XiaoMi-AI文件搜索系统
World File Search System中子星
JHEP06（2024）139
摘要：我们提出了一个新型的带有有限的baryon和Isospin化学势的QCD中的新型重型涡流相。众所周知，均质带电的PION冷凝物在有限的等音化学势下作为基态出现，因此，带有施加磁场的Abrikosov Vortex晶格出现。我们首先证明具有与常规Abrikosov涡流具有相同量化的磁通量的涡流，一旦我们考虑了对涡旋内部核心内部中性亲的调制，将由第三个同型Skyrmions捕获的Baryon数。因此，这种涡旋 - 西卡米式状态被称为Baryonic涡流。我们进一步揭示，当巴属化学电位高于临界值时，重型涡流会从带电的Pion凝结中测量负张力。这意味着在没有外部磁场的情况下自发出现此类涡旋的相位，将在高baryon密度下接管基态。这样的新相促进了QCD相图的理解，并与中子星内的磁场的产生有关。
两种风味的颜色的压力和声音速度 -
在渐近高密度下的夸克物质是由于量子染色体动力学的渐近自由而弱耦合。在这种弱耦合方向中，假设基态的块状夸克物质的块状热力学特性目前已知是部分临近到邻接到领先的阶。然而，高密度处的基态有望是一种颜色超导体，其中（至少某些）夸克的激发光谱表现出缝隙，并且对强耦合的依赖性依赖性。在这项工作中，我们计算出高密度夸克物质的热力学特性，在存在有限间隙的情况下，在耦合中，在近代领先顺序（NLO）下的温度为零。我们以两种无质量夸克风味的极限工作，这对应于对称的对称核物质，并进一步假设与夸克化学势相比，间隙很小。在这些限制中，我们发现对声音的压力和速度的NLO校正与间隙的前阶效应相当，并且进一步将两个量的数量提高到了其值以上，而不是超导夸克物质。我们还提供了声音的NLO速度的参数化，以指导高密度区域的现象学，然后我们对是否应该期望我们的发现是否扩展到与中子星相关的三质量夸克事物的情况。
慢速X射线Pulsar 4U 0114+65的周期性增生状态变化
4U 0114 + 65是由发光超级B1IA（称为V* V662 CAS）形成的高质量X射线二进制系统，也是最慢的旋转中子星（NSS）之一，自旋周期约为2.6小时。这提供了一个难得的机会来研究紧凑型物体每个单独脉冲中积聚的有趣细节。在本文中，我们分析了200 k的Chandra光栅数据，分为围绕轨道周围的9个不间断的观测值。通过轨道吸收柱的变化表明，相对于观察者，轨道倾斜约40°，并且伴随的质量损失率为〜8。6·10 - 7m⊙yr -1。NS脉冲的峰表现出较大的脉冲到脉冲变异性。其中三个显示出从更明亮的政权到较弱的发展。我们提出，该来源中康普顿冷却的效率在整个累积周期中浮动。在磁层内物质的显着耗竭后，由于沉降速度约为2倍，低于自由下落速度，因此源逐渐积累了物质，直到密度超过临界阈值。密度的这种增加触发了向更有效的康普顿冷却方案的过渡，从而导致质量增强率更高，从而导致亮度提高。
黑洞教育者指南
如果我们看不到它们，我们怎么知道它们就在那里？黑洞——顾名思义——是无法直接看到的。找到黑洞的唯一方法是寻找它对周围空间中其他物体的影响。观察气体喷流、辐射、快速旋转的物体和其他方法可用于间接探测黑洞的位置。天文学家已经通过这种方式观察到了我们自己星系中数十个黑洞的证据。研究黑洞的科学家专注于观察周围空间中其他物体如何受到影响。定位黑洞的第一种方法是观察双星系统。在这些系统中，两颗恒星相互绕行，由于恒星之间的引力，它们的运动方式通常可以预测。科学家们知道，如果他们看到一颗恒星像附近有一个巨大的物体一样移动，但没有其他恒星的迹象，那么它的隐形伴星可能就是黑洞。科学家还意识到，如果双星系统中的不可见物体是黑洞，那么它会产生巨大的引力。可见恒星的气体（或任何附近的气体和尘埃）会以极高的速度绕黑洞旋转，然后消失在黑洞中。这一过程会产生巨大的热量和 X 射线辐射，可以通过观测检测到。20 世纪 70 年代，科学家对伽马射线爆发产生了浓厚的兴趣，将其作为探测黑洞的一种方式。一种假设认为，由正常恒星和黑洞组成的双星系统在黑洞最终吞噬其伴星的所有物质时会产生伽马射线爆发。另一种被广泛接受的理论认为，黑洞或中子星碰撞时会释放伽马射线。当巨星坍缩并形成黑洞时，也可能释放伽马射线爆发
物理学硕士
