.Simulations show Webb Telescope can reveal distant galaxies hidden in quasars' glare
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.Extreme State of Matter: Evidence of Top Quarks in Collisions at the Large Hadron Collider
극한 물질 상태 : 대형 강 입자 충돌기에서 충돌시 최고 쿼크의 증거
주제 :CERNCMS대형 강 입자 충돌기입자 물리학 2020 년 10 월 14 일 Top Quark 및 Antitop Quark 하단 (b) 쿼크에서 발생하는 전자, 뮤온 및 제트를 생성하는 탑 쿼크 및 안티 탑 쿼크에 대한 CMS 후보 이벤트입니다. 크레딧 : CERN
그 결과 빅뱅 직후 존재 한 것으로 생각되는 물질의 극한 상태를 새롭고 독특한 방식으로 연구 할 수있는 길을 열었습니다 . CMS 협력은 LHC (Large Hadron Collider)에서 무거운 핵 사이의 충돌에서 최고 쿼크의 증거를 확인했습니다. 이 특수 입자 (알려진 가장 무거운 기본 입자)가 입자 충돌기에서 "나타난"것은 이번이 처음이 아닙니다. top quark는 25 년 전 Tevatron 충돌기에서 proton-antiproton 충돌에서 처음 관찰되었으며 이후 LHC에서 proton-proton 및 proton-nucleus 충돌에서 발견되고 연구되었습니다. 그러나 Physical Review Letters 에 게재되기 위해 방금 승인 된 논문에 설명 된 새로운 발견 은 실험가와 이론가 모두를 흥분시킬 것입니다. 중핵 충돌에서 최고 쿼크를 분석하면 쿼크-글루온 혈장 을 연구하는 새롭고 독특한 방법을 제공합니다.그것은 이러한 충돌에서 형성되고 우주의 초기 순간에 존재했다고 생각됩니다. 또한 이러한 분석은 무거운 핵 내부의 쿼크와 글루온의 배열에 새로운 빛을 비출 수 있습니다. 쿼크-글루온 혈장을 조사하는 데 사용할 입자 또는 "프로브"가 정확히 부족한 것은 아닙니다. LHC 실험은 쿼크와 글루온이 복합 입자 내에 갇혀 있지 않고 마찰 저항이 작은 액체에서 입자처럼 배회하는이 극단적 인 물질 상태의 특성을 연구하기 위해 오랫동안 여러 유형의 입자를 사용해 왔습니다. 그러나 기존의 모든 프로브는 플라즈마에 대한 시간 평균 정보를 제공합니다. 대조적으로, 톱 쿼크는 그것이 다른 입자로 변형 또는 "붕괴"하는 특별한 방식으로 인해 수명의 다른 시간에 플라즈마의 스냅 샷을 제공 할 수 있습니다. “빠르게 움직이는 톱 쿼크는 나중에 스냅 샷을 제공합니다. 서로 다른 속도의 범위에서 탑 쿼크로 찍은 스냅 샷을 조립함으로써, 우리는 결국 쿼크 - 글루온 플라즈마의 진화의 영화를 만들 수있을 것입니다 희망, "설명 CERN 이론적 인 공저 기반 연구 Guilherme Milhano, 연구 탑 쿼크로 쿼크-글루온 혈장을 조사합니다. "새로운 CMS 결과는 그 길로가는 첫 단계를 나타냅니다." CMS 협력은 5.02 TeV의 에너지에서 납-납 충돌의 대규모 데이터 샘플에서 최고 쿼크의 증거를 확인했습니다. 