.Atoms Don’t Sit Still: Scientists Catch Them Roaming Before X-Ray Damage Strikes
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Starship version space science
메모 2602_071608, 080528_소스1. 재해석【】
.Atoms Don’t Sit Still: Scientists Catch Them Roaming Before X-Ray Damage Strikes
원자는 가만히 있지 않는다: 과학자들이 X선 손상 전에 원자의 움직임을 포착하다
_새로운 연구에 따르면 원자는 방사선 유도 붕괴 전에는 정적인 상태가 아니라 초고속으로 움직이고 형태를 바꾸는 것으로 나타났습니다.
_이러한 숨겨진 움직임은 붕괴 과정에서 저에너지 전자가 생성되는 방식을 이해하는 데 핵심적인 역할을 합니다.
1-1.
_연구진은 X선 조사 후 원자들이 최대 1조분의 1초 동안 미묘하게 재배열된 후 저에너지 전자를 방출하는 과정을 밝혀냈습니다.
_프리츠 하버 연구소 분자물리학과의 과학자들은 전 세계 연구진과 협력하여 X선 방사선에 의해 유발되는 붕괴 과정에서 원자가 저에너지 전자를 방출하기 전에 원자 배열을 어떻게 바꾸는지 밝혀냈습니다.
_이번 연구에서 연구팀은 처음으로 이 과정의 시간적 순서를 상세하게 규명함으로써 방사선 손상 메커니즘에 대한 새로운 통찰력을 제공했습니다.
1-2.방사선 유도 붕괴 과정
_X선과 같은 고에너지 방사선이 물질과 상호작용하면 원자와 분자는 들뜬 불안정한 상태에 빠질 수 있습니다.
_이러한 들뜬 상태는 일반적으로 붕괴 과정을 통해 안정되는데, 이 과정에서 화학 결합이 끊어지고 세포가 의존하는 생체 분자가 파괴될 수 있습니다.
초기 충격 이후 다양한 붕괴 경로가 발생할 수 있기 때문에, 특정 단계와 그 시점을 파악하는 것은 방사선이 왜 그토록 해로운지, 그리고 그 피해를 어떻게 줄일 수 있는지 이해하는 데 매우 중요합니다.
ㅡa1.【양자 시스템 qpeoms는 완벽하지만, 어떤 에너지의 압력이나 힘의 균형에서 밀리는 경우는 안정된 시스템에서 이탈될 수도 있다. 어허.1606.
ㅡ 역설적으로 완벽한 양자상태의 qpeoms는 거센 압력에 저항하여 더 완고한 저항력을 가질 것이다.
ㅡ예를 들어, exemple1. qpeoms4.는 그 어떤 힘도 이를 붕괴할 수 없다. 그자체가 완벽한 단위이기 때문이다.
exemple1.
01000000>vixer.a3.black_hole
00000100>
00000001<vixxa.a6.neutron_star
00010000<
】
1-3.
_이번 연구에서 연구팀은 전자 전달 매개 붕괴(ETMD)에 초점을 맞췄습니다. ETMD는 인접한 원자 간의 상호작용을 통해 저에너지 전자를 생성할 수 있기 때문에 방사선 화학 및 생물학적 손상 연구에서 특히 중요한 메커니즘입니다.
_ETMD에서 방사선을 받은 원자는 근처 원자로부터 전자를 받아 안정화되고, 이때 방출되는 에너지는 또 다른 이웃 원자를 이온화합니다. 즉, 붕괴는 국소적이지 않고 여러 원자가 시스템 안정화에 기여합니다.
ㅡb1.【 ETMD는 exemple1. qpeoms4.의 모형을 가진다. 방사선 기능을 가졌다. 이들이 examle1.에서 방사선 기능을 가질 때, 국소적이지 않고 여러 원자에 전달하면 안정화에 기여된다.
example1.
01100716
15080902
14051203
04110613
01010716-11 ETMD방출
15080002
05051203
04110604
01010705-05.
