Jump to content
Forum Kopalni Wiedzy
Sign in to follow this  
KopalniaWiedzy.pl

Precyzyjne pomiary neutronowej „skórki” jądra atomu zmieniają wiedzę o gwiazdach neutronowych

Recommended Posts

Fizycy z Thomas Jefferson National Accelerator Facility (TJNAF – Jefferson Lab) zmierzyli z niezwykłą dokładnością grubość neutronowej „skórki” tworzącej otoczkę jądra ołowiu. Na łamach Physical Review Letters poinformowali, że grubość ta wynosi 0,28 milionowych części nanometra. A ich pomiary mają duże znaczenie dla określenia struktury i rozmiarów... gwiazd neutronowych.

Jądro każdego pierwiastka składa się z protonów i neutronów. To m.in. one określają właściwości pierwiastków i pozwalają nam je od siebie odróżnić. Fizycy od dawna badają jądra atomowe, by dowiedzieć się, w jaki sposób protony i neutrony oddziałują ze sobą. W Jefferson Lab prowadzony jest Lead Radius Experiment (PREx), którego celem jest dokładne zbadanie rozkładu protonów i neutronów w jądrze ołowiu.

Pytanie brzmi, gdzie w jądrze znajdują się neutrony. Ołów to ciężki pierwiastek. Posiada dodatkowe neutrony. Jeśli jednak bierzemy pod uwagę wyłącznie oddziaływanie sił jądrowych, które wiążą protony i neutrony w jądrze, to lepiej sprawdza się model, w którym jądro ołowiu posiada równą liczbę protonów i neutronów, mówi profesor Kent Paschke z University of Virginia, rzecznik prasowy PREx.

W lekkich jądrach, zawierających niewiele protonów, zwykle rzeczywiście liczba protonów i neutronów jest równa. Jednak im cięższe jądro, tym potrzebuje więcej neutronów niż protonów, by pozostać stabilnym. Wszystkie stabilne jądra pierwiastków, które zawierają ponad 20 protonów, mają więcej neutronów niż protonów. Ołów zaś to najcięższy pierwiastek o stabilnych izotopach. Jego jądro zawiera 82 protony i 126 neutronów. A do zrozumienia, jak to wszystko trzyma się razem, musimy wiedzieć, w jaki sposób w jądrze rozłożone są dodatkowe neutrony.

Protony w jądrze ołowiu ułożone są w kształt sfery. Neutrony tworzą większą sferę otaczającą mniejszą. Tę większą sferę nazwaliśmy skórką neutronową, wyjaśnia Paschke. Tę skórkę po raz pierwszy zauważono właśnie w Jefferson Lab w 2012 roku. Od tamtej pory naukowcy starają się mierzyć jej grubość z coraz większą precyzją.

Neutrony trudno jest badać, gdyż wiele narzędzi, które mają do dyspozycji fizycy, rejestruje oddziaływania elektromagnetyczne, które są jednymi z czterech podstawowych sił natury. Eksperyment PREx do pomiarów wykorzystuje inną z podstawowych sił – oddziaływania słabe. Protony posiadają ładunek elektryczny, który możemy badań za pomocą oddziaływań elektromagnetycznych. Neutrony nie posiadają ładunku elektrycznego, ale – w porównaniu z protonami – generują potężne oddziaływania słabe. Jeśli więc jesteś w stanie to wykorzystać, możesz określić, gdzie znajdują się neutrony, dodaje Paschke.

Autorzy nowych badań wykorzystali precyzyjnie kontrolowany strumień elektronów, który został wystrzelony w stronę cienkiej warstwy ołowiu schłodzonej do temperatur kriogenicznych. Elektrony obracały się w kierunku ruchu wiązki i wchodziły w interakcje z protonami i neutronami w atomach ołowiu. Oddziaływania elektromagnetyczne zachowują symetrię odbicia, a oddziaływania słabe nie. to oznacza, że elektron, który wchodzi w interakcję za pomocą sił elektromagnetycznych, robi to niezależnie od kierunku swojego spinu. Natomiast jeśli chodzi o interakcje za pomocą oddziaływań słabych, to widoczna jest tutaj wyraźna preferencja jednego kierunku spinu. Możemy więc wykorzystać tę asymetrię do badania siły oddziaływań, a to pozwala nam określić obszar zajmowany przez neutrony. Zdradza nam zatem, gdzie w odniesieniu do protonów, znajdują się neutrony, mówi profesor Krishna Kumar z University of Massachusetts Amherst.

