الفلك

جامو للطاقة ، الذروة ، العرض والنافذة؟

جامو للطاقة ، الذروة ، العرض والنافذة؟



We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

أحاول أن ألتف حول طاقة جامو ومصطلحاتها المختلفة.

لتوضيح الأمر ببساطة ، أفهم أن طاقة جامو الأعلى تقلل من فرصة الاختراق المتعلقة بحاجز كولوم.

بالنسبة للعرض / النافذة ، هل من العدل أن نقول إن القيمة الأعلى تشير إلى نافذة أكبر ، وبالتالي فإن فرصة حدوث اندماج أكبر؟

لكي أكون واضحًا ، لا أطلب معادلات أو أساعد في أي مجموعات مشاكل محددة في الاندماج النووي ، لكنني كنت آمل أن يتمكن بعض الأشخاص الأكثر خبرة مني من توجيهي إلى بعض الفهم البسيط للعملية.

وآمل أن يجعل الشعور؟

شكرا لكم مقدما.


إن احتمال حدوث تفاعل عند طاقة معينة هو نتاج عدد الجسيمات التي تحتوي على تلك الطاقة (توزيع ماكسويل بولتزمان) ، والتي تتناقص مع الطاقة ، واحتمال النفق ، الذي يزداد مع الطاقة. هذا المنتج يشكل نافذة جامو.

يتناسب معدل التفاعل الإجمالي (للتفاعل غير الرنان) مع المساحة الموجودة أسفل نافذة Gamow - أي ناتج عرضه وارتفاعه.

بالنسبة للتفاعلات الرنانة ، التي تحدث عبر نطاق طاقة ضيق ، كل ما يهم حقًا هو مدى قرب هذه الطاقة من ذروة نافذة جامو.


الحدود في علم الفلكوعلوم الفضاء

انتماءات المحرر والمراجعين هي الأحدث التي يتم توفيرها في ملفات تعريف بحث Loop وقد لا تعكس موقفهم في وقت المراجعة.


  • تحميل المادة
    • تحميل PDF
    • ReadCube
    • EPUB
    • XML (NLM)
    • تكميلي
      مادة
    • ملاحظة ختامية
    • مدير المراجع
    • ملف TEXT بسيط
    • BibTex


    مشاركه فى

    "الحفظ الرقمي"

    السبت 10 فبراير 2018 الساعة 7:30 مساءً

    قاعة ماكي
    جامعة كولورادو بولدر

    دخول مجاني - تفتح الأبواب الساعة 7:00

    ينتج البشر تريليونات من الصور وعدد لا يحصى من الإكسابايتات من العناصر الرقمية المعقدة كل عام - لكن التنسيقات تتغير باستمرار وكل هذه البيانات قد تكون سريعة الزوال. سيناقش الدكتور سيرف كيف يمكننا تنظيم وتخزين كل تلك البيانات بطريقة ستظل متاحة بعد 100 عام من الآن.

    فينتون جي سيرف هو نائب الرئيس ورئيس مبشري الإنترنت في Google. يساهم في تطوير السياسة العالمية والانتشار المستمر للإنترنت. المعروف على نطاق واسع بأنه أحد "آباء الإنترنت" ، سيرف هو المصمم المشارك لبروتوكولات TCP / IP وهيكل الإنترنت. وقد شغل مناصب تنفيذية في MCI ، ومؤسسة المبادرات البحثية الوطنية ، ووكالة مشاريع البحوث الدفاعية المتقدمة ، وكلية جامعة ستانفورد.

    عمل فينت سيرف كرئيس لمجلس إدارة شركة الإنترنت للأسماء والأرقام المخصصة (ICANN) من 2000-2007 وكان عالمًا زائرًا في مختبر الدفع النفاث منذ 1998. عمل سيرف كرئيس مؤسس لجمعية الإنترنت (ISOC) من 1992-1995. سيرف عضو أجنبي في الجمعية الملكية البريطانية والأكاديمية السويدية للهندسة ، وزميل IEEE ، و ACM ، والرابطة الأمريكية لتقدم العلوم ، والأكاديمية الأمريكية للفنون والعلوم ، والاتحاد الدولي للهندسة ، ومتحف تاريخ الكمبيوتر ، جمعية الكمبيوتر البريطانية ، والشركة العبادة لتقنيي المعلومات ، والشركة العبادة للقرطاسية وعضو الأكاديمية الوطنية للهندسة. شغل منصب رئيس جمعية آلات الحوسبة ، ورئيس السجل الأمريكي لأرقام الإنترنت (ARIN) وأكمل فترة رئاسة اللجنة الزائرة للتكنولوجيا المتقدمة في المعهد الوطني الأمريكي للمعايير والتكنولوجيا. عينه الرئيس أوباما في مجلس العلوم الوطني في عام 2012.

    حصل سيرف على العديد من الجوائز والأوسمة فيما يتعلق بعمله على الإنترنت ، بما في ذلك الميدالية الرئاسية الأمريكية للحرية ، والميدالية الوطنية الأمريكية للتكنولوجيا ، وجائزة الملكة إليزابيث للهندسة ، وجائزة أمير أستورياس ، والميدالية الوطنية التونسية. العلوم ، وجائزة اليابان ، وجائزة تشارلز ستارك دريبر ، وجائزة إيه سي إم تورينج ، وضابط جوقة الشرف و 29 درجة فخرية. في ديسمبر 1994 ، حددت مجلة بيبول سيرف كواحد من "أكثر 25 شخصًا إثارة للاهتمام" في ذلك العام.

    تشمل اهتماماته الشخصية النبيذ الفاخر والطهي الذواقة والخيال العلمي. تزوج سيرف وزوجته سيجريد في عام 1966 ولديهما ولدان ، ديفيد وبينيت.

    محاضرة جورج جامو التذكارية الحادية والخمسون


    مدرسة الفيزياء وعلم الفلك

    يفتح تحالف الفيزياء الجامعية الاسكتلندية (SUPA) بابًا واحدًا لجميع حاملي الدكتوراه في الفيزياء في اسكتلندا. عندما تتقدم بطلب للحصول على منحة الدكتوراه لجائزة SUPA ، فسيتم اعتبارك أيضًا في جميع الأماكن الممولة الأخرى المتاحة في أقسام الفيزياء في اسكتلندا.

    ثيمات

    الموضوعات الرئيسية التي يتبعها الباحثون في SUPA هي:

    • علم الفلك وفيزياء الفضاء
    • فيزياء المواد والمادة المكثفة
    • طاقة
    • الفيزياء النووية والبلازما
    • فيزياء الجسيمات
    • الضوئيات
    • الفيزياء وعلوم الحياة

    جدارة - أهلية

    يُعتبر جميع طلاب الدكتوراه في الفيزياء في اسكتلندا طلابًا في مدرسة SUPA للدراسات العليا وهم مؤهلون لحضور جميع الأنشطة التعليمية والتدريبية.

    حد اقصى

    يجب تقديم الطلبات بحلول 31 يناير 2013.

    روابط ذات علاقة

    نُشر مشروع الطالب الأول بمرتبة الشرف أليكس ويليامز في مجلة Physical Review الرائدة.

    تضمنت ورقته البحثية "التحولات البارامغناطيسية والزجاجية في سودوكو" دراسة الميكانيكا الإحصائية لنظام زجاجي نموذجي يعتمد على سودوكو. لتحديد الطاقة ودرجة الحرارة بناءً على عدد الأخطاء في شبكة سودوكو ، استخدم أليكس طرقًا تم ابتكارها في لوس ألاموس في مشروع مانهاتن للكشف عن أوجه التشابه بين خصائص ألغاز سودوكو والأنظمة المغناطيسية.

    يُظهر "sudoku Hamiltonian" تحولين كدالة لدرجة الحرارة: انتقال مغناطيسي وتزجج. من بين هؤلاء ، يرتبط كلا التحولات بتغيير الانتروبيا. تُظهر البارامغناطيسية المقاسة من ديناميكيات مسار مونت كارلو ذروة في حرارة معينة ، بينما يتم تحديد الانتروبيا الزجاجية المتبقية من خلال إيجاد مثيلات متعددة من الزجاج عن طريق التلدين المتكرر.