04080002
05050103
04000604
01010700-03.
04030002
00050103
04000104
01010400-04.
04000002
00050100
01000104
01010000
00000002
00010100
01000100
ㅡ이들 ETMD 방출 방사선이 여러 동종원자, 불안정 원자에 안정화에 기여될 수 있다. 어허. 26002080515. 】
2.
_연구팀은 신중하게 선택한 모델 시스템을 사용하여 이 특이한 전자 붕괴가 일어나기 전에 원자들이 어떻게 움직이고 재배열되는지 추적할 수 있었습니다. 그들의 결과는 실공간과 실시간 모두에서 ETMD에 대한 지금까지 가장 상세한 관찰 결과를 제시합니다.
_들뜬 상태의 NeKr2 삼량체를 구성하는 세 개의 원자는 최대 1피코초 동안 서로를 중심으로 계속 움직입니다.
2-1.실험과 이론의 정교한 결합
_이를 위해 국제 공동 연구팀은 네온 원자 하나가 크립톤 원자 두 개에 약하게 결합된 간단한 시스템(NeKr2 삼량체)을 연구했습니다.
네온 원자핵을 연엑스선으로 이온화한 후, 과학자들은 원자 규모에서는 매우 긴 시간인 최대 1피코초 동안 시스템을 추적했고, 결국 이 시스템은 인접한 원자들 사이에서 전자를 전달하고 저에너지 전자를 방출하면서 붕괴했습니다.
_측정은 베를린의 BESSY II와 함부르크의 PETRA III 싱크로트론 시설에 있는 첨단 COLTRIMS 반응 현미경을 사용하여 수행되었습니다.
이를 통해 연구진은 붕괴가 발생한 순간의 원자 배열을 정확하게 재구성할 수 있었습니다.
실험 데이터를 완벽하게 이해하기 위해 연구진은 수천 가지의 가능한 원자 운동 경로를 추적하고 각 경로를 따라 붕괴가 발생할 확률을 계산하는 완전 차원의 양자역학 시뮬레이션도 수행했습니다.
2-2.비국소적 전자 붕괴의 영상을 촬영하다
_그들이 발견한 것은 놀라웠습니다. 원자들이 초기 구조에 고정되어 있지 않고, 오히려 뚜렷한 이동 운동을 하며 분자 구조를 지속적으로 변화시키고 붕괴가 언제 어떻게 일어나는지에 큰 영향을 미친다는 것이었습니다.
_"우리는 원자 붕괴가 일어나기 전에 원자들이 어떻게 움직이는지 실제로 관찰할 수 있습니다."라고 주저자 중 한 명인 플로리안 트린터는 말합니다.
"붕괴는 단순히 전자적인 과정이 아니라, 핵 운동에 의해 매우 직접적이고 직관적인 방식으로 좌우됩니다."
2-3.
_연구 결과는 ETMD가 단일한 "선호" 구조에서 시작되는 것이 아님을 보여줍니다. 오히려, 서로 다른 분자 구조가 시간에 따라 지배적인 역할을 합니다.
_초기에는 붕괴가 바닥 상태 구조 근처에서 일어나고, 중간 시간에는 하나의 크립톤 원자가 네온 원자에 매우 가깝게 접근하고 다른 하나는 더 멀리 떨어져 나가는 최적의 전자 공여 및 장거리 에너지 전달 환경을 형성합니다.
_후기에는 시스템이 거의 선형적이고 매우 왜곡된 구조를 탐색하는데, 이는 원자의 진자 운동과 같은 움직임을 반영합니다. 이러한 동적인 구조 변화는 시간에 따라 붕괴 속도가 크게 달라지게 하며, 붕괴 속도는 구조에 따라 거의 한 자릿수 차이로 변동합니다.
3.
