지 및 초 거대 블랙홀 (SMBH)과 같은 은하 특징도 포함됩니다. 그러나 생명체와 마찬가지로 은하계 는 그 이후로 계속 진화 해 왔습니다. 사실, 은하들은 평생 동안 항상 질량을 증가시키고 방출합니다. 최근 연구에서 국제 천문학 자 팀은 은하수의 물질 유입 및 유출 속도를 계산했습니다. 그런 다음 Astrobites 의 좋은 사람들 은 그것을 잘 분석하고 은하 형성과 진화에 대한 우리의 이해와 얼마나 관련이 있는지 보여주었습니다. 이 연구는 ESA 천문학 자 Andrew J. Fox 박사가 이끌 었으며 우주 망원경 과학 연구소 (STScI) 은하 헤일로 연구 그룹, ESA의 천문학 연구 협회 (AURA) 및 여러 대학의 회원을 포함했습니다. 이전의 연구를 바탕으로, 그들은 주변 고속 구름 (HVC)에서 은하계로의 기체 흐름 속도를 조사했습니다. 은하에서 물질의 이용 가능성은 별 형성의 열쇠이기 때문에 시간이 지남에 따라 은하가 어떻게 진화하는지 이해하는 데있어서 은하의 추가 및 손실 속도를 아는 것이 중요하다. 그리고 Astrobites의 Michael Foley가 요약 한 것처럼, 은하계에 물질이 추가되는 속도를 특성화하는 것이이 "은하 분수대"모델의 세부 사항을 이해하는 데 중요합니다. 이 모델에 따르면 , 은하계에서 가장 거대한 별 들은 은하 디스크에서 물질을 몰아내는 별의 바람을 생성합니다. 수명이 다했을 때 초신성으로 갈 때도 마찬가지로 대부분의 재료를 쫓아냅니다. 그런 다음이 재료는 시간이 지남에 따라 디스크로 다시 유입되어 새로운 별이 형성 될 수 있도록합니다. 폴리는“이러한 과정은 총체적으로 별의 피드백으로 알려져 있으며, 은하계에서 가스를 밀어내는 역할을한다”고 말했다. 다시 말해, 은하수는 고립 된 물질의 호수가 아니라 중력과 항성 피드백으로 인해 지속적으로 가스를 얻고 잃는 저수지입니다.” 또한, 최근 연구에 따르면 별 형성은 은하계 핵에서의 초 거대 블랙홀 (SMBH)의 크기와 밀접한 관련이있을 수 있습니다. 기본적으로 SMBH는 코어를 둘러싸고있는 가스와 먼지를 가열 할 수있는 엄청난 양의 에너지를 방출하여 효과적으로 응집되지 않고 중력 붕괴가 일어나 새로운 별을 형성하지 못하게합니다.
태양의 위치와 Scutum-Centaurus 나선형 팔의 반대쪽에 별 형성 영역이있는 은하수에 대한 작가의 견해. 크레딧 : Bill Saxton, NRAO / AUI / NSF; 로버트 허트, NASA
따라서, 물질이 은하로 유입되는 속도는 별 형성 속도를 결정하는 데 중요합니다. 은하수에서 이런 일이 발생하는 속도를 계산하기 위해 Fox 박사와 그의 동료들은 여러 출처의 데이터를 조사했습니다. 폭스 박사는 전자 우편을 통해 오늘 유니버스에 말했습니다. NASA와 ESA는 모든 허블 우주 망원경 데이터의 잘 정리 된 보관소를 유지하고 있으며, 허블의 민감한 분광기 인 Cosmic Origins Spectrograph (COS)로 촬영 한 백그라운드 퀘이사에 대한 모든 관찰을 거쳤습니다. 270 개의 퀘이사를 발견했습니다. 먼저,이 관측치를 사용하여 고속 구름 (HVC)으로 알려진 빠르게 움직이는 가스 구름의 카탈로그를 만든 다음 HVC를 분할하는 방법을 고안했습니다. 도플러 변화를 이용하여 유입 및 유출 인구로 또한 최근의 연구에 따르면 은하수는 약 70 억 년 전에 휴면 기간을 경험했으며 약 20 억 년 동안 지속되었습니다. 이것은 충격파의 결과로 성간 가스 구름이 가열되어 차가운 가스가 우리 은하로 유입되는 것을 일시적으로 중단 시켰습니다. 시간이 지남에 따라 가스가 냉각되어 다시 유입되기 시작하여 두 번째 별 형성이 시작되었습니다. 모든 데이터를 살펴본 후 Fox와 그의 동료들은 은하수의 유입 및 유출 속도를 제한 할 수있었습니다. "유입 가스 및 유출 가스의 속도를 비교 한 결과, 우리는 과잉 유입을 발견했습니다. 