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“딥페이크”는 실제처럼 보이지만 AI를 사용하여 생성되거나 변경된 비디오, 사진, 이미지 또는 오디오 파일입니다.

“우리 연구는 이러한 딥페이크 엑스레이가 가장 고도로 훈련된 의료 영상 전문가인 방사선 전문의를 속일 수 있을 만큼 현실적이라는 것을 보여줍니다. AI 생성 이미지가 존재한다는 것을 알고 있었음에도 불구하고 말입니다.”라고 뉴욕 마운트 시나이 의과대학의 박사후 연구원인 Mickael Tordjman 박사는 말했습니다. “예를 들어 조작된 골절이 실제 골절과 구별할 수 없는 경우 이는 사기 소송에 대한 높은 위험 취약성을 만듭니다. 또한 해커가 병원 네트워크에 액세스하여 합성 이미지를 주입하여 환자 진단을 조작하거나 디지털 의료 기록의 근본적인 신뢰성을 약화시켜 광범위한 임상 혼란을 야기하는 경우 상당한 사이버 보안 위험이 있습니다.”

연구 세부 사항 및 이미지 테스트

연구에는 6개국(미국, 프랑스, ​​독일, 터키, 영국, 아랍에미리트) 12개 기관의 방사선 전문의 17명이 포함되었습니다. 이들의 경험은 초보자부터 실무 경력이 최대 40년인 전문가까지 다양했습니다. 이 연구에서는 총 264개의 X선 이미지를 검사했으며, 실제 스캔과 AI 생성 이미지를 균등하게 분할했습니다.

참가자들은 겹치지 않는 두 개의 개별 이미지 세트를 검토했습니다. 한 세트에는 실제 이미지와 신체의 여러 부분에서 ChatGPT로 생성된 엑스레이가 혼합되어 있습니다. 두 번째 세트는 흉부 엑스레이에 초점을 맞췄습니다. 절반은 실제이고 나머지 절반은 Stanford Medicine 연구원이 개발한 오픈 소스 생성 AI 확산 모델인 RoentGen을 사용하여 생성되었습니다.

방사선 전문의와 AI를 위한 감지 정확도

방사선 전문의에게 가짜 이미지가 포함되어 있다는 사실을 알리지 않았을 때 기술적 품질을 평가한 후 AI가 생성한 엑스레이를 인식한 비율은 41%에 불과했습니다. 합성 이미지가 존재한다는 사실을 알게 된 후, 진짜와 가짜를 구별하는 평균 정확도는 75%로 증가했습니다.

성과는 개인마다 매우 다양했습니다. 방사선 전문의는 ChatGPT에서 생성된 이미지의 58%~92%를 정확하게 식별했습니다. AI 시스템도 비슷한 한계를 보였다. 4개의 다중 모드 LLM(GPT-4o(OpenAI), GPT-5(OpenAI), Gemini 2.5 Pro(Google) 및 Llama 4 Maverick(Meta))은 57%~85% 범위의 정확도를 달성했습니다. 딥페이크 이미지를 생성하는 데 사용된 ChatGPT-4o도 다른 모델보다 성능이 좋았지만 모두 감지하지는 못했습니다.

RoentGen이 생성한 흉부 엑스레이의 경우 방사선 전문의는 62%~78%의 정확도를 달성한 반면, AI 모델은 52%~89%의 정확도를 달성했습니다.

경험이 탐지를 보장하지 않음

이 연구에서는 방사선 전문의의 수년간의 경험과 가짜 엑스레이를 식별하는 능력 사이에 연관성이 없음을 발견했습니다. 그러나 근골격계 방사선 전문의는 다른 하위 전문의보다 훨씬 더 나은 성과를 거두었습니다.

Deepfake X-Ray의 시각적 단서

연구자들은 합성 이미지에 나타날 수 있는 몇 가지 패턴을 식별했습니다.

Tordjman 박사는 “딥페이크 의료 이미지는 종종 너무 완벽해 보입니다.”라고 말했습니다. “뼈는 지나치게 매끄러우며, 척추는 부자연스러울 정도로 똑바르고, 폐는 지나치게 대칭적이며, 혈관 패턴은 지나치게 균일하며, 골절은 비정상적으로 깨끗하고 일정하게 나타나며 종종 뼈의 한쪽에만 국한됩니다.”

의료 영상의 위험 및 보호 장치

결과는 딥페이크 엑스레이가 오용될 경우 심각한 위험을 강조합니다. 조작된 이미지는 법적 소송에 사용되거나 병원 시스템에 삽입되어 진단에 영향을 주고 치료를 방해할 수 있습니다.

이러한 위협을 줄이기 위해 연구원들은 더 강력한 디지털 보호를 권장합니다. 여기에는 이미지에 직접 삽입된 보이지 않는 워터마크와 이미지 캡처 시 기술자에게 연결된 암호화 서명이 포함되어 진위 여부를 확인하는 데 도움이 됩니다.

의료 영상 분야 AI의 미래

Tordjman 박사는 “우리는 잠재적으로 빙산의 일각만을 보고 있습니다.”라고 말했습니다. “이 진화의 논리적인 다음 단계는 CT 및 MRI와 같은 합성 3D 이미지의 AI 생성입니다. 이제 교육 데이터 세트 및 감지 도구를 구축하는 것이 중요합니다.”

교육과 인식을 지원하기 위해 연구원들은 교육 목적의 대화형 퀴즈가 포함된 엄선된 딥페이크 데이터세트를 출시했습니다.