팀은 탑 쿼크와 안티 쿼크를 생산하는 충돌을 검색했습니다. 이 쿼크는 W boson과 bottom quark로 매우 빠르게 붕괴되며, 차례로 다른 입자로 매우 빠르게 붕괴됩니다. CMS 물리학 자들은 최종 붕괴 생성물이 하전 된 렙톤 (전자 또는 더 무거운 사촌 뮤온)과 바닥 쿼크에서 발생하는 여러 입자의 "제트"로 충전 된 특별한 경우를 찾았습니다. 이러한 상단-반상 충돌 이벤트를 분리하고 계산 한 후 CMS는 납-납 충돌이 하전 된 렙톤 및 하단 쿼크를 통해 상단-반상 쌍을 생성 할 확률을 추정했습니다. 결과는 약 4 개의 표준 편차의 통계적 유의성을 가지므로 상위 쿼크 생산의 관찰을 주장하는 데 필요한 5 개의 표준 편차의 임계 값을 아직 넘지 않습니다. 그러나 이는 공정의 중요한 증거를 나타냅니다. 결과가 통계적 우연 일 확률은 0.003 %에 불과합니다. 더욱이 결과는 동일한 충돌 에너지에서 양성자-양성자 충돌 확률을 이전에 측정 한 외삽뿐만 아니라 이론적 예측과 일치합니다. 캔자스 대학의 박사후 연구원 인 CMS 물리학 자 Georgios Krintiras는“우리의 결과는 중핵 충돌의 복잡한 환경에서 최고 수준의 연구를 수행 할 수있는 CMS 실험의 능력을 보여줍니다. 탑 쿼크를 새롭고 강력한 쿼크-글루온 혈장 프로브로 사용합니다.”
참조 : AM Sirunyan et al.의“핵-핵 충돌에서 최고 쿼크 생산에 대한 증거”, 2020 년 10 월 7 일 수락 됨, Physical Review Letters .
ㅡ중핵 충돌에서 최고 쿼크를 분석하면 쿼크-글루온 혈장 을 연구하는 새롭고 독특한 방법을 제공합니다.그것은 이러한 충돌에서 형성되고 우주의 초기 순간에 존재했다고 생각됩니다. 또한 이러한 분석은 무거운 핵 내부의 쿼크와 글루온의 배열에 새로운 빛을 비출 수 있습니다. 쿼크-글루온 혈장을 조사하는 데 사용할 입자 또는 "프로브"가 정확히 부족한 것은 아닙니다. LHC 실험은 쿼크와 글루온이 복합 입자 내에 갇혀 있지 않고 마찰 저항이 작은 액체에서 입자처럼 배회하는이 극단적 인 물질 상태의 특성을 연구하기 위해 오랫동안 여러 유형의 입자를 사용해 왔습니다. 그러나 기존의 모든 프로브는 플라즈마에 대한 시간 평균 정보를 제공합니다.
ㅡ메모 2010152
극한의 작은 공간에 갇힌 소립자에게서 큰 그림의 빅뱅사건을 설계하기 어렵다. 고로, LHC (Large Hadron Collider)에서 우주의 기원을 찾는다는 건 넌센스이다. oms이론에서 우주출현의 상황을 다시 추론해야 한다. 극소수의 물질(1)과 드넓은 빈공간에 답이 있다. 그러한 모드의 천문학적 기원의 기존이론은 없는 것으로 보인다. oms이론에서는 바로 이런 두개의 주제(1과 무한대의 빈공간)을 하나의 틀에서 담아내고 있다.
암흑 에너지와 물질이 생겨난 기원에 대해서 10^-40 에갇혀진 공간에 일반물질과 구분되어 생성할 시공간을 정의하는 것도 대단한 무리이다. 왜 갑짜기 10^-34에서 급격히 확장된 시공간이 나타났는지도 대답해야 하기 때문이다. 이미 극한의 빈공간이 존재하는 oms이론이 아니면 설명이 어려운 부분을 천체물리가 내재하고 있는 것이다.
Example 1. 빅뱅사건 이전에 내재된 시공간이 있었다.
