.A Rumble in the Cosmos: Pulsar Timing Yields Evidence of Cosmic Background Gravitational Waves
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.A Rumble in the Cosmos: Pulsar Timing Yields Evidence of Cosmic Background Gravitational Waves
우주의 럼블: 펄서 타이밍으로 우주 배경 중력파의 증거 생성
주제:천문학천체물리학중력파UC 버클리 캘리포니아 대학교 - 버클리 2023 년 8월 15일 초대형 블랙홀은 중력파를 방출합니다 이 예술가의 해석에서 한 쌍의 초대질량 블랙홀(왼쪽 위)은 시공간 구조를 통해 잔물결을 일으키는 중력파를 방출합니다. 그 중력파는 펄서(흰색)에서 방출되는 전파의 경로를 압축하고 늘립니다. 라디오파를 신중하게 측정함으로써 과학자 팀은 최근 우주의 중력파 배경을 처음으로 탐지했습니다. 크레딧: NANOGrav
-천체물리학자들은 우주가 초대질량 블랙홀 쌍성 의 병합으로 인한 중력파 의 배경으로 가득 차 있다는 증거를 보고합니다. 전 세계의 연구자들은 수십만 쌍의 초거대질량 블랙홀에 의해 생성된 중력파로 인한 우주적 윙윙거림에 대한 강력한 증거를 발견했습니다. 15년 이상 우리 은하 내에서 밀리세컨드 펄서를 관찰한 결과 시공간이 리드미컬하게 늘어나고 수축되는 것을 감지했습니다.
이 발견은 우주에 대한 새로운 창을 열었으며 블랙홀 및 기타 우주 현상에 대한 우리의 이해에 심오한 영향을 미칩니다. 우주는 중력 복사로 윙윙거리고 있습니다. 이것은 시공간과 그 안에 포함된 물질을 리드미컬하게 늘리고 압축하는 매우 낮은 주파수의 울림입니다. 그것은 우리 은하계의 우리 구석에 있는 1000분의 1초의 펄서에 대한 15년 이상의 관찰을 기술하는 수많은 저널 기사를 동시에 발표한 전 세계 여러 연구 그룹의 결론입니다 .
NANOGrav (North American Nanohertz Observatory for Gravitational Waves) 공동 작업인 적어도 한 그룹은 이러한 펄서의 정확한 리듬이 이러한 장파장 중력파에 의한 시공간 확장 및 압착에 의해 영향을 받는다는 강력한 증거를 발견했습니다. “이것은 매우 낮은 주파수에서 중력파 에 대한 핵심 증거입니다 .
"수년간의 작업 끝에 NANOGrav는 중력파 우주에 대한 완전히 새로운 창을 열고 있습니다." 중력파를 둘러싼 역사와 질문 중력파는 2015년에 레이저 간섭계 중력파 관측소( LIGO )에 의해 처음 감지되었습니다. 시공간에서 단파장 요동은 더 작은 블랙홀 또는 때때로 중성자별의 병합으로 인해 발생했으며, 이들 모두의 무게는 1보다 작습니다. 수백 개의 태양 질량. 이제 문제는 다음과 같습니다. 장파장 중력파(수년에서 수십 년 주기)도 블랙홀에서 생성됩니까? 우주 험의 본질 The Astrophysical Journal Letters (ApJ Letters) 에서 발표한 논문 중 하나에서 UC Berkeley, 물리학자 Luke Zoltan Kelley 및 NANOGrav 팀은 윙윙거리는 소리가 수십만 쌍의 초대형 블랙홀에 의해 생성될 가능성이 있다고 주장합니다 .
태양 질량의 수십억 배에 달하는 무게는 우주의 역사를 통해 서로 합쳐질 수 있을 만큼 가까워졌습니다. 팀은 수십억 개의 소스를 포함하는 초대질량 블랙홀 쌍성 인구의 시뮬레이션을 생성하고 예측된 중력파 서명을 NANOGrav의 가장 최근 관측과 비교했습니다. 융합 이전의 블랙홀의 궤도 춤은 왈츠를 추는 댄서들이 리드미컬하게 댄스 플로어를 진동시키는 방식과 유사하게 시공간을 진동시킵니다. 우주의 138억년에 걸친 그러한 합병은 중력파를 생성했으며, 이는 연못에 던져진 한 줌의 자갈에서 발생하는 잔물결처럼 오늘날 중첩되어 배경 소음을 생성합니다.