    هناك عدد قليل نسبيًا من هذه النماذج البسيطة للأنظمة المحبطة أو الزجاجية التي تعرض كلاً من الترتيب وتحولات الزجاج ، تعد ألغاز سودوكو فريدة من نوعها لسهولة الحصول عليها ، مع إثبات وجود حالة أرضية فريدة من خلال تلبية جميع القيود . تشير عمليات المحاكاة إلى أنه في المرحلة الزجاجية هناك زيادة في إنتروبيا المعلومات مع انخفاض درجة الحرارة. في الواقع ، لقد أظهرنا أن ألغاز سودوكو لها نوع من الطاقة الوعرة ذات المناظر الدنيا المتعددة التي تميز النظارات في العديد من الأنظمة المادية.

    يحل كود Alex أيضًا ألغاز سودوكو.

    روابط ذات علاقة

    نشر باحثون من معهد المواد المكثفة والأنظمة المعقدة ورقة في Physical Review Letters تلقي الضوء على كيف يمكن للبكتيريا أن تصبح مقاومة للمضادات الحيوية بسرعة كبيرة في بعض البيئات ، ولكن ليس في بيئات أخرى.

    يعد ظهور البكتيريا المسببة للأمراض والمقاومة للمضادات الحيوية المعروفة أحد أهم التحديات الصحية العالمية الحالية. تقتل "الجراثيم المقاومة للأدوية" آلاف الأشخاص في المملكة المتحدة كل عام. هذه مشكلة متنامية ، لأن المضادات الحيوية الجديدة لا يتم اكتشافها بالسرعة الكافية لمواكبة معدل تطور المقاومة.

    موديل نظري

    باستخدام نموذج نظري بسيط لمجموعة من البكتيريا التي تتوسع لاستعمار منطقة جديدة ، أظهر فيليب جريوليتش ​​، وبارتلوميج واكلو ، وروزاليند ألين أن التركيز غير المنتظم للمضادات الحيوية يمكن أن يسرع بشكل كبير من تطور المقاومة ، مقارنة بالحالة التي يستخدم فيها الدواء. يتم توزيعها بالتساوي. من المتوقع أن تكون توزيعات الأدوية غير المنتظمة شائعة جدًا: على سبيل المثال ، تتراكم الأدوية في أجسامنا إلى مستويات مختلفة في أعضاء مختلفة. الأهم من ذلك ، أن تسريع تطور المقاومة الذي تنبأ به النموذج يعتمد على تسلسل الطفرات الجينية التي تصبح البكتيريا من خلالها مقاومة للأدوية. يحدث ذلك فقط إذا زادت جميع الطفرات على طول المسار من مقاومة الأدوية. لسوء الحظ ، يبدو أن هذا هو الحال بالنسبة للعديد من المضادات الحيوية الشائعة الاستخدام.

    يوضح هذا البحث أن نماذج الفيزياء الإحصائية البسيطة يمكن أن توفر رؤى مهمة حول المشكلات البيولوجية. قد تكون النظرية التي طورها باحثو إدنبرة ذات صلة أيضًا بتطور الخلايا السرطانية المقاومة لأدوية العلاج الكيميائي ، مما يشير إلى أن البيئات الدقيقة غير المنتظمة للغاية الموجودة داخل الأورام قد تشكل عقبة رئيسية أمام العلاج الناجح للورم قبل ظهور مقاومة الأدوية.

    معرض الصور

    روابط ذات علاقة

    تُمنح وسام تايت لأفضل طلاب السنة النهائية في الفيزياء الرياضية أو الرياضيات والفيزياء. الفائزون هذا العام هم أليستر هيفرنان وفلاديمير بروشازكا ومارا أونغوريانو. تهانينا لجميع الفائزين الثلاثة.

    "هذا العام كان هناك ثلاثة مرشحين ممتازين ، كلهم ​​بنتائج ممتازة ، لذلك قررنا منحهم ميدالية لكل منهم. هذا أمر غير معتاد: حدث آخر مرة في عام 1979." ريتشارد بول ، أستاذ الفيزياء الرياضية

    معهد تايت

    معهد تايت مكرس للتدريس والبحث في الفيزياء الرياضية. أسسها نيك كيمر في عام 1955 تكريما لبيتر جوثري تايت ، وأعيد تأسيسها في عام 2011 كمركز للفيزياء الرياضية في اسكتلندا.

    يقوم أعضاء معهد تايت بتدريس مجموعة من درجات البكالوريوس في الفيزياء الرياضية. يغطي البحث مجموعة واسعة من المجالات: من نظرية الأوتار وعلم الكونيات إلى فيزياء الجسيمات والميكانيكا الإحصائية والحوسبة عالية الأداء.

    يدعم معهد تايت الزوار الدوليين وورش العمل والبرامج المدرسية الصيفية بالاشتراك مع SUPA و SUSSP. تستضيف سنويًا محاضرة Robin Schlapp ، التي يلقيها بعض علماء الفيزياء الرياضية الأكثر تميزًا في العالم.

    معرض الصور

    روابط ذات علاقة

    ألكسندر ماكفي ، طالب دراسات عليا مقره في COSMIC (المدرسة & # 039 s Collaborative Spectroscopy Optical Spectroscopy & amp Imaging Center) ، حصل على الجائزة الثانية لعرضه للنتائج الأولية لأبحاث الدكتوراه الخاصة به ، والتي تبحث في الآليات الكامنة وراء تطوير مقاومة الأدوية. في البكتيريا مثل الإشريكية القولونية.

    في المؤتمر ، قدمت مجموعة ألكسندر أيضًا نتائج تحسين نظام CARS الخاص بها (تشتت متماسك مضاد لستوكس رامان) ، باستخدام خرزات البوليسترين والنتائج الأولية لعينات الإشريكية القولونية.

    تصوير البكتيريا

    CARS هي طريقة مبتكرة للفحص المجهري بالليزر تم تطويرها لدراسة تشكيل E. coli biofilm. إنها تقنية تصوير بصري غير خطية قوية تستخدم ظاهرة تشتت رامان لاستهداف رابطة كيميائية على وجه التحديد داخل عينة لإنتاج إشارة ضوئية بتردد مختلف لحزم الليزر الساقطة. من خلال استهداف روابط كيميائية محددة داخل العينة ، تنتج طريقة CARS إشارة خلفية أقل بكثير من طرق الفحص المجهري بالليزر الأخرى ، مما يعزز جودة الصورة التي يمكن الحصول عليها.

    يعمل Alexander حاليًا على تطوير CARS كطريقة جديدة لتصوير البكتيريا بطريقة غير جراحية ودون الحاجة إلى إدخال أي علامات خارجية. كجزء من الجهود المبذولة لتطوير CARS ، شاركت المجموعة في تعاون جديد كبير مع M Squared Lasers ومقرها غلاسكو وقسم Pathway Medicine في الجامعة.

    يلهم

    INSPIRE هي مبادرة يقودها SUPA (تحالف فيزياء الجامعات الاسكتلندية) تهدف إلى تعزيز التعاون بين الأوساط الأكاديمية للفيزياء والصناعة في اسكتلندا. تهدف INSPIRE إلى توفير المنح الدراسية وتبادل الموظفين وأحداث التواصل ، حيث تلتقي الفيزياء وعلوم الحياة. يتم تمويل المخطط من قبل صندوق التمويل الاسكتلندي Horizon Fund.

    في مؤتمر INSPIRE ، يمكن لجميع طلاب الدراسات العليا الحاليين في SUPA الذين يتم تمويلهم من خلال برنامج INSPIRE تقديم عملهم حتى الآن.

    معرض الصور

    روابط ذات علاقة

    تقوم إيلينا بلانكو من مجموعة أبحاث فيزياء المواد الناعمة في المدرسة و # 039 s بالتحقيق في تشتت الجزيئات في صناعة الشوكولاتة.

    خلفيتي في Soft Matter عملت سابقًا على تثبيت المستحلب والرغوة باستخدام جزيئات تعمل على السطح. تُعرف قدرة الجسيمات الغروانية على الالتصاق بالأسطح البينية للسائل السائل أو الهواء السائل باسم Pickering Stabilization. يمكن أن تكون رغاوي ومستحلبات الالتقاط مستقرة بشكل ملحوظ للاندماج بسبب الطاقات العالية للالتصاق للجسيمات الموجودة في واجهات السوائل والسوائل.

    تلعب الغرويات المعقدة ذات الخصائص السطحية غير المتجانسة كيميائيًا والأشكال والتشكيلات غير التقليدية دورًا رئيسيًا في تثبيت الرغاوي والمستحلبات. تؤكد الدراسات الحالية أن طبقة الجسيمات الموجودة في واجهة المائع والسوائل تعزز استقرار بيكرينغ. لهذا السبب ، يمكن تصميم هذه الغرويات لإعطاء وظائف جديدة للتجمعات المهيكلة.