이것은 별과 행성으로 변환 될 수있는 가스가 많기 때문에 우리 은하계에서 미래의 별 형성에 좋은 소식입니다. 우리는 약 0.5 태양을 측정했습니다. 연간 유입 질량 과 유출 연간 0.16 태양 질량 으로 순 유입이 발생합니다. " 그러나 폴리가 지적한 바와 같이, HVC는 단지 약 1 억년 정도의 기간 동안 사는 것으로 여겨진다. 결과적으로이 순 유입은 무기한 지속될 수 없습니다. "마지막으로, 그들은 유입 또는 유출 가스를 추적하지 않는 구조물 (예 : Fermi Bubbles)에있는 것으로 알려진 HVC를 무시합니다." 2010 년 이래로 천문학 자들은 페르미 버블 (Fermi Bubbles)로 알려진 우리 은하의 중심에서 나오는 신비한 구조를 알고 있습니다. 이 거품 같은 구조는 수천 광년 동안 확장되며 SMBH의 성간 가스 소비와 감마선 방출의 결과로 생각됩니다.
은하계의“Fermi Bubbles”에 대한 작가의 인상. 크레딧 : NASA의 고다드 우주 비행 센터
그러나 그 결과는 은하가 어떻게 형성되고 진화하는지에 대한 새로운 통찰력을 제공합니다. 이 연구는 또한 히브리 대학교 예루살렘 라카 물리 연구소의 Avishai Dekel 교수와 동료들이 은하가 형성되는 동안 은하계가 어떻게 주변 공간으로부터 가스를 발생시키는지를 설명하기 위해 제안한 이론 인 "저온 흐름 발생"에 대한 새로운 사례를 뒷받침한다. 폭스 박사는“이 결과는 은하계와 같은 은하가 정상 상태로 진화하지 않는다는 것을 보여준다. "대신 가스가 번식하고 손실됩니다. 붐과 버스트주기입니다. 가스가 들어 오면 더 많은 별이 형성 될 수 있지만 너무 많은 가스가 들어 오면 항성 폭발을 일으켜 나머지 가스를 모두 날려 버릴 수 있습니다. 따라서 유입과 유출 사이의 균형은 별 형성의 양을 조절합니다. 우리의 새로운 결과는이 과정을 밝히는 데 도움이됩니다. " 이 연구에서 또 다른 흥미로운 점은 우리 은하수에 적용되는 것이 별 시스템에도 적용된다는 사실입니다. 예를 들어, 우리 태양계는 시간이 지남에 따라 재료의 유입 및 유출에 영향을받습니다. "Oumuamua와보다 최근의 2I / Borisov와 같은 물체는 소행성과 혜성이 별 시스템에서 쫓겨나 다른 사람들이 정기적으로 퍼 내고 있음을 확인시켜줍니다. 그러나 가스와 먼지는 어떻습니까? 우리 태양계와 (확장하여) 행성 지구는 시간이 지남에 따라 무게를 잃거나 증가하고 있습니까? 그리고 이것이 우리 시스템과 고향 행성의 미래에 무엇을 의미 할 수 있습니까? 예를 들어, 천체 물리학 자이자 저자 Brian Koberlein은 2015 년 웹 사이트에서 후자의 문제를 해결했습니다. 당시의 Gemini 유성우를 예로 들어서 그는 다음과 같이 썼습니다. "사실, 유성 트레일의 위성 관측에 따르면 매일 약 100-300 톤 (톤)의 물질이 지구에 닿는 것으로 추정됩니다. 이는 매년 약 30,000 ~ 10 만 톤에 달합니다. 백만 년 동안 지구 전체 질량의 10 억 분의 1에 불과할 것입니다. " 그러나 그가 계속 설명하면서, 지구는 또한 많은 과정을 통해 정기적으로 질량을 잃습니다. 여기에는 지구의 지각에있는 물질의 방사성 붕괴가 포함되어 에너지와 아 원자 입자 (알파, 베타 및 감마선)가 지구를 떠나게됩니다. 두 번째는 대기 손실로, 수소 및 헬륨과 같은 가스가 우주로 손실됩니다. 이로 인해 연간 약 110,000 톤의 손실이 발생합니다. 표면적으로 이것은 연간 약 10,000 톤 이상의 순 손실처럼 보일 것입니다. 또한 미생물 학자 / 과학 커뮤니케이터 인 Chris Smith 박사와 Cambridge 물리학 자 Dave Ansell은 2012 년 지구가 우주에서 매년 4 만 톤의 먼지를 얻는 반면 대기 및 기타 과정을 통해 연간 90,000 개의 먼지를 잃는 것으로 추정했습니다.