연구 결과는 왕립천문학회 월간 공지헐리우드 영화에서 상상했던 임무를 그대로 재현 프로젝트 헤일 메리. 그 이야기에서 라이언 고슬링의 캐릭터는 지구를 구할 방법을 찾기 위해 머나먼 별계로 여행을 떠나는 도중에 Rocky라는 이름의 존재와 Astrophage 및 Taumoeba와 같은 가상의 미생물을 포함한 외계 생명체를 만나게 됩니다.

거주 가능 구역 행성 및 액체 수분 잠재력

코넬 대학교 칼 세이건 연구소 소장인 리사 칼테네거(Lisa Kaltenegger) 교수가 학부생 팀과 함께 연구를 주도했습니다. 그들은 유럽 우주국의 Gaia 임무와 NASA 외계행성 기록 보관소의 새로운 데이터를 분석하여 “거주 가능 구역”에 위치한 행성을 식별했습니다.

별 주변의 이 지역은 너무 뜨겁지도 너무 차갑지도 않기 때문에 행성 표면에 액체 상태의 물이 존재할 가능성이 더 높습니다. 물은 우리가 알고 있는 생명체에 필수적이기 때문에 이 구역의 행성이 최고의 후보로 간주됩니다.

‘거주 가능성의 한계 조사: 거주 가능 구역에 있는 암석 외계 행성 목록’이라는 제목의 이 연구에서는 지구와 유사한 수준의 항성 에너지를 받는 행성도 강조합니다.

Kaltenegger 교수는 “프로젝트 Hail Mary가 너무나 아름답게 설명하듯이, 생명체는 현재 우리가 상상하는 것보다 훨씬 더 다양할 수 있습니다. 따라서 알려진 6,000개의 외계 행성 중 어느 것이 Astrophage 및 Taumoeba 또는 Rocky와 같은 외계 생명체를 수용할 가능성이 가장 높은지 알아내는 것이 비단 Ryan Gosling뿐만 아니라 매우 중요하다는 것을 증명할 수 있습니다”라고 Kaltenegger 교수는 말했습니다.

“우리 논문은 ‘성모님 만세’ 우주선을 만든 적이 있다면 생명을 찾기 위해 어디로 여행해야 하는지를 보여줍니다.”

45개 바위 세계가 주요 목표로 확인됨

연구팀은 잠재적으로 생명체가 존재할 수 있는 거주 가능 구역 내에서 45개의 암석 행성을 식별했습니다. 그들은 또한 행성이 거주할 수 없게 되기 전에 얼마나 많은 열을 견딜 수 있는지에 대한 더 엄격한 가정을 기반으로 보다 제한적인 3D 거주 가능 구역 내에 추가로 24개의 행성을 강조했습니다.

이들 중에는 프록시마 센타우리 b, TRAPPIST-1f, 케플러 186f와 같이 잘 알려진 외계 행성과 TOI-715 b와 같이 덜 알려진 후보가 있습니다.

가장 흥미로운 목표로는 지구에서 약 40광년 떨어진 TRAPPIST-1 시스템 행성 d, e, f, g와 48광년 떨어진 LHS 1140 b가 있습니다. 이들 세계가 액체 상태의 물을 유지할 수 있는지 여부는 부분적으로 대기를 유지하는 능력에 달려 있습니다.

지구와 같은 에너지와 유망한 인근 세계

몇몇 행성은 지구가 태양으로부터 얻는 것과 비슷한 수준의 별빛을 받습니다. 여기에는 통과하는 행성 TRAPPIST-1 e, TOI-715 b, Kepler-1652 b, Kepler-442 b 및 Kepler-1544 b가 포함되며 Proxima Centauri b, GJ 1061 d, GJ 1002 b 및 Wolf 1069 b와 같은 행성은 호스트 별에서 유도되는 운동을 통해 감지됩니다.

또한 연구원들은 거주 가능성의 한계가 어디에 있는지 더 잘 이해하기 위해 거주 가능 구역의 내부 및 외부 가장자리 근처에 위치한 행성을 선택했습니다. 거주 가능 구역의 개념은 1970년대부터 연구되어 왔지만 새로운 관측을 통해 현재의 이론을 개선하거나 심지어 재구성할 수도 있다고 Kaltenegger 교수는 설명했습니다.

행성 거주 가능성의 한계 테스트

일부 외계 행성은 매우 타원형 궤도를 따르며, 이는 별에서 받는 열의 양이 시간이 지남에 따라 크게 변한다는 것을 의미합니다. 이러한 세계를 연구하면 행성이 거주 가능 구역 내에 지속적으로 머물러야 하는지, 아니면 생명에 적합한 조건을 유지하면서 들어오고 나갈 수 있는지 여부가 밝혀질 수 있습니다.

Wolf 1061c 및 GJ 1061c와 함께 K2-239 d, TOI-700e 및 K2-3d와 같은 행성은 과학자들이 거주 가능성의 내부 경계를 연구하는 데 도움이 될 수 있습니다. 한편 TRAPPIST-1g, Kepler-441b 및 GJ 102는 거주 가능 구역의 추운 바깥 가장자리에 대한 통찰력을 제공합니다.

현재 샌프란시스코 주립대학 대학원생인 Gillis Lowry는 “무엇이 생명을 가질 가능성을 높이는지 말하기는 어렵지만 어디를 볼 것인지 식별하는 것이 첫 번째 핵심 단계입니다. 따라서 우리 프로젝트의 목표는 ‘관찰을 위한 최고의 대상이 여기에 있다’고 말하는 것이었습니다”라고 말했습니다.

