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非厄米量子自旋梯的纠缠哈密顿量和有效温度
量子纠缠不仅对于理解厄米多体系统起着至关重要的作用，而且对于非厄米量子系统的研究也具有重要的意义。在本文中，我们利用双正交基中的微扰理论，解析地研究了非厄米自旋梯的纠缠哈密顿量和纠缠能谱。具体来说，我们研究了耦合的非厄米量子自旋链之间的纠缠特性。在强耦合极限（J rung ≫ 1）下，一阶微扰理论表明，纠缠哈密顿量与具有重整化耦合强度的单链哈密顿量非常相似，从而可以定义一个临时温度。我们的研究结果为非厄米系统中的量子纠缠提供了新的见解，并为开发研究非厄米量子多体系统中有限温度特性的新方法奠定了基础。
量子限制位置检测与放大
使用标准线性响应关系，我们得出了对通用线性响应检测器的灵敏度的量子限制，以及通用线性放大器的噪声温度。特别强调检测器的有效温度和阻尼效应；前者的数量直接确定检测器的无效功率增益。与洞穴开创性工作中使用的方法不同[物理学。修订版d 26 1817（1982）]，线性响应方法直接涉及检测器的噪声特性，并允许人们得出简单的必要条件，以达到量子极限。我们的结果与纳米机电系统的最新实验具有直接相关性，并补充了特定介绍位置检测器的最新理论研究。
信息理论和统计力学
忽略了许多仅在工程创新领域内的实践细节（我们对此我们高度重视），我们已经表明，量子力学amplihers的限制敏感性是通过易于实现的限制，可以通过电子机械机械噪声噪声功率密度以易于实现的极限。此噪声功率密度是通过有效温度来参数给出的。在阴性和正温度之间的基本差异和巨大差异是由该功能所示的，因为随着T接近-0，此函数接近（ - HV），并且随着T接近+0，此函数接近0。这意味着在HV（kt。。。基本上可以表示噪声6gure表示量子温度和源温度的比率。随着平等符号的逆转，噪声6 g含量很大。对于1厘米辐射，此转折点为1。5'k。在任何频率下，我们可以说量子机械放大器的限制温度灵敏度本质上是HV/K。
反铁磁体超快激发下的稳健磁序
自从 Beaurepaire 等人发现超快退磁以来 [1]，大量研究应用三温度模型 (3TM) 的变体来描述实验性超快磁化动力学。 [2–10] 通过引入瞬态电子、晶格和自旋自由度的有效温度（见图 1 d），3TM 使用三个耦合的微分方程来描述子系统之间的相互能量传递，为定量分析超快磁化动力学提供了一种直观的现象学方法。微观三温度模型 (M3TM) 改进了 3TM，通过 Elliott-Yafet 自旋翻转散射用磁化强度代替现象学自旋温度，考虑超快磁化动力学中的动量守恒。 [2] 此类公式与 Landau-Lifshitz-Bloch (LLB) 方程有关，其中与电子的耦合细节
Phys-633：恒星天体物理学简介
While the atmosphere consists of only a tiny fraction of the overall stellar radius and mass (respectively about 10 − 3 and 10 − 12 ), it represents a crucial boundary layer between the dense interior and the near vacuum outside, from which the light we see is released, imprint- ing it with detailed spectral signatures that, if properly interpreted in terms of the physics principles coupling gas and radiation, provides essential information on stellar 特性。尤其是，光谱线的身份，优势和形状（或轮廓）包含具有大气实际状态的重要线索，例如化学成分，电离状态，有效温度，表面重力，旋转速率。但是，必须根据详细的模型气氛正确解释这些这些，该模型气氛适当地说明了基本的物理过程，即：原子的激发和电离；辐射的相关吸收，散射和发射及其对光子能量或频率的依赖；最后，这如何导致发射通量与频率的这种复杂变化，从而使观察到的光谱构成了特征。这种模型大气的解释恒星光谱构成了推断质量，半径和光度等基本恒星特性的基础。
![arXiv:2207.09272v1 [quant-ph] 2022 年 7 月 19 日](/simg/g:\will\search\icon\source\1\16313b8bb3429bb9f3c4a48c5512d6d454f255a5.webp)
arXiv:2207.09272v1 [quant-ph] 2022 年 7 月 19 日
热机通常通过与不同（正）温度的热浴交换热量来运行。然而，非热浴可能会显著提高性能。我们在这里通过实验分析了单原子量子奥托发动机的功率输出，该发动机是在单个铯原子的准自旋态与原子铷浴相互作用时实现的。通过测量准自旋态的时间分辨布居，我们确定了发动机有效自旋温度和量子涨落循环过程中的动态，并借助香农熵对其进行了量化。我们发现，在负温度范围内功率会增强，并且在最大熵的一半时达到最大值。从定量上讲，与在正温度下运行相比，在负有效温度下运行我们的发动机可将功率提高高达 30%，甚至在无限温度下也是如此。同时，进入负温度区可以将熵降低到接近零的值，从而在高功率输出下提供高度稳定的运行。此外，我们通过改变工作介质的能级数，以数值方式研究了希尔伯特空间的大小对量子引擎性能的影响。我们的工作为高功率和高效单原子量子引擎运行中的波动控制铺平了道路。