0100000010...<+∞ 내재된 시공간
0010000100...<
0001000001...<
0010001000...<
0100010000...<
0001010000...<
0000100100...<
0000100010...<
2000000000...>2^+∞
0000001001...<
ㅡAnalyzing the highest quarks in a core collision provides a new and unique way to study quark-gluon plasma, which is thought to have formed in these collisions and existed in the early moments of the universe. Additionally, these analyzes can shed new light on the arrangement of quarks and gluons inside heavy nuclei. There is not an exact lack of particles or "probes" to be used to examine the quark-gluon plasma. LHC experiments have long used different types of particles to study the properties of this extreme state of matter in which quarks and gluons are not trapped within complex particles and roam like particles in liquids with low frictional resistance. However, all conventional probes provide time average information for the plasma.
ㅡNote 2010152
It is difficult to design the big bang case from elementary particles trapped in an extreme small space. Therefore, it is nonsense to find the origin of the universe in LHC (Large Hadron Collider). From the oms theory, the situation of space emergence must be inferred again. There is an answer in very few substances (1) and a large empty space. There seems to be no existing theory of the astronomical origin of such a mode. In oms theory, these two themes (1 and infinite empty space) are contained in one frame.
About the origin of dark energy and matter, it is a great deal to define the space-time to be created in a space confined to 10^-40 separated from ordinary matter. It is because we have to answer why the sudden expansion of space-time suddenly appeared at 10^-34. If it is not oms theory where there is already an extreme empty space, astrophysics have inherent parts that are difficult to explain.
Example 1. Before the Big Bang incident, there was an implicit time and space.
0100000010...<+∞ Intrinsic space-time
0010000100...<
0001000001...<
0010001000...<
0100010000...<
0001010000...<
0000100100...<
0000100010...<
2000000000...>2^+∞
0000001001...<
.New eclipsing double white dwarf binary discovered
새로운 일식 이중 백색 왜성 이진 발견
작성자 : Tomasz Nowakowski, Phys.org ZTF J2243 + 5242의 Pan-STARRS1 컬러 giy-bands 이미지, 이미지 중앙의 파란색 개체입니다. 출처 : Burdge et al., 2020.OCTOBER 14, 2020 REPORT