    علم الشوكولاتة

    يركز المشروع في إدنبرة على فهم خصائص التشتت الكثيف والمعقد للجزيئات غير المتجانسة في السوائل غير المتجانسة مثل التي تحدث في معالجة الشوكولاتة.

    الشوكولاتة عبارة عن معلق شبه صلب للجزيئات الصلبة (مواد الكاكاو الصلبة والسكر وبروتينات الحليب) المشتتة في مرحلة مستمرة من الدهون. قد تؤثر عدة عوامل على الخصائص الفيزيائية والحسية للمنتج النهائي. تحتوي الشوكولاتة على مرحلة دهنية مستمرة لا يمكن للسكر فيها أن يتشتت ، لذلك تستخدم المواد الخافضة للتوتر السطحي مثل الليسيثين كمستحلبات.

    الليسيثين ، وهو منتج ثانوي لزيت الصويا ، هو خليط من الفوسفوليبيدات ، طبيعته الأمفيبية تسمح لها بالعمل كمشتتات عند السطح البيني بين المكونات المحبة للماء (مثل السكر) والمكونات الكارهة للماء (مثل الدهون) لتسهيل خلطها. بمجرد أن تصبح أسطح الجزيئات الصلبة مغطاة بالليسيثين ، تصبح الشوكولاتة أكثر شبهاً بالسائل.

    القوقع والريولوجيا

    يتضمن صنع الشوكولاتة عملية تحريك ميكانيكي تسمى القوقع تم تطويرها بواسطة Rodolphe Lindt في عام 1879. المحارة تكسر التكتلات وتغلف الجزيئات الصلبة بالدهون وتقلل من اللزوجة ، مما يخلق خصائص التدفق (الريولوجية) المرغوبة للشوكولاتة.

    يعتمد النسيج المحدد جيدًا على خصائص التدفق هذه. تتصرف الشوكولاتة كسائل غير نيوتوني يمثل إجهادًا ناتجًا (الحد الأدنى من الإجهاد الذي يجب تطبيقه حتى يحدث التدفق) ولزوجة البلاستيك. ليس من المفهوم جيدًا كيف تتأثر ريولوجيا الشوكولاتة بالتفاعلات بين المكونات المختلفة للشوكولاتة وعملية القوقع.

    التطبيق التجاري

    الشوكولاتة هي غذاء فاخر ، أثناء الاستهلاك ، يثير مجموعة من المحفزات التي تنشط مراكز المتعة في الدماغ البشري. يبلغ متوسط ​​الاستهلاك في العديد من الدول الأوروبية حوالي 8 كجم للفرد سنويًا. يهدف هذا المشروع ، الذي ترعاه شركة Mars Chocolate ، إلى استخدام الخبرة العلمية العالمية لتقديم منتجات ممتعة وعالية الجودة.

    روابط ذات علاقة

    تقديراً للعمل النظري للبروفيسور بيتر هيغز ، والذي أدى إلى الاكتشاف الأخير لبوزون هيغز واستكمال النموذج القياسي لفيزياء الجسيمات الأولية ، تقوم جامعة إدنبرة بإنشاء مركز هيغز للفيزياء النظرية.

    كما ستؤسس كرسيًا باسم بيتر هيغز.

    سيجمع المركز علماء الفيزياء النظرية من جميع أنحاء العالم للبحث عن فهم أعمق لكيفية عمل الكون.

    خصصت الجامعة مبلغًا أوليًا قدره 750 ألف جنيه إسترليني للموظفين الأكاديميين الجدد ، ومنح الدكتوراه ، وبرنامج الزوار الدوليين وورش العمل في المركز ، والتي ستتمركز داخل مساحة تم تجديدها في مبنى جيمس كليرك ماكسويل في حرم مباني كينغز.

    "اكتشاف بوزون هيغز يكمل صورتنا للجسيمات الأولية المعروفة ، لكنها تشكل 4٪ فقط من الكون. يوضح قوة الفيزياء النظرية في تفسير الطبيعة ، على الرغم من أن التأكيد التجريبي استغرق ما يقرب من خمسين عامًا. لذلك نحن على ثقة من أن عمل مركز هيغز يمكن أن يوجه بحثنا عما يتكون منه باقي الكون ". البروفيسور ريتشارد كينواي ، أستاذ تيت للفيزياء الرياضية ، جامعة إدنبرة

    سيرأس ريتشارد كينواي (أستاذ الفيزياء الرياضية في الفيزياء الرياضية) لجنة التوجيه الدولية للمركز وتضم: بيتر هيغز ، جون إليس (أستاذ كليرك ماكسويل للفيزياء النظرية ، كينجز كوليدج ، لندن) وجيمس ستيرلينغ (أستاذ جاكسون في الفلسفة الطبيعية بالجامعة). كامبريدج). سيكون المدير البروفيسور ريتشارد بول.

    مركز هيغز لصندوق الفيزياء النظرية

    تم إنشاء حملة ، تُعرف باسم مركز هيغز لصندوق الفيزياء النظرية ، لدعم عمل المركز.

    يمكن تقديم التبرعات للصندوق عن طريق الاتصال بفريق التطوير والخريجين على 0131 650 2240 عبر البريد الإلكتروني margaret.clift [at] ed.ac.uk أو من خلال موقع Higgs Centre for Theoretical Physics Fund على الويب.

    معرض الصور

    روابط ذات علاقة

    أعلن العلماء في Cern عن نتائج تعطي أقوى مؤشر حتى الآن على وجود جسيم بوزون هيغز.

    اكتشفت البيانات التي تم تحليلها حديثًا من منشأة تحت الأرض بالقرب من جنيف جسيمًا جديدًا يتوافق مع بوزون هيغز ، والذي افترضه لأول مرة الأستاذ الجامعي بيتر هيغز.

    "يجب تهنئة العلماء في Cern على نتائج اليوم ، والتي تعد إنجازًا رائعًا لمصادم الهادرونات الكبير والتجارب الأخرى التي أدت إلى ذلك." البروفيسور بيتر هيغز ، أستاذ فخري ، جامعة إدنبرة

    جسيم صغير ولكنه رئيسي

    طور البروفيسور هيغز نظريته عن الجسيمات التي تحمل اسمه عندما كان باحثًا في الجامعة في أوائل الستينيات. منذ ذلك الحين ، شكل بوزون هيغز خيطًا مهمًا من نظرية فيزياء الجسيمات. يُعتقد أنه جسيم صغير ولكنه أساسي يمكّن جميع الجسيمات الأخرى من الحصول على كتلة.

    الكون المادي

    إن Higgs هو الحلقة المفقودة في النموذج القياسي للفيزياء ، وهي نظرية تحدد فهمنا للعالم المادي. إذا كان الجسيم موجودًا ، فإنه يثبت صحة فهمنا للفيزياء الأساسية.

    "لقد ساعدت جهود فريقنا في إدنبرة في جعل هذه النتائج من Cern حقيقة واقعة. نحن فخورون جدًا بالمساهمة في هذه النتائج." فيكتوريا مارتن ، محاضر ، كلية الفيزياء والفلك

    مدخلات الجامعة

    يشارك حوالي 15 عالمًا من الجامعة في البحث في Cern ، بما في ذلك بعض الذين درسهم البروفيسور هيغز. يصطدم المصادم LHC البروتونات معًا بطاقة عالية ، لإعادة تهيئة الظروف التي كانت موجودة بعد الانفجار العظيم مباشرة.

    تجارب معقدة

    في ظل هذه الظروف ، يمكن إنتاج بوزونات هيغز ، لكن هذه البوزونات تتحلل بمجرد تشكلها تقريبًا. يبحث العلماء بدلاً من ذلك عن الجسيمات الأخرى التي خلفها اضمحلال هيجز. مقابل كل مليار تصادم بروتون ، يتوقع رؤية حوالي 1 بوزون هيغز - لذلك يتعين على العلماء إجراء عدد لا يحصى من التجارب ثم البحث بعمق في بياناتهم للعثور على دليل على الجسيم.

    "هذا حقًا وقت مثير ويأتي بعد سنوات عديدة من العمل الشاق." الدكتور فيل كلارك ، القارئ ، كلية الفيزياء وعلم الفلك

    معرض الصور

    روابط ذات علاقة

    يصف توماس شيلر ، طالب دكتوراه في مجموعة الظروف القاسية التابعة لمعهد المادة المكثفة ، وضعه في شركة Edinburgh Instruments Ltd.