_"원자들은 최종 붕괴가 일어나기 전에 넓은 영역의 전자 배치 공간을 탐색합니다."라고 이번 연구의 책임 저자인 틸 얀케는 설명합니다. "이는 핵 운동이 사소한 보정이 아니라 비국소적 전자 붕괴의 효율을 근본적으로 좌우한다는 것을 보여줍니다."
ㅡa1.【원자 붕괴가 스스로 범위를 알고 폭발이 일어났다? 매우 영리한 방법이다. 그러나 이를 이해하려면 q.qpeoms.system을 바라봐야 한다. 폭발의 결과물이 무작위적이면 A.q범위 안에 있는 것이다. 어허. 2602071524.
ㅡ그 A(atom,AGN).q의 범위가 magic_sum.value.cosmic_area인 점이 좀 미안해진다. 허허. 1527.
ㅡ그러면 작위적이면???당연히 A.q.unit을 벗어난 안정적인 시스템 msbase.power이거나 msoss.zerosum에 이른다. 071532.
ㅡA(atom,AGN).q의 개념에는 ETMD의 방사선이 발현되는 vixxa와 oss.zerosum의 개념군들이 존재하여 ETMD의 근본원인이 매우 광대함을 보인다. 어허. 2602080610.
ㅡ이는 원자보다 작은 아원자인 양자 qpeoms의 영역이 msoss.dark_matter, eqpms.dark_energy와 관련돼 있음을 보여준다. 으음. 080613.
】
3-1.왜 중요한가
_ETMD는 액체와 생물체에 화학적 손상을 일으키는 것으로 알려진 저에너지 전자를 효율적으로 생성하기 때문에 점점 더 많은 관심을 받고 있습니다.
_따라서 ETMD가 분자 구조와 운동에 어떻게 의존하는지 이해하는 것은 물과 생체 분자 환경에서의 방사선 손상 모델링 및 초고속 X선 실험 해석에 매우 중요합니다.
더욱이, 이번 연구 결과는 크고 복잡한 시스템에 정확한 붕괴율을 적용하는 다중 스케일 이론적 접근 방식을 개발하는 데 매우 유용합니다.
_본 연구는 세 개의 원자를 포함하는 ETMD를 지원하는 가장 작은 시스템에 대한 상세한 기준점을 제시함으로써, 이러한 아이디어를 액체, 용매화된 이온 및 생물학적 환경으로 확장하는 토대를 마련합니다.
_"이번 연구는 비국소적 전자 붕괴가 분자 운동을 탐지하는 강력한 도구로 활용될 수 있음을 보여줍니다."라고 저자들은 결론지었다.
"이는 전례 없는 정밀도로 약하게 결합된 물질의 초고속 동역학을 영상화할 수 있는 가능성을 열어줍니다."
메모 2602090658_소스1.재해석【】
.Hubble Telescope Spots Strange, Massive Disk 40 Times the Size of Our Solar System
허블 망원경이 우리 태양계 크기의 40배에 달하는 거대하고 이상한 원반을 발견했습니다
_이 허블 우주 망원경 이미지는 젊은 별 주위에서 관측된 가장 큰 행성 형성 원반을 보여줍니다. 그 크기는 약 4천억 마일에 달하며, 이는 우리 태양계 지름의 40배에 이릅니다.
1-1.
_허블 망원경 관측을 통해 거대하고 격렬한 행성 형성 원반이 발견되었으며, 이는 행성계 발달 방식에 대한 기존 이론을 재정립할 가능성이 있습니다.
_NASA 의 허블 우주 망원경을 사용하는 천문학자들이 어린 별을 둘러싼, 지금까지 관측된 것 중 가장 큰 원시 행성 원반의 이미지를 포착했습니다 .
_가시광선으로 처음 관측된 이 원반은 예상보다 훨씬 더 격렬하고 무질서한 모습을 보이며, 물질 줄기가 다른 유사한 시스템보다 훨씬 더 높이 원반 위아래로 뻗어 있습니다. 더욱 특이한 점은 가장 긴 필라멘트가 한쪽 면에서만 나타난다는 것입니다.