캘리포니아 공과 대학 및 다른 곳의 천문학 자들은 새로운 일식 분리 된 이중 백색 왜성 쌍성을 발견했다고보고합니다. ZTF J2243 + 5242로 지정된이 시스템은 10 분 미만의 궤도주기를 가지며, 이는 현재까지 알려진 가장 짧은 기간의 이클립스 바이너리 중 하나입니다. 이 발견은 arXiv.org에 10 월 7 일에 발표 된 논문에 자세히 설명되어 있습니다. 천문학 자들은 그들의 합병이 더 높은 질량을 가진 새로운 백색 왜성을 생성한다고 믿기 때문에 이중 백색 왜성 (DWD)을 찾고 연구하는 데 관심이 있습니다. 태양 근처에있는 일부 고 질량 백색 왜성은 DWD 합병 제품 일 수 있다고 가정합니다. 캘리포니아의 팔로마 천문대를 사용하는 Zwicky Transient Facility (ZTF)는 이중 백색 왜성 이원계를 검색하기위한 가장 중요한 천문 조사 중 하나입니다. 지금까지 궤도주기 가 1 시간 미만인 가까운 DWD를 많이 확인했습니다 . 이제 Caltech의 Kevin B. Burdge가 이끄는 천문학 자 팀이 ZTF 조사에서 새로운 이중 백색 왜성을 발견했습니다. 그 성질은 후속 측광 및 분광 관찰로 확인되었습니다. 천문학 자들은이 논문에 "여기에서 우리는 10 분 미만의 궤도 주기로 알려진 두 번째이 클립 싱 쌍성 인 ZTF J2243 + 5242의 발견과 특성을 설명했습니다."라고 썼습니다. ZTF J2243 + 5242는 8.8 분의 궤도주기를 가지며 두 개의 저 질량 헬륨 백색 왜성으로 구성됩니다. 두 구성 요소의 반지름은 약 0.03 태양 반지름이고 질량은 약 0.35 및 0.38 태양 질량입니다. 더 거대한 백색 왜성은 약 16,200K의 유효 온도를 가지며 그 동반자는 약 6,000K 더 뜨겁습니다. 바이너리는 지구에서 약 690 만 광년 떨어져 있는 것으로 추정됩니다 . 이 논문의 저자는 지금부터 약 400,000 년 후에 ZTF J2243 + 5242의 두 WD가 합쳐져 고립 된 뜨거운 아 난쟁이 또는 R Coronae Borealis 별을 형성 할 것이라고 가정합니다. 그들은 ZTF J2243 + 5242가 현재 급속한 궤도 붕괴를 겪고 있다고 덧붙였습니다. 연구에 따르면이 시스템은 현재 명확하게 분리되어 있지만 두 구성 요소는 약 320,000 년 후에 상호 작용하기 시작할 것입니다. 과학자들은 합병 후 ZTF J2243 + 5242가 ESA의 LISA (Laser Space Interferometer Antenna)와 같은 우주 기반 중력파 탐지기로 감지 할 수있는 가장 강력한 중력파 소스 중 하나가 될 것으로 예상합니다. 연구진은 "LISA 시대에는 ZTF J2243 + 5242 및 ZTF J1539 + 5027과 같은 짧은 궤도주기 시스템이 특히 가치있는 천체 물리학 실험실이 될 것입니다. 이러한 시스템은 LISA 감도의 최고점에 가까워지기 때문에 먼 거리에서도 탐지 할 수 있습니다."라고 설명했습니다. . 결과를 요약하자면 Burdge의 팀은 그들의 연구가 ZTF J2243 + 5242와 같은 극단적 인 시스템을 발견하기위한 도구 일뿐만 아니라 먼 거리에서 희미한 물체를 정확하게 특성화하는 데 사용할 수있는 기술로서 광도계의 상당한 가치를 입증한다고 강조했습니다. 겉보기 크기.
더 알아보기 천문학자가 확인한 두 개의 새로운 이중선 분광 이원 백색 왜성 추가 정보 : 분리 된 이중 백색 왜성 이원을 가려내는 8.8 분의 궤도주기, arXiv : 2010.03555 [astro-ph.SR] arxiv.org/abs/2010.03555
https://phys.org/news/2020-10-eclipsing-white-dwarf-binary.html
ㅡ캘리포니아 공과 대학 및 다른 곳의 천문학 자들은 새로운 일식 분리 된 이중 백색 왜성 쌍성을 발견했다고보고합니다. ZTF J2243 + 5242로 지정된이 시스템은 10 분 미만의 궤도주기를 가지며, 이는 현재까지 알려진 가장 짧은 기간의 이클립스 바이너리 중 하나입니다. 이 발견은 arXiv.org에 10 월 7 일에 발표 된 논문에 자세히 설명되어 있습니다. 천문학 자들은 그들의 합병이 더 높은 질량을 가진 새로운 백색 왜성을 생성한다고 믿기 때문에 이중 백색 왜성 (DWD)을 찾고 연구하는 데 관심이 있습니다. 태양 근처에있는 일부 고 질량 백색 왜성은 DWD 합병 제품 일 수 있다고 가정합니다.
메모 201015
작은 두개의 별이 합하여 더 큰 질량을 가진 별이 된다. "1+1=2" 와도 같다. 그런 모습의 oms가 있다. 복합oms이다.
Example 1.
0100000010...<+∞
0010000100...<
0001000001...<
0010001000...<
0100010000...<
0001010000...<
0000100100...<
0000100010...<
2000000000...>2^+∞
0000001001...<
Example 1.이 아무리 크더라도(...<+∞) 그곳에는 binary 값=2 만히 존재한다. 우주의 거리를 가진 규모에서도 binary 두개(1+1)의 질량(2)에는 한계가 있다는 뜻이다.
