.Mapping the movement of white dwarfs of the Milky Way
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.Mapping the movement of white dwarfs of the Milky Way
우리은하의 백색왜성의 움직임을 매핑
룬드 대학교 백색 왜성의 그림입니다. 출처: NASA, ESA, STScI 및 G. Bacon(STScI)MARCH 23, 2022
-백색 왜성은 한때 태양과 비슷한 평범한 별이었지만 연료를 모두 소모한 후 붕괴되었습니다. 이러한 성간 잔해는 역사적으로 연구하기 어려웠습니다. 그러나 스웨덴 룬드 대학의 최근 연구는 이 수수께끼 같은 별들의 움직임 패턴에 대한 새로운 정보를 밝혀냈습니다. 백색 왜성은 반경이 태양의 약 1%입니다. 그것들은 거의 같은 질량을 가지고 있으며, 이는 세제곱센티미터당 약 1톤의 놀라운 밀도를 가지고 있음을 의미합니다. 수십억 년 후에 백색 왜성 은 가시광선 방출을 멈추는 지점까지 냉각되어 소위 흑색 왜성으로 변합니다.
최초로 발견된 백색왜성은 40 Eridani A였다. 지구에서 16.2광년 떨어진 밝은 천체로 백색왜성 40 Eridani B와 적색왜성 40 Eridani C로 구성된 쌍성계로 둘러싸여 있다. 1783년에 발견된 천문학자들은 우리 은하의 진화 역사를 더 깊이 이해하기 위해 백색 왜성에 대해 더 많이 배우려고 노력했습니다. Royal Astronomical Society의 Monthly Notices에 발표된 연구에서 연구팀은 붕괴된 별이 어떻게 움직이는지에 대한 새로운 발견을 제시할 수 있습니다. "가이아 우주 망원경의 관측 덕분에 우리는 지금까지 가장 큰 백색 왜성 목록에 대한 3차원 속도 분포를 처음으로 밝힐 수 있었습니다. 이것은 우리에게 비할 데 없는 세부 사항으로 속도 구조에 대한 자세한 그림을 제공합니다." Lund University의 천문학 박사 과정 학생인 Daniel Mikkola는 말합니다.
배경에 은하수가 있는 가이아의 그림. 크레딧: ESA/ATG Medialab, ESO/S. 브루니에
가이아 덕분에 연구자들은 약 15억 개의 별에 대한 위치와 속도를 측정했습니다. 그러나 최근에야 그들은 태양 근처의 백색 왜성에 완전히 집중할 수 있었습니다. "우리는 백색 왜성의 속도와 이동 패턴을 매핑하는 데 성공했습니다. 가이아는 백색 왜성의 온도와 밝기를 볼 때 두 개의 평행한 백색 왜성 시퀀스가 있음을 밝혔습니다. 이들을 별도로 연구하면 서로 다른 방식으로 움직이는 것을 볼 수 있습니다. 아마도 질량과 수명이 다르기 때문일 것입니다."라고 Daniel Mikkola는 말합니다. 그 결과는 우리 은하의 역사와 발달을 계속 지도화하기 위한 새로운 시뮬레이션과 모델을 개발하는 데 사용될 수 있습니다.
-연구진은 백색 왜성에 대한 지식이 늘어남에 따라 은하수의 탄생을 둘러싼 여러 가지 물음표를 바로잡을 수 있기를 희망하고 있습니다. "이 연구는 우리 은하에서 가장 가까운 지역에 대해 더 많이 배웠기 때문에 중요합니다. 결과도 흥미롭습니다. 우리 별인 태양도 언젠가는 우리은하의 모든 별의 97%와 마찬가지로 백색 왜성으로 변할 것이기 때문입니다. "라고 Daniel Mikkola는 결론을 내립니다.
추가 탐색 백색 왜성 주변의 행성 잔해 추가 정보: Daniel Mikkola et al, Gaia EDR3의 백색 왜성의 속도 분포, Royal Astronomical Society의 Monthly Notices (2022). DOI: 10.1093/mnras/stac434 저널 정보: Royal Astronomical Society의 월간 공지 룬드대학교 제공
https://phys.org/news/2022-03-movement-white-dwarfs-milky.html
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메모 2203240506 나의 사고실험 oms 스토리텔링
별의 시작과 끝을 아는일은 다른 모든 일들처럼 매우 중요하다. 별의 탄생은 샘플a.oms의 vix.a(n!)에서 시작 되었다. smola별들은 vix.a(n!)블랙홀에서 출현되어 다시 블랙홀로 돌아간다. 그 과정에서 별은 에너지를 소진하여 백색왜성으로 축소되는데, 입방미터당 1톤으로 작아진듯 나중에는 블랙홀이 아니면 중성자별이 되기도 하는데, 원자핵과 거의 같은 밀도를 가지고 있으며, 대략 중성자별 입방센티 당의 질량이 약 1억 톤이다.
물론 샘플b.qoms에서 쿼크 밀도를 가진 중성자 별의 아담이브 사이즈급이면 1나노입당에 질량이 우주의 무게가 된다. 그렇게 되어 빅뱅사건이 생겼다는 시나리오가 성립된거여. 쩌어업!