동료 연구원이자 현재 이탈리아 파도바 대학교 대학원생인 루카스 로렌스(Lucas Lawrence)는 “우리는 다른 과학자들이 효과적으로 검색할 수 있는 무언가를 만들고 싶었고 우리가 더 조사하고 싶은 세계에 대한 새로운 것을 계속 발견했습니다”라고 말했습니다.

망원경을 사용하여 외계 대기 검색

공동 저자인 코넬 대학의 Abigail Bohl은 지구, 금성, 화성이 거주 가능성을 이해하는 데 유용한 벤치마크를 제공한다고 강조했습니다.

“우리는 지구가 거주 가능하다는 것을 알고 있지만 금성과 화성은 그렇지 않습니다. 우리는 태양계를 참고 자료로 사용하여 금성과 화성 사이에 있는 항성 에너지를 받는 외계 행성을 검색할 수 있습니다.

“이 행성들을 관찰하면 언제 거주 가능성이 상실되는지, 얼마나 많은 에너지가 너무 많은지, 어떤 행성이 거주 가능하게 남아 있는지 또는 전혀 거주할 수 없는지 이해하는 데 도움이 될 수 있습니다.

“동일한 아이디어가 편심 행성에도 적용됩니다. 행성이 표면의 물과 거주 가능한 조건을 유지하면서 얼마나 많은 궤도 이심률을 가질 수 있습니까?

“우리는 행성이 거주 가능하고 유지되기 위해 무엇이 필요한지에 대한 이해를 테스트하기 위해 거주 가능 구역의 내부 및 외부 가장자리와 가장 높은 이심률을 가진 행성을 식별했습니다. 또한 JWST(James Webb Space Telescope) 및 기타 망원경으로 가장 관측 가능한 표적을 식별했습니다.”

또한 팀은 생명의 징후를 탐지할 가능성을 높이기 위해 다양한 행성을 관찰 방법과 연결했습니다.

미래 망원경과 생명 탐색

이 엄선된 목록은 JWST, 낸시 그레이스 로마 우주 망원경(2027년 발사 예정), 초거대 망원경(2029년 첫 번째 빛을 볼 예정), 거주 가능한 세계 관측소(2040년대 발사 예정) 및 제안된 외계 행성용 대형 간섭계(LIFE) 프로젝트를 포함하여 현재 및 미래의 관측소를 사용하는 천문학자들을 안내할 것입니다.

Lowry에 따르면 이러한 작은 행성을 관찰하는 것은 대기가 있는지 확인하고 거주 가능성 모델을 개선하는 데 필수적입니다.

그녀는 지구와 같은 방사선을 받는 10개 행성에 대한 초기 분석에서 이미 단기 연구를 위한 두 가지 강력한 후보인 TRAPPIST-1 e와 TOI-715 b를 확인했다고 언급했습니다.

TRAPPIST-1 시스템은 코넬 천문학자 Nikole Lewis가 이끄는 JWST 관측의 주요 초점입니다. TRAPPIST-1과 TOI-715 b는 모두 작은 붉은 별의 궤도를 돌기 때문에 지구 크기의 행성을 더 쉽게 감지하고 연구할 수 있습니다.

논문에서 확인된 잠재적으로 거주 가능한 외계 행성 45개의 전체 목록

1. GJ 1002b
2. GJ 1002c
3. GJ 1061c
4. GJ 1061d
5. GJ 251c
6. GJ 273b
7. GJ 3323b
8. GJ 667Cc
9. GJ 667 Ce
10. GJ 667Cp
11. GJ 682b
12. K2-239d
13. K2-288 비비
14. K2-3d
15. K2-72e
16. 케플러-1229 b
17. 케플러-1410b
18. 케플러-1544b
19. 케플러-1606b
20. 케플러-1649c
21. 케플러-1652b
22. 케플러-186f
23. 케플러-296e
24. 케플러-296f
25. 케플러-441b
26. 케플러-442b
27. 케플러-452b
28. 케플러-62e
29. 케플러-62f
30. 패 98-59프
31. LHS 1140b
32. LP 890-9c
33. 프록시마 센타우리b
34. 로스 508b
35. TOI-1266d
36. TOI-700d
37. TOI-700e
38. TOI-715b
39. 트라피스트-1d
40. 트라피스트-1e
41. 트라피스트-1f
42. 트라피스트-1g
43. 티가든의 스타 c
44. 울프 1061c
45. 울프 1069b

감마 카시오페아과(Gamma Cassiopeiae)가 특이한 이유

γ 카시오페이아는 Be형 별로 분류된 최초의 별이며, 1866년 이탈리아 천문학자 안젤로 세키(Angelo Secchi)에 의해 확인되었습니다. 이 거대한 별은 빠르게 회전하며 규칙적으로 물질을 우주로 방출합니다. 그 물질은 별 주위에 원반을 형성하며, 이는 광학 스펙트럼의 특정 특징을 통해 감지될 수 있습니다.

1976년에 과학자들은 γ Cas가 유사한 별보다 약 40배 더 강한 X선을 방출한다는 것을 깨달았습니다. 책임이 있는 플라즈마는 1억도 이상의 온도에 도달하고 빠르게 변화합니다. 이후 20년 동안 우주 관측소에서는 현재 ‘γ Cas 유사체’로 알려진 비슷한 행동을 보이는 약 20개의 별을 발견했습니다. 리에주 대학교의 천문학자들은 이러한 물체의 절반 이상을 식별하는 데 중요한 역할을 했습니다.