    شجعت رغبتي في معرفة المزيد عن العمل في مجال البحوث الصناعية من خلال محادثات الشركاء الصناعيين في حدث التوظيف في العام الماضي. أدى ذلك إلى أخذ استراحة لمدة 7 أسابيع من الدكتوراه في وقت سابق من هذا العام ، للعمل في قسم البحث والتطوير في Edinburgh Instruments Ltd ، وهي شركة متوسطة الحجم تنتج وتطور ، من بين أمور أخرى ، أجهزة قياس الطيف الفلوري.

    أثناء عملي ، تم دمجي بشكل كامل في الروتين اليومي وعملت على تطوير اختبارات معيارية لمقاييس طيف شبكية جديدة - لا تختلف عن الأدوات التي كنت أستخدمها في الدكتوراه.

    تجاري v. دكتوراه

    كانت الاختلافات التي أذهلتني عن عملي في الدكتوراه هي المواعيد النهائية الأقصر ومراعاة مصالح المستهلك. مثل الطلاب الآخرين ، اعتدت على المواعيد النهائية في رسالة الدكتوراه الخاصة بي لتقديم ملخصات المؤتمرات ومقترحات البحث وتقارير المشاريع. ومع ذلك ، أشعر أن العواقب المحتملة إذا فشلت في الوفاء بهذه الأمور ستقتصر إلى حد كبير عليّ ، في حين أن الفشل في الوفاء بالموعد النهائي في الشركة ، مثل تقديم منتج متأخرًا ، سيكون أكثر خطورة.

    كان تركيز عملي في أدنبرة إنسترومنتس على مشروع شخص آخر (العميل في النهاية) وتقديم منتج يعمل بكامل طاقته ، وهو ما يتناقض مع الأهداف طويلة المدى وحرية أكبر للحصول على درجة الدكتوراه. هذا يعني قضاء وقت أطول بكثير مما كنت أتوقعه على واجهات المستخدم وبيئة العمل ، وهي أشياء يمكن اعتبارها مصدر إلهاء عن "العلم" في رسالة الدكتوراه.

    "لقد علمتني عملية التنسيب كثيرًا وأشعر بأنني على دراية أفضل بالقرارات المهنية التي سأحتاج إلى اتخاذها. أوصي بشدة بتجربة مماثلة للطلاب الآخرين." توماس شيلر

    عملت كجزء من فريق من العديد من الأفراد ذوي المهارات العالية ، ومعظمهم من خلفية جامعية ، ومعظمهم حاصل على درجة الدكتوراه والبعض الآخر أكمل وظائف ما بعد الدكتوراه قبل الانتقال إلى الصناعة. لقد استمتعت بالعمل في فريقهم وأقدر مدى التكامل الذي جعلوني أشعر به. في السابق ، كنت قد اختبرت الحياة فقط في بيئة أكاديمية وفي المختبرات الوطنية.

    مركز تدريب الدكتوراه الاسكتلندي في فيزياء المواد المكثفة

    توماس طالب في مركز تدريب الدكتوراه الاسكتلندي في فيزياء المواد المكثفة ، وهو تعاون ثلاثي المؤسسات بين جامعات سانت أندروز وإدنبرة وهيريوت وات الذي يوفر تدريبًا دكتوراه على المستوى الدولي في مجال أساسي من فيزياء المادة المكثفة. تم تأسيسها في ديسمبر 2008 بتمويل سخي من مجلس أبحاث الهندسة والعلوم الفيزيائية في المملكة المتحدة وتقدم أكثر من عشر منح دراسية لدرجة الدكتوراه مدتها 4 سنوات ممولة بالكامل سنويًا. وصلت الدفعة الأولى من الطلاب في سبتمبر 2009.

    يقوم الطلاب بتنفيذ مشروع بحث الدكتوراه ، ويحضرون دورات على مستوى الدراسات العليا ، ويشاركون في المدارس الصيفية والمؤتمرات وورش العمل ، ويتلقون تدريبًا على المهارات ذات الصلة بوظائفهم المستقبلية يطمح المركز إلى تخريج خريجين مؤهلين للنجاح في مجال البحث والأوساط الأكاديمية ومجموعة واسعة من الصناعات والأعمال.

    روابط ذات علاقة

    في العدد الأخير من مجلة Physical Review Letters المرموقة ، يتحدث علماء الفيزياء النووية بالمدرسة عن قياس التفاعل النووي الذي يعد مفتاحًا لفهم انفجارات الأشعة السينية من النوع الأول.

    انفجارات الأشعة السينية هي من بين أكثر الانفجارات نشاطا في الكون. يتم تشغيلها بواسطة هروب نووي حراري على سطح نجم نيوتروني يتراكم فيه مادة غنية بالهيدروجين والهيليوم من رفيق أقل تطورًا في أنظمة النجوم الثنائية.

    تُظهر مفجرات الأشعة السينية من النوع الأول (XRBs) رشقات نارية متكررة وجيزة من انبعاث الأشعة السينية المكثفة وتمثل ظاهرة متكررة في مجرتنا. قدمت الملاحظات الأخيرة من الأقمار الصناعية للأشعة السينية المحمولة في الفضاء (BeppoSAX و RXTE و Chandra و XMM Newton) ثروة كبيرة من البيانات وتمثل حقبة جديدة في علم فلك الأشعة السينية. ومع ذلك ، لا يزال الفهم التفصيلي للتفاعلات النووية المحددة المسؤولة عن مثل هذه الانفجارات يعوقه إلى حد كبير الافتقار إلى البيانات التجريبية المتعلقة بالطاقات ذات الصلة بالفيزياء الفلكية.

    نافذة جامو للطاقة

    في تجربة تم إجراؤها في منشأة TRIUMF الدولية في كندا ، تم إجراء قياس لتفاعل 18Ne (a ، p) 21Na باستخدام نهج انعكاس الوقت بأدنى طاقات تم قياسها حتى الآن ، ولأول مرة ضمن الطاقة المنطقة ذات الأهمية لانفجارات الأشعة السينية ، تسمى نافذة جامو للطاقة.

    تشير النتائج إلى انخفاض معدل التفاعل (حتى عامل 2) مقارنة بالتقديرات النظرية السابقة. سيؤثر هذا على الظروف الفيزيائية لدرجة الحرارة التي يمكن عندها بدء الهروب النووي الحراري بواسطة 18Ne (a، p) 21Na.

    الفيزياء النووية في ادنبره

    تشتهر مجموعة إدنبرة للفيزياء النووية عالميًا بعملها في مجال التفاعلات الفيزيائية الفلكية النووية المتفجرة. قاد المشروع الدكتورة ماريالويزا أليوتا ، في إطار تعاون دولي ، وشكل محور أطروحة الدكتوراه (الآن الدكتور) فيليب سالتر (المشرفان: إم. أليوتا وت. دافينسون).


    جامو للطاقة ، الذروة ، العرض والنافذة؟ - الفلك

    تشرح هذه الصفحة ماهية دالة الكثافة الطيفية للقدرة وكيف يمكن للعميل استخدامها. تصف هذه الصفحة جزءًا من خدمات تحليل البيانات التي نقدمها في CRI. يرجى النقر فوق الزر & quot تحليل البيانات & quot أعلاه للاطلاع على أنواع أخرى من تحليل البيانات التي نقدمها.

    قمنا بإعداد صفحات توضيحية مع بعض الأمثلة للكلمات التي تحتها خط باللون الأزرق. إذا كنت تريد مشاهدة هذه الصفحات ، يرجى النقر فوق الكلمات التي تحتها خط باللون الأزرق أدناه.

    نحن نقدم خدمات حسابية منخفضة التكلفة لكثافة طيف الطاقة.
    لمزيد من المعلومات ، يرجى النقر & gthere & lt.

    ما هي دالة الكثافة الطيفية للقدرة؟
    تُظهر دالة الكثافة الطيفية للقدرة (PSD) قوة التغيرات (الطاقة) كدالة للتردد. بمعنى آخر ، يُظهر أي تباين في الترددات يكون قويًا وفي أي تباينات تكون ضعيفة. وحدة PSD هي طاقة (تباين) لكل تردد (عرض) ويمكنك الحصول على الطاقة ضمن نطاق تردد معين من خلال دمج PSD ضمن نطاق التردد هذا.

