Влияние тензорной силы на ядерную материю в релятивистской теории ab initio

Тензорная сила является важнейшим компонентом взаимодействия нуклон-нуклон (NN) и оказывает важное влияние на структурные и динамические свойства ядерной многочастичной системы. Начиная с реалистичного взаимодействия NN, учёные систематически изучают эффекты тензорной силы на уравнении состояния и энергии симметрии ядерной материи в рамках релятивистской теории Бракнера-Хартри-Фока (RBHF), которая является одним из важнейших релятивистских методов ab initio. Для энергий связи на частицу симметричной ядерной материи (SNM) и энергии симметрии эффекты тензорной силы привлекательны и более выражены вблизи эмпирической плотности насыщения. Для чистой нейтронной материи эффекты тензорной силы незначительны. Исследование показало, что сильная тензорная сила заставляет систему нейтрон-протон отклоняться от унитарного предела. Настраивая силу тензорной силы, разбавленный SNM располагается на унитарном пределе. При рассмотрении только взаимодействия в канале 3S1–3D1 энергия основного состояния разбавленного SNM оказывается пропорциональной энергии свободного ферми-газа с масштабным коэффициентом 0,38, что показывает хорошие универсальные свойства для четырехкомпонентного унитарного ферми-газа (спин-1/2 и изоспин-1/2). Работа опубликована в журнале Science Bulletin.

Солнечная конвекция сверхгранулярного масштаба, не объясняемая теорией длины смешивания

Солнце генерирует энергию в своем ядре посредством ядерного синтеза; затем эта энергия переносится на поверхность, откуда выходит в виде солнечного света. В исследовании под названием "Сверхгранулярная солнечная конвекция, не объясняемая теорией длины смешивания", опубликованном в журнале Nature Astronomy, исследователи объясняют, как они использовали доплеровские интенсивность и магнитные изображения, полученные с помощью гелиосейсмического и магнитного формирователя изображения (HMI) на борту космического аппарата NASA Solar Спутник Dynamics Observatory (SDO) для идентификации и характеристики примерно 23 000 супергранул (структура потока, которая переносит тепло от скрытой внутренней части Солнца на его поверхности).

Лабораторная реализация релятивистских пучков парной плазмы

Плазма широко распространена в условиях глубокого космоса, ее производство в лабораторных условиях — сложная задача. Впервые, международная группа ученых, в том числе исследователи из Лаборатории лазерной энергетики (LLE) Рочестерского университета, экспериментально сгенерировала релятивистские электрон-позитронные парные плазменные пучки высокой плотности, производя на два-три порядка величины больше пар, чем сообщалось ранее. Выводы команды опубликованы в журнале Nature Communications. Этот прорыв открывает двери для последующих экспериментов, которые могут привести к фундаментальным открытиям о том, как работает Вселенная.

Дисперсионное соотношение для фотонов с ненулевой массой и строгий верхний предел массы фотона

В исследовании, опубликованном в The Astrophysical Journal, профессор Чжоу Ся из Синьцзянской астрономической обсерватории (XAO) Китайской академии наук и его коллеги впервые вывели дисперсионное соотношение для фотонов с ненулевой массой, распространяющихся в плазме, и установил строгий верхний предел массы фотона в 9,52 × 10 ^-46 кг (5,34 × 10 ^-10 эВ c ^-2 ) с использованием данных, собранных сверхширокополосными (СШП) приемниками по времени пульсаров и быстрым радиовсплескам (FRB). Учёные предоставили новую теоретическую основу для понимания характеристик распространения массивных фотонов в плазме. Были использованы высокоточные данные синхронизации из массива синхронизации пульсаров Паркса (PPTA) и дедисперсированные данные импульсов из FRB. Используя широкий диапазон частот, охватываемый СШП-приемниками, физики улучшили соотношение сигнал/шум и точность измерений дисперсии. Высокое временное разрешение технологии СШП позволило точно определить время прибытия сигнала, эффективно уменьшая эффекты дисперсии, вызванные межзвездной средой.

Первое обнаружение магнитных массивных звезд за пределами нашей галактики

Впервые магнитные поля были обнаружены у трех массивных горячих звезд в соседних с нами галактиках — Большом и Малом Магеллановом Облаке. Хотя массивные магнитные звезды уже обнаружены в нашей галактике, открытие магнетизма в Магеллановых облаках особенно важно, поскольку в этих галактиках имеется большое количество молодых массивных звезд. Это дает уникальную возможность изучить активно формирующиеся звезды и верхний предел массы, которую звезда может иметь и оставаться стабильной. Исследование опубликовано в журнале Astronomy & Astrophysicals.