X선 방출에 대한 경쟁 이론

ULiège의 천문학자인 Yaël Nazé는 “이 방출을 설명하기 위해 여러 가지 시나리오가 제안되었습니다.”라고 설명합니다. “그 중 하나는 Be 별 표면과 그 원반 사이의 국지적인 자기 재결합과 관련이 있습니다. 다른 사람들은 엑스선이 외부 층이 벗겨진 별, 중성자 별, 또는 응집하는 백색 왜성 등 동반자와 연결될 것을 제안했습니다.”

연구자들은 관측 결과가 이론적 예측과 일치하지 않았기 때문에 벗겨진 별과 중성자 별을 이미 배제했습니다. 이는 두 가지 가능성을 남겼습니다. 별 근처의 자기 활동 또는 근처의 백색 왜성이 물질을 끌어당기는 것입니다. 최근까지는 이들을 구별할 수 있는 명확한 방법이 없었습니다.

XRISM 데이터는 X선 소스를 추적합니다.

미스터리를 해결하기 위해 팀은 고에너지 천체 물리학을 변화시키고 있는 XRISM에 탑재된 고정밀 미세 열량계인 Resolve를 사용하여 일련의 관찰을 수행했습니다. 데이터는 2024년 12월, 2025년 2월, 2025년 6월에 수집되었으며, 이는 시스템의 전체 203일 궤도를 포괄합니다.

“스펙트럼은 Be 별의 궤도 운동이 아닌 백색 왜성의 궤도 운동을 따라 세 관측 사이의 고온 플라즈마 변화 속도를 보여주었습니다.”라고 연구원은 계속합니다. “이러한 변화는 높은 통계적 신뢰성으로 측정되었습니다. 사실 이는 X선을 발생시키는 초고온 플라즈마가 Be 별 자체가 아닌 소형 동반성과 연관되어 있다는 최초의 직접적인 증거입니다.”

자기 백색 왜성에 대한 증거

측정은 또한 백색 왜성의 본질에 대한 통찰력을 제공합니다. 스펙트럼 특징은 비자성 백색 왜성을 배제하는 적당한 폭(약 200km/s)을 가지고 있습니다. 이 시나리오에서는 재료가 디스크의 빠르게 회전하는 내부 영역을 통해 안쪽으로 떨어지면서 훨씬 더 넓은 신호를 생성합니다. 대신 결과는 디스크가 잘리고 자기장이 들어오는 물질을 극쪽으로 향하게 하는 자성 백색 왜성을 나타냅니다(그림 참조).

새로운 종류의 쌍성별 확인

이러한 발견은 γ Cas와 유사한 별들이 오랫동안 예측되었지만 명확하게 관찰된 적이 없는 Be + 백색 왜성 쌍성계 클래스에 속한다는 것을 보여줍니다. ULiège의 연구원들은 또한 이 그룹의 두 가지 주요 특성을 확인했습니다. 주로 거대한 Be 별을 포함하며 그 중 약 10%를 차지합니다. 그러나 이론적 모델은 더 많은 인구가 있을 것으로 예상했으며 질량이 낮은 Be 별과 더 강한 연관성을 제안했습니다.

“이러한 불일치는 특히 구성 요소 간의 질량 전달 효율성과 관련하여 이진 진화 모델의 수정을 시사합니다. 이는 최근 여러 독립적인 연구의 결론과 일치합니다. 따라서 이 미스터리를 해결하면 앞으로 수년 동안 새로운 연구의 길이 열릴 것입니다! 이진 시스템의 진화를 이해하는 것은 예를 들어 중력파를 이해하는 데 중요합니다. 실제로 수명이 다할 때 이를 방출하는 거대한 이진이기 때문입니다.”라고 Yaël Nazé는 결론지었습니다.

오늘 발표된 연구는 자연 천문학먼 은하가 어떻게 발달하는지 연구하는 새로운 방법을 소개하고 “은하외 고고학”으로 알려진 새로운 분야를 확립합니다.

주저자이자 하버드 교수이자 천체물리학 센터 소장인 리사 큐리(Lisa Kewley)는 “화학적 고고학 방법이 우리 은하계 외부에서 이처럼 세밀한 부분까지 사용된 것은 이번이 처음”이라고 말했습니다. “우리는 우리가 어떻게 여기에 왔는지 알고 싶습니다. 우리 은하수는 어떻게 형성되었으며, 우리가 지금 호흡하고 있는 산소를 어떻게 호흡하게 되었습니까?”

화학적 단서로 NGC 1365 매핑

연구를 수행하기 위해 연구자들은 Las Campanas Observatory의 Irénée du Pont 망원경으로 수집한 TYPHOON 조사의 관측 결과를 사용했습니다. 그들은 넓은 원반이 지구를 향하고 있어 선명한 시야를 제공하는 인근 나선 은하인 NGC 1365에 초점을 맞췄습니다. 이를 통해 과학자들은 별이 활발하게 형성되고 있는 개별 지역을 확대하고 분석할 수 있었습니다.

젊고 뜨거운 별은 강렬한 자외선 복사를 방출하여 근처 가스에 에너지를 공급한다고 Kewley는 설명합니다. 이런 일이 발생하면 산소와 같은 원소는 측정할 수 있는 뚜렷하고 좁은 광선을 생성합니다.