1994 년부터 2013 년까지 지구 대기에 영향을 미치고 붕해라 불리는 매우 밝은 유성을 생성하기 위해 분해되는 작은 소행성에 관한 데이터가 수집되었습니다. 크레딧 : NASA
따라서 지구는 매년 10,000 ~ 50,000 톤의 속도로 가벼워 질 수 있습니다. 그러나이 시점에서 재료가 추가되는 속도는 잘 제한되어 있지 않기 때문에 지구가 대량으로 획득 할 가능성은 거의 없지만 우리는 심지어 부서 질 수 있습니다. 우리 태양계는 상황이 비슷합니다. 한편으로, 성간 가스와 먼지는 항상 흐릅니다. 반면에 태양계 질량의 99.86 %를 차지하는 태양도 시간이 지남에 따라 질량을 방출합니다. NASA의 MESSENGER 프로브에서 수집 한 데이터를 사용하여 NASA와 MIT 연구팀은 태양풍과 내부 프로세스로 인해 태양이 질량을 잃고 있다고 결론지었습니다. 천문학 자 Ask에 따르면, 이것은 태양이 동시에 팽창하고 있지만 매년 1.3245 x 10 15 톤의 속도로 발생하고 있습니다. 그것은 엄청난 숫자이지만 태양의 질량은 약 1.9885 × 10 27 톤입니다. 그래서 곧 깨어나지 않을 것입니다. 그러나 질량이 줄면 지구와 다른 행성에 대한 중력의 영향이 줄어들 것입니다. 그러나 우리 태양이 주 계열의 끝에 도달 할 때까지, 태양은 상당히 확장되어 수성, 금성, 지구, 심지어 화성을 완전히 삼킬 수 있습니다. 따라서 우리 은하가 가까운 미래에 대량으로 획득 될 수 있지만, 태양과 지구 자체가 천천히 질량을 잃고있는 것처럼 보입니다. 이것은 나쁜 소식으로 여겨져서는 안되지만 장기적으로 영향을 미칩니다. 한편, 우주에서 가장 오래되고 거대한 물체조차도 생물처럼 변할 수 있다는 것을 아는 것은 고무적인 일입니다. 우리가 행성, 별 또는 은하에 대해 이야기하든, 그들은 태어나고 살고 죽습니다. 그리고 그 사이에, 그들은 몇 파운드를 착용하거나 잃을 것을 신뢰할 수 있습니다. 생명의 원은 우주 규모로 재생되었습니다.