Przeprowadzenie eksperymentów wymagało dużej precyzji. Dość wspomnieć, że kierunek spinu elektronów w strumieniu był zmieniany 240 razy na sekundę, a elektrony, zanim dotarły do badanej próbki ołowiu, odbywały ponad kilometrową podróż przez akcelerator. Badacze znali relatywną pozycję względem siebie strumieni elektronów o różnych spinach z dokładnością do szerokości 10 atomów.

Dzięki tak wielkiej precyzji naukowcy stwierdzili, że średnica sfery tworzonej przez protony wynosi około 5,5 femtometrów. A sfera neutronów jest nieco większa, ma około 5,8 femtometrów. Skórka neutronowa ma więc 0,28 femtometra grubości. To około 0,28 milionowych części nanometra, informuje Paschke.

Jak jednak te pomiary przekładają się na naszą wiedzę o gwiazdach neutronowych? Wyniki uzyskane w Jefferson Lab wskazują, że skórka neutronowa jest grubsza, niż sugerowały niektóre teorie. To zaś oznacza, że do ściśnięcia jądra potrzebne jest większe ciśnienie niż sądzono, zatem samo jądro jest nieco mniej gęste. A jako, że nie możemy bezpośrednio badać wnętrza gwiazd neutronowych, musimy opierać się na obliczeniach, do których używamy znanych właściwości składowych tych gwiazd.

Nowe odkrycie ma też znaczenie dla danych z wykrywaczy fal grawitacyjnych. Krążące wokół siebie gwiazdy neutronowe emitują fale grawitacyjne, wykrywane przez LIGO. Gdy już są bardzo blisko, w ostatnim ułamku sekundy oddziaływanie jednej gwiazdy powoduje, że druga staje się owalna. Jeśli skórka neutronowa jest większa, gwiazda przybierze inny kształt niż wówczas, gdy skórka ta jest mniejsza. A LIGO potrafi zmierzyć ten kształt. LIGO i PREx badają całkowicie różne rzeczy, ale łączy je podstawowe równanie – równanie stanu materii jądrowej.


« powrót do artykułu

Share this post


Link to post
Share on other sites
Cytat

Protony w jądrze ołowiu ułożone są w kształt sfery. Neutrony tworzą większą sferę otaczającą mniejszą. 

Wszędzie tu piszą o sferze. A sfera to nie to samo co kula.
To by była ciekawostka gdyby jądro wyglądało jak sfera protonowa otoczona sferą neutronową.
Tylko czy rzeczywiście to jest model prawidłowy. Czy nie raczej jest to kula protonowa-neutronowa otoczona sferą nadmiarowych neutronów?
Bo w jądrze też mamy poziomy energetyczne a w sferze to tak jakby jest tylko jeden poziom.

Edited by thikim

Share this post


Link to post
Share on other sites

Create an account or sign in to comment

You need to be a member in order to leave a comment

Create an account

Sign up for a new account in our community. It's easy!

Register a new account

Sign in

Already have an account? Sign in here.