천문학자들은 이미 은하 중심에는 산소와 같은 무거운 원소가 더 풍부한 경향이 있는 반면, 외부 지역에는 더 적은 원소가 포함되어 있다는 것을 알고 있습니다. 이러한 패턴은 별이 초신성으로 형성되고 폭발한 시기와 장소, 가스가 은하계 안팎으로 이동한 방식, 과거 다른 은하계와의 상호 작용 등 여러 과정에 의해 형성됩니다.

120억년에 걸친 은하 진화 추적

NGC 1365 전체에서 산소 수준이 어떻게 달라지는지 매핑하고 이러한 관찰 내용을 Illustris 프로젝트의 고급 시뮬레이션과 비교함으로써 팀은 은하계가 120억 년 동안 어떻게 발전했는지 재구성했습니다. 이러한 시뮬레이션은 빅뱅 직후부터 오늘날까지의 가스 이동, 별 형성, 블랙홀 활동 및 화학적 변화를 추적합니다.

연구자들은 약 20,000개의 시뮬레이션 은하를 조사하여 NGC 1365와 밀접하게 일치하는 은하를 식별했습니다. 이 비교를 통해 그들은 은하의 성장과 합병의 역사를 종합할 수 있었습니다.

그들의 발견은 중앙 지역이 일찍 형성되어 빠르게 산소가 풍부해졌음을 나타냅니다. 대조적으로, 외부 지역은 더 작은 왜소은하와의 반복적인 합병을 통해 점차적으로 수십억 년에 걸쳐 형성되었습니다. 외부 나선 팔은 더 최근에 형성되었을 가능성이 높으며 이러한 상호 작용 중에 가져온 가스와 별에 의해 연료가 공급되었습니다.

하버드 천체 물리학과의 Mallinckrodt 교수이자 CfA 천문학자인 Lars Hernquist는 “우리의 시뮬레이션이 다른 은하계의 데이터와 매우 밀접하게 일치하는 것을 보는 것은 매우 흥미롭습니다.”라고 말했습니다. “이 연구는 우리가 컴퓨터에서 모델링한 천문학적 과정이 수십억 년에 걸쳐 NGC 1365와 같은 은하를 형성하고 있음을 보여줍니다.”

은하 형성을 이해하기 위한 새로운 도구

전반적으로, 결과는 NGC 1365가 상대적으로 작은 은하로 시작하여 더 작은 이웃 은하와의 다중 합병을 통해 점차적으로 거대한 나선 은하로 성장했다는 것을 시사합니다.

Kewley는 이 연구가 은하계 가스의 화학적 특징을 사용하여 과거를 밝혀내고 은하외 고고학을 강력하고 새로운 접근 방식으로 확립하는 방법을 강조한다고 말합니다.

“이 연구는 이론의 직접적인 도움을 받아 관찰 결과를 생성할 수 있는 방법을 정말 잘 보여줍니다.”라고 그녀는 말했습니다. “저는 이것이 이론가이자 관찰자로서 우리가 함께 일하는 방식에도 영향을 미칠 것이라고 생각합니다. 왜냐하면 이 프로젝트는 50%는 이론이고 50%는 관찰이었고, 다른 하나 없이는 둘 중 하나를 수행할 수 없었기 때문입니다. 이러한 결론에 도달하려면 둘 다 필요합니다.”

이것이 은하수에 미치는 영향

은하수와 유사점을 공유하는 NGC 1365와 같은 은하를 연구하면 천문학자들은 우리 은하의 역사가 전형적인지 아니면 특이한지를 판단하고 은하가 진화하면서 취할 수 있는 다양한 경로를 더 잘 이해하는 데 도움이 될 수 있습니다.

“나선은하들은 모두 비슷한 방식으로 형성되나요?” 큐리가 물었다. “그 형성 사이에 차이가 있습니까? 현재 산소는 어디에 분포되어 있습니까? 우리 은하계는 어떤 면에서 다르거나 독특한가요? 이것이 우리가 대답하고 싶은 질문입니다.”

에 발표된 연구 고급 포토닉스 는 재료 자체가 아닌 그 아래 공간을 변형하여 이러한 한계를 극복하는 새로운 전략을 제시합니다. 이 접근 방식에서는 WS의 단일 계층₂ 텔루르화 비스무트(Bi₂그만큼₃). 이러한 작은 공극은 발광 및 비선형 광학 신호를 크게 향상시킵니다. 또한 국소화된 광학 모드를 직접 관찰할 수 있어 매우 작은 규모에서 빛이 어떻게 작용하는지에 대한 새로운 통찰력을 제공합니다.

빈 공간을 빛 공진기로 바꾸는 방법

전통적인 유전체 나노공진기는 실리콘과 같은 고체 물질 내부에 빛을 가두어 놓습니다. 많은 경우에 효과적이지만 이 디자인은 원자적으로 얇은 재료가 있는 표면에서 가장 강한 광학장을 멀리 유지합니다. 또한 재료가 빛을 흡수하면 효율성이 떨어지게 되어 공명이 약화되고 전계 강도가 감소합니다.

미에 공허는 다르게 작동합니다. 그들은 고체 내부에 빛을 가두는 대신 굴절률이 매우 높은 물질에 에칭된 파장 이하의 공기 구멍 내에 빛을 가두었습니다. 공기-유전체 경계에서의 강한 반사로 인해 빛이 캐비티 내부에서 순환하게 됩니다. 결과적으로 광학 장은 공기 영역과 상단 표면 근처에 집중됩니다.₂ 레이어가 위치하고 있습니다.