더 탐색 이미지 : 허블, 별 떼 추가 정보 : Andrew J. Fox, et al. 은하수의 대량 유입 및 유출 속도. arXiv : 1909.05561v1 [astro-ph.GA] : arxiv.org/abs/1909.05561
https://phys.org/news/2019-10-mass-inflow-outflow-milky.html
.하늘에 먼지가 많은 실험실
NASA의 Goddard 우주 비행 센터 Miles Hatfield 퀘이사의 바람에 날리는 먼지 알갱이 또는 활동적인 블랙홀의 작가의 그림. 크레딧 : NASA / JPL-Caltech, 2019 년 10 월 4 일
조 누스는 먼지를 좋아합니다. 천문학 자들 사이에서 그를 소수로 만들었다. 메릴랜드 주 그린벨트에있는 NASA의 고다드 우주 비행 센터 (Godard Space Flight Center)의 행성 과학자 인 Nuth는“전통적인 천문학 자들 – 은하와 별을 보는 사람들은 먼지를 싫어한다”고 말했다. "그것의 방식에있는 물건이다." 당신의 침대 밑에 모인 흙먼지처럼 우주 먼지는 피하기 어렵습니다. Nuth는“이것은 여기에서 어디로 나 전체의 약 2 %에 해당한다. 그러나 모든 공간을 차지하지는 않습니다. 먼지는 소행성과 행성으로 응축됩니다. 거대한 먼지 구름은 죽어가는 별에서 가스를 운반하여 새 것을 비옥하게 할 수 있습니다. 어린 행성을 둘러싼 먼지는 지구를 따뜻하게 유지시켜 물이 모이고 유기 분자가 형성 될 수있는 표면을 제공합니다. 그러나 이러한 영향이 발생하는지 여부는이 작은 먼지 입자가 가장 작은 규모로 어떻게 구성되는지에 달려 있습니다. 그것이 Nuth가 Determining Unknown yet Significant Traits 또는 DUST 소리 로켓을 발사하는 이유입니다. NASA와 일본 항공 우주 탐사 국 (NASA) 간의 협력으로 로켓은 우주로 잠시 비행하면서 실험실 장비를 무중력 환경으로 운반 할 것이다. 그곳에서 Nuth와 그의 팀은이 작은 얼룩이 우리 우주에서 수행하는 거대한 역할에 빛을 비추기를 원하면서 자신 만의 먼지 알갱이를 만들 것입니다. 2019 년 10 월 7 일부터 뉴 멕시코의 화이트 샌드 미사일 레인지에서 발사 할 수있는 DUST의 첫 번째 기회가 시작됩니다. 먼지 걷어차 기 널리 알려진 것처럼 우주 먼지 는 쉽게 형성되지 않습니다. 먼지 입자는 개별 원자가 충돌하여 서로 붙어 있을 때 생성됩니다 . 그러나 우주에서는 직접 충돌이 거의 발생하지 않습니다 (먼저 먼지가 발생하는 공간은 해수면의 공기보다 약 27 억 배 더 밀도가 낮습니다). 원자들이 충돌하더라도, 그들은 붙지 않을 수 있습니다. 이전의 실험에서, Nuth는 아연 원자 사이에서 100,000 번의 충돌이 일어날 때마다 단지 3 개의 먼지 결정이 달라지는 것을 발견했습니다.
지구의 성층권에서 수집 한 우주 먼지 샘플. 곡물은 대략 인간 적혈구의 크기 인 약 5 마이크로 미터입니다. 크레딧 : NASA의 Johnson Space Center / Cosmic Dust Collection Program
몇 개의 원자가 서로 뭉쳐지면, 흔들리는 젠가와 같은 탑이 나온다. "당신은 불안정의 사다리를 올라가고있다"고 Nuth는 말했다. "작은 클러스터는 실제로 분리되기를 원합니다." 그러나 모든면에서 충분한 원자를 둘러 쌀 수 있으면 시스템이 안정화되기 시작합니다. 먼지 입자가 자랍니다. 먼지 입자 자체가 충돌하여 재미있는 일이 생길 때입니다. 눈처럼 눈덩이에 포장하면 빛이나 열에 많이 반응하지 않습니다. 그러나 그들이 대신 레이스 같은 눈송이 같은 구조로 연결되면 훨씬 더 많은 일을합니다. 이러한 결정질 먼지 집합체는 돛처럼 별빛을 포착하여 한 별에서 다음별로 가스를 방출합니다. 그들은 또한 열을 가두어 잠재적으로 그들이 덮고있는 행성의 운명을 변화시킵니다. Nuth는“먼지가 많은 담요로 둘러싸인 행성이 자라면 그것이없는 것과는 다른 열 환경입니다. "먼지는 행성이 자라는 방식에 영향을 미칩니다." 그러나 이러한 먼지 입자가 어떻게 형성되고 함께 모이는지는 여전히 잘 알려져 있지 않습니다. 우주 물리학 전체에 걸쳐 큰 수익을 낼 수 있다는 것을 알았습니다. 먼지 수집 지금까지 Nuth는 실험실에서 대부분의 작업을 수행했지만 지구의 중력은 심각한 제한을 부과합니다. 그의 실험은 화씨 1000도 이상의 가열 재료를 필요로합니다. 그러나 이러한 높은 온도는 오븐에서 발생하는 공기의 떨림과 같은 대류를 만들어 우주에서 발생하지 않습니다. Nuth 박사는“먼지 성장을 측정하려면 일정한 환경이 필요하다”고 말했다. 그것을 얻으려면 미세 중력으로 가야합니다. Nuth는 일본 홋카이도 대학의 유키 키무라 (Yuki Kimura)와 팀을 이루어 우주로 실험실 장비를 발사했습니다. Kimura가 설계 한 페이로드의 무게는 약 330 파운드입니다. 키무라는“소형 오토바이만큼 큽니다. 내부에는 규산 마그네슘으로 코팅 된 금속 와이어 세트 (먼지 입자가 될 것임)가 출시 대기 중입니다. 로켓이 우주로 들어가고 중력을 경험하면 와이어가 가열되고 원자와 분자가 확산됩니다. 일부는 충돌하여 달라 붙어 먼지 입자를 형성하기 시작합니다. 다른 사람은하지 않습니다. 분광학 및 기타 측정법을 사용하여 DUST 실험은 곡물 이 언제 자라기 시작하고 함께 응집체로 연결되는지 측정하여 어떤 온도와 밀도에서 가장 잘 작동하는지 기록합니다. 그런 다음 페이로드는 지구로 폴백되어 추가 분석을 위해 수집됩니다.