    ماذا يمكنك أن تفعل مع دالة الكثافة الطيفية للقدرة؟
    PSD هي أداة مفيدة للغاية إذا كنت تريد معرفة ترددات واتساع الإشارات التذبذبية في بيانات السلاسل الزمنية الخاصة بك. على سبيل المثال ، لنفترض أنك تدير مصنعًا به العديد من الآلات وبعضها يحتوي على محركات بداخله. تكتشف اهتزازات غير مرغوب فيها من مكان ما. قد تتمكن من الحصول على دليل لتحديد موقع الأجهزة المخالفة من خلال النظر إلى PSD والذي من شأنه أن يمنحك ترددات الاهتزازات. لا تزال PSD مفيدة حتى لو لم تحتوي البيانات على أي إشارات تذبذبية بحتة. على سبيل المثال ، إذا كانت لديك بيانات مبيعات من صالة آيس كريم ، فيمكنك الحصول على تقدير تقريبي لذروة مبيعات الصيف من خلال النظر في PSD لبياناتك. غالبًا ما نحسب PSD ونرسمه للحصول على & quot؛ إحساس & quot من البيانات في مرحلة مبكرة من تحليل السلاسل الزمنية. إن النظر إلى PSD يشبه النظر إلى مخطط السلاسل الزمنية البسيطة باستثناء أننا ننظر إلى السلاسل الزمنية كدالة للتردد بدلاً من وظيفة الوقت. التردد هو تحويل للوقت والنظر إلى الاختلافات في مجال التردد هو مجرد طريقة أخرى للنظر في الاختلافات في بيانات السلاسل الزمنية. تخبرنا PSD عن أي اختلافات في نطاقات التردد تكون قوية وقد يكون ذلك مفيدًا جدًا لمزيد من التحليل.

    كيف تبدو دالة الكثافة الطيفية للقدرة للبيانات الفعلية؟
    التقطنا البيانات الأوقيانوغرافية كمثال. يوضح الشكل 1 أ دالة الكثافة الطيفية للقدرة للتيار بين الشرق والغرب (المنطقة) على خط الاستواء. تم الحصول على البيانات من موقع الويب للإدارة الوطنية للمحيطات والغلاف الجوي ، الولايات المتحدة الأمريكية (http://www.pmel.noaa.gov/tao). المحور الأفقي لهذا الشكل هو الفترة. في حالة البيانات الأوقيانوغرافية ، ستظهر الاختلافات في الترددات الثابتة مثل المد والجزر على أنها قمم حادة مميزة. بخلاف هذه القمم الحادة ، تُظهر البيانات الأوقيانوغرافية عمومًا ذروة واسعة ، أو يمكن للمرء أن يطلق على تل ، عند نطاق التردد المنخفض (فترة طويلة). يتم تغذية المحيطات بالطاقات عادة من التغيرات الجوية عند هذه الترددات المنخفضة. تنخفض الطاقة بشكل كبير من هناك نحو الترددات الأعلى. يتم نقل الطاقة عند هذه الترددات من الترددات المنخفضة عن طريق ما يسمى بالعمليات غير الخطية ، وسوف تُفقد في النهاية كحرارة بواسطة اللزوجة عند ترددات أعلى بكثير (فترات أقصر). تظهر مكونات المد والجزر في الشكل 1 أ كقمم حادة عند حوالي 1.0 و 0.5 يوم وكذلك عند 0.33 و 0.21 يوم. النوعان السابقان هما نهاري (مرة واحدة في اليوم يتميزان بعلامة * D) وشبه نهاري (مرتين يوميًا يتميزان بعلامة * SD) ويشير التحليل الإضافي إلى أنهما يتكونان من عدة مكونات من فترات مختلفة قليلاً. من المحتمل أن يكون المكونان اللاحقان (المميزان باللون الأخضر *) حقيقيين ولكنهما لم يتم رؤيتهما بشكل شائع. تتناسب PSD تقريبًا مع قدرة التردد -5/3 في فترات تتراوح من حوالي 50 إلى 1 يوم. يوضح الشكل 1 ب مخطط السلاسل الزمنية لبيانات الإدخال ويظهر الشكل 1 ج البيانات الأولية 240 المقابلة لمدة 10 أيام. من المفترض أن تكون هناك 10 دورات نهارية و 20 دورة شبه يومية ، لكن ليس من السهل رؤية هذه الاختلافات بدون ترشيح مناسب على الرغم من أن PSD يظهر بوضوح وجود هذه الاختلافات. وبالتالي ، يوضح هذا المثال فائدة PSD.


    النبضة المفردة (الصف العلوي) في منتصف السلسلة الزمنية ، على الرغم من أن موقعها غير مهم ، ينتج PSD مسطحة عبر نطاق التردد بأكمله. هذا ما تقوله النظرية. إذا كانت بياناتك تحتوي على ضوضاء قوية تشبه الارتفاع المفاجئ في الصوت في مكان ما ، فقد يؤدي هذا الارتفاع إلى زيادة مستوى الطاقة في كل مكان ويجعل كل شيء آخر غامضًا

    تنتج إشارة الارتفاع الدورية (الصف الثاني) قممًا متعددة ، تسمى التوافقيات ، على PSD على الرغم من أن التردد الفعلي لحدوث التموجات ليس متعددًا ولكن ترددًا واحدًا محددًا. قد يكون لديك هذا النوع من البيانات عندما تكون بياناتك ملوثة بالشرر الناتج عن نوع من الآلات الدورانية مثل المحرك.

    إذا كانت بياناتك على شكل موجة مستطيلة (الصف الثالث) ، فستحصل على التوافقيات مرة أخرى على PSD. قد تصادف نمطًا كهذا إذا قمت بقياس مخرجات الساعة للدوائر المنطقية. هذا هو مشكلة؟ إذا كنت تريد معرفة تردد الموجات المستطيلة كموجات مستطيلة بدلاً من تجميعات الموجات الجيبية ، فربما نعم. ومع ذلك ، إذا كنت تريد معرفة مقدار النطاق الترددي الضروري لنقل البيانات الرقمية الخاصة بك ، فقد تكون الإجابة لا. عادة ما يكون نمط البيانات الرقمية غير منتظم مثل المثال الذي نعرضه هنا.

    تحدث كل هذه النتائج المربكة من حقيقة أن PSD تحاول أساسًا تحليل بيانات الإدخال إلى سلسلة من الموجات الجيبية (الصف الرابع هو حالة موجة جيبية) ذات ترددات مختلفة. يتطلب الأمر العديد من الموجات الجيبية عالية التردد لإعادة إنتاج بيانات الإدخال بشكل صحيح عندما تحتوي بيانات الإدخال على إشارات لا تحتوي على أشكال قريبة من الموجة الجيبية ، خاصةً عندما يكون لها زوايا حادة.

    إذا كانت بيانات الإدخال على شكل موجة جيبية نقية (الصف الرابع) ، فإن PSD تُظهر ترددها بشكل جيد. ذروة PSD في هذا الشكل ليست ذروة حادة واحدة (تسمى عادةً طيف الخط) ولكن عرضها ثلاث نقاط تردد. هذا لأننا طبقنا & quot؛ نافذة طيفية & quot (أطلقنا عليها اسم FDS هنا) وهو أمر ضروري لتقييم فاصل الثقة في السعة ولكنه يجعل القمم أوسع. هناك مقايضة بين دقة تقدير السعة والتردد. & quotRaw Spectral & quot (النتيجة قبل تطبيق نافذة طيفية) تظهر ذروة عند تردد واحد (نطاق) في هذه الحالة.

    بعد ذلك ، قمنا بقطع قمم هذه الموجة الجيبية بحيث يكون لها قمم مسطحة بزوايا حادة كمثال أخير (الصف الخامس). سعة الإشارة الموضحة في الصف الرابع هي 1.0. قمنا بقص القيم فوق 0.95 وتحت -0.95. قد يحدث مثل هذا الموقف عندما يكون لديك موجة جيبية جميلة كمدخل لمكبر الصوت الخاص بك ولكن سعة الإدخال كبيرة جدًا لمكبر الصوت الخاص بك. قد يفوتك المظهر غير الرسمي لمخطط السلاسل الزمنية هذا التشبع ولكن من المحتمل أن يذكرك PSD بذلك.