Sign In Now
Sign in to follow this  

  • Similar Content

    • By KopalniaWiedzy.pl
      Na podstawie najnowszych wyników badań z obserwatoriów fal grawitacyjnych LIGO/Virgo, naukowcy przeprowadzili testy Ogólnej Teorii Względności (OTW). Zgodność teorii Einsteina z danymi obserwacyjnymi testowano dziewięcioma różnymi metodami. Żadnych niezgodności nie stwierdzono. W badaniach brali udział polscy naukowcy z grupy Polgraw, w tym uczeni z NCBJ.
      Ogólna Teoria Względności zaproponowana ponad 100 lat temu przez Alberta Einsteina jest obecnie powszechnie przyjętą teorią grawitacji. Jest ona niezwykle elegancka i koncepcyjnie w zasadzie prosta, choć obliczenia wykonywane na jej podstawie do prostych nie należą. Teoria prawidłowo opisuje poznane zjawiska astronomiczne napędzane przez grawitację, a także jest podstawą do budowy scenariuszy kosmologicznych. W miarę postępu badań i obserwacji, w miarę gromadzenia coraz większych, coraz dokładniejszych i coraz lepiej uporządkowanych zbiorów danych, obszar dostępnych nam zjawisk stale się poszerza. W nauce żadnej teorii nie traktujemy jako dogmatu – tłumaczy prof. Marek Biesiada z Zakładu Astrofizyki NCBJ. Dlatego teorie poddajemy testom, stale sprawdzając ich przewidywania. Jak dotąd OTW została potwierdzona bardzo precyzyjnymi obserwacjami w Układzie Słonecznym i w układach podwójnych pulsarów. Fale grawitacyjne emitowane przez zlewające się czarne dziury dostarczają kolejnej możliwości testowania teorii względności. Jest to reżim silnie zakrzywionych czasoprzestrzeni, wcześniej słabo dostępny testowaniu.
      Są przynajmniej dwie przesłanki nakazujące nam sprawdzać, czy OTW wymaga modyfikacji lub zastąpienia nową teorią. Pierwszą z nich są problemy kosmologiczne znane jako ciemna materia i ciemna energia. Problem ciemnej materii polega na tym, że galaktyki i ich gromady przyciągają silniej niż powinny, gdyby uwzględnić całą znaną nam materię. Problem ciemnej energii to fakt, że Wszechświat przyspiesza swą ekspansję, zamiast zwalniać, jak wydaje się przewidywać OTW. Chociaż robocze nazwy ciemna materia i ciemna energia sugerują odpowiedź w postaci nieznanych składników materialnych, pozostaje możliwość, że OTW wymaga modyfikacji. Drugą przesłanką jest wynikająca z OTW konieczność występowania osobliwości, czyli obszarów, gdzie kończą się historie wszystkich cząstek i fotonów. Wydaje się, że problem ten jest związany z kwantową teorią grawitacji, której nie udało się stworzyć w zadowalającej wszystkich postaci. Tu również fale grawitacyjne emitowane przez zlewające się czarne dziury mogą dostarczyć nam wskazówek.
      Współprace badawcze LIGO i Virgo opublikowały w tym tygodniu podsumowanie analiz zebranych przez nie danych pod kątem ich zgodności z przewidywaniami OTW. Analizy zebrano w 9 głównych grup stanowiących testy teorii.
      Pierwszy test dotyczył zgodności rejestrowanego sygnału bazowego (szumu) ze znanym z testów laboratoryjnych szumem detektora. Z OTW wiemy jak sygnał od dwóch zwartych obiektów powinien wyglądać w detektorach fal grawitacyjnych. Jednak to, czym posługujemy się do opisu sygnału jest teorią – jak cała nauka jest pewnym przybliżeniem, najlepszym jakie mamy, opisującym świat, dopóki nie znajdziemy lepszego. Jeśli OTW nie opisywałaby dostatecznie dobrze takich sygnałów to mielibyśmy przewidywanie teoretyczne plus dodatkowy komponent, który wynika z nieuwzględnionych efektów. Aby zobaczyć, czy taki dodatkowy komponent jest obecny, trzeba było sprawdzić, czy po odjęciu przewidywanego sygnału reszta będzie miała charakterystykę normalnego szumu w detektorze. Przeprowadzony test potwierdził słuszność OTW.
      Przeprowadzono też test zgodności przebiegu (kształtu) fal przed i po zlaniu się dwóch obiektów. Źródłami fal grawitacyjnych, które obserwujemy są układy: dwóch gwiazd neutronowych; dwóch czarnych dziur; układ czarna dziura – gwiazda neutronowa. Zdarzenie zlania się tych obiektów następuje w 3 głównych fazach: moment tuż przed zderzeniem, moment zlania się oraz faza stabilizacji. OTW przewiduje, że fazy sprzed zderzenia oraz po powinny generować podobne fale. Przewidywania OTW są zgodne z obserwacjami dla analizowanej próbki. Kolejne dwa testy dotyczyły zachowania się obiektów w pierwszej fazie zlewania, gdy ciała niebieskie okrążają się wzajemnie.
      Wzajemne okrążanie zwartych obiektów, takich jak czarne dziury czy gwiazdy neutronowe, zbliżających się do siebie dzięki utracie energii emitowanej w postaci fal grawitacyjnych, można przybliżyć przez powolny ruch w przybliżeniu słabego pola – nazywa się to post-Newtonowskim przybliżeniem OTW. Podejście to opisane jest kilkoma parametrami, których określenie na tej podstawie można porównać z parametrami otrzymanymi przez OTW. Najnowsze obserwacje wraz z już istniejącymi, pozwalają bardzo dobrze określić ograniczenia wartości tych parametrów. Wyniki te są statystycznie spójne z przewidywaniami OTW.
      Pierwsza faza, przed zlaniem się obiektów, pozwala również na sprawdzenie, czy obserwowany sygnał jest zgodny z przewidywaniami zlania się dwóch rotujących czarnych dziur (czarnych dziur Kerra). Jeśli któryś ze składników (lub oba) będzie rotował – powstały obiekt będzie spłaszczony na biegunach i poszerzony na równiku. Naukowcy są w stanie wyłuskać tę informację z danych obserwacyjnych, dzięki czemu można ustalić, że źródłem fal grawitacyjnych nie są żadne egzotyczne, nieprzewidziane przez OTW, obiekty.