캣츠 아이 성운 (NGC 6543)은 죽어가는 태양 같은별로, 바깥 층을 우주로 방출합니다. 주변의 동심 고리는 우주 먼지 구름입니다. 크레딧 : NASA / 우주 망원경 과학 연구소 / 허블 우주 망원경
먼지가 쌓일 때
페이로드를 검색하기 전에도 Nuth는 실험실에서 지구 기반 실험을 수행 할 것입니다. 그의 질문은 먼지 입자 형성이 예상보다 단순 할 수 있는지 여부입니다. 원칙적으로, 먼지 입자 는 주기율표의 92 개의 자연 발생 요소 중 하나에서 형성 될 수 있습니다. Nuth는 "하지만 모델링하기가 매우 어렵다"고 말했다. 각 요소에는 고유 한 특성이 있습니다. 한 번에 모두 고려하는 것은 큰 도전입니다. 이전 실험에서 Nuth는 일부 요소가 서로를 차단한다는 사실을 알게 되었습니다. 예를 들어 철분이 먼지 입자에 들어가면 마그네슘을 제거하는 경향이 있습니다. 연구실에서 92 가지 변수를 훨씬 더 관리하기 쉬운 것으로 줄이려고이 동작을 연구하고 있습니다. Nuth는“하나 또는 두 개의 특정 재료 만 걱정하면 훨씬 쉽습니다. 실험실에서 Nuth의 연구 결과와 함께 로켓의 결과는 우리 우주의 먼지 투성이 2 %가 어떻게 작동하는지에 대한 빛을 비추는 것을 목표로합니다. 전반적으로, DUST 실험은 상상할 수 없을 정도로 큰 열쇠가 때로는 매우 작다는 것을 상기시킵니다. DUST 사운 딩 로켓은 Black Brant IX 로켓의 White Sands Missile Range에서 발사됩니다. 약 14 분의 비행 동안 로켓은 예상 고도 200 마일에 도달하여 복구를 위해 지구로 돌아갑니다. 더 탐색 국제 우주 정거장에서 '먼지'구조의 소스에 힌트 에 의해 제공 NASA의 고다드 우주 비행 센터
https://phys.org/news/2019-10-dusty-lab-sky.html
.워터 샌드위치의 양자 불안정화
에 의한 과학 기술의 압둘라 국왕 대학 분자 분해능 핀 포인트에서 소수성 표면 사이의 힘을 측정하면 물의 수소 원자의 양자 특성이 소수성 상호 작용에 기여한다는 것을 알 수 있습니다. 크레딧 : 2019 KAUST; 자비에르 피타, 2019 년 9 월 25 일
수련 잎의 왁스 표면을 떨어 뜨리는 빗방울에서부터 담수화 막의 효율성에 이르기까지, 물 분자와 발수성 "소수성"표면 사이의 상호 작용은 우리 주변에 있습니다. KAUST 연구진은 두 개의 소수성 표면 사이에 얇은 수층이 끼워지면 상호 작용이 더욱 흥미로워 진다고 밝혔다. 1980 년대 초, 연구원들은 두 개의 소수성 표면이 천천히 물에 모일 때 예상치 못한 효과를 발견했습니다 . KAUST의 물 담수화 및 재사용 센터의 Himanshu Mishra는“어느 시점에서 두 개의 표면이 갑자기 서로 접촉하게 될 것입니다. Mishra의 실험실 은 농업에서의 물 소비 감소 에서 개별 물 분자의 특성에 이르기까지 모든 길이의 물에서 물을 조사합니다 . 연구원들은 분자 수준 에서 현상을 설명 할 수 없었 으므로, 2016 년에 Mishra는이 주제에 관한 KAUST 회의를 조직했습니다. "우리는 소수의 표면 힘에 대한 이해에 대한 강렬한 논쟁으로 이끄는 현장의 리더들 (실험가들과 이론가들)을 모았습니다." 도전 과제의 일부는 소수성 상호 작용이 물에 고유하다는 것입니다. Mishra 실험실의 박사 후 연구원 인 Buddha Shrestha는“다른 액체를 통한 통찰력을 얻거나 조용 매를 물에 첨가하는 것은 불가능하다.