이러한 “역전된” 감금 접근 방식은 여러 가지 이점을 제공합니다. 향상된 자기장은 표면 재료에 직접 접근할 수 있고, 공진 파장은 공동 모양을 조정하여 조정할 수 있으며, 빛을 강하게 흡수하는 재료에서도 디자인이 효과적입니다. 기존 공진기에 적합하지 않은 Bi2Te₃는 이러한 공극 기반 구성에서 잘 작동합니다.

구조 설계 및 구축

연구원들은 상세한 전자기 시뮬레이션을 사용하여 WS의 주요 방출 기능과 일치하는 쌍극 공명을 지원하는 공동을 설계했습니다.₂A-여기자(A-exciton)로 알려져 있다. 각 공동의 반경과 깊이를 신중하게 조정함으로써 공진 파장과 광학 모드의 수직 위치를 모두 제어할 수 있었습니다.

공동은 두껍고 기계적으로 박리된 Bi에서 집중 이온 빔 밀링을 사용하여 생성되었습니다.₂그만큼₃ 플레이크. 그들은 서로 상호 작용하기보다는 개별 공진기 역할을 할 수 있을 만큼 충분히 멀리 떨어져 있었습니다. 지속적인 WS₂ 그런 다음 단층이 패턴화된 표면을 가로질러 이동되어 공진 공동, 비공진 공동 및 평평한 영역을 덮었습니다. 이 설계를 통해 광학적 거동의 차이는 재료 자체의 변화가 아니라 캐비티 기하학적 구조로 인한 것임을 확인했습니다.

광학 반사 측정을 통해 공동이 예상대로 거동함을 확인했습니다. 공동이 커지면 공명이 더 긴 파장 쪽으로 부드럽게 이동하는 반면, 깊이의 변화는 스펙트럼 위치와 광학 모드의 수직 위치를 모두 변경합니다. 중요한 것은 형상이 완벽하게 최적화되지 않은 경우에도 공명이 안정적으로 유지되어 설계가 제조 결함을 허용한다는 것을 보여줍니다.

WS의 빛 방출 강화₂

공동이 빛 방출에 어떤 영향을 미치는지 이해하기 위해 팀은 WS에서 광발광을 측정했습니다.₂ 캐비티 깊이를 변화시키면서 레이저 여기 상태에서. 공동 공명이 WS와 일치할 때₂ 방출 대역에 따라 최소 공진 공동에 비해 광 출력이 약 20배 증가했습니다.

추가 분석에 따르면 이러한 증가는 들어오는 빛의 더 강한 흡수로 인한 것이 아니라는 사실이 밝혀졌습니다. 시뮬레이션 결과 여기 파장에서는 큰 향상이 없었으며, 서로 다른 펌프 파장을 사용한 실험에서는 동일한 공동 깊이에서 가장 강한 방출이 지속적으로 발생했습니다. 이는 배출 관련 효과에서 개선이 이루어졌음을 확인시켜 줍니다. 공진 공동은 상태의 국부적인 광학 밀도를 증가시키고 방출된 빛이 더 효율적으로 빠져나가도록 도와줍니다.

왜냐면 WS는₂ 층이 샘플 전반에 걸쳐 연속적이었기 때문에 연구자들은 동일한 조건에서 서로 다른 지역의 방출을 직접 비교할 수 있었습니다. 이는 향상된 방출이 재료 자체의 차이보다는 공학적 공동 모드에 의해 주도되었음을 보여주었습니다.

비선형 광학 및 조명 모드 시각화

또한 팀은 공명이 근적외선 범위로 이동하도록 공동 형상을 조정하여 비선형 광학 효과를 탐구했습니다. 이러한 조건에서 WS의 2차 고조파 신호는₂ 비공진 공동에 비해 약 25배 증가했습니다. 여기 파장이 공동 공명과 일치할 때 신호가 최고조에 달했습니다.

성능 향상 외에도 시스템은 광학 모드를 직접 시각화할 수 있습니다. 2차 고조파 신호의 원거리 이미징을 통해 개별 공동 위에 밝고 국소적인 핫스팟이 나타났습니다. 여기 파장이나 공동 깊이가 변경됨에 따라 이러한 핫스팟은 어레이 전체에서 예측 가능한 패턴으로 이동했습니다. 이는 전문적인 근거리 기술 없이도 개별 공진기 내에서 광학장이 어떻게 전개되는지에 대한 명확한 실제 공간 보기를 제공했습니다.

Atom-Thin Photonics를 위한 새로운 플랫폼

반 데르 발스 호환 시스템에서 조정 가능한 광학 향상과 정밀한 공간 제어를 결합함으로써 Mie-void 이종 구조는 원자적으로 얇은 재료로 작업할 수 있는 강력하고 새로운 플랫폼을 제공합니다. 기존 접근 방식과 달리 이 방법은 큰 메타표면에 의존하지 않으며 빛을 강하게 흡수하는 재료에서도 효과적입니다.

이 기술은 2차원 반도체를 기반으로 하는 비선형 광 생성, 표면 강화 감지 및 프로그래밍 가능한 광소자의 발전을 가능하게 할 수 있습니다. 보다 광범위하게는 빈 공간을 형성하는 것이 나노 규모의 광물질 상호 작용을 설계할 때 올바른 재료를 선택하는 것만큼 중요할 수 있음을 보여줍니다.