      Podobne podejście zastosowano do określenia parametrów zdarzenia w trakcie i po zlaniu się obiektów. Czas trwania zlewania się i stabilizacji nowego obiektu jest dużo krótszy od fazy zbliżania się, więc obserwowany sygnał jest dużo silniejszy od widocznego szumu. Oszacowane na tej podstawie parametry dają wartości statystycznie zgodne z przewidywaniami OTW.
      Kolejnym jest test propagacji fal grawitacyjnych. Według przewidywań OTW fale grawitacyjne nie podlegają dyspersji, czyli prędkość ich rozchodzenia się nie zależy od ich częstotliwości. OTW można zmodyfikować w taki sposób, by własność ta nie była zachowana. W takiej sytuacji fale pochodzące bezpośrednio ze zlania się obiektów, o wyższej częstotliwości, dotarłyby do obserwatora szybciej, niż fale o mniejszej częstotliwości – pochodzące z fazy początkowej. Nie znaleziono dowodów dyspersji fal grawitacyjnych, co jest zgodne z przewidywaniami OTW.
      Brak zaobserwowanej dyspersji umożliwia nam ograniczenie modeli fizyki cząstek, które zakładają, że grawitony cząstki odpowiadające za oddziaływania grawitacyjne - mają masę (tak zwany model ciężkich grawitonów). W ramach OTW grawitony powinny być bezmasowe i podróżować z prędkością światła. Modele ciężkich grawitonów przewidują jednak istnienie dyspersji w pewnym stopniu, więc obserwacje mogą dać ograniczenie na masę grawitonów. W tych badaniach określono masę grawitonów (o ile ją posiadają) na poniżej 1.3*10-23 eV/c2.
      Ósmy test dotyczy polaryzacji fal grawitacyjnych. W ramach OTW fale grawitacyjne mogą mieć jedynie dwa typy polaryzacji: typu plusa lub typu X. Bardziej ogólna teoria może prowadzić do nawet sześciu unikatowych typów polaryzacji fal. Przeanalizowano dane obu detektorów LIGO oraz detektora Virgo pod kątem polaryzacji, których OTW nie uwzględnia. Testy nie wykazały możliwości istnienia innych polaryzacji niż przewidywanych przez OTW.
      Istnieją alternatywne teorie względem istnienia czarnych dziur. Obiekty takie, nazywane są mimikami czarnych dziur ze względu na to, że mają podobne parametry jak czarne dziury, jednak nie są nimi w sensie OTW. Jedną z najbardziej charakterystycznych cech czarnych dziur jest horyzont zdarzeń, czyli obszar, z którego nic nie jest w stanie uciec - nawet światło. W przypadku mimików, powierzchnia taka miałaby albo częściową, albo pełną refleksyjność, co wywołałoby pewnego rodzaju echo w sygnale z trzeciej fazy zlewania się obiektów. Analizy nie wykazały istnienia tego typu ech, co jest zgodne z przewidywaniami OTW.
      Stawiając się w pozycji przeciwników OTW, naukowcy przeprowadzili 9 testów, które mogłyby wykazać błędność Ogólnej Teorii Względności. Dowodów niezgodności nie znaleziono. Testy z całą pewnością będą kontynuowane, bo taka jest istota badań naukowych. Wszelkie niezgodności jakie ewentualnie wystąpią między obserwacjami, a przewidywaniami OTW, mogą w przyszłości zaowocować poznaniem nowych zjawisk.
      Nie są to wszystkie testy jakim można poddać teorię grawitacji dzięki badaniu fal grawitacyjnych – wyjaśnia dr Adam Zadrożny z Zakładu Astrofizyki NCBJ, członek polskiej grupy badawczej Polgraw. Bardzo ciekawym przykładem był pomiar stałej Hubble’a dla obserwacji fal grawitacyjnych GW170817 i rozbłysku optycznego AT 2017gfo, które były wynikiem tego samego zdarzenia. Zostało to opisane w czasopiśmie Nature w 2017 roku (vol. 551, p. 85–88). Pomiar stałej Hubble’a wykonany przy użyciu danych z detektorów fal grawitacyjnych był zgodny z wynikami uzyskanymi innymi metodami. Warto też dodać, że prof. Andrzej Królak (IM PAN i NCBJ) razem z prof. Bernardem F. Schutzem (Cardiff University) w pracach w latach 80-tych dali postawy wielu metodom analizy danych z detektorów interferometrycznych takich jak LIGO i Virgo.
      Polska od 2008 roku jest częścią projektu Virgo. Polscy uczestnicy projektu tworzą grupę Polgraw, której przewodzi prof. Andrzej Królak (IM PAN, NCBJ). Grupa bierze udział zarówno w badaniach naukowych konsorcjum LIGO-Virgo-KAGRA (LVK) jak i w konstrukcji detektora Virgo. Wśród badań naukowych prowadzonych przez grupę Polgraw, w ramach LVK, są między innymi analiza danych, rozwijanie metod statystycznych, modelowanie źródeł fal grawitacyjnych oraz analizy emisji fal elektromagnetycznych towarzyszących emisji fal grawitacyjnych. W skład grupy Polgraw wchodzi 12 instytucji w tym Instytut Matematyczny PAN, CAMK (Warszawa), Obserwatorium Astronomiczne UW, Uniwersytet Zielonogórski, Uniwersytet w Białymstoku, NCBJ, Uniwersytet Wrocławski, CAMK (Toruń), Obserwatorium Astronomczne UJ, AGH, ACK Cyfronet AGH, Centrum Fizyki Teoretycznej PAN. W skład konsorcjum LVK wchodzą ze strony NCBJ prof. Andrzej Królak, dr Orest Dorosh, dr Adam Zadrożny i mgr Margherita Grespan. Prace prowadzone w NCBJ dotyczą metod detekcji sygnałów pochodzących od rotujących gwiazd neutronowych, infrastruktury umożliwiającej szybką detekcję sygnałów grawitacyjnych oraz nowych metod analizy i lokalizacji sygnału opartych o sieci neuronowe.