    الطريقة الحسابية التي استخدمناها هنا هي الطريقة الأكثر استخدامًا لحساب PSD والأمثلة التي أظهرناها أعلاه هي أفضل النتائج الممكنة. عندما نحتاج إلى التعامل مع بيانات العالم الحقيقي ، فقد نواجه مشاكل معينة مثل الظاهرة المسماة التسرب الطيفي. إذا كنت بحاجة إلى مزيد من المعلومات حول PSD ، فإن القسم 2 ، القسم 4 وملاحق دليل مستخدم PD001A / B الخاص بنا قد يكون مفيدًا.

    ما هي دالة الكثافة الطيفية المتقاطعة؟
    When we have two sets of time series data at hand and we want to know the relationships between them, we compute coherency function and some other functions computed from cross spectral density function (CSD) of two time series data and power spectral density functions of both time series data. If we have more than two sets of time series data, we might compute frequency domain complex empirical orthogonal functions from cross spectral density function to know the relationships among those data. The cross spectral density function is a Fourier transform of cross correlation function but we can compute CSD directly using a method called FFT.

    We offer low cost power spectrum density computational services.
    For more information, please click >here<.


    The Gamow-Teller β decay of Cr46 to the N=Z odd-odd nucleus V46 has been observed for the first time. Cr46 was produced by the fragmentation of a Cr50 primary beam at 80 MeV/nucleon. By means of β-γ coincidence measurements, a γ-ray peak at 993 keV corresponding to the decay of the 11+ state in V46 was observed. The branching ratio of the Gamow-Teller decay to this state was found to be bGT=0.216±0.050. The half-life of Cr46 was measured to be T1/2=240±140 ms. The transition strength was determined to be B(GT)=0.64±0.20. This result was compared with theoretical values calculated with the shell model and the phenomenological quasideuteron model.

    • APA
    • Standard
    • Harvard
    • Vancouver
    • Author
    • BIBTEX
    • RIS

    Gamow-teller decay of the T=1 nucleus Cr46. / Onishi, T. K. Gelberg, A. Sakurai, H. Yoneda, K. Aoi, N. Imai, N. Baba, H. Von Brentano, P. Fukuda, N. Ichikawa, Y. Ishihara, M. Iwasaki, H. Kameda, D. Kishida, T. Lisetskiy, A. F. Ong, H. J. Osada, M. Otsuka, T. Suzuki, M. K. Ue, K. Utsuno, Y. Watanabe, H.

    Research output : Contribution to journal › Article › peer-review

    T1 - Gamow-teller decay of the T=1 nucleus Cr46

    N1 - Copyright: Copyright 2012 Elsevier B.V., All rights reserved.

    N2 - The Gamow-Teller β decay of Cr46 to the N=Z odd-odd nucleus V46 has been observed for the first time. Cr46 was produced by the fragmentation of a Cr50 primary beam at 80 MeV/nucleon. By means of β-γ coincidence measurements, a γ-ray peak at 993 keV corresponding to the decay of the 11+ state in V46 was observed. The branching ratio of the Gamow-Teller decay to this state was found to be bGT=0.216±0.050. The half-life of Cr46 was measured to be T1/2=240±140 ms. The transition strength was determined to be B(GT)=0.64±0.20. This result was compared with theoretical values calculated with the shell model and the phenomenological quasideuteron model.

    AB - The Gamow-Teller β decay of Cr46 to the N=Z odd-odd nucleus V46 has been observed for the first time. Cr46 was produced by the fragmentation of a Cr50 primary beam at 80 MeV/nucleon. By means of β-γ coincidence measurements, a γ-ray peak at 993 keV corresponding to the decay of the 11+ state in V46 was observed. The branching ratio of the Gamow-Teller decay to this state was found to be bGT=0.216±0.050. The half-life of Cr46 was measured to be T1/2=240±140 ms. The transition strength was determined to be B(GT)=0.64±0.20. This result was compared with theoretical values calculated with the shell model and the phenomenological quasideuteron model.


    The 12 C+ 12 C Reaction

    At the end of the core helium burning, the central part of the star becomes more massive, contracts, and heats up. The contraction and the possible consequent collapse can be halted by the ignition of carbon burning or by the pressure of degenerate electrons. There are several factors preventing the ignition temperature before carbon burning is reached prior to electron degeneracy. For instance, plasma neutrinos are produced near the center of the star and they cause a decrease in the central temperature while leaving it. In addition, in the case of intermediate-mass stars, the second dredge-up further reduces the temperature of the star core, with the convective envelope penetrating into the H-exhausted shell. Depending on the star mass, it may attain the physical condition for C burning or become a carbon-oxygen white dwarf. The minimum initial mass of a star able to experience a C-burning phase is called M up . The value of M up was proposed for the first time by Becker and Iben (1980), who found M up = 9 M ⊙ for a star with nearly solar composition. However, there are many uncertainties: those affecting the 12 C+ 12 C and 12 C+α rates are the most important nuclear ones. As a matter of fact, the value of M up separates the progenitors of C-O white dwarfs, novae, and type Ia supernovae from those of core-collapse supernovae, neutron stars, and stellar-mass black holes. Finally, if the star mass is slightly higher than M up , an off-center carbon ignition takes place in degenerate conditions and the star may end its life as an O-Ne white dwarf.

    Stellar models predict that carbon burning, triggered by the 12 C+ 12 C, occurs for center of mass energies between 0.9 and 3.4 MeV. The reaction can proceed through different channels corresponding to the emission of a photon, a neutron, a proton, one or two α particles, or a 8 Be nucleus. Among these channels, the two most relevant are the C 12 ( C 12 , p ) N 23 a and C 12 ( C 12 , α ) N 20 e alpha particles can produce neutrons through 13 C(α,n) 16 O and 22 Ne(α,n) 25 Mg reactions. These neutrons are fundamental for the synthesis of elements heavier than Fe through the s-process.

    The 12 C+ 12 C reaction rate at the center of mass energies ≈ 1.5   MeV also affects the physical conditions in the SNIA explosion. In particular, carbon burning can be ignited in an explosive condition when the material is accreted on the surface of a white dwarf in a close binary system, as in Bravo et al. (2011). A variation in the rate would modify the extension of the convective core prior to the explosion, the degree of neutronization, and the temperature at the beginning of the thermonuclear runaway. The knowledge of SNIA is fundamental in cosmology since these systems allow the measurements of distances and of the expansion rate of high redshift galaxies Tutusaus et al. (2019).

    Unfortunately, the Gamow window of the 12 C+ 12 C reaction, 0.7𠄳.4 MeV depending on the astrophysical scenario, is much lower than the height of the Coulomb barrier, 6.7 MeV approximately, making the direct measurement of the cross-section extremely difficult.

    State-of-the-Art

    The two most relevant channels in the 12 C+ 12 C reaction are the emission of protons and α particles, with a Q-value of 2.24 MeV and 4.62 MeV, respectively. The proton and alpha channels can be measured by detecting either the charged particles or the gamma decay. In particular, the largest branching is for the deexcitation of the first excited state to the ground state of the 23 Na or 20 Ne. Above 2 MeV, the first excited state transition to the ground state accounts for approximately 50% of the total cross-section and produces photons of 440 keV and 1634 keV in the case of proton or alpha emission, respectively.

    The challenge in obtaining a reliable measurement of the 12 C+ 12 C cross-section at low energies is related to its exponentially falling behavior, which produces a very low counting rate in this scenario, any natural or beam-induced background can seriously affect the measurement. The latter is due to impurities in the carbon target, mainly hydrogen and deuterium, because they can form bonds with carbon. The main background related to the gamma measurements comes from the H 2 ( C 12 , p 1 γ ) C 13 and H 1 ( C 12 , γ ) N 13 reactions, as detailed in the experimental work by Spillane et al. The Compton background of the primary peaks could completely dominate the carbon fusion γ-ray peaks, as in Spillane et al. (2007). As far as the particle measurements are concerned, it is kinematically impossible to find protons in the carbon fusion region of interest if the particle detectors are placed at backward angles.

    The most recent articles focusing on the 12 C+ 12 C cross-section measurement at low energies are summarized as follows.

    Jiang et al. (2018) have recently measured the 12 C+ 12 C fusion cross-section in the energy range 2.5𠄵 MeV. The authors studied the two main channels: C 12 ( C 12 , p ) N 23 a and C 12 ( C 12 , α ) N 20 e at Argonne National Laboratory using a Gammasphere array of 100 Compton-suppressed Ge spectrometers in coincidence with silicon detectors. The measurement was pushed down to 2.84 MeV and 2.96 MeV for the ص و α channels, respectively the results are in good agreement with other measurements using γSpillane et al. (2007) and charged particle detection Zickefoose et al. (2018), but with smaller uncertainties.