Buddha Shreshtha는 10 개의 탄소 원자를 포함하는 플루오로 카본으로 마감 된 매우 매끄러운 표면을 가진 실리카 디스크를로드합니다. 크레딧 : © 2019 KAUST
이번 회의에서 영감을 받아 Mishra는 일반 물과 " 중수 "를 비교하는 아이디어를 내놓았습니다 . 여기서 수소 원자 는 중수소라고하는 더 무거운 수소 동위 원소로 대체됩니다. "우리의 표면력 측정 결과 인력 은 D 2 O 보다 H 2 O 에서 항상 약 10 % 더 높았다 "고 Ph.D. Sreekiran Pillai는 말합니다. Mishra의 실험실에서 학생. 샌디에고 대학교 (University of California San Diego)에서 Tod Pascal과 협력하면서 팀은 설명을했습니다. 물체가 작을수록 고전 물리 법칙에 의해 덜 엄격하게 지배되며 양자 효과에 더 많이 영향을 받습니다 . 작은 수소 원자는 양자 물체입니다. 때로는 입자처럼 행동하며 때로는 파도와 비슷합니다. 수소보다 두 배 무거운 중수소는 양자 효과에 덜 영향을받습니다. 결과적으로 두 개의 소수성 표면 사이에 압착되어 물 분자 사이의 수소 결합 이 끊어 질 때 D 2 O가 H 2 O 보다 불안정성이 떨어 집니다.
Buddha Shreshtha (왼쪽)와 Sreekiran Pillai (오른쪽)는 Himanshu Mishra가 관찰 한 것처럼 표면력 장치의 광학을 미세 조정합니다. 크레딧 : © 2019 KAUST
이 발견은 실질적인 영향을 미칠 수 있다고 Mishra는 말했다. 예를 들어, 이러한 발견은 분자 분리를위한 나노 유체 플랫폼의 개발에 도움이 될 수있다”고 말했다. Max Planck Polymer Research Institute의 이사 인 Mischa Bonn 교수는“이것은 물에서 양자 핵 효과가 나노 규모에 어떻게 실질적으로 영향을 미치는지를 보여주는 매우 인상적인 연구이다. "결과는 여전히 기본적인 수준에서 물에 대해 배울 것이 많지만, 예를 들어, 물 정화 및 담수화에 사용되는 나노 포어에서 나노 규모로 한정된 물과 직접적인 관련이 있음을 보여줍니다."