      « powrót do artykułu
    • By KopalniaWiedzy.pl
      Naukowcy z Uniwersytetu Johnsa Hopkinsa rozszyfrowali, w jaki sposób działa białko YiiP, które zapobiega śmiertelnemu nagromadzeniu cynku wewnątrz bakterii. Zrozumienie ruchów YiiP pozwoli zaprojektować leki modyfikujące zachowanie 8 ludzkich białek ZnT - przypominają one YiiP i odgrywają ważną rolę w wydzielaniu hormonów oraz sygnalizacji między neuronami.
      Warto przypomnieć, że pewne mutacje ZnT8 powiązano ze zwiększoną podatnością na cukrzycę typu 2. Mutacje, które uniemożliwiają funkcjonowanie tej proteiny, mają zaś, jak się wydaje, działanie ochronne.
      Cynk jest niezbędny do życia [bierze np. udział w aktywacji genów, natomiast wysokie jego stężenia występują w pakietach insuliny produkowanych w komórkach beta wysp trzustkowych]. By dostać się i wydostać z komórki, gdzie wykonuje swoje zadanie, potrzebuje białek transportujących. Przy nieprawidłowym działaniu transportera stężenie cynku może osiągnąć toksyczny poziom. To studium pokazuje nam, jak działają białka usuwające ten pierwiastek - opowiada dr Dax Fu.
      YiiP jest częściowo osadzone w błonie komórkowej E. coli. We wcześniejszym badaniu zespół Fu zmapował atomową strukturę YiiP i odkrył, że w jego centrum znajduje się kieszeń wiążąca cynk. Amerykanin podkreśla jednak, że tajemnicą pozostawało, w jaki sposób pojedyncza kieszeń może transportować cynk z jednej strony błony na drugą. Wiedząc, że za każdym razem, gdy na zewnątrz wydostaje się kation cynku, do środka komórki wnika proton, ekipa podejrzewała, że istnieje ukryty kanał, który pozwala na wymianę jonów.
      Testując tę hipotezę i sprawdzając, jakie wewnętrzne elementy YiiP tworzą kanał, badacze z Uniwersytety Johnsa Hopkinsa nawiązali współpracę ze specjalistami z Brookhaven National Laboratory, którzy oświetlali zanurzone w wodzie białko promieniami X. Woda rozpadła się na atomy wodoru i rodniki hydroksylowe, a gdy ukryty kanał się otwierał, rodniki wiązały się z odsłoniętymi fragmentami białka. Dodatkowo YiiP pocięto enzymami na części i przeprowadzono analizę.
      Koniec końców autorzy artykułu z Nature ustalili, że na zewnątrz błony cytoplazmatycznej znajduje się dużo protonów. Jako że w jej wnętrzu jest ich mniej, powstaje gradient stężenia. Protony dążą do jego wyrównania, dlatego kiedy centralna kieszeń transportera jest otwarta na zewnątrz, zaczynają się z nią wiązać. Gdy protony przemieszczają się z miejsca wysokiego stężenia do stężenia niższego, generują siłę jak spadająca woda. Białko wykorzystuje ją do zmiany swojego kształtu, odcinając dostęp do środowiska zewnętrznego i otwierając się na wnętrze. Tam proton kontynuuje swoje spadanie, oddzielając się od kieszeni. Po uwolnieniu protonu kieszeń może się związać z cynkiem. Powtórne wiązanie znowu zmienia kształt YiiP, odcinając dostęp ze środka i otwierając drogę z zewnątrz.