    Tumino et al. (2018a) and Tumino et al. (2018b) measured the cross-section of the C 12 ( C 12 , p ) N 23 a and C 12 ( C 12 , α ) N 20 e reactions through the indirect THM. A 30 MeV beam was delivered on a natural carbon target charged particles were detected through 㥎-E position-sensitive silicon detectors. The THM results for α و ص channels are in good agreement with direct data except for the 2.14 MeV region, where the claim of a strong resonance by previous works Spillane et al. (2007) is not confirmed. Instead, the indirect data show a resonance at 2.095 MeV, one order of magnitude less intense with respect to the 2.14 MeV resonance found by Spillane in the N 20 e + α channel and of similar intensity in the N 23 a + p one. In addition, several low-energy resonances are evident below 1.5 MeV, never detected before in a direct measurement. The results of the THM raised some criticism, as in Mukhamedzhanov et al. (2019), mainly because of the neglected Coulomb interaction between 2 H, the spectator nucleus in the THM, and 24 Mg.

    C 12 ( C 12 , p ) N 23 a has also been measured by Zickefoose et al. (2018) in the 2𠄴 MeV energy range by particle spectroscopy. The beam, provided by the tandem accelerator of the Center for Isotopic Research on the Cultural and Environmental (CIRCE) heritage, was sent onto highly ordered pyrolytic graphite targets protons were detected through 㥎-E silicon detectors. The total S-factor, including also the contribution of the α channel, has been obtained using the ratio between the p-channel and total S-factor provided by Becker et al. (1981). Due to the poor statistics and beam-induced background problems, this work needs a further experimental effort to improve the knowledge of the total S-factor in the relevant energy range. For this reason, the experimental campaign continued with a new study devoted to the reduction of light species contaminant, especially 1 H and 2 H in the carbon targets, as in Morales-Gallegos et al. (2018). Measurements were done with natural graphite and highly ordered pyrolytic graphite targets. 1 H and 2 H content were reduced up to 70�% by means of diffusion at high temperatures (higher than 1,000ଌ). A further reduction of a factor of 2.5 was obtained, enclosing the scattering chamber in dry nitrogen to minimize leaks into the rest gas within the chamber. The bulk contamination finally achieved by the authors is 0.3 ppm. Further measurements are planned with the new experimental setup.

    An upper limit on the 12 C+ 12 C S-factor has been recently suggested from the measurement of the 12 C+ 13 C reaction by Zhang et al. (2020) in fact, it has been observed that the 12 C+ 13 C and 13 C+ 13 C cross-sections at energies below and above the Coulomb barrier are upper bounds of the nonresonant contribution of the 12 C+ 12 C cross-section. The measurement of the 13 C+ 13 C reaction was performed by studying the C 12 ( C 13 , p ) N 24 a channel 24 Na has a half-life of 15.0 h, allowing an activation measurement. The resulting upper limit on the 12 C+ 12 C S-factor agrees nicely with available direct experimental data down to 𢒂.5 MeV, while for lower energies, the THM results are significantly higher compared to the Zhang upper limit. However, this result should be taken with caution, considering that the obtained upper limit is only valid for the nonresonant component of the 12 C+ 12 C cross-section. Recent theoretical calculations of the 12 C+ 12 C subbarrier fusion cross-section highlighting the role of resonances can be found in Bonasera and Natowitz (2020).

    Another step forward in the knowledge of the 12 C+ 12 C rate has been recently moved by Fruet et al. (2020). They performed a direct measurement down to 𢒂.2 MeV using the particle-gamma coincidence technique. The experiment was performed at the Andromede accelerator facility at IPN Orsay, France, with a 12 C beam, maximum beam current of 2 p㯊 for astrophysically relevant energies, impinging on a natural carbon target. Charged particles were detected through three annular silicon strip detectors covering 30% of the total solid angle. For gamma-ray detection, an array of LaBr3(Ce) scintillator detectors has been employed. The results are in good agreement with the data reported by Jiang et al. (2018) and Tumino et al. (2018a), Tumino et al. (2018b). However, a more prominent resonance has been observed around 3.8 MeV compared to other measurements (Spillane et al., 2007 Zickefoose et al., 2018).

    The most recent measurement of the 12 C+ 12 C cross-section has been performed by Tan et al. (2020) at the University of Notre Dame. The simultaneous detection of protons and alphas, through a silicon detector array, and γ-rays with a 109% HPGe detector, allowed for particle-γ coincidence technique. The S-factor upper limit at 2.2 MeV for proton (p1) and alpha (α1) channels is lower than THM data. We note that the upper limit for the proton channel disagrees significantly with the recent measurement of Fruet et al. (2020). The discrepancy is less evident, but still present, for the alpha channel. In the energy region between 2.5 and 3 MeV, there is some tension between the results of Tan et al. (2020) and previous measurements Jiang et al. (2018) for both proton and alpha channels. The S-factor results at the center of mass energies above 4 MeV agree nicely with other data.

    A comparison between the total S-factor values obtained by Spillane et al. (2007), Jiang et al. (2018), Tumino et al. (2018a), Tumino et al. (2018b), Fruet et al. (2020), and Tan et al. (2020) is shown in Figure 9. It should be underlined that Tumino et al. (2018a), Tumino et al. (2018b) data are normalized to direct measurements, so a difference in the absolute value of the S-factor can also be attributed to systematic errors affecting direct data. Significant discrepancies between the results of the reported experiments are evident in the whole energy range and, for this reason, a further experimental effort is needed.

    The Measurement in an Underground Laboratory

    An underground location, such as the one of the LUNA experiment, is the perfect environment to perform the measurement of the 12 C+ 12 C cross-section detecting γ-rays emitted in the decay of the 23 Na and 20 Ne excited states. A high-efficiency and ultralow intrinsic background germanium detector (HPGe) is suitable for the measurement in combination with a massive lead shielding to avoid the contribution of the low-energy gamma-rays coming from the decay of the 238 U and 232 Th chains. In Figure 10, the counting rate, expressed in counts per day, is reported as a function of the interaction energy. To calculate the rate, the S-factor provided by Spillane et al. (2007) has been adopted, considering that the decay of the first excited state to the ground state accounts for �% of the total cross-section and produces photons of 440 keV and 1634 keV in the case of proton or alpha emission, respectively. It is evident that if the trend of the S-factor observed by Tumino et al. (2018a), Tumino et al. (2018b) is confirmed, the reaction rates can be higher by 1𠄳 orders of magnitude. The two horizontal lines represent a typical rate of γ background measured at LNGS with a shielded setup, as in Caciolli et al. (2009) (blue and red line for 440 keV and 1636 keV γ energies, respectively). In particular, for the proton channel, crucial issues are the choice of the materials to limit the intrinsic contaminants and proper detectors shielding. In addition, constant nitrogen fluxing around the setup could help to further reduce the background, avoiding radon contaminants. ال γ-detection efficiency adopted in the calculation is just a standard value new high-efficiency setups will be developed for future measurements. From a rough estimation considering the data provided by Spillane et al. (2007) and the setup described in Figure 10, we can say that the dominant contribution to the background for the proton channel will come from the environmental radioactivity if a 0.3 ppm H contamination level is achieved in the targets (Morales-Gallegos et al., 2018) making the induced background not an issue at least down to 𢏂 MeV. The limitation in the alpha channel is conversely related to the low rate. To provide the total cross-section, the measurement of the charged particle channels is also needed. In this case, the advantage of the underground location is less evident but still present in fact, secondary particles produced by the passage of cosmic rays through the detectors could contribute to the background and they are effectively reduced at LNGS (Bruno et al., 2015).

    FIGURE 10. Counting rate, in counts per day, obtained considering data provided by Spillane et al. (2007), a γ detection efficiency of 6% and 2% for 440 keV and 1636 keV γ energies, respectively, and a beam current of 50� 㯊. The two horizontal lines represent a typical rate of γ background measured at LNGS with a shielded setup Caciolli et al. (2009) (blue and red lines for 440 keV and 1636 keV γ energies, respectively).


    Gamow Energy, Peak, Width and Window? - الفلك

    Submit your assignment using this Template Submission:

    1. Fill out the template using word (or openoffice or whatever editor you can use).
    2. Save the file on your desktop as YourFullName.rtf
    3. Upload that template response file to Canvas.


    From this exercise it should be apparent to you that for any given exposure of the sky with any given telescope plus detector there will be many stars that are simply too faint to register on the detector and different detectors will require different amounts of exposure time to produce similar quality data in terms of net counts of signal.