Sarah Caudill，博士，路易斯安那州立大学，助理教授。专业领域：黑洞和中子星的引力波搜索、科学计算、机器学习。 Robert Fisher，（研究生项目主任），博士，加州大学伯克利分校，教授。专业领域：湍流基础物理学、科学计算、恒星形成和超新星。 Jong-Ping Hsu 博士 1969 罗彻斯特大学，校长教授。专业领域：时空对称性、量子杨-米尔斯引力、具有非积分相位因子的广义规范变换和夸克禁闭的可重整化模型 David Kagan，博士，剑桥大学，物理学专职讲师。专业领域：弦理论、量子引力、量子理论。 Christian McHugh，博士，北卡罗来纳大学教堂山分校，物理学专职讲师。专业领域：医学物理学、磁共振成像、化学交换核磁共振波谱、超极化氙。 Grant O'Rielly，博士，墨尔本大学，副教授。专业领域：中等能量光核物理、少体系统、介子光生成、基本核对称性。 Renuka Rajapakse，博士，康涅狄格大学，物理学专职讲师。专业领域：量子光学、计算物理、量子计算和原子物理。 Jay (Jianyi) Wang，（主席），博士，田纳西大学诺克斯维尔分校，教授。专业领域：电子、原子和光学过程的理论与模拟、离子-固体和离子-表面相互作用、计算物理。
Minkowski时空的重力。互动和结果...
1。简介53 6.3。引力光子 - Photon和Photon -2。线性重力场的量化54标量粒子散射91 2.1。线性近似54 6.4。在外部重力2.2中的光弯曲。GUPTA 56 FIELD 94 2.3的量化方案。补充条件58 7。将无旋转颗粒an灭为Gravitons 95 2.4。相互作用中的重力场59 8。重力 - 粒子顶点，质子 - 中子2.5。温伯格的无质量质量差异和相关问题的理论97粒子60 9.重力生殖器101 3。计算图表66 9.1的规则。静态外部4。从粒子的重力产生 - 抗颗粒重力场101歼灭70 9.2。类型7 + E -E + G 103 4.1的过程。电子 - 位置歼灭70 93。静态电磁5。〜Bremsstrahlung 74字段104 5.1。温伯格的公式〜10。同步辐射110 5.2。引力来自太阳8011。重力辐射的地面源110 5.3。中子星中的Bremsstrahung 81 11.1。引起的引力110 5.4的发射。带有引力11.2的雷神Bremsstrahlung。超辐射状态113散射82 11.3。连续产生引力5.5。带有库仑梁114散射84 11.4的Graviton Bremsstrahlung。刺激了相干的产生6。引力和重力散射的散射86重力辐射116 6.1。无旋性11.5对重力的散射。固体中的晶格振动119颗粒86 12。天体物理兴趣的结果121 6.2。中微子的重力散射88参考123
量子力学的现代方法 2E (A).pdf
二十世纪，我们看待物理世界的方式发生了两次革命：相对论和量子力学。量子力学的革命意义深远，它要求彻底修改支配所有粒子（无论是电子还是光子）行为的力学定律结构，其影响也深远，它决定了物质本身的稳定性，塑造了原子、核和粒子物理层面上的粒子相互作用，并导致了从激光和超导到中子星和黑洞辐射的宏观量子效应。此外，在二十世纪物理学的胜利中，狭义相对论和量子力学以量子场论的形式结合在一起。诸如量子电动力学之类的场论已经以极高的精度进行了测试，理论与实验之间的一致性已证实优于 9 位有效数字。应该强调的是，虽然我们对物理定律的理解在不断发展，并始终受到实验的严格审查，但迄今为止尚未发现量子力学的理论与实验之间存在确认的差异。本书适用于量子力学的高级课程。本书最有可能的读者是已经完成现代物理课程的学生，该课程包括强调波力学的量子力学简介。我没有在第二门课程中继续使用类似的方法，而是选择通过详细讨论内在自旋的物理学来介绍量子力学的基本原理。这种方法有许多显著的优势。首先，学生发现以内在自旋等“新”东西开始一门课程既有趣又令人兴奋，他们喜欢将课程与以前看到的内容联系起来。其次，自旋系统为我们提供了许多精美而又直截了当的量子力学基本结构的图示，这种结构并没有被波力学的数学所掩盖。量子力学可以通过具体的例子来呈现。我相信大多数物理学家都是通过具体的例子来学习的，然后发现很容易概括。
重力波数据分析：计算挑战...