      « powrót do artykułu
    • By KopalniaWiedzy.pl
      Dzięki badaniom przeprowadzonym w ISIS, brytyjskim źródle neutronów i mionów, naukowcy mogli określić stan... gospodarki Imperium Rzymskiego za rządów trzech cesarzy. Niedestrukcyjnym badaniom poddano trzy monety, wybite za czasów Tyberiusza (cesarz w latach 14–37), Hadriana (117–138) i Juliana II (361–363). Gdy bowiem w grę wchodzą cenne zabytki, naukowcy prowadzą badania metodami niedestrukcyjnymi. Oznacza to np. że z zabytku nie można pobrać próbek. A to z kolei znacznie ogranicza możliwości badawcze. Na szczęście obecnie w sukurs przychodzą takie narzędzia jak ISIS.
      Naukowcy z University of Oxford i University of Warwick postanowili sprawdzić skład wspomnianych monet. Sprawdzenie, czy ich powierzchnia nie została sztucznie wzbogacona lub czy do metali bardziej szlachetnych nie dodano zbyt dużo tańszych metali może wiele powiedzieć o społeczeństwie i stanie gospodarki z czasów, gdy monety wybito.
      Już wcześniej było wiadomo, że powierzchnia monet to w dużej mierze czyste złoto. Jednak badania takie ograniczały się do ułamków milimetra grubości monety. Istniało więc uzasadnione podejrzenie „a co, jeśli?”. Wiemy, że Rzymianie celowo wzbogacali powierzchnię swoich srebrnych monet, by ukryć fakt, że wewnątrz są one pełne miedzi. Mieliśmy więc pełne podstawy, by uważać, że coś podobnego mogli robić ze złotymi monetami. Dzięki ISIS mogliśmy dotrzeć do samego środka monet w sposób całkowicie niedestrukcyjny. Przekonaliśmy się, że wysoki odsetek czystego złota, z jakim mamy do czynienia na powierzchni monet, pozostaje stały na całej grubości monety, mówi główny autor badań, doktor George Green z University of Oxford.
      Z jednej strony to potwierdzenie dobrego stanu rzymskiej gospodarki z czasów wybicia monet. Z drugiej zaś, jak zapewnia Green, upewnienie się, że w przypadku rzymskich złotych monet, to, co widać na powierzchni, znajduje się też we wnętrzu.
      Spektroskopia z użyciem mionów ma i tę zaletę, że nie wymaga wcześniejszego oczyszczenia badanego obiektu, co pozwala na zmniejszenie kosztów, zaoszczędzenie czasu oraz – często – uchronienie zabytku, który może prowadzić do jego uszkodzenia. Dlatego też technika taka jest szczególnie użyteczna przy badaniu np. obiektów wydobytych z wraków.
      Metoda ta polega na wystrzeleniu strumienia mionów w kierunku badanego obiektu. Są one przechwytywane przez atomy w monetach, w wyniku czego dochodzi do emisji promieniowania unikatowego dla pierwiastków, z których ono pochodzi.
      Uzyskane wyniki pokazują, jak wielki potencjał drzemie w tej metodzie badawczej. To technika niedestrukcyjna, która pozwala na zajrzenie pod powierzchnię zabytków. Nie wymaga ona specjalnego przygotowania próbki i nie powoduje, że badany obiekt staje się radioaktywny. Jest zatem idealnym narzędziem do badań zabytków. Pozwala ona nie tylko sprawdzić skład monet pod ich powierzchnią, ale określić m.in. głębokość korozji, zidentyfikować unikatowe zmiany składu chemicznego związane z konkretnym procesem produkcyjnym, czy też przekonać się, czy nie mamy do czynienia z fałszywką, dodaje doktor Adrian Hillier, odpowiedzialny w ISIS za badania z użyciem mionów.