이 중력파의 파장은 광년 단위로 측정되기 때문에 이를 감지하려면 은하 크기의 안테나 어레이(밀리초 펄서 모음)가 필요했습니다. “방 안의 코끼리는 초대형 블랙홀 쌍성에서 생성된 것인지 아직 100% 확신할 수 없다는 것입니다. 그것은 확실히 우리의 최선의 추측이며 데이터와 완전히 일치하지만 우리는 긍정적이지 않습니다.”라고 UC Berkeley 천문학 부교수 Kelley가 말했습니다. "바이너리라면, 지금까지 50년 넘게 거대한 수수께끼였던 초대질량 블랙홀 바이너리가 존재한다는 것을 실제로 확인한 것은 그때가 처음입니다."
“우리가 보고 있는 신호는 공간과 시간에 걸쳐 3D로 우주 인구에서 나온 것입니다. UC Berkeley의 천문학 및 물리학과의 Judy Chandler Webb 물리 과학 교수이자 NANOGrav 공동 작업의 구성원인 천체물리학자 Chung-Pei Ma가 말했습니다. 새로운 사이렌으로서의 중력파 Ma는 천문학자들이 라디오, 광학 및 X선 관측을 사용하여 가능한 많은 초대질량 블랙홀 바이너리를 식별했지만 중력파를 새로운 사이렌으로 사용하여 전자기파를 검색하고 자세한 연구를 수행할 수 있는 하늘의 위치를 안내할 수 있다고 언급했습니다. 블랙홀 바이너리. Ma는 지구에서 가장 가까운 초대형 블랙홀 100개를 연구하는 프로젝트를 지시하고 NANOGrav가 중력에 대해 하늘의 해당 패치를 조사하기 위해 펄서 타이밍 배열을 조정할 수 있도록 이진 쌍을 제안하는 활동의 증거를 찾고 싶어합니다. 파도. 초대질량 블랙홀 바이너리는 병합되기 전 수백만 년 동안 중력파를 방출할 가능성이 높습니다.
-배경 중력파의 다른 가능한 원인으로는 암흑 물질 액시온, 우주 시작부터 남겨진 블랙홀(소위 원시 블랙홀) 및 우주 끈이 있습니다. 오늘 ApJ Letters 에 게재된 또 다른 NANOGrav 논문은 이러한 이론에 대한 제약을 제시합니다. 가능한 소스로서의 바이너리 “다른 그룹은 이것이 우주 인플레이션이나 우주 끈 또는 그 자체로 매우 흥미로운 다른 종류의 새로운 물리적 프로세스에서 비롯된 것이라고 제안했지만 우리는 바이너리가 훨씬 더 가능성이 있다고 생각합니다.
그러나 이것이 바이너리에서 나온다고 확실히 말할 수 있으려면 우리가 해야 할 일은 중력파 신호가 하늘을 가로질러 얼마나 변하는지 측정하는 것입니다. 바이너리는 대체 소스보다 훨씬 더 큰 변형을 생성해야 합니다.”라고 Kelley는 말했습니다. “지금은 우리가 계속해서 감성을 구축하면서 진지한 작업과 흥분이 시작되는 때입니다. 우리가 계속해서 더 나은 측정을 함에 따라 초거대 블랙홀 바이너리 인구에 대한 우리의 제약은 점점 더 좋아질 것입니다.” 은하 합병은 블랙홀 합병으로 이어집니다. 대부분의 큰 은하는 중심에 거대한 블랙홀이 있는 것으로 생각되지만 X선에서 별과 가스가 블랙홀에 떨어질 때 생성되는 전파에 이르기까지 방출하는 빛이 일반적으로 차단되기 때문에 감지하기 어렵습니다. 주변 가스 및 먼지.