用于监测开放空间办公室室内气候参数的物联网解决方案
摘要。尽管有许多高性能 BMS（楼宇管理系统）可以监测室内气候参数，但数据访问、传感器定位和其他方面可能无法控制。另一方面，随着越来越多的设备和传感器连接到云端，物联网（IoT）正在呈指数级增长。因此，开发了一种用于室内气候参数的传感器监测解决方案。所提出的解决方案并不昂贵，它基于配备温度、湿度和压力传感器的 Raspberry Pi 板。开发的应用程序读取传感器检测到的值，处理日期，然后将信息传输到 IoT ThingSpeak 平台。大面积是开放式办公室的特点，因此辐射墙的影响很小，并且有效温度可以近似为空气温度。这种类型的建筑由空调系统调节，因此这种室内环境中的空气速度通常较低，可以通过设计进行近似。因此，使用开发的解决方案读取的数据可以近似热舒适参数。如果发现数值不充分，可以派团队到现场进行复杂而精确的测量。为了实现这一目标，开发了 PMV 计算器软件。其有效性根据欧洲标准 ISO 7730 进行测试。之后，将 PMV 计算机与从传感器读取的数据一起使用。从传感器读取的数据和新计算的 PMV 都会发送到 ThingSpeak IoT 平台。
真正的木星-土星类似物的第一张图像和光谱
摘要 我们计划使用 NIRSpec 积分场单元 (IFU) 拍摄真正的太阳系气态巨行星类似物、标志性的 eps Eridani b 的第一张图像和光谱。Eps Eri b 是一颗已知的径向速度行星，围绕附近的类太阳恒星 (K2V) 运行，轨道距离约为 3.5 au（周期为 7.3 年），其动态质量介于土星和木星之间（0.57-0.78 MJup），这意味着它可以直接与太阳系气态巨行星进行比较。这颗青少年（4 亿至 8 亿年）亚木星是独一无二的，因为就半长轴、质量和年龄而言，它位于凌日和直接成像的系外行星之间。到目前为止，该参数空间区域无法进行光谱表征。此外，第 3 周期是观察该行星的最佳时间，因为它处于最远的投影分离状态，这种情况每 4 年才发生一次。我们将针对这颗冷亚木星的峰值通量（~140-215 K）获得 3-5 微米的 R~2,700 光谱，并首次测量其亮度、有效温度和成分（C/H、O/H、N/S）。由于第 1 周期数据证明 NIRSpec IFU 可以达到优于 JWST 日冕仪的对比度（35 分钟内 1'' 处 1e-6），因此可以直接探测到 eps Eri b。观察描述我们建议使用 NIRSpec 积分场单元（IFU；G395H/F290LP；2.87 - 5.27 微米）拍摄 eps Eridani b 的第一张图像和高分辨率光谱（R=2,700）。
加热器大小对具有强烈局部加热
强制对流沸腾是一种有效的冷却技术，用于热载应用中的温度管理。由于对计算能力的不断增长的需求，微电子的快速发展在科学家和工程师面前设定了有效的微处理器的有效温度控制的任务[1，2]。此类应用的三维集成微处理器中的体积热通量已经达到10 kW/m 3 [2]，并且此类处理器中的热通量分布可能非常不平衡。除此之外，已经开发了基于GAN晶体管的新一代电力电子产品，它具有高密度能量转换所需的特征，这将需要密集的冷却，[3]。在通道和微型通道中沸腾的流量已经积极研究[4-5]。例如，在[6]中，研究了具有均匀加热壁的微通道中的纵横比的影响，作者发现该比率对传热系数有很大的影响。在[7]中，研究了硅微通道水槽中的饱和水的饱和水，并研究了微通道的持续液压直径和不同的长宽比。已发现纵横比对传热特征有很大影响。然而，墙壁过热的关键问题，流动的固有不稳定以及在常规连续平行的微通道中的关键热通量值低，为在具有高热量磁通量的设备中实际应用的微通道散热器实际应用带来了严重的问题，[8]。在[9]中，研究了通道高度对传热的影响和具有不均匀加热（流量宽度大于加热器宽度）的平坦微型通道中的临界热通量。然而，尽管加热器与通道宽度之比的影响尚不清楚，尽管它可能对微型和微通道的沸腾传热效率产生重大影响。
IACOB项目
上下文。蓝色超级巨人（BSG）是理解大型恒星演变的关键对象，在星系的演化中起着至关重要的作用。然而，理论预测与经验观察之间的差异已经打开了尚未回答的重要问题。研究这些物体具有统计学意义和公正的样本可以帮助改善情况。目标。我们对IACOB光谱数据库的大量银河发光蓝星（其中大多数是BSG）进行了均匀且全面的定量光谱分析，从而提供了重要的参数，以改进和改善理论进化模型。方法。我们使用IACOB-BROAD得出了投影的旋转速度（V SIN I）和大型膨出（V MAC），这与傅立叶变换和线条型拟合技术相结合。我们将高质量的光谱与使用F astwind代码计算的大规模恒星大气的最新模拟进行了比较。这种比较使我们得出有效温度（T e FF），表面重力（log g），微扰动（ξ），硅和氦气的表面丰度，并通过风能强度参数（log Q）评估恒星风的相关性。结果。，我们为迄今为止迄今为止的最大的银河发光O9样品提供了上述量的上述量的估计和相关的不确定性，该样品由光谱分析，包括527个目标。我们发现，在T eff≈21kk处的恒星相对数量明显下降，与低于该温度的快速旋转恒星的稀缺相吻合。我们推测此特征（大致相结合到B2光谱类型）可能大致描绘了在15至85 m⊙之间的质量范围内经验终端时代主序列的位置。通过研究O恒星和BSG的V SIN I分布的主要特征作为T E FF的函数，我们提出，将角动量从恒星芯到表面运输的有效机制可能沿高质量结构域中的主要序列运行。我们发现ξ，v MAC和光谱光度L（定义为T 4 E FF / g）之间的相关性。我们还发现，样品中不超过20％的恒星具有清晰的氦气，并表明该特定子样本的起源可能是二元进化。我们没有发现在风强度区域朝向较低的情况下，风强度增加的明确经验证据。