      « powrót do artykułu
    • By KopalniaWiedzy.pl
      Uczeni z MIT, LIGO oraz University of New Hampshire obliczyli ilość ciężkich pierwiastków jaka powstaje podczas łączenia się czarnych dziur z gwiazdami neutronowymi i porównali swoje dane z ilością ciężkich pierwiastków powstających podczas łączenia się gwiazd neutronowych. Hsin-Yu Chen, Salvatore Vitale i Francois Foucart wykorzystali przy tym zaawansowane systemy do symulacji oraz dane z obserwatoriów fal grawitacyjnych LIGO-Virgo.
      Obecnie astrofizycy nie do końca rozumieją, w jaki sposób we wszechświecie powstają pierwiastki cięższe niż żelazo. Uważa się, że do ich tworzenia dochodzi w dwojaki sposób. Około połowy takich pierwiastków powstaje w czasie procesu s zachodzącego w gwiazdach o niewielkiej masie (0,5–10 mas Słońca) w końcowym etapie ich życia, gdy gwiazdy te znajdują się w fazie AGB. Są wówczas czerwonymi olbrzymami. Dochodzi tam do nukleosyntezy, kiedy to w warunkach niskiej gęstości neutronów i średnich temperaturach nuklidy wyłapują szybkie neutrony.
      Z kolei mniej więcej druga połowa ciężkich pierwiastków powstaje w szybkim procesie r, podczas wybuchu supernowych i kilonowych. Dochodzi wówczas do szybkiego wychwyceniu wielu neutronów, a następnie serii rozpadów, które prowadzą do powstania stabilnego pierwiastka. Do pojawienia się tego procesu potrzebne są wysokie temperatury i bardzo gęste strumienie neutronów. Naukowcy spierają się jednak co do tego, gdzie zachodzi proces r.
      W 2017 roku LIGO-Virgo zarejestrowały połączenie gwiazd neutronowych, które doprowadziło do olbrzymiej eksplozji zwanej kilonową. Potwierdzono wówczas, że w procesie tym powstały ciężkie pierwiastki. Istnieje jednak możliwość, że proces r ma też miejsce zaraz po połączeniu się gwiazdy neutronowej z czarną dziurą.
      Naukowcy spekulują, że gdy gwiazda neutronowa jest rozrywana przez pole grawitacyjne czarnej dziury, w przestrzeń kosmiczną zostaje wyrzucona olbrzymia ilość materiału bogatego w neutrony. Powstaje wówczas idealne środowisko do pojawienia się procesu r. Specjaliści zastrzegają jednak, że w procesie tym musi brać udział czarna dziura do dość niewielkiej masie, która dość szybko się obraca. Zbyt masywna czarna dziura bardzo szybko wchłonie materiał z gwiazdy neutronowej i niewiele trafi w przestrzeń kosmiczną.
      Chen, Vitale i Foucart jako pierwsi porównali ilość ciężkich pierwiastków, jakie powstają w wyniku obu typów procesu r. Przetestowali przy tym liczne modele, zgodnie z którymi proces r mógłby zachodzić.
      Większość symulacji wykazała, że w ciągu ostatnich 2,5 miliarda lat w wyniku łączenia się gwiazd neutronowych przestrzeń kosmiczna została wzbogacona od 2 do 100 razy większą ilością ciężkich pierwiastków niż w wyniku kolizji czarnych dziur z gwiazdami neutronowymi. W modelach, w których czarna dziura obracała się powoli, połączenia gwiazd neutronowych dostarczały 2-krotnie więcej ciężkich pierwiastków, niż połączenia czarnej dziury z gwiazdą neutronową. Z kolei tam, gdzie czarna dziura obraca się powoli i ma niską masę – poniżej 5 mas Słońca – połączenia gwiazd neutronowych odpowiadają aż za 100-krotnie więcej ciężkich pierwiastków powstających w procesie r. Do tego, by połączenia czarnych dziur z gwiazdami neutronowymi odpowiadały za znaczną część pierwiastków powstających w procesie r konieczne jest istnienie czarnej dziury o małej masie i szybkim obrocie. Jednak dane, którymi obecnie dysponujemy, raczej wykluczają istnienia takich czarnych dziur.
      Autorzy badań już planują poprawienie swoich obliczeń dzięki danym z udoskonalanych LIGO i Virgo oraz z nowego japońskiego wykrywacza KAGRA. Wszystkie trzy urządzenia powinny ponownie ruszyć w przyszłym roku. Dokładniejsze obliczenia tempa wytwarzania ciężkich pierwiastków we wszechświecie przydadzą się m.in. do lepszego określenia wieku odległych galaktyk.
      Ze szczegółami badań można zapoznać się na łamach Astrophysical Journal Letters.