    This simulator will reproduce the blackbody spectrum as a function of temperature. The X-axis is wavelength increasing to the right (decreasing energy per photon). The Y-axis is the amount of energy emitted at that wavelength. The total area under the curve is equal to the total energy emittted by the blackbody at a fixed size (radius of the object).

    In the middle of the X-axis is a small color bar that shows the the wavelength limits of human vision. At the long wavelength end, our vision dies out around 8000 angstroms (800 nanometers) as our eyes, compared to nocturnal predators, are not sensitive to infrared radiation.

    Light with wavelength shorter than about 3200 angstroms (320 nm) does not penetrate our our atmosphere. This is where the ultraviolet region of the electromagnetic spectrum begins.

    As you change the temperature (T) with the temperature slider you will see the curve shift and change. Note that clicking in the temperature slider area will changed the temperature by 10K, for fine adjustments needed below.

    Answer the following questions in the worksheet for this assignment.

      What is the temperature that corresponds to a peak wavelength of 725 nm? Make sure to click the indicate peak wavelength box. What color would the star appear?

    Now set the Temperature to 10,000 K and click on the filters tab beneath the blackbody curve you will now see 4 filter shapes (called bandpasses) - these filters are UBVR (Ultraviolet, Blue, Visual (or green), and Red). In the color index box make the first filter B and the second filter V. The value of B-V = -0.02 should appear for T = 10000.

    To measure stellar temperatures, astronomers put filters in front of their digital cameras and measure the flux ratio between the two filters. For B (blue) and V (visual or green) this ratio is encoded as the index value B-V. The lower that number, the hotter the star (more flux is emitted in the B filter than the V filter). A value of B-V = 0.5 means that approximately the same amount of energy is emitted in the blue filter as the green filter.


    How heavier elements are formed in star interiors

    Shot-time image from a June 1 NIF experiment simulating stellar nucleosynthesis fusion reactions. Credit: Lawrence Livermore National Laboratory

    When the renowned cosmologist Carl Sagan declared that "we are made of starstuff," he wasn't speaking metaphorically. As Sagan said in the TV series "Cosmos," many of the elements in our bodies - "the nitrogen in our DNA, the calcium in our teeth, the iron in our blood" - were forged in the interiors of stars, in a process called stellar nucleosynthesis (element formation). Lighter elements, such as hydrogen and helium, were created in the Big Bang when the universe began.

    How these elements are assembled, or synthesized, is the subject of a new series of National Ignition Facility (NIF) discovery science (DS) experiments, which began May 30. By fusing elements such as tritium (a form of hydrogen) and helium in the NIF target chamber, a multi-institutional team of researchers hopes to gain new insights into the processes that kick-started and have sustained the universe.

    "All of the stellar nucleosynthesis reactions - fusion reactions that happen inside stars - produce the elements, but we can't really see inside a star to tell how those reactions are proceeding," said plasma physicist Alex Zylstra of Los Alamos National Laboratory (LANL). "Models of the production of nuclei in the cosmos depend on having accurate data to inform those models. And studying those reactions in conditions that are actually applicable to the interior of stars or to the universe during the Big Bang is very challenging. This experimental campaign is working toward doing that at relevant conditions that can only be achieved at NIF."

    "And (the experiments) answer questions about stellar evolution and elemental abundance - it's really fundamental science," added nuclear physicist Maria Gatu Johnson of the Plasma Science and Fusion Center at the Massachusetts Institute of Technology (MIT), the campaign's principal investigator. "The conditions we create in one of these implosions are very similar in density and very similar in temperature to the interior of a star."

    The first three experiments in the campaign focused on the "proton-proton 1" chain of nuclear reactions, at the beginning of the stellar nucleosynthesis cycle. Nuclear fusion converts hydrogen into helium, and a small amount of matter is turned into energy in the process.

    "It starts with just the protons in the nucleus of regular hydrogen atoms," Gatu Johnson said. "They fuse to form deuterium (as one of the protons is converted to a neutron), and then deuterium can fuse with a proton to form helium-3. The helium-3 particles, once produced, fuse to form helium-4 (also known as an alpha particle), and generate two protons that will go through the cycle again.

    "This is the most significant energy-producing step in the sun, so it's very critical to know the rate of that reaction."

    The NIF experiments build on previous studies of the 3 He +3 He reaction on the OMEGA Laser at the University of Rochester. The OMEGA and NIF experiments are the first to study stellar nucleosynthesis using high energy density (HED) plasmas (freely moving ions and free electrons). Most previous nucleosynthesis studies were done on particle accelerators.

    "In accelerator experiments you have a solid, cold target that's hit by a beam of ions (charged particles)," Zylstra said, "and that's a totally different scenario from what happens in a star or in the universe during the Big Bang. Those are plasma systems those reactions happen in a plasma in the universe."

    "And we actually manage to create this kind of environment in the plasma that's created on NIF and OMEGA," Gatu Johnson added. "So it's really much more similar to the stellar conditions compared to other methods."

    Compared to OMEGA, NIF's higher laser power and energy and larger HED plasmas allow quantitative studies of the reactions at lower "Gamow-peak" energy - conditions more directly relevant to stellar nucleosynthesis.

    The Gamow peak, named for Russian-American physicist George Gamow, is the energy region - not too high and not too low - where the reaction is most likely to take place. "At OMEGA," Zylstra said, "you can have a very small volume of plasma that's hot, and you can see the (reaction) products. Using NIF we can generate a larger volume of plasma at lower temperature, producing a comparable number of reaction products, to get closer to stellar conditions."

    Along with the 3 He +3 He reaction, the first set of experiments also studied the complementary tritium-tritium and tritium-helium-3 reactions. The shots used a target called a polar direct-drive exploding pusher target in exploding pusher shots, the NIF beams heat thin, glass-walled targets, driving strong shocks into the target and fusing the material inside.

    Gatu Johnson said the first experiment, which studied the tritium-tritium reaction, produced enough neutrons for the T-T neutron spectrum to be measured by NIF's neutron diagnostics. "We got some really good data from that," she said. Data from the T+ 3 He and 3 He+ 3 He experiments weren't immediately available.

    Two more rounds of experiments are scheduled in the campaign. "The primary goal of this set of shots is to get a really good measurement of the 3 He+ 3 He proton spectrum and rate," Gatu Johnson said. "Depending on what we learn from this first round of shots, we'll fine-tune the implosions to get better data. The resulting data from this effort should greatly improve our knowledge of these reactions in HED plasmas."

    "This set of shots to study reactions relevant to stellar nucleosynthesis is an important step forward for the Discovery Science Program," said Bruce Remington, the NIF DS program leader. "We have now broadened the science regimes accessible to NIF to include stellar nuclear physics."


    Gamow Energy, Peak, Width and Window? - الفلك

    Context. The NO cycle takes place in the deepest layer of a H-burning core or shell, when the temperature exceeds T ≃ 30 × 10 6 K. The O depletion observed in some globular cluster giant stars, always associated with a Na enhancement, may be due to either a deep mixing during the red giant branch (RGB) phase of the star or to the pollution of the primordial gas by an early population of massive asymptotic giant branch (AGB) stars, whose chemical composition was modified by the hot bottom burning. In both cases, the NO cycle is responsible for the O depletion.
    Aims: The activation of this cycle depends on the rate of the 15 N(p, γ) 16 O reaction. A precise evaluation of this reaction rate at temperatures as low as experienced in H-burning zones in stellar interiors is mandatory to understand the observed O abundances.
    Methods: We present a new measurement of the 15 N(p, γ) 16 O reaction performed at LUNA covering for the first time the center of mass energy range 70-370 keV, which corresponds to stellar temperatures between 65 × 10 6 K and 780 × 10 6 K. This range includes the 15 N(p, γ) 16 O Gamow-peak energy of explosive H-burning taking place in the external layer of a nova and the one of the hot bottom burning (HBB) nucleosynthesis occurring in massive AGB stars.
    Results: With the present data, we are also able to confirm the result of the previous R-matrix extrapolation. In particular, in the temperature range of astrophysical interest, the new rate is about a factor of 2 smaller than reported in the widely adopted compilation of reaction rates (NACRE or CF88) and the uncertainty is now reduced down to the 10% level.


    شاهد الفيديو: البندقية الهوائية جامو هنتر قريزلي عيار.. gamo hunter grizzly (أغسطس 2022).