ㅡa1.【나의 msbase 이론은 은하모드이다. 은하 안에는 수많은 nk 별들이 있다.
ㅡ그러면 nk 별들 주위에 행성들은 어디에 있나? 의문이 생긴다. 이문제를 nkstar가 qpeoms로 붕괴되는 banc의 종류수로 제한하여 추정해본다.
ㅡ우리 은하의 임의 별들 주위에 행성들은 크게 잡아 수십개의 종류로 알려져 있다. 다른 더 큰 은하들에는 수백개일 수도 수만개 수천억개의 행성의 종류 banc 붕괴가 있을 수도 있다.
ㅡ그러한 행성들이 초기에 방대한 크기를 가지는 이유는 분해의 규모가 이론상 거의 은하 크기에 맞먹기 때문이다. 하지만 어떤 이유로 그 규모는 잠시후 사라지고, 본래의 msbase nk 욈접원 사이즈로 먼지와 가스 층의 후광으로 변한다.(상상력으로 그림을 그려본다) 으음.0710.0714.
】
1-2.
_천체 물리학 저널에 발표된 이번 결과는 허블 우주망원경의 중요한 성과이며, 극한 조건에서 행성이 어떻게 형성될 수 있는지에 대한 새로운 통찰력을 제공하여 우주와 그 안에서 우리의 위치를 탐구하려는 NASA의 광범위한 노력에 기여합니다.
1-3.전례 없는 규모의 행성 형성 원반
_IRAS 23077+6707로 알려지고 "드라큘라의 치비토"라는 별명을 가진 이 천체는 지구에서 약 1,000광년 떨어져 있으며 지름이 거의 4천억 마일에 달합니다. 이는 태양계에서 얼음으로 이루어진 카이퍼 벨트 까지의 지름보다 약 40배나 더 큰 크기입니다.
_이 원반은 너무 크고 밀도가 높아 중심부에 있는 어린 별을 관측할 수 없게 가립니다. 천문학자들은 이 별이 뜨겁고 질량이 큰 단일 별이거나 가까이 있는 쌍성일 가능성이 있다고 추측합니다. 이 원반은 엄청난 크기만으로도 다른 천체들과 차별화되지만, 그 구조는 지금까지 발견된 행성 형성 원반 중 가장 특이한 것 중 하나일 가능성을 시사합니다.
_지구에서 약 1,000광년 떨어진 곳에 위치한 이 원시 행성계 원반은 "드라큘라의 치비토"라는 별명을 가지고 있으며, 그 크기는 약 4천억 마일(태양계 지름의 40배)에 달해 카이퍼 벨트 외곽 혜성대까지 뻗어 있습니다. (이미지 제공: NASA 고다드 우주비행센터; 총괄 프로듀서: 폴 모리스)
2.
"우리가 보고 있는 수준의 세부적인 모습은 원시 행성계 원반 이미지에서 보기 드문 것이며, 이 새로운 허블 이미지는 행성 탄생지가 우리가 예상했던 것보다 훨씬 더 활발하고 혼란스러울 수 있음을 보여줍니다."라고 하버드-스미소니언 천체물리학 센터( CfA )의 수석 저자인 크리스티나 몬쉬가 말했습니다.
2-1.
_"우리는 이 원반을 거의 측면에서 관측하고 있는데, 특히 희미한 상층부와 비대칭적인 특징들이 매우 인상적입니다.
_허블 우주망원경과 NASA의 제임스 웹 우주망원경 모두 다른 원반에서 유사한 구조를 관측했지만, IRAS 23077+6707은 우리에게 특별한 관점을 제공하여 가시광선으로 전례 없는 수준의 세밀함으로 그 하위 구조를 추적할 수 있게 해줍니다. 이는 이 천체를 행성 형성 및 그 환경을 연구하는 데 있어 독특하고 새로운 실험실로 만들어 줍니다."
