物理学家发现原子核基态的分子结构

物理学家发现原子核基态的分子结构中国科学院近代物理研究所（IMP）的科学家及其合作者最近在原子核基态中发现了一种分子型结构。该研究成果发表在《物理评论快报》上，并作为"物理学特写"文章进行了重点报道。原子核是一个由质子和中子组成的量子多体系统，小得令人难以置信（只有原子的万分之一），但它却容纳了原子总质量的99.9%以上。核子之间的相互作用产生了各种有趣的核结构，从球形核到变形核，甚至是表面密度稀疏的中子晕。在这些结构中出现的团簇结构是一个引人入胜的现象。反运动学中的簇敲除反应示意图。资料来源：李鹏杰团簇结构的意义原子核的基态很少出现簇状结构。关于基态团簇结构的讨论可以追溯到1938年，当时理论物理学家通过分析α共轭核的结合能，提出在铍-8、碳-12和氧-16等原子核的基态中可能存在类似α分子的团簇结构。然而，由于经典壳模型的单粒子描述很受欢迎，这一理论假设仍未得到验证。IMP的科学家及其合作者利用一种涉及逆运动学敲除反应的新颖实验方法，验证了富中子原子核铍-10的基态存在分子型结构。该实验在日本理化学研究所西奈中心的放射性同位素束工厂（RIBF）进行。在实验中，铍-10的次级束以一半光速轰击一个2毫米厚的固体氢靶。束缚在铍-10原子核内的α原子团被质子击出，几乎没有动量转移到残余原子核上，从而保留了铍-10基态原子团结构的信息。铍-10原子核的类分子结构。资料来源：IMP李鹏杰证实长期存在的假设实验结果表明，敲除反应的实验截面与微观模型下的理论预测之间存在显著的一致性。这一验证支持了关于铍-10基态分子态结构的长期假说，即铍-10形成了一个α-α哑铃形内核，两个价中子垂直于内核轴旋转。论文第一作者、来自IMP的李鹏杰博士说："类似的结构在原子尺度上也能发现，但在原子核的基态中却异常罕见。"这项研究首次为原子核基态分子态结构的理论描述提供了实验证据，并为进一步探索富中子核基态α簇结构的演化铺平了道路。...PC版：https://www.cnbeta.com.tw/articles/soft/1401029.htm手机版：https://m.cnbeta.com.tw/view/1401029.htm

物理学家观测到“不可观测”的量子相变

物理学家观测到“不可观测”的量子相变1935年，两位当时最著名的物理学家爱因斯坦和薛定谔就现实本质产生了争论。爱因斯坦认为宇宙是局域性的，一个地方发生的事情不会立即影响遥远的另一个地方。薛定谔认为量子纠缠与局域性的假设相悖。当一对粒子发生纠缠时，测量其中一个粒子会立即影响到另一个粒子，无论它身在何处。这违背了爱因斯坦关于传播速度无法超越光速的铁令。爱因斯坦不喜欢不受范围限制的纠缠，他将其称之为幽灵，认为量子力学理论是不完整的。今天的物理学家基本上解决了该问题，纠缠不会在遥远的地方产生立即的影响，它无法在遥远距离上实现特定结果：它只是传播该结果的知识。过去几年一系列的理论和实验研究揭示了纠缠的新面孔：它不是成对出现，而是以粒子星图的形式出现。纠缠通过一组粒子自然传播，建立了一个复杂的临时网。如果你测量粒子的频率足够多，你能阻止网的形成。这种网状非网状的状态令人想起物质的液态固态。网状与非网状的转变代表着信息结构的变化，这是信息的相变。来源，频道：@kejiqu群组：@kejiquchat

物理学家观察到预期之外的镜像核子对

物理学家观察到预期之外的镜像核子对原子核是一个繁忙的地方。它的质子和中子周期性地碰撞并以高动量飞散，然后像被拉长的橡皮筋的两端一样折回。物理学家在研究轻核中的这些高能碰撞时发现了一些意想不到的东西：质子与它们的同伴质子碰撞，中子与它们的同伴中子碰撞，而且发生的概率比预期的要频繁。PC版：https://www.cnbeta.com/articles/soft/1321835.htm手机版：https://m.cnbeta.com/view/1321835.htm