Ma는 최근 하나의 거대한 은하인 M87의 중심 주변의 별들의 움직임을 분석하고 블랙홀 자체가 완전히 가려져 있음에도 불구하고 태양 질량의 53억 7000만 배인 질량 추정치를 정교하게 분석했습니다. 감질나게도 M87의 중심에 있는 초대질량 블랙홀은 쌍성 블랙홀일 수 있습니다. 그러나 확실히 아는 사람은 없습니다. “M87 또는 심지어 우리 은하 중심인 궁수자리 A*에 대한 나의 질문은: 우리가 연구해 온 주 블랙홀 근처에 두 번째 블랙홀을 숨길 수 있습니까? 그리고 현재로서는 아무도 그것을 배제할 수 없다고 생각합니다.”라고 Ma는 말했습니다.
"쌍성 초대질량 블랙홀에서 나오는 중력파를 감지하기 위한 흡연 총은 단일 쌍성 소스에서 연속파 감지를 볼 수 있기를 희망하는 향후 연구에서 나와야 합니다." 시뮬레이션과 블랙홀 병합 은하 병합의 시뮬레이션은 두 개의 병합 은하의 중심 블랙홀이 더 큰 병합 은하의 중심을 향해 함께 가라앉아야 하기 때문에 쌍성 초대질량 블랙홀이 일반적임을 시사합니다. 이 블랙홀은 서로 궤도를 돌기 시작하지만 NANOGrav가 감지할 수 있는 파동은 매우 가까워질 때만 방출된다고 Kelley는 말했습니다. 태양 거리는 9300만 마일입니다. 그러나 병합 은하에서 가스 및 먼지와의 상호 작용으로 인해 블랙홀이 안쪽으로 나선형으로 가까워져 병합이 불가피하게 될 수 있습니까? Kelley는 "이것은 초대질량 블랙홀 바이너리에서 가장 큰 불확실성이었습니다.
은하 병합 직후부터 실제로 합쳐지는 위치까지 어떻게 가져갈 수 있습니까?"라고 말했습니다. “은하 병합은 두 개의 초거대질량 블랙홀을 약 1킬로파섹 정도로 합칩니다. 거리는 3,200광년으로 대략 은하의 핵 크기입니다. 그러나 실제로 중력파를 생성하려면 5~6배 더 작은 간격으로 떨어져야 합니다.” 마윈은 "두 가지가 막힐 수도 있다"고 지적했다. “우리는 그것을 마지막 파섹 문제라고 부릅니다.
축소할 다른 채널이 없다면 중력파를 볼 수 없을 것입니다.” 그러나 NANOGrav 데이터는 대부분의 초대질량 블랙홀 바이너리가 실속하지 않는다는 것을 시사합니다. "우리가 보고 있는 중력파의 진폭은 합병이 꽤 효과적이라는 것을 시사합니다. 즉, 초대형 블랙홀 바이너리의 상당 부분이 이러한 거대한 은하 합병 규모에서 매우 작은 하위 파섹 규모로 내려갈 수 있다는 것을 의미합니다. "켈리가 말했다. 펄서 타이밍 어레이 NANOGrav는 초당 수백 번 지구를 지나는 밝은 전파 빔을 휩쓸고 있는 빠르게 회전하는 중성자 별인 밀리초 펄서 덕분에 배경 중력파를 측정할 수 있었습니다.
알 수 없는 이유로 맥동 속도는 10분의 1밀리초 이내로 정확합니다. 1982년 고(故) UC 버클리 천문학자 도널드 배커(Donald Backer)가 최초의 밀리초 펄서를 발견했을 때, 그는 이 정밀 점멸 장치가 중력파에 의해 생성된 시공간 변동을 감지하는 데 사용될 수 있다는 것을 금방 깨달았습니다. 그는 검출기로 사용할 수 있는 은하계에서 우리 주변에 흩어져 있는 일련의 펄서를 설명하기 위해 "펄서 타이밍 배열"이라는 용어를 만들었습니다. 2007년에 Backer는 현재 미국과 캐나다에서 온 190명 이상의 과학자가 참여하고 있는 공동 작업인 NANOGrav의 창립자 중 한 명이었습니다.