Астрофизики обнаружили огромные магнитные тороиды в гало Млечного Пути

В новом исследовании, опубликованном в «Астрофизическом журнале» 10 мая, учёные обнаружили огромные магнитные тороиды в гало Млечного Пути, которые имеют фундаментальное значение для распространения космических лучей и существенно ограничивают физические процессы в межзвездной среде и происхождение космических магнитных полей. Ранее была обнаружена поразительная антисимметрия эффектов Фарадея космических радиоисточников на небе относительно координат нашей галактики Млечный Путь, которая говорит о том, что магнитные поля в гало Млечного Пути имеют тороидальную структуру поля с обратными направлениями магнитного поля ниже и выше галактической плоскости. Сейчас было предположено, что фарадеевское вращение межзвездной среды вблизи Солнца можно подсчитать путем измерений большого количества пульсаров. Все данные измерений вращения Фарадея были собраны за последние 30 лет. Благодаря анализу данных ученые обнаружили, что антисимметрия измерений вращения Фарадея, вызванная средой в галактическом гало, существует по всему небу, от центра до антицентра нашего Млечного Пути. Это означает, что тороидальные магнитные поля столь странной симметрии имеют огромные размеры и существуют в радиусе от 6000 световых лет до 50 000 световых лет от центра Млечного Пути.

Томографическая карта намагниченной межзвездной среды на основе поляризации звездного света первого градусного масштаба

Астрофизики измерили поляризацию более 1500 звезд, площадь которых не более чем в 15 раз превышает площадь полной Луны. Были использованы данные астрометрического спутника Gaia и новый алгоритм для составления карты магнитных полей галактики в этой части неба. Исследование опубликовано в журнале Astronomy & Astrophysicals. Это первая крупномасштабная попытка составить карту гравитационного поля Млечного Пути. Для завершения полного картографирования потребуется некоторое время, но когда оно будет завершено, оно даст глубокое представление не только о магнитном поле галактик, но и об эволюции галактик во Вселенной.

Подтверждён предсказанный переход от слабой к сильной альфвеновской турбулентности в магнитогидродинамической теории

Открытие — предсказанное явление: переход от слабой к сильной турбулентности космической плазмы малой амплитуды — было сделано путем анализа данных миссии ЕКА «Кластер» — созвездия из четырех космических кораблей, летающих строем вокруг Земли и исследующих взаимодействие Солнца и Земли. Работа опубликована в журнале Nature Astronomy. Наблюдательное подтверждение перехода от слабого к сильному (альфвеновскому) решает последнюю загадку МГД-теории турбулентности: оно доказывает, что турбулентность самоорганизуется от линейных двумерных волнообразных флуктуаций к сильной трехмерной турбулентности во время каскада энергии (т. е. переноса энергии) с возрастающей нелинейностью, независимо от начального уровня возмущений.

Термоядерные взрывы нейтронных звезд показывают скорость их струй

Определено, что скорость, с которой нейтронная звезда может запускать мощные струи (джеты) в космос, составляет около одной трети скорости света. Исследование опубликовано в журнале Nature. Чтобы (в течение трех дней) наблюдать за джетами на радиоволнах учёные использовали компактную решетку австралийского телескопа CSIRO и телескоп Интеграл Европейского космического агентства для наблюдения за рентгеновскими лучами системы. Обнаружено, что струи становились ярче после каждого импульса рентгеновских лучей. Эта закономерность повторилась десять раз в одной системе нейтронных звезд, а затем еще раз во второй системе. Измеренная скорость струи оказалась близка к «скорости убегания» нейтронной звезды (примерно половину скорости света).

Дифференциальное вращение Солнца контролируется высокоширотными бароклинически нестабильными инерционными модами

Полюса Солнца вращаются с периодом около 34-х дней, средние широты — быстрее, а экваториальный регион — около 24-х дней. Гелиосейсмологи (исследования недр Солнца с помощью солнечных акустических волн) установили, что профиль вращения почти постоянен во всей зоне конвекции, слой простирается с глубины примерно 200 000 километров до видимой солнечной поверхности и является домом для сильных возмущений горячей плазмы, которые играют решающую роль в обеспечении солнечного магнетизма и активности. Стало возможным определить разницу температур на основе наблюдений за долгопериодическими колебаниями Солнца. Среди наблюдаемых мод особенно влиятельными оказались высокоширотные моды со скоростями до 70 км/ч.