더 탐색 곤충은 담수화를 위해 더 친환경적이고 저렴한 멤브레인을 고무합니다 추가 정보 : Buddha Ratna Shrestha et al., 소수성 나노 기둥의 핵 양자 효과, The Journal of Physical Chemistry Letters (2019). DOI : 10.1021 / acs.jpclett.9b01835 저널 정보 : 물리 화학 편지 저널 에서 제공하는 과학 기술의 압둘라 국왕 대학
https://phys.org/news/2019-09-quantum-destabilization-sandwich.html
.습식 사이클은 초기 지구에서 RNA를위한 빌딩 블록의 합성을 가능하게했다
작성자 : Bob Yirka, Phys.org 크레딧 : CC0 Public Domain,2019 년 10 월 4 일 보고서
독일, 영국 및 일본에있는 기관의 연구원들로 구성된 연구팀은 RNA가 초기 지구에서 어떻게 생겨날 수 있었는지 설명하는 새로운 이론을 개발했습니다. Science 지에 발표 된 논문 에서이 그룹은 RNA의 빌딩 블록을 자연스럽게 합성 할 수있는 가능한 일련의 사건으로 묘사 한 내용을 간략하게 설명합니다. Georgia Institute of Technology의 Nicholas Hud와 David Fialho는 같은 저널 이슈에서 팀이 수행 한 작업에 대한 Perspective를 발표했습니다. 생명의 기원을 연구 한 대부분의 과학자들은 RNA의 출현이 지구상의 모든 생명의 시작일 가능성이 높다는 데 동의합니다. 그러나 RNA가 어떻게 생겨 났는지는 여전히 논쟁의 여지가 있습니다. 대부분의 이론은 RNA가 퓨린 및 피리 미딘 뉴 클레오 사이드로 만들어 졌다는 점에서 시작합니다. 둘 다 복제 중 정보 전송에 필요합니다. 따라서 RNA가 발달하기 위해서는 RNA가 올바르게 형성되기 위해 두 물질이 동시에 존재하고 올바른 방식으로 혼합되어야합니다. 불행히도, 그러한 물질이 어떻게 생겨날 수 있었는지를 설명하는 대부분의 이론은 올바른 방법으로 어떻게 공존 할 수 있었는지를 설명 할 수 없습니다. 이 새로운 노력에서 연구원들은 습식 / 건식 사이클의 해답을 찾았다 고 제안합니다. 연구자들은 프리 바이오 틱 지구에는 퓨린과 피리 미딘 둘 다에 대한 뉴 클레오 시드 전구체 가 있었고 , 둘 다 리보스와 혼합되었고 습도 수준이 상승하고 하락하는 습식 / 건식 사이클에 노출 되었다고 제안했다 . 이러한 노출은 더 높은 온도 에서 반응물의 액체 용액을 증발시켜 , RNA를 생성하기 위해 함께 협력하기에 거의 적합한 고농축 물질로 합쳐지게했다. 그들은 철 및 황화수소 와 같은 시약의 첨가를 제안합니다 전구체가 뉴 클레오 시드 전구체가 될 수있게하는 수단 (사이토 신 뉴 클레오 사이드를 가능하게하는 물질의 재 배열을 유도함)을 제공 할 수 있었으며, 그로부터 함께 존재할 수없는 형태로 퓨린 및 피리 미딘이 될 수 있지만 RNA를 구축합니다. 연구자들은 운석 충돌 또는 화산 폭발과 관련된 이론과는 달리 습식 / 건식 사이클이 모든 노출 된 땅에서 정기적으로 발생하여 제안 된 공정을 더 타당하게 만들 것이라고 지적했다.
더 탐색 생명의 기원에서 RNA가 어떻게 형성 되었는가 더 많은 정보 : . S. 베커 엘 알, "피리 미딘 및 퓨린 RNA 리보의 통합 prebiotically 그럴듯 합성," 과학 (2019). science.sciencemag.org/cgi/doi… 1126 / science.aax2747 NV Hud el al., "하나의 프리 바이오 틱 냄비에 내장 된 RNA의 뉴 클레오," 과학 (2019). science.sciencemag.org/cgi/doi… 1126 / science.aaz1130 저널 정보 : 과학
https://phys.org/news/2019-10-wet-dry-synthesis-blocks-rna-early.html
.음, 꼬리가 보인다
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
Park Soo-jin is a meteorologist. She is Lee Hyun Kyu's friend of the same age.