宇宙的“果仁夹心巧克力”：物理学家对中子星结构的惊人发现

宇宙的“果仁夹心巧克力”：物理学家对中子星结构的惊人发现中子星是极其紧凑的物体，可以在一颗恒星死亡后形成。它们的质量相当于我们的太阳，甚至更大，但却不可思议地被压缩成一个直径相当于一个大城市的球体。自从60多年前发现它们以来，科学家们一直在试图破译它们的结构。然而，到目前为止，人们对中子星的内部知之甚少。由于它们的极端特性使它们无法在实验室中在地球上重现，最大的挑战是模拟中子星内部的极端条件。因此，有许多模型在所谓的状态方程的帮助下描述各种属性--从密度和温度。这些方程试图描述中子星从恒星表面到内核的结构。现在，法兰克福歌德大学的物理学家们已经成功地为这个难题添加了更多的关键部分。由理论物理研究所的LucianoRezzolla教授领导的工作组开发了超过一百万个不同的状态方程，这些方程一方面满足了从理论核物理学中获得的数据的约束，另一方面也满足了天文观测的约束。在评估这些状态方程时，工作组有了一个惊人的发现。"轻"中子星（质量小于约1.7个太阳质量）似乎有一个软地幔和一个硬核心，而"重"中子星（质量大于1.7个太阳质量）反而有一个硬地幔和一个软核心。LucianoRezzolla教授说："这个结果非常有趣，因为它给了我们一个直接的衡量标准，即中子星的中心可以有多大的可压缩性。中子星的行为显然有点像巧克力果仁：轻质星类似于那些中心有一个榛子的巧克力，周围是柔软的巧克力，而重质星可以被认为更像那些硬层包含软馅的巧克力。"对这一见解至关重要的是声速，这是本科生SinanAltiparmak的一个研究重点。这个量的测量描述了声波在物体内传播的速度，并取决于物质的硬度或柔软度。在地球上，声速被用来探索地球内部和发现原油。通过对状态方程进行建模，物理学家们还能够发现中子星的其他以前无法解释的特性。例如，不管它们的质量如何，它们很可能只有12公里的半径。因此，它们的直径就像歌德大学的家乡法兰克福一样大。作者ChristianEcker博士解释说。"我们广泛的数值研究不仅使我们能够对中子星的半径和最大质量进行预测，而且还对它们在双星系统中的变形能力设定了新的限制，也就是说，它们通过其引力场相互扭曲的程度。这些见解对于用未来的天文观测和来自合并恒星的引力波探测来确定未知的状态方程将变得特别重要"。因此，尽管中子星内部物质的确切结构和组成仍然是一个谜，但等待它的发现肯定可以用一两块巧克力来补充。...PC版：https://www.cnbeta.com.tw/articles/soft/1333905.htm手机版：https://m.cnbeta.com.tw/view/1333905.htm

天体物理学家利用IACOB项目详细观测蓝超巨星

天体物理学家利用IACOB项目详细观测蓝超巨星恒星是星系乃至整个可观测宇宙的基本组成部分。在种类繁多的恒星中，质量超过太阳8倍的恒星被称为大质量恒星。它们强大的辐射和可怕的恒星风对周围的星际介质产生了重大影响。在这些恒星内部，形成了氢和氦以外的元素，在星系的化学变化中起着关键作用，并为生命的出现奠定了基础。此外，当这些恒星以超新星的形式终结时，它们会产生中子星和恒星质量的黑洞。所有这些都意味着它们的性质和演化对天体物理学至关重要。在这种情况下，"蓝超巨星"被用来定义那些处于生命中间阶段的大质量恒星，这是一个关键时期，可以被描述为"恒星青春期"，它将决定恒星的余生和最终命运。鉴于这一演化阶段的复杂性，以往基于几十颗此类恒星样本的研究无法获得足够的信息来详细了解它们。英仙座h和xi双星团的图像，研究中的蓝超巨星用十字交叉表示，包括样本中的典型光谱。资料来源：AbeldeBurgosSierra（IAC）在发表的这项研究中，对地球周围6500光年范围内的约750颗蓝超巨星进行了观测，这使其成为迄今为止获得的最完整、质量最高的样本之一。为了进行这项研究，IAC的IACOB项目花费了15年的时间来获取高质量、高分辨率的大质量恒星光谱（这是恒星的指纹），其中包括对银河系中绝大多数蓝超巨星的详尽搜索。这些观测主要是利用拉帕尔马岛RoquedelosMuchachos天文台的NOT和Mercatort望远镜进行的。"对这一样本的分析，将使我们能够解决有关这些天体的演化性质和物理特性的一些问题，这些问题几十年来一直没有答案，因为它们与其他质量较小的恒星类型相比不太为人所知，尽管它们在现代天体物理学的许多领域都很重要。"IAC和ULL的研究员、文章的第一作者AbeldeBurgosSierra解释说。银河与样本中的蓝色超巨星叠加的图像。资料来源：DSS/AbeldeBurgosSierra(IAC)为了选择样本，我们使用了一种新的标记方法，这种方法是基于这些恒星光谱中一种易于识别的示踪剂（H-neta线的剖面形状）。通过简单的测量，这种新方法可以快速有效地识别特定温度和表面重力范围内的恒星。利用这种方法，研究人员无需使用复杂的恒星大气模型进行光谱分析的常规方法来推导这些数量。"当下一次大质量恒星光谱测量（如来自RoquedelosMuchachos的WEAVE-SCIP或来自智利LaSilla的4MIDABLE-LR）开始在未来五年内每晚观测银河系中成千上万颗恒星的光谱时，这对识别这类恒星将非常重要、"IACOB项目是一个由IAC领导的国际合作项目，其目标是建立一个有史以来最大的银河系大质量恒星光谱数据库。DeBurgos已经开始了他的博士论文工作，即获取750个蓝超巨星样本的物理参数（质量、温度、光度）和化学丰度（He、C、N、O、Si）的精确数据。因斯布鲁克大学研究员、文章合著者米格尔-乌尔班尼亚（MiguelA.Urbaneja）总结说："这将有助于回答一些最有趣的未解之谜，让我们更好地了解大质量恒星的'青春期'。"...PC版：https://www.cnbeta.com.tw/articles/soft/1378061.htm手机版：https://m.cnbeta.com.tw/view/1378061.htm