Astronomers at the California Institute of Technology and elsewhere report discovering a new eclipse-separated double white dwarf binary. Designated as ZTF J2243 + 5242, the system has an orbital period of less than 10 minutes, which is one of the shortest eclipse binaries known to date. This finding is detailed in a paper published on October 7th on arXiv.org. Astronomers are interested in finding and studying a double white dwarf (DWD) because they believe that their merger creates a new white dwarf with a higher mass. It is assumed that some high-mass white dwarfs near the sun could be DWD merged products.
Memo 201015
The two smaller stars combine to form a larger star. Same as "1+1=2". There is oms of such a look. It is a compound oms.
Example 1.
0100000010...<+∞
0010000100...<
0001000001...<
0010001000...<
0100010000...<
0001010000...<
0000100100...<
0000100010...<
2000000000...>2^+∞
0000001001...<
No matter how large Example 1. is (...<+∞), there are only binary values=2. This means that there is a limit to the mass (2) of two binaries (1+1) even on a scale with a cosmic distance.
.Simulations show Webb Telescope can reveal distant galaxies hidden in quasars' glare
시뮬레이션 결과 Webb Telescope가 퀘이사의 눈부심 속에 숨겨진 먼 은하를 밝혀 낼 수 있음을 보여줍니다
이 작가의 삽화는 우주의 처음 10 억년 동안 존재했던 두 개의 은하를 묘사합니다. 왼쪽의 더 큰 은하는 중앙에 빛나는 퀘이사가 있으며, 그 빛은 초 거대 블랙홀을 둘러싼 뜨거운 물질에 의해 구동됩니다. 과학자들은 NASA의 곧 출시 될 James Webb 우주 망원경의 해상도와 적외선 감도를 통해 퀘이사의 탐조등 빔에도 불구하고 이와 같은 먼지가 많은 호스트 은하를 감지 할 수있을 것이라고 계산합니다. 크레딧 : J. Olmsted (STScI) OCTOBER 14, 2020
퀘이사는 우주에서 가장 밝은 물체이며 가장 에너지가 넘칩니다. 그들은 수십억 개의 별들로 이루어진 은하 전체보다 더 빛납니다. 초 거대 질량 블랙홀은 모든 퀘이사의 중심에 있지만 모든 블랙홀이 퀘이사는 아닙니다. 가장 탐욕스러운 블랙홀 만이 퀘이사에 동력을 공급할 수 있습니다. 초 거대 질량 블랙홀에 떨어지는 물질이 뜨거워지고 퀘이사가 등대 등대처럼 우주를 강하게 빛나게합니다. 퀘이사는 은하 의 중심에 존재하는 것으로 알려져 있지만 , 그 은하들이 어떤 모습이고 퀘이사가없는 은하와 어떻게 비교되는지 말하기는 어려웠습니다. 