계획은 우리 은하계의 우리 부분에 있는 밀리초 펄서 그룹을 적어도 한 달에 한 번 모니터링하고 움직임의 영향을 고려한 후 장파장 중력에 기인할 수 있는 맥박수에서 상관관계가 있는 변화를 찾는 것이었습니다. 은하계를 통과하는 파도. 특정 펄서 신호의 도착 시간 변화는 100만분의 1초 정도라고 Kelley는 말했습니다. "중력파의 특징은 통계적으로 일관성 있는 변화뿐입니다."라고 그는 말했습니다.
“항상 밀리초, 수십 밀리초 스케일의 변화를 볼 수 있습니다. 노이즈 프로세스 때문입니다. 그러나 진폭이 약 100나노초 정도인 신호를 포착하려면 이를 깊이 파고들어 이러한 상관관계를 살펴봐야 합니다.” NANOGrav 협력은 모두 68개의 펄서를 모니터링했으며 일부는 15년 동안 현재 분석에서 67개를 사용했습니다. 이 그룹은 유럽(European Pulsar Timing Array), 호주(Parkes Pulsar Timing Array) 및 중국(Chinese Pulsar Timing Array)의 그룹에서 서로 다른 신호를 상호 연관시키기 위해 사용하는 분석 프로그램을 공개적으로 발표했습니다.
-NANOGrav에서 사용하는 것보다 펄서의. 추가 추론 NANOGrav 데이터는 우주의 역사에 걸쳐 초거대 블랙홀 쌍성 병합의 인구에 대한 몇 가지 다른 추론을 허용한다고 Kelley는 말했습니다. 우선, 신호의 진폭은 모집단이 더 높은 질량으로 치우친다는 것을 의미합니다. 알려진 초거대질량 블랙홀은 최대 약 200억 태양 질량에 이르지만, 배경을 만든 많은 블랙홀은 아마도 400억 또는 600억 태양 질량보다 더 클 수 있습니다. 또는 우리가 생각하는 것보다 더 많은 초대형 블랙홀 바이너리가 있을 수 있습니다. "관측된 중력파 신호의 진폭은 우리의 예상과 대체로 일치하지만 확실히 약간 높은 편입니다."라고 그는 말했습니다.
"그래서 우리는 상대적으로 거대한 초대질량 블랙홀의 조합이 필요하고, 이러한 블랙홀의 발생률이 매우 높으며, 우리가 보는 이러한 진폭을 생성할 수 있도록 매우 효과적으로 결합할 수 있어야 합니다. 또는 질량이 우리가 생각한 것보다 20% 더 크지만 두 배 더 효과적으로 병합되거나 일부 매개변수 조합일 수도 있습니다.” 더 많은 수년간의 관측에서 더 많은 데이터가 제공됨에 따라 NANOGrav 팀은 우주 중력파 배경과 그것을 생성하는 원인에 대한 더 확실한 증거를 얻을 것으로 기대합니다. 이는 소스의 조합일 수 있습니다. 현재 천문학자들은 중력파 천문학의 전망에 흥분하고 있습니다. "이것은 새로운 도구로서 매우 흥미롭습니다."라고 Ma는 말했습니다. "이것은 초대형 블랙홀 연구를 위한 완전히 새로운 창을 엽니다."
DOI: 10.3847/2041-8213/acdac6
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메모 2308161859 나의 사고 실험 oms 스토리텔링
우주가 초대질량 블랙홀 (샘플링 qoms.2qvix) 쌍성 의 병합으로 인한 '중력파 의 배경으로 가득 차 있다'는 증거를 보고한다. 시간qvix.xa, 공간 qvix.yb의 NANOGrav.ab 불확실성의 왜곡으로 나타났다. 허허.
- Astrophysicists report evidence that the universe is full of a background of gravitational waves from the merging of supermassive black hole binaries. Researchers around the world have found compelling evidence for a cosmic hum caused by gravitational waves created by hundreds of thousands of pairs of supermassive black holes. Over 15 years of observations of millisecond pulsars within our galaxy have detected the rhythmic stretching and contraction of space-time.