.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
https://scitechdaily.com/harvard-scientist-connects-the-dots-in-fin-to-limb-evolution/ https://phys.org/news/2019-09-black-hole-center-galaxy-hungrier.html https://phys.org/news/2019-09-programmable-swarmbots-flexible-biological-tools.html https://phys.org/news/2019-10-hard-ceramic-tough-steel-newly.html
.슈뢰딩거의 고양이를 방해하지 않고 엿보기– 중첩 상태를 유지하면서 양자 시스템을 측정하는 방법
TOPICS : 히로시마 대학양자 물리 으로 히로시마 대학 2019년 10월 4일
슈뢰딩거의 고양이 슈뢰딩거의 고양이를 방해하지 않고 엿볼 수 있습니까? 연구원들은 중첩 시스템을 그대로 유지하면서 양자 시스템을 측정하는 방법을 설명합니다. 양자 물리학은 어렵고 훨씬 더 설명합니다. 히로시마 대학의 Holger F. Hofmann 부교수와 Bombay 인도의 Institute Institute of Technology의 Kartik Patekar는 양자 물리학에서 가장 큰 퍼즐 중 하나를 해결하려고 노력했습니다. 이달에 발표 된 그들의 새로운 논문은 시스템 자체에서 멀리 떨어진 양자 시스템에서 관찰 된 정보를 읽음으로써 연구자들은 분석 방법에 따라 상태를 결정할 수 있다는 것을 발견했다. 분석이 양자 시스템에서 완전히 제거되었지만, 양자 데이터를주의 깊게 읽음으로써 가능한 결과의 초기 중첩을 복원 할 수 있습니다. “보통 우리는 찾아 보면서 무언가를 찾을 것입니다. 그러나이 경우 물체가 변하는 것은 양자 역학의 문제입니다. 복잡한 수학을 사용하여 설명 할 수 있지만 수학이 실제로 무엇이 있는지 설명 할 수 있습니까? 우리가 무언가를 측정 할 때, 트레이드 오프 (trade-off)와 그 가능성에 대한 다른 가능성이 사라집니다. 상호 작용 없이는 아무것도 찾을 수 없으며 가격을 미리 지불합니다.”라고 Hofmann은 설명합니다. 학부생 인 히로시마 대학교에서 한 달 동안 파테 카가 머무는 동안 두 물리학자는“가격을 지불하지 않고”시스템의 중첩을 유지하거나 시스템이 모든 주에 존재할 수 있다는 의미를 유지하지 않고 시스템을 측정하는 방법을 상상하려고했습니다. 그들의 결과를 이해하기 위해 호프만은 슈뢰딩거 고양이의 잘 알려진 물리 이야기를 사용하여 발견 한 사실을 설명합니다. 슈뢰딩거의 고양이는 상자에 들어 있으며 과학자들은 그것이 죽었는지 살아 있는지 알 수 없습니다. 상자 바깥 쪽에서 사진을 찍는 상자를 들여다 보면 카메라가 설정됩니다. 고양이의 사진은 흐릿하다. 우리는 고양이가 있지만 고양이가 죽었는지 살아 있는지는 알 수 없습니다. 카메라의 플래시는 또한 고양이의 중첩을 표시하는 "양자 태그"를 제거했습니다. 이 사진은 이제 고양이의 운명과 얽혀 있습니다. 즉,이 사진을 특정 방식으로 처리하여 고양이에게 무슨 일이 일어 났는지 결정할 수 있습니다. 그런 다음 상자에서 사진을 꺼내 컴퓨터 나 암실에서 처리 할 수 있습니다. 사진을 처리하는 데 사용되는 방법에 따라 고양이가 살아 있는지 또는 죽은 지 또는 플래시가 고양이에게했는지, 양자 태그를 복원했는지 확인할 수 있습니다. 독자의 선택은 고양이에 대해 우리가 알고있는 것을 결정합니다. 사진을 찍었을 때 제거 된 양자 태그가 죽었는지 / 살아 있는지 확인하거나 양자 태그를 복원 할 수 있습니다. Schrodingers Cat를 이용한 양자 시스템 측정
상자에있는 고양이 (왼쪽 상단)는 중첩 상태에 있기 때문에 수많은 다른 상태 (예 : 죽은 상태 및 / 또는 살아있는 상태)에있을 수 있으며 양자 태그가 표시되어 있습니다. 고양이의 사진은 상자 안의 상황과 얽혀 있습니다. 특정 방식으로 사진을 처리하여 (왼쪽 하단) 고양이의 운명을 결정할 수 있습니다. 또는 다른 프로세스 (오른쪽 아래)를 사용하여 양자 태그를 복원하여 사진을 중첩 상태로 유지할 수 있습니다. 학점 : Holger F. Hofmann 부교수와 Emma Buchet / Hiroshima University
이것은 양자 역학에 대한 우리의 이해에서 한 단계 발전한 것입니다. 오늘날 전체 응용 프로그램은 양자 컴퓨터와 같은 전문가 수준의 시스템에 국한되어 있지만, 일부 측면은 정확한 측정 및 양자 암호화를 사용한 안전한 통신에도 사용될 수 있습니다. “이것은 내 연구의 핵심 부분입니다. 나는이 양자 별이 왜 존재하는지 이해하고 싶었습니다. 나는 그것이 이상한 곳에서 왔기 때문에 측정에 집중했습니다!” — 홀거 에프 호프만 참조 : Kartik Patekar와 Holger F Hofmann, 2019 년 10 월 1 일, New Journal of Physics . DOI : 10.1088 / 1367-2630 / ab4451
.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
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