문제는 퀘이사의 눈부심 때문에 주변 숙주 은하의 빛을 알아 내기가 어렵거나 불가능하다는 것입니다. 마치 자동차 헤드 라이트를 직접 들여다보고 어떤 종류의 자동차에 부착되어 있는지 알아 내려는 것과 같습니다. 새로운 연구에 따르면 2021 년에 발사 될 NASA의 제임스 웹 우주 망원경은 크기가 작고 먼지를 가려도 먼 퀘이사의 호스트 은하를 밝혀 낼 수있을 것이라고합니다. "우리는이 퀘이사가 어떤 은하에 살고 있는지 알고 싶습니다. 그러면 다음과 같은 질문에 답할 수 있습니다. 블랙홀 이 어떻게 그렇게 빠르게 커질 수 있습니까? 은하의 질량과 블랙홀의 질량 사이에 관계가 있습니까? 우리가 가까운 우주에서 보는 것처럼? " 호주 멜버른 대학의 주 저자 인 Madeline Marshall은 ARC Center of Excellence in All Sky Astrophysics in 3 Dimensions에서 작업을 수행했습니다. 이러한 질문에 답하는 것은 여러 가지 이유로 어려운 일입니다. 특히 은하가 멀수록 우주의 팽창에 의해 빛이 더 긴 파장으로 늘어납니다. 그 결과 블랙홀의 부착 디스크 또는 은하의 어린 별에서 나오는 자외선은 적외선 파장 으로 이동합니다 . 최근 연구에서 천문학 자들은 NASA의 허블 우주 망원경의 근적외선 기능을 사용하여 별다른 탐지없이 호스트 은하의 주변 빛을 발견하기 위해 알려진 퀘이사를 연구했습니다. 이것은 은하 내의 먼지가 별의 빛을 가리고 있음을 시사합니다. Webb의 적외선 감지기는 먼지를 통해 숨어있는 은하를 발견 할 수 있습니다. 허블 연구의 공동 저자 인 템피에있는 애리조나 주립 대학의 로지어 윈드 호스트는 "허블은 숙주 은하를 볼 수있을만큼 적외선에 충분히 들어 가지 않는다. 이것이 바로 Webb이 정말 뛰어난 곳"이라고 말했다. Webb이 볼 것으로 예상되는 것을 결정하기 위해 팀은 펜실베니아 피츠버그에있는 Carnegie Mellon University의 Tiziana Di Matteo가 이끄는 팀이 개발 한 BlueTides라는 최신 컴퓨터 시뮬레이션을 사용했습니다. "BlueTides는 우주 역사의 첫 10 억년 동안 은하와 퀘이사의 형성과 진화를 연구하도록 설계되었습니다. 그것의 큰 우주 부피와 높은 공간 해상도를 통해 우리는 통계적으로 희귀 한 퀘이사 호스트를 연구 할 수 있습니다."라고 Yueying Ni는 말했습니다. BlueTides 시뮬레이션을 실행 한 Carnegie Mellon University. BlueTides는 현재 관측과 잘 일치하며 천문학자가 Webb이 봐야 할 것을 예측할 수 있도록합니다. 연구팀은 퀘이사를 수용하는 은하들이 우리 은하만큼의 질량을 포함하고 있음에도 불구하고 은하수 직경의 약 1/30에 불과한 평균보다 작은 경향이 있음을 발견했습니다. "기주은하는 당시 평균 은하에 비해 놀라 울 정도로 작다"고 Marshall은 말했다. 시뮬레이션의 은하들은 또한 현재 은하수의 별 형성 속도보다 최대 600 배 빠른 속도로 별을 형성하는 경향이 있습니다. 공동 저자 인 Di Matteo는 "우리는 이러한 시스템이 매우 빠르게 성장한다는 사실을 발견했습니다. 그들은 조숙 한 아이들과 같습니다. 그런 다음 팀은 이러한 시뮬레이션을 사용하여 천문대가 이러한 먼 시스템을 연구하면 Webb의 카메라가 무엇을 볼 것인지 결정했습니다. 그들은 하늘에서 은하의 크기가 작기 때문에 여전히 도전적이지만 호스트 은하와 퀘이사를 구별하는 것이 가능하다는 것을 발견했습니다. "Webb은 처음으로 매우 먼 숙주 은하를 관찰 할 수있는 기회를 열어 줄 것입니다."라고 Marshall은 말했습니다. 그들은 또한 Webb의 분광기가 이러한 시스템에서 수집 할 수있는 것을 고려했습니다. 