-Pulsar's than used by NANOGrav. Additional inferences The NANOGrav data allow several different inferences about the population of supermassive black hole binary mergers over the history of the universe, Kelley said. First of all, the amplitude of the signal means that the population is skewed toward higher masses. Known supermassive black holes reach up to about 20 billion solar masses, but many of the black holes that make up the background are probably larger than 40 or 60 billion solar masses. Or, there may be more supermassive black hole binaries than we think. "The amplitude of the observed gravitational wave signal is largely in line with our expectations, but certainly on the slightly higher side," he said.
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memo 2308161859 my thought experiment oms storytelling
They report evidence that the universe is 'full of a background of gravitational waves' resulting from the merging of supermassive black holes (sampling qoms.2qvix) binaries. Appeared as a distortion of the NANOGrav.ab uncertainties in time qvix.xa, space qvix.yb. haha.
Samplea.oms (standard)
b0acfd 0000e0
000ac0 f00bde
0c0fab 000e0d
e00d0c 0b0fa0
f000e0 b0dac0
d0f000 cae0b0
0b000f 0ead0c
0deb00 ac000f
ced0ba 00f000
a0b00e 0dc0f0
0ace00 df000b
0f00d0 e0bc0a
sampleb. qoms (standard)
0000000011=2,0
0000001100
0000001100
0000010010
0001100000
0101000000
0010010000
0100100000
2000000000
0010000001
sample b.poms (standard)
q0000000000
00q00000000
0000q000000
000000q0000
00000000q00
0000000000q
0q000000000
000q0000000
00000q00000
0000000q000
000000000q0
Samplec.oss (standard)
zxdxybzyz
zxdzxezxz
xxbyyxzz
zybzzfxzy
cadccbcdc
cdbdcbdbb
xzezxdyyx
zxezybzyy
bddbcbdca
.Origin of correlated isolated flat bands in copper-substituted lead phosphate apatite.
구리로 치환된 인산납 아파타이트에서 분리된 상관 플랫 밴드의 기원
![LK-99, 1차원 구리원자 사슬에서 초전도 현상 일어난다" - [디지털타임스 모바일페이지]](https://contents.dt.co.kr/images/202308/2023081502109931650001[1].jpg?var=4652)
시네이드 M. 그리핀 1 , 2 1 미국 캘리포니아주 버클리 소재 로렌스 버클리 국립연구소 재료과학부 94720 2 Molecular Foundry Division, 로렌스 버클리 국립 연구소, 버클리, 캘리포니아, 94720, 미국 2023년 8월 1일 추상적인 Cu로 치환된 인회석('LK99')의 상압에서 상온 초전도성에 대한 최근 보고서는 고온 초전도성을 허용할 수 있는 재료 및 메커니즘에 대한 이해에 대한 관심을 불러일으켰습니다. 여기에서 저는 Cu로 대체된 인산납 인회석에 대한 밀도 함수 이론 계산을 수행하여 이미 확립된 초전도체 제품군에서 높은 전이 온도의 일반적인 서명인 Fermi 레벨에서 상관된 격리된 플랫 밴드를 식별합니다. 나는 Cu 이온에 의해 유도된 구조적 왜곡과 Pb 고립 쌍으로부터의 키랄 전하 밀도 파동에서 발생하는 이러한 고립된 밴드의 기원을 설명합니다. 이러한 결과는 최소 2대역 모델이 이 시스템에서 많은 저에너지 물리학을 포함할 수 있음을 시사합니다.