파도바 대학, Politecnico di Milano, CNR 포토닉스 및 나노기술 연구소의 연구원들은 예상치 못한 재료인 붕규산 유리를 사용한 새로운 접근 방식을 시연했습니다. 보고된 날짜 고급 포토닉스그들의 연구는 펨토초 레이저 기록을 사용하여 유리 내부에 직접 구축된 고성능 양자 응집성 수신기를 설명합니다. 이 방법은 낮은 광 손실, 안정적인 성능 및 기존 광섬유 시스템과의 호환성을 제공하며, 이 모든 것은 실험실 실험을 넘어 양자 기술을 발전시키는 데 중요합니다.

양자소자에서 유리가 실리콘보다 성능이 뛰어난 이유

양자키분배(QKD)와 양자난수생성(QRNG)에 사용되는 연속변수(CV) 양자정보처리는 광파의 진폭과 위상을 측정하는 데 달려 있다. 이를 위해 코히어런트 수신기는 약한 양자 신호를 더 강한 참조 빔과 결합하고 이들이 어떻게 간섭하는지 분석합니다.

현재 대부분의 통합 수신기는 실리콘으로 만들어집니다. 실리콘은 널리 사용되고 고집적도를 지원하지만 편광에 민감하고 광학 손실이 더 높은 경향이 있어 양자 시스템의 성능과 신뢰성을 제한할 수 있습니다.

유리는 여러 가지 장점을 제공합니다. 자연적으로 편광에 둔감하고 안정성이 높으며 신호 손실을 최소화하면서 도파관을 3차원으로 작성할 수 있습니다. 연구원들은 펨토초 레이저 마이크로머시닝을 사용하여 재료 내부에 직접 광 유도 경로를 만들어 반도체 제조의 복잡성 없이 소형 광자 회로를 형성할 수 있습니다.

레이저로 기록한 양자 수신기 내부

팀은 붕규산 유리 내부에 직접 광학 회로를 작성하여 CV-QKD 및 CV-QRNG의 핵심 구성 요소인 완전히 조정 가능한 헤테로다인 수신기를 만들었습니다. 칩에는 다음이 포함됩니다.

• 고정 및 조정 가능한 빔 스플리터
• 정밀한 전기 제어를 위한 열광학 위상 시프터
• 3차원 도파관 교차점
• 편파와 무관한 방향성 커플러

이러한 기능을 통해 양자 신호와 참조 빔이 제어된 방식으로 상호 작용하여 두 개의 공액 직교 위상을 동시에 측정할 수 있습니다. 장치에는 다음 사항도 표시됩니다.

• 매우 낮은 삽입 손실(약 1dB)
• 편파와 무관한 작동
• 73dB 이상의 공통 모드 제거율로 클래식 잡음이 강력하게 억제됨을 나타냅니다.
• 최소 8시간 동안 안정적인 신호 대 잡음비 성능

전반적으로 이러한 결과는 많은 실리콘 기반 광자 수신기의 성능과 일치하거나 그 이상입니다.

하나의 칩, 두 개의 양자 기술

이 장치는 낮은 손실, 조정 가능성 및 안정성을 결합하므로 다른 하드웨어 없이도 여러 양자 통신 작업을 처리할 수 있습니다. 헤테로다인 검출기로 사용하면 소스 장치 독립적인 QRNG 시스템이 활성화됩니다. 즉, 들어오는 광 신호를 신뢰할 수 없는 경우에도 보안이 유지됩니다. 이 칩은 42.7Gbit/s의 안전한 랜덤 비트 생성 속도를 달성하여 이러한 유형의 시스템에 대한 기록을 세웠습니다.

정보가 양자 상태의 4점 집합으로 인코딩되는 QPSK 기반 CV-QKD 프로토콜에도 동일한 칩이 사용되었습니다. 시뮬레이션된 9.3km 광섬유 링크에서 시스템은 3.2Mbit/s의 비밀 키 속도에 도달했습니다. 이러한 결과는 유리 기반 광자 프런트 엔드가 실리콘 플랫폼에서 볼 수 있는 단점 없이 고급 CV-QKD를 지원할 수 있음을 보여줍니다.

Glass Photonics가 실제 사용을 향해 나아가고 있습니다.

강력한 성능 외에도 이 연구는 통합 양자 포토닉스에 유리를 사용하는 데 따른 몇 가지 실질적인 이점을 강조합니다.

• 환경 안정성: 유리는 불활성이며 온도 및 기계적 변화에 강합니다.
• 저손실 파이버 커플링: 도파관은 표준 통신 파이버 크기와 거의 일치합니다.
• 3D 설계 유연성: 회로에는 추가 신호 손실 없이 교차점과 복잡한 레이아웃이 포함될 수 있습니다.
• 확장성 및 비용 효율성: 펨토초 레이저 기록을 통해 값비싼 반도체 제조 없이 신속한 프로토타이핑이 가능합니다.

이러한 품질은 실제 배포와 우주 기반 양자 통신 시스템에서의 잠재적인 사용에 중요한 장기적인 신뢰성과 내구성을 지원합니다. 연구원들은 유리 기반 포토닉스가 실험 설정과 실제 양자 네트워크 사이의 격차를 줄이는 데 도움이 될 수 있다고 지적합니다.

확장 가능한 양자 통신 네트워크를 향하여

이러한 장점을 활용하여 팀은 단일 칩에서 두 가지 주요 애플리케이션, 즉 42.7Gbit/s의 기록적인 보안 생성 속도를 갖춘 소스 장치 독립적 QRNG와 시뮬레이션된 9.3km 파이버 링크에서 3.2Mbit/s 보안 키 속도를 달성하는 QPSK 기반 CV-QKD 시스템을 시연했습니다.