天体物理学家利用模型准确预测了观测到的M87黑洞喷流的形态

天体物理学家利用模型准确预测了观测到的M87黑洞喷流的形态自从发现喷流以来，包括诺贝尔奖获得者罗杰-彭罗斯爵士在内的许多学者都在研究这些神秘现象的形成。目前，有两种主要模型试图解释喷流的形成："BZ-喷流模型"是以研究人员布兰福德和兹纳杰克的名字命名的，也是目前最有影响力的模型，它认为喷流是通过与黑洞事件视界相连的磁场线从黑洞中提取自旋能量而形成的。与此相反，第二种模型认为喷流是通过从黑洞的吸积盘中提取旋转能量形成的。后者是在黑洞强大引力作用下围绕黑洞旋转的电离气体的集合。第二种模型可以被称为"圆盘-喷流模型"。尽管其他研究人员已经使用BZ射流模型模拟了广义相对论准直外流，实际上也就是射流，但还不清楚BZ射流模型能否解释观测到的实际射流的形态，包括其拉长的结构、宽度和边缘增亮（即射流边缘附近亮度增加）。为了研究这两个模型的有效性，中国科学院上海天文台袁峰博士领导的一个国际研究小组计算了这两个模型分别预测的位于室女座巨型星系Messier87（M87）中心的超大质量黑洞的喷流。研究小组随后将计算结果与对M87喷流的实际观测结果进行了比较，后者被记录在事件地平线望远镜（EHT）首次捕捉到的黑洞图像中。研究小组的研究表明，BZ-喷流模型准确地预测了观测到的M87喷流的形态，而圆盘-喷流模型则难以解释观测结果。该研究发表在《科学进展》（ScienceAdvances）上。模型预测图像与观测图像的对比研究小组首先采用了三维广义相对论磁流体力学（GRMHD）模拟来再现M87喷流的结构。为了计算模拟喷流的辐射并将辐射与观测结果进行比较，辐射电子的能谱和空间分布至关重要。研究小组假设电子加速是通过"磁重联"发生的，即磁能转化为动能、热能和粒子加速的过程。根据这一假设，研究小组结合粒子加速研究的结果，利用动力学理论求解了稳态电子能量分布方程。然后，研究小组获得了模拟射流不同区域的电子能量谱和数量密度。在距离核心的三个距离上，由基准模型预测的边缘增亮（实线）及其与观测数据的比较（虚线）将这些信息与吸积模拟（包括磁场强度、气体等离子体温度和速度）相结合，研究小组获得了可以与实际观测结果进行比较的结果。结果显示，BZ-喷流模型预测的喷流形态与观测到的M87喷流形态非常吻合，包括喷流宽度、长度、边缘增亮特征和速度。相比之下，盘状喷流模型的预测结果与观测结果不一致。此外，研究小组还分析了磁再连接过程，发现它是由于M87黑洞吸积盘中的磁场产生的磁爆发造成的。这些爆发对磁场造成了强烈的扰动，这种扰动可以传播很远的距离，从而导致喷流中的磁重联。这项工作弥合了喷流形成动态模型与各种观测到的喷流特性之间的差距，首次证明BZ喷射模型解决了喷流的能量问题，也解释了其他观测结果。编译来源：ScitechDaily...PC版：https://www.cnbeta.com.tw/articles/soft/1428700.htm手机版：https://m.cnbeta.com.tw/view/1428700.htm