마지막으로, \UseRawInputEncoding 나소개 하이티 씨 초전도체는 틀림없이 에너지 효율적인 미래를 위한 거대한 잠재적 응용 분야를 가진 응집 물질 물리학의 성배입니다. 높은 T로 간주되는 초전도체의 첫 번째 클래스 씨 1987년에 Bednorz와 Müller가 발견한 큐프레이트였습니다 [ 1 ] . cuprates는 2008년에 Fe-pnictides [ 2 ] 및 nickelates [ 3 ] 를 포함하여 몇 가지 새로운 부류에 의해 뒤따랐습니다 . high-T의 발견과 이해에 상당한 진전이 있었지만 씨 초전도체, 그리고 우리는 상온 T 달성을 위한 결정적인 로드맵인 확립된 클래스 [ 4 ] 내에서 새로운 예를 계속 발굴합니다. 씨 주변 압력 하에서 파악하기 어렵습니다. 이러한 high-T의 많은 공통 사항 씨 초전도체 계열은 쿠퍼 쌍 형성 [ 5 , 6 ] 및 반강자성, 전하 밀도 파 및 스핀 밀도 파와 같은 여러 경쟁 상호 작용에 대한 비 전통적인 메커니즘을 일으킬 수 있는 강하게 상관된 밴드입니다 . 이러한 단계는 이러한 상태 간의 요동이 높은 T를 달성하는 데 중요한 역할을 하는 것으로 여겨지는 초전도성과 경쟁하거나 공존할 수 있습니다. 씨 . 따라서 신소재 시스템에서 이러한 기능을 찾는 것은 새로운 종류의 high-T를 찾는 유망한 경로입니다. 씨 초전도체. 예를 들어, 니켈레이트 초전도체는 이론적으로 Anisimov, Bukhvalov 및 Rice에 의해 큐프레이트 초전도체에 대한 유사성으로 예측되었습니다 [ 7 ] . 강한 상관관계 [ 8 ] 와 관련된 격리된 d-다양체를 사용하여 재료를 선택적으로 설계 하고 좋은 후보 재료에 대한 높은 처리량 검색에 영감을 주어 높은 Tc 초전도성의 지평을 더욱 확장하기 위해 유사한 접근 방식이 제안되었습니다. [ 9 ] . Cu로 치환된 아파타이트('LK99'라고도 함) [ 10,11 ]에서 주변 압력에서 가능한 실온 초전도성에 대한 최근 보고서[ 10,11 ] 는 이러한 화합물의 구조-특성 관계를 철저히 이해하여 그들의 잠재적 상관 물리학. 이 편지에서 나는 ab initio 계산을 사용하여 Mean-field Density Functional Level에서 Cu 도핑된 인회석의 핵심 완성 상호 작용을 설명합니다. 이이행동 양식 모든 밀도 함수 이론(DFT) 계산을 위해 SI에 제공된 전체 계산 세부 정보와 함께 Vienna Ab initio Simulation Package(VASP) [ 12 , 13 , 14 , 15 ] 를 사용했습니다. 나는 Cu-의 underlocalization을 설명하기 위해 Hubbard-U 수정을 적용 디 주.
나는 2eV와 6eV 사이의 U 값을 테스트했고, 내 결과가 계산된 모든 값에 대해 유사하다는 것을 발견했습니다. 본문의 결과는 실험의 1% 내에서 격자 매개변수를 제공하는 U = 4 eV에 대한 것입니다 [ 10 , 16 ] . Ⅲ결과 III.1구조적 특성 인회석은 일반 공식 A를 갖는 재료입니다. 10 (에게 4 ) 6 엑스 2 ± 엑스 , 여기서 A = 알칼리 또는 희토류 금속; M = Ge, Si 또는 P; 및 X = 할라이드, O 또는 OH. '아파타이트'라는 이름 은 그것이 취할 수 있는 다양한 형태의 결과로 '속임수'를 의미하는 그리스어 apatē 에서 파생됩니다 [ 17 ] . 여기서 나는 납-인산 인회석 Pb를 고려합니다. 10 (후에 4 ) 6 (오) 2 . Ref.의 X선 회절에서 보고된 구조를 취합니다. [ 16 ] 시작점으로 구조적 최적화에 따른 이완이 그림 1 에 묘사되어 있습니다 . 그것은 다양한 인회석 화학의 전형적인 결정 구조를 채택합니다. 즉, PbO를 포함하는 네트워크를 형성합니다. 6 PO와 모서리가 공유되는 프리즘 4 사면체. 나는 이러한 Pb를 문헌 [ 18 ] 의 관례에 따라 Pb(1)로 지칭합니다 . 이 프레임워크는 Pb로 채워져 있습니다. 6 (오) 2 여기서 (오) 2 이러한 Pb(2) 원자에 의해 정의되는 육각형 구조의 중심에 사슬을 형성합니다. 여기있는 동안 나는 OH를 고려 − 1 육각기둥을 채우면 O에 대해서만 비슷한 결과를 얻을 수 있습니다.