tr框架并激励该报告，我们从现有的2G检测器科学协作的背景开始，并概述了当前使用的计算模型和方法。有关推动计算需求的科学的其他背景，请参阅3G科学案例报告。[1]高级LIGO/高级处女座协作（LVC）由位于汉福德（WA），利文斯顿（Livingston）（La）和PISA（意大利）的三个重力波（GW）干涉仪组成。在2015年9月，LVC开始了一系列高级ERA探测器运行，命名法“ O＃”。o1从2015年9月到2016年1月，以及对GWS的首次检测，该运行以检测三个二进制黑洞（BBH）合并而告终。O2从2016年12月到2017年8月底运行。 以及对许多其他BBH合并的检测，O2首次看到合并的两个中子星（BNS）。 O3始于2019年4月1日，由于Covid-19-Pandemics施加的锁定，已于2020年3月27日终止。。 进一步预计日本干涉仪Kagra将加入即将到来的O4跑步。 从数据分析计算的角度来看，从O1到O2的过渡是搜索和参数估计阶段所需的计算能力的提高。 在搜索（检测）阶段，波形模板库的大小增加以适应较大的质量。 这些分析中最多的10个计算密集型占需求的90％，其余的70个尾巴很长。O2从2016年12月到2017年8月底运行。以及对许多其他BBH合并的检测，O2首次看到合并的两个中子星（BNS）。O3始于2019年4月1日，由于Covid-19-Pandemics施加的锁定，已于2020年3月27日终止。。 进一步预计日本干涉仪Kagra将加入即将到来的O4跑步。 从数据分析计算的角度来看，从O1到O2的过渡是搜索和参数估计阶段所需的计算能力的提高。 在搜索（检测）阶段，波形模板库的大小增加以适应较大的质量。 这些分析中最多的10个计算密集型占需求的90％，其余的70个尾巴很长。O3始于2019年4月1日，由于Covid-19-Pandemics施加的锁定，已于2020年3月27日终止。进一步预计日本干涉仪Kagra将加入即将到来的O4跑步。从数据分析计算的角度来看，从O1到O2的过渡是搜索和参数估计阶段所需的计算能力的提高。在搜索（检测）阶段，波形模板库的大小增加以适应较大的质量。这些分析中最多的10个计算密集型占需求的90％，其余的70个尾巴很长。在参数估计阶段中，虽然每次运行的计算成本几乎与O1中的计算成本相同，但GW来源的数量大大增加，以及BNS合并发现所需的探索性运行数量，导致计算成本爆炸。此外，这些发现提供了一个机会，可以进行不可预见的计算密集分析，以测量哈勃 - 莱默焦点常数H0，测试GR的有效性并限制中子星体的内部物理学。在其第三次观察跑步（O3）中，Ligo-Virgo协作估计其正在进行的数据分析计算要求为7亿CPU核心小时1年，以执行80个天体物理搜索，随访活动和检测器表征活动。大多数计算都由搜索“深”的“深”搜索“深”的高吞吐量计算（HTC）组成； 10％用于生成多通间剂（电磁，中微子）随访的快速警报所需的低延迟数据分析。几乎不需要高性能并行计算，而这些仿真不包括在本评估中。在O1期间，绝大多数计算能力是由专用的Ligo-Virgo群集（无论是现场还是在大型计算中心）提供的，在O2和O3期间，越来越多地使用了外部共享计算资源。共享外部计算资源的增长促使开发了分布式计算模型，类似于大型LHC协作使用的计算模型。此外，处女座，Ligo和Kagra的合作正在加入从部分互操作的计算资源转变为完全共享的共享常见计算基础架构
在积累超临界光度的磁性中子恒星中的定量解释