들어오는 빛을 구성 요소 색상이나 파장으로 분할하는 스펙트럼 연구는 이러한 시스템에서 먼지의 화학적 구성을 밝힐 수 있습니다. 대부분의 화학 원소가 별에서 생성되기 때문에 그들이 얼마나 많은 무거운 원소를 포함하고 있는지 알면 천문학 자들이 별 형성 역사를 이해하는 데 도움이 될 수 있습니다. Webb은 또한 숙주 은하가 고립되어 있는지 여부를 결정할 수 있습니다. 허블 연구에 따르면 대부분의 퀘이사는 감지 할 수있는 동반 은하를 가지고 있었지만 그 은하들이 실제로 근처에 있는지 또는 우연히 중첩되는지 여부를 결정할 수 없었습니다. Webb의 스펙트럼 기능을 통해 천문학 자들은 퀘이사와 같은 거리에 있는지 확인하기 위해 동반 은하의 적색 편이, 따라서 거리를 측정 할 수 있습니다. 궁극적으로 Webb의 관찰은 이러한 극단적 인 시스템에 대한 새로운 통찰력을 제공해야합니다. 천문학 자들은 블랙홀이 단 10 억 년 동안 태양의 10 억 배까지 무거워 질 수있는 방법을 이해하기 위해 여전히 고군분투하고 있습니다. 멜버른 대학의 공동 저자 인 스튜어트 와이트는 "이렇게 큰 블랙홀이 너무 일찍 존재해서는 안된다"고 말했다. 미래의 퀘이사 연구는 다가오는 여러 관측소 간의 시너지 효과에 의해 촉진 될 것입니다. 유럽 우주국의 유클리드 임무와 칠레 아타 카마 사막의 세로 파콘에 현재 건설중인 국가 과학 재단 / 에너지 부 시설 인 지상 기반 Vera C. Rubin 천문대와의 적외선 조사. 두 천문대 모두 멀리있는 퀘이사의 수를 크게 늘릴 것입니다. 새로 발견 된 퀘이사는 허블과 웹이 우주의 형성시기에 대한 새로운 이해를 얻기 위해 조사 할 것입니다.
더 알아보기 퀘이사와 그 숙주 은하를 3 차원으로 연구하는 우주 망원경
https://phys.org/news/2020-10-simulations-webb-telescope-reveal-distant.html
ㅡ시뮬레이션의 은하들은 또한 현재 은하수의 별 형성 속도보다 최대 600 배 빠른 속도로 별을 형성하는 경향이 있습니다. 공동 저자 인 Di Matteo는 "우리는 이러한 시스템이 매우 빠르게 성장한다는 사실을 발견했습니다. 그들은 조숙 한 아이들과 같습니다. 그런 다음 팀은 이러한 시뮬레이션을 사용하여 천문대가 이러한 먼 시스템을 연구하면 Webb의 카메라가 무엇을 볼 것인지 결정했습니다. 그들은 하늘에서 은하의 크기가 작기 때문에 여전히 도전적이지만 호스트 은하와 퀘이사를 구별하는 것이 가능하다는 것을 발견했습니다. "Webb은 처음으로 매우 먼 숙주 은하를 관찰 할 수있는 기회를 열어 줄 것입니다."라고 Marshall은 말했습니다. 그들은 또한 Webb의 분광기가 이러한 시스템에서 수집 할 수있는 것을 고려했습니다. 들어오는 빛을 구성 요소 색상이나 파장으로 분할하는 스펙트럼 연구는 이러한 시스템에서 먼지의 화학적 구성을 밝힐 수 있습니다. 대부분의 화학 원소가 별에서 생성되기 때문에 그들이 얼마나 많은 무거운 원소를 포함하고 있는지 알면 천문학 자들이 별 형성 역사를 이해하는 데 도움이 될 수 있습니다.
메모 2010151
시뮬레이션은 천문학에서 잘 알려진 도구이다. 작은 빛들이 먼 곳에 별무리들이기 때문에 데이타을 통한 실물적인 영상은 거의 시뮬레이션 작업으로 데이타를 수정하고 보완되는 연구가 진행된다.
시뮬레이션의 은하들은 현재 은하수의 별 형성 속도보다 최대 600 배 빠른 속도로 별을 형성하는 경향이 있다고 한다. 데이타가 정확하기 때문에 실제적 관측에 무슨 문제가 있을까?
oms이론에 의해서 8차oms을 샘플로 작성하여 omsfull을 만드는 제작에서 보면, oms가 bigs (1)와 잠재적 bigs (3) 들로 만들어지는 것으로 smaller들을 통하지 않는 빠른 데이타 경로 방식으로 새로운 oms으로 전환할 수 있다는 것을 보여준다.