일반적으로 인회석은 육각형을 채택 피 6 3 / 중 공간 그룹 – 여기서 결과 구조는 다음과 같습니다. 피 6 3 OH 분자 순서에서 반사가 깨지기 때문입니다. 그러나, 약간의 구조적 편차는 피 6 3 / 중 성분에 따라 흔히 발생합니다. (a) 본문에 기술된 바와 같이 2개의 등가 Pb 부위를 갖는 납-인산 인회석 구조. O 또는 OH 열은 Pb(2) 육각형 구조로 정의된 중앙 열에 있습니다. (b) Pb에 대한 계산된 전자 위치 측정 기능 그림 1: (a) 본문에 설명된 대로 2개의 등가 Pb 부위가 있는 납-인산 인회석 구조. O 또는 OH 열은 Pb(2) 육각형 구조로 정의된 중앙 열에 있습니다. (b) Pb에 대한 계산된 전자 위치 측정 기능 10 (후에 4 ) 6 오 2 . Pb(2)를 둘러싼 산소는 고독한 쌍에 의해 반발됩니다. Pb(1)이 PO와 함께 전체 프레임워크를 형성하는 동안 4 4면체, Pb(2)는 Pb-O 연결에서 중요한 역할을 하고 다면체는 구조 전체에서 기울어집니다. 실제로 Pb(1)과 Pb(2)는 모두 6을 가지고 있지만 2 고독한 쌍, 후자만이 입체 화학적으로 활성입니다. 그림 1 (b) 에 표시된 대로 ELF(Electronic Localization Function)를 계산하여 이를 확인하고 Pb(2) 고독 쌍이 키랄 배열을 형성하여 ∼ 105 ∘ a 축 으로 (자세한 내용은 SI 참조). 고독한 쌍의 키랄 배열은 Pb(2)의 결과적인 산소 조정을 설정합니다. 즉, 그 6개의 산소는 키랄 전하 밀도 파동을 형성하는 고독한 쌍으로부터의 반발의 결과로 비대칭적으로 배열됩니다.
이 산소는 PO와 코너 공유되기 때문에 4 , Pb(2) 고독한 쌍 활동과 관련된 구조적 왜곡은 구조 전체에 전파됩니다. 이러한 효과는 이전에 다양한 인회석 재료에서 논의되었으며 특정 시스템에 따라 고독한 쌍의 순서가 다르다는 점에 주목했습니다 [ 18 , 19 ] . 다음으로 Pb(1) 사이트에서 Cu를 대체하여 CuPb를 생성하는 것을 고려합니다. 9 (후에 4 ) 6 오 2 , 그림 2 (b) 에 표시된 완전히 최적화된 구조로 . Cu를 포함하여 구조에 몇 가지 변화가 있음을 발견했습니다. 첫째, 모든 격자 매개변수는 다음과 같이 감소합니다. ㅏ 9.875Å에서 9.738Å으로 이동하고 씨 7.386Å에서 7.307Å으로 이동합니다. 내가 계산한 격자 매개변수는 Ref. [ 10 ] , 나는 그들이 보고한 것보다 더 큰 구조 붕괴를 발견했습니다. ㅏ Cu가 없을 때 9.865Å에서 Cu가 있을 때 9.843Å으로, 그리고 씨 Cu가 없을 때 7.431Å에서 Cu가 있을 때 7.428Å이 됩니다. 흥미롭게도 저는 Cu 대체가 전체적인 구조적 왜곡을 초래하여 배위가 9에서 6으로 변경된다는 것을 발견했습니다.
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