上下文。磁性中子星（NSS）通常在其X射线光谱中表现出回旋谐振散射特征（CRSF）。回旋线被认为是在积聚柱中的辐射冲击中产生的。高光度NSS在回旋通线（E CRSF）和X射线光度（L X）之间显示出平滑的抗相关性。目标。已经指出，如果辐射冲击是循环基因线形成的位点，则观察到的高发光NSS中观察到的E CRSF-L X平滑抗相关与理论上预测的抗相关性与理论上的预测。电击高度与亮度近似线性增加，而偶极磁场作为距离的立方功率下降，从而意味着当亮度通过数量级的级数时，相反，与观察相反，则相反。由于没有其他候选位点可以进行回旋线形成，因此我们在辐射冲击时重新审查了与辐射冲击时的亮度的预测变化率，仔细观察所涉及的物理学。方法。我们开发了一个纯粹的分析模型，该模型描述了观察到的回旋能质心对冲击阵线高度的总体依赖性，包括相对论的增强和重力红移的影响。相对论的增强效应是由于相对于冲击的参考框架上游吸积等离子体的轻度相对论运动所致。reults。我们表明，相对论的影响明显削弱了预测的E Crsf-l x抗相关。我们发现，环形线能的能量随（a）（a）由于偶极磁场引起的冲击高度而变化。我们使用我们的模型来拟合X射线源V0332 + 53的数据，该数据表现出弱负相关，并证明该模型可以很好地拟合数据，从而减轻了观察结果和理论之间的张力。结论。可以通过增强柱沿积分柱的变化，多普勒增强的效果以及层次振动的效果，以及层次的红色速度的效果来解释，可解释了超临界吸积性方案中的弱抗相关性和X射线光度。 由于这些影响，中子恒星表面上的实际磁场可能比观察到的CRSF的天真推断值大约2个因子。可以通过增强柱沿积分柱的变化，多普勒增强的效果以及层次振动的效果，以及层次的红色速度的效果来解释，可解释了超临界吸积性方案中的弱抗相关性和X射线光度。由于这些影响，中子恒星表面上的实际磁场可能比观察到的CRSF的天真推断值大约2个因子。
![arXiv:2211.16981v2 [nucl-ex] 2023 年 6 月 7 日](/simg/e\eeb475db801c282709811fe8d5a31323d470c60e.webp)
arXiv:2211.16981v2 [nucl-ex] 2023 年 6 月 7 日
当核子被奇异数S = -1的超子（如Λ、Σ）取代时，原子核就转变为超核，从而可以研究超子-核子（Y-N）相互作用。众所周知，二体Y-N和三体Y-N-N相互作用，特别是在高重子密度下，对于理解致密恒星的内部结构至关重要[1,2]。杰斐逊实验室[3]对Λ-p弹性散射和J-PARC[4,5]对Σ−-p弹性散射进行了精确测量，最近获得了新结果，这可能有助于限制中子星内部高密度物质的状态方程。直到最近，几乎所有的超核测量都是利用轻粒子(如e、π+、K−)诱导的反应进行的[6–8]，其中从超核的光谱性质来分析饱和密度附近Y-N相互作用。利用重离子碰撞中的超核产生来研究Y-N相互作用和QCD物质的性质是过去几十年来人们感兴趣的主题[9–13]。然而，由于统计数据有限，测量主要集中在轻超核的寿命、结合能和产生产额[12，14，15]。热模型[16]和带有聚结后燃烧器的强子输运模型[17，18]计算预测在高能核碰撞中，特别是在高重子密度下，会大量产生轻超核。各向异性流动通常用于研究高能核碰撞中产生的物质的性质。由于其对早期碰撞动力学的真正敏感性 [19–22]，动量空间方位分布的傅里叶展开的一阶系数 v 1 ，也称为定向流，已对从 π 介子到轻核的许多粒子进行了分析 [23– 28]。集体流是由此类碰撞中产生的压力梯度驱动的。因此，测量超核集体性使我们能够研究高重子密度下 QCD 状态方程中的 Y - N 相互作用。在本文中，我们报告了在质心能量 √ s NN = 3 GeV Au+Au 碰撞中首次观测到 3 Λ H 和 4 Λ H 的定向流 v 1。数据由 2018 年在 RHIC 上使用固定靶 (FXT) 装置的 STAR 实验收集。能量为 3.85 GeV/u 的金束轰击厚度为 1% 相互作用长度的金靶，该靶位于 STAR 的时间投影室 (TPC) 入口处 [29]。TPC 是 STAR 的主要跟踪探测器，长 4.2 m，直径 4 m，位于沿束流方向的 0.5 T 螺线管磁场内。沿束流方向每个事件的碰撞顶点位置 V z 要求在目标位置的 ± 2 cm 范围内。