      « powrót do artykułu
    • By KopalniaWiedzy.pl
      Możliwość uwięzienia cząstek i schłodzenia ich do temperatur bliskich zeru absolutnemu jest niezbędna do przeprowadzenia wielu badań fizycznych, w tym do badania problemu asymetrii pomiędzy materią a antymaterią. Naukowcy pracujący przy eksperymencie BASE (Baryon Antibaryon Symmetry Experiment) w CERN-ie poinformowali o pierwszym udanym schłodzeniu pojedynczego protonu za pomocą techniki chłodzenia sympatycznego.
      Wszechświat powinien składać się z równej ilości materii i antymaterii. Jednak tak nie jest. Jednym z obiecujących sposobów na rozwiązanie tej zagadki jest badanie momentów magnetycznych protonu i antyprotonu. Tym właśnie zajmują się uczeni z BASE.
      Specjaliści wykorzystują w tym celu bardzo zaawansowane urządzenie zwane pułapką Penninga. Jest ona w stanie przechwycić i utrzymać pojedynczą cząstkę, którą dzięki temu można badać. Dotychczas zespołowi BASE udało się zwiększyć precyzję pomiarów momentu magnetycznego protonu 30-krotnie, a w przypadku antyprotonu udoskonalono pomiar aż o trzy rzędy wielkości. Dzięki temu można testować symetrię materii i antymaterii z dokładnością do 1,5 części na miliard. Tym samym wykazali, że wartość momentów magnetycznych protonu i antyprotonu jest taka sama w przedziale dziewięciu cyfr znaczących.
      Problem z tak precyzyjnymi pomiarami polega na tym, że aby ich dokonać, musimy utrzymać cząstki w temperaturze bliskiej zeru absolutnemu (-273,15 stopnia Celsjusza). Podczas swoich ostatnich prac uczeni z BASE wykorzystali schłodzoną laserem chmurę jonów berylu do schłodzenia protonu. Laserowego chłodzenia nie można użyć bezpośrednio na cząstkach subatomowych. Można natomiast, jak się okazuje, użyć chłodzenia sympatycznego do obniżenia temperatury protonów za pomocą schłodzonych jonów berylu.
      Specjaliści z BASE pod kierunkiem Stefana Ulmera z japońskiego RIKEN przeprowadzili swój eksperyment w laboratorium Uniwersytetu w Moguncji. Wykorzystali w tym celu dwie pułapki jonowe Penninga, oddalone od siebie o 9 centymetrów. Pułapki były połączone za pomocą kriogenicznego obwodu rezonansowego (LC). W jednej znajdował się pojedynczy proton, a w drugiej chmura jonów berylu schłodzonych za pomocą lasera. Częstotliwość pracy obwodu LC zostaładobrana tak, by możliwy był transfer energii od protonu do jonów.
      Uczeni dowiedli, że są w stanie obniżyć temperaturę protonu o 85%, do poziomu 17 kelwinów, a następnie obniżyli ją do 2,5 kelwina. Twierdzą, że w przyszłości, odpowiednio dobierając parametry swojego eksperymentu, w tym geometrię pułapek, będą w stanie w ciągu sekund obniżyć temperaturę protonu do dziesiątków milikelwinów. Dotychczas chłodzenie antyprotonów do 100 mK trwało około 10 godzin.
      Dzięki uzyskaniu jeszcze niższych temperatur możliwe będą bardziej precyzyjne pomiary symetrii pomiędzy materią a antymaterią. Nie wiadomo jednak, jak bardzo precyzyjne byłyby to pomiary.
      Już pojawiły się głosy, że technika ta może być przydatna do chłodzenia na dowolną odległość każdej cząstki posiadającej ładunek elektryczny, a być może nawet do wymiany bitów kwantowych informacji w sposób bardziej efektywny niż za pomocą światła.

      « powrót do artykułu
  • Recently Browsing   0 members

    No registered users viewing this page.

×
×
  • Create New...