_"드라큘라의 치비토"라는 재미있는 별명은 연구에 참여한 연구자들의 배경을 반영하는데, 한 연구자는 트란실바니아 출신이고 다른 연구자는 우루과이 출신으로, 그곳에서 인기 있는 샌드위치를 치비토라고 부릅니다. 측면에서 보면 이 원반은 마치 겹겹이 쌓인 햄버거처럼 보이는데, 어두운 중앙 띠를 중심으로 위아래로 빛나는 먼지와 가스 층이 둘러싸여 있습니다.
2-2.수수께끼 같은 비대칭성
_이러한 지형의 인상적인 높이만이 과학자들의 관심을 끈 것은 아니었습니다. 새로운 이미지를 통해 수직으로 솟아오른 필라멘트 형태의 구조물이 원반의 한쪽 면에만 나타나는 반면, 반대쪽 면은 날카로운 경계를 이루고 필라멘트가 전혀 보이지 않는다는 사실이 밝혀졌습니다. 이러한 특이하고 불균형적인 구조는 최근 먼지와 가스의 유입이나 주변 환경과의 상호작용과 같은 역동적인 과정들이 원반의 형태를 만들어내고 있음을 시사합니다.
2-3.
_"이 원반이 얼마나 비대칭적인지 보고 깜짝 놀랐습니다."라고 CfA 소속 천문학자이자 공동 연구자인 조슈아 베넷 러벨은 말했습니다.
_ "허블 망원경 덕분에 우리는 새로운 행성을 만들어내는 과정에서 원반의 형태를 바꾸는 혼란스러운 과정을 바로 눈앞에서 관찰할 수 있게 되었습니다. 아직 완전히 이해하지 못했던 이 과정들을 이제 완전히 새로운 방식으로 연구할 수 있게 된 것입니다."
3.형성 모델에 도전하는 거대한 시스템
_모든 행성계는 어린 별 주위를 둘러싼 가스와 먼지 원반에서 형성됩니다. 시간이 흐르면서 가스가 별로 모여들고, 남은 물질에서 행성이 탄생합니다.
_IRAS 23077+6707은 우리 초기 태양계의 확장판이라고 볼 수 있으며, 원반 질량은 목성 의 10~30배에 달하는 것으로 추정됩니다 . 이는 여러 개의 가스 행성이 형성되기에 충분한 물질입니다. 이러한 특징과 새로운 발견들을 고려할 때, IRAS 23077+6707은 행성계 탄생을 연구하는 데 있어 매우 특별한 사례가 됩니다.
3-1.
_"이론적으로 IRAS 23077+6707은 거대한 행성계를 품고 있을 가능성이 있습니다."라고 몬쉬는 말했습니다.
"이처럼 거대한 환경에서 행성 형성 과정은 다를 수 있지만, 기본적인 과정은 비슷할 것입니다.
_현재로서는 답보다 질문이 더 많지만, 이번 새로운 이미지는 시간이 흐르면서 그리고 다양한 환경에서 행성이 어떻게 형성되는지 이해하는 출발점이 될 것입니다."
메모 2602090309_소스1.재해석【】
소스1.
https://scitechdaily.com/hubble-captures-a-wild-stellar-nursery-glowing-with-newborn-stars/
Hubble Captures a Wild Stellar Nursery Glowing With Newborn Stars
허블 망원경이 갓 태어난 별들로 빛나는 신비로운 별 탄생지를 포착했습니다
_빛나는 구름과 움푹 패인 거품들은 지구 16만 광년 떨어진 대마젤란운에 있는 강렬한 별 형성 지역을 보여줍니다.
_허블 망원경은 인근 은하에서 갓 태어난 별들이 빛을 발하며 빛나는 성운 사이를 헤쳐 나가는 눈부신 별 탄생 현장을 포착했습니다.
1-1.