이를 샘플b.qoms.정의역(2203240518):으로 설정한다. 빅뱅사건이 왜 그토록 작은 곳에서 출현하는지, 그 이유를 샘플b.qoms.정의역(2203240518):에서 설명한다. 허허.
샘플a.oms(standard)
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0deb00 ac000f
ced0ba 00f000
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0ace00 df000b
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샘플b.quasi oms(standard)
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샘플c.oss(standard)
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zxdzxezxz
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zybzzfxzy
cadccbcdc
cdbdcbdbb
xzezxdyyx
zxezybzyy
bddbcbdca
=bigrip/zerosum, npir+c(dark energy)
sample c.oss
domain(2203080543):
-The white dwarf was once an ordinary star similar to the sun, but collapsed after running out of fuel. These interstellar remnants have historically been difficult to study. But a recent study from the University of Lund in Sweden has revealed new information about the patterns of movement of these enigmatic stars. A white dwarf has a radius of about 1% of the Sun. They have about the same mass, which means they have an astonishing density of about 1 ton per cubic centimeter. After billions of years, the white dwarf will cool to the point where it stops emitting visible light, turning into a so-called black dwarf.
-The researchers hope that as their knowledge of white dwarfs increases, they can correct several question marks surrounding the Milky Way's birth. "This study is important because we have learned more about the nearest regions of our galaxy. The results are also interesting. Our star, the Sun, will one day turn into a white dwarf, like 97% of all stars in our galaxy." Daniel Mikkola concludes.
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memo 2203240506 my thought experiment oms storytelling
Knowing the start and end of a star is as important as everything else. The birth of a star started from vix.a(n!) of sample a.oms. The smola stars emerge from the vix.a(n!) black hole and return to the black hole. In the process, the star consumes energy and shrinks to a white dwarf star, which is reduced to 1 ton per cubic meter and later turns into a neutron star if it is not a black hole. about 100 million tons.
Of course, if the sample b.qoms is the Adam Eve size of a neutron star with a quark density, the mass per 1 nanoparticle is the weight of the universe. That is how the scenario of the Big Bang incident was established. Wow!
Set this to sample b.qoms.domain (2203240518):. Sample b.qoms. Definitions (2203240518): explains why the Big Bang event appears in such a small place. haha.
Sample a.oms (standard)
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sample c.oss(standard)
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=bigrip/zerosum, npir+c(dark energy)
sample c.oss
domain(2203080543):
.Fermi Arcs in an antiferromagnet detected at BESSY II
BESSY II에서 검출된 반강자성체의 페르미 호
독일 연구 센터 의 헬름홀츠 협회 BESSY II에서 6K 온도에서 찍은 반강자성 NdBi의 페르미 표면. 그것은 소위 페르미 호를 보여줍니다. 크레딧: 자연 MARCH 23, 2022
국제 협력을 통해 흥미로운 자기 특성을 나타내는 NdBi 결정 샘플을 분석했습니다. BESSY II에서의 측정을 포함한 실험에서 그들은 저온에서 샘플의 반강자성 상태에서 소위 페르미 아크에 대한 증거를 찾을 수 있었습니다. 이 관찰은 아직 기존의 이론적 아이디어로 설명되지 않으며 전하보다는 전자 스핀을 기반으로 하는 혁신적인 정보 기술에 이러한 종류의 재료를 사용할 수 있는 흥미로운 가능성을 열어줍니다. 네오디뮴-비스무트 결정은 흥미로운 자기 특성 을 가진 광범위한 재료에 속합니다 .
실험에서 측정된 페르미 표면은 결정에서 전하 캐리어의 수송 특성에 대한 정보를 포함합니다. 페르미 표면은 일반적으로 닫힌 윤곽으로 구성되지만 페르미 호로 알려진 연결이 끊긴 부분은 매우 드물며 비정상적인 전자 상태의 신호일 수 있습니다. 비정상적인 자기 분열 현재 Nature 에 발표된 연구에서 팀은 이러한 페르미 호에 대한 실험적 증거를 제시합니다. 그들은 24 켈빈 온도(넬 온도) 아래에서 샘플의 반강자성 상태에서 비정상적인 자기 분열 을 관찰했습니다.
이 분할은 반강자성 차수와 함께 온도에 따라 변하는 반대 곡률 밴드를 생성합니다. 이러한 발견은 이전에 이론적으로 고려되고 실험적으로 보고된 자기 분열 사례와 근본적으로 다르기 때문에 매우 중요합니다. 잘 알려진 Zeeman 및 Rashba 분할의 경우 밴드의 곡률이 항상 보존됩니다. 두 분할 모두 스핀트로닉스에 중요하기 때문에, 특히 스핀트로닉스 연구의 초점이 현재 전통적인 강자성에서 반강자성 재료로 이동하고 있기 때문에 이러한 새로운 발견은 새로운 응용 분야로 이어질 수 있습니다.
추가 탐색 강력한 교환 결합에 의한 반강자성 스핀트로닉스 시스템 판독 추가 정보: Adam Kaminski, 반강자성체의 자기 분할로 인한 페르미 호의 출현, Nature (2022). DOI: 10.1038/s41586-022-04412-x . www.nature.com/articles/s41586-022-04412-x 저널 정보: 네이처 독일 연구 센터의 헬름홀츠 협회 제공
https://phys.org/news/2022-03-fermi-arcs-antiferromagnet-bessy-ii.html
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