보기1.은 8차 oms을 bigs만으로 작성해 보았다. bigs가 실제와 잠재 사이에서 그 변환 속도가 엄청나게 빠르다는 것을 보여준 oms의 사례이다. 이 시뮬레이션 데이타를 통해 나는 oms full 상태를 만든다.
보기1.은 8차 oms으로, smaller 인자들을 제외하고 bigs 인자들 만으로 작성해 보았다.
00100000<잠재적 bB
00010000<잠재적 eE
00001000<잠재적 fF
00000010<e
00000100<f
10000000<b
01000000<실제적 aA
00000001<a
하물며, 우주가 두개의 작은 왜성을 통해 더 큰 질량을 가진 백색 왜성을 만드는 과정은 천문 관측보다 더 빠르게 컴퓨팅 기작으로 보여주는 것은 데이타가 관측보다 더 정확할 수 있다는 이론적 근거 때문일 것이다. 물리학의 표준이론대로 우주나 소립자의 구조가 관측되는 것처럼 말이다.
ㅡThe simulated galaxies also tend to form stars up to 600 times faster than the current Milky Way star formation rate. "We found that these systems grow very fast," said co-author Di Matteo. "They are like precocious kids. Then the team uses these simulations to study these distant systems, and what Webb's camera is," They found that it is still challenging because the galaxy is small in size in the sky, but it is possible to distinguish between host galaxies and quasars. “Webb will open up the opportunity to observe very distant host galaxies for the first time. "It's going to be," Marshall said. They also considered what Webb's spectroscope could collect in these systems. Spectral studies that split the incoming light into component colors or wavelengths could reveal the chemical composition of dust in these systems. Because most of the chemical elements are created in stars, knowing how many heavy elements they contain can help astronomers understand the history of star formation.
Memo 2010151
Simulation is a well-known tool in astronomy. Because small lights are in a distant place, practical images through data are mostly simulated to correct and supplement the data.
The galaxies in the simulation are said to tend to form stars up to 600 times faster than the current Milky Way star formation rate. What's wrong with the actual observation because the data are accurate?
In the production of creating omsfull by sample 8th oms according to oms theory, oms is made of bigs (1) and potential bigs (3), which can be converted to new oms with a fast data path method not going through smaller Show that you can.
Example 1. wrote the 8th oms with only bigs. Bigs is an example of oms that shows that the conversion speed between real and potential is incredibly fast. With this simulation data I make the oms full state.
Example 1. is the 8th order oms, and I wrote only the bigs factors excluding the smaller factors.
00100000<potential bB
00010000<potential eE
00001000<potential fF
00000010<e
00000100<f
10000000<b
01000000<actual aA
00000001<a
Furthermore, the process by which the universe creates a white dwarf with a larger mass through two smaller dwarfs is a computational mechanism faster than astronomical observations, perhaps because of the rationale that the data may be more accurate than observations. Like the standard theory of physics, the structure of the universe or elementary particles is observed.
.음, 꼬리가 보인다
.Measurement of Planetary Boundary Layer Winds with Scanning Doppler Lidar
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
참고.
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
http://www.sci-news.com/astronomy/earth-sized-exoplanet-habitable-zone-red-dwarf-toi-700d-07991.html
또 다른 모델은 TOI-700d를 구름이없는 전 지구의 현대 지구 버전으로 묘사합니다. 별빛이 행성의 대기를 통과 할 때 이산화탄소와 질소와 같은 분자와 상호 작용하여 스펙트럼 선 (spectral line)이라고하는 독특한 신호를 생성합니다.”또한 과학자들은 TOI-700d의 20 가지 모델 게시되었습니다 .
버전에 대해 시뮬레이션 된 스펙트럼을 생성했습니다.First Optical Measurements of Milky Way’s Mysterious Fermi Bubbles
.Senescent tumor cells building three-dimensional tumor clusters
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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