_허블 우주 망원경이 촬영한 이 놀라운 이미지는 별들이 활발하게 생성되고 있는 먼 곳을 새로운 시각으로 보여줍니다.
_최근 공개된 이미지와 함께 촬영된 이 사진은 지구에서 약 16만 광년 떨어진 대마젤란운에 있는 N159 별 형성 복합체의 가까운 부분을 집중적으로 보여줍니다.
1-2. 빛나는 가스와 새롭게 떠오르는 별들
_장면은 차가운 수소 가스가 빽빽하게 모여 있는 구름으로 가득 차 있습니다. 이 구름들은 서로 얽히고설켜 능선, 움푹 들어간 곳, 그리고 빛나는 가닥들을 만들어냅니다.
_이 두꺼운 구름 속에는 새로 태어난 별들이 빛을 내기 시작합니다. 별들의 강렬한 에너지는 주변의 수소를 자극하여 가스의 구조를 따라 풍부한 붉은색으로 빛나게 합니다.
1-3.
_젊은 스타들은 어떻게 주변 환경을 변화시키는가?
_장 밝은 영역은 뜨겁고 질량이 큰 젊은 별들의 집단을 보여줍니다. 이 별들은 강력한 복사 에너지와 항성풍을 방출하여 주변 가스를 밀어내고 형태를 변화시킵니다. 그 결과, 둥근 거품 모양과 움푹 들어간 영역이 형성되어 항성 피드백 현상을 명확하게 보여줍니다.
ㅡa2.【nk 별이 exemple1. 우주 최초에 eqpoms.ems 빈공간의 보이드로 부터 생겨난 장소는 상징적으로 N672 성운 격자장이다. 어허. 0247.0304.
ㅡ소스1.은 사실적인 관측으로 보이지만, 그 이면의 깊은 내용을 나의 설명처럼 하지 못한다. magicsum이론으로 별의 탄생을 명쾌히 설명할 수 있다. 0307.
exemple1.
01000000>vixer.a3.black_hole
00000100>
00000001<vixxa.a6.neutron_star
00010000<
ㅡ우주 최초의 N672 성운의 격자장은 example1. msbase.nk온도를 가진 별들을 만들어냈다.
example1.
01100716
15080902
14051203
04110613
ㅡ항성 vixer와 vixxa이다. 이들은 두목과 부하와 유사한 관계이고 그 구분은 조건만족 값이 다르다. vixer.xyz조건만족이고 vixxa.xy조건만족이다. 두목은 부하 중에서 나타나 왕처럼 많은 백성과 신하를 거느리며 땅을 지배하는 권력자이다. 어허. 0258.0302.
】
_전경에서는 새로 떠오르는 별들의 빛을 받아 어두운 성운이 두드러지게 나타납니다. 이러한 특징들을 통해 별 형성 과정과 그 에너지원이 되는 물질 사이의 지속적인 상호작용을 확인할 수 있으며, 별이 어떻게 탄생하고 주변 환경을 변화시키는지 알 수 있습니다.
ㅡa1.【msbase.galaxy.nk는 별들이 위치한 곳을 표현한다.
ㅡ매우 빼곡히 크기순으로 있어 보이나, 격자망으로 표현된 가정들이다. 실제는 격자장 성운이 존재하며, nk들은 움푹 패인 곳에 위치하여 광활한 어두운 격자장 N672 라인을 상징적으로 두드러지게 한다. 어허. 2602090240.
】
2.N159 지역의 광활한 규모
_N159는 우리 은하를 공전하는 소은하 중 가장 큰 왜소 은하인 대마젤란운에서 가장 거대한 별 형성 성운 중 하나입니다 .
_이 이미지는 해당 영역의 극히 일부만을 포착했지만, 전체 별 형성 복합체는 150광년 이상에 걸쳐 펼쳐져 있어 이웃 은하 에서 일어나고 있는 엄청난 규모의 별 생성 과정을 보여줍니다 .
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