이러한 결과 외에도 유리 기반 통합 포토닉스가 미래 양자 기술을 위한 내구성 있고 다재다능한 플랫폼이라는 점을 지적합니다. Glass는 안정적이고 비용 효율적이며 열악한 환경에 잘 견디므로 확장 가능한 배포에 매우 적합합니다. 이 접근 방식은 양자 통신을 제어된 실험실 설정에서 실제 인프라로 전환하는 데 도움이 될 수 있으며 글로벌 양자 네트워크 구축을 향한 중요한 단계를 표시합니다.

수년 동안 과학자들은 적색 거성 내부 깊은 곳에서 일어나는 일과 표면에서 관찰되는 일을 연결하려고 애썼습니다. 중심핵의 핵반응은 별의 내부 구성을 변화시키지만 안정적인 층이 이 영역을 외부 대류 봉투와 분리합니다. 물질이 어떻게 이 장벽을 넘어 표면에 도달하는지 불분명했습니다.

에 발표된 새로운 연구에서 자연 천문학빅토리아 대학교(UVic) 천문학 연구 센터(ARC)와 미네소타 대학교의 연구원들이 이제 그 답을 찾았습니다.

항성 회전으로 인해 요소 혼합이 이루어집니다.

핵심 요소는 항성 회전이다.

UVic의 수석 연구원이자 박사후 연구원인 Simon Blouin은 “고해상도 3D 시뮬레이션을 사용하여 이러한 별의 회전이 요소가 장벽을 통과하는 능력에 미치는 영향을 확인할 수 있었습니다.”라고 말했습니다. “항성의 회전은 매우 중요하며 전형적인 적색 거성에서 관찰된 화학적 특징에 대한 자연스러운 설명을 제공합니다. 이번 발견은 별이 어떻게 진화하는지 이해하는 데 있어 또 다른 진전입니다.”

과학자들은 우리 태양과 같은 별이 중심부의 수소가 고갈되면 극적으로 팽창하여 원래 크기의 최대 100배까지 성장할 수 있는 적색 거성이 된다는 것을 오랫동안 알고 있었습니다. 1970년대부터 천문학자들은 이 단계에서 탄소-12 대 탄소-13 비율의 변화를 포함하여 표면 화학의 변화를 감지했습니다. 이러한 변화는 별 내부 깊은 곳의 물질이 외부로 운반되어야 함을 암시하지만 정확한 메커니즘은 확인되지 않았습니다.

Blouin은 “우리는 대류 봉투의 휘젓기 운동에 의해 생성된 내부 파동이 이 장벽층을 통과할 수 있다는 것을 알고 있었지만 이전 시뮬레이션에서는 이러한 파동이 물질을 거의 전달하지 않는다는 것을 발견했습니다. 우리는 별의 회전이 표면 구성의 관찰된 변화와 일치하는 정도로 이러한 파동이 장벽을 통해 물질을 얼마나 효과적으로 혼합할 수 있는지 극적으로 증폭한다는 것을 보여줄 수 있었습니다”라고 Blouin은 설명했습니다.

Blouin과 그의 동료들은 회전이 회전하지 않는 별에 비해 혼합 속도를 100배 이상 높일 수 있다는 것을 발견했습니다. 회전이 빨라지면 혼합이 더욱 강력해집니다. 우리 태양은 결국 적색 거성이 될 것이기 때문에 이러한 발견은 또한 미래의 진화에 대한 통찰력을 제공합니다.

고급 시뮬레이션을 통해 숨겨진 프로세스 발견

이 과정을 밝혀내기 위해 팀은 별 내부의 물질 흐름을 3차원으로 모델링하는 유체 역학 시뮬레이션에 의존했습니다. 이러한 시뮬레이션은 매우 복잡하고 강력한 컴퓨팅 시스템이 필요하므로 최근 슈퍼컴퓨팅의 발전이 있어야만 발견이 가능합니다.

ARC의 수석 연구원이자 이사인 Falk Herwig는 “최근까지 항성 회전이 이 난제를 해결하는 일부라고 생각되었지만 제한된 컴퓨팅 능력으로 인해 가설을 정량적으로 테스트할 수 없었습니다.”라고 말했습니다. “이러한 시뮬레이션을 통해 작은 효과를 알아내고 실제로 무슨 일이 일어나는지 확인할 수 있어 관찰 내용을 이해하는 데 도움이 됩니다.”

연구원들은 오스틴에 있는 텍사스 대학의 텍사스 고급 컴퓨팅 센터와 토론토 대학의 SciNet에 있는 Trillium 슈퍼컴퓨팅 클러스터의 컴퓨팅 리소스를 사용했습니다. 2025년 8월에 출시된 Trillium은 대규모 학술 시뮬레이션을 위해 캐나다에서 사용할 수 있는 가장 강력한 시스템 중 하나이며 캐나다 디지털 연구 연합(Digital Research Alliance of Canada)의 일부입니다. 향상된 처리 기능은 이 작업을 가능하게 하는 데 중요한 역할을 했습니다.

“우리는 새로운 Trillium 시스템의 엄청난 컴퓨팅 성능 덕분에 새로운 항성 혼합 과정을 발견할 수 있었습니다. 이는 지금까지 수행된 계산상 가장 집약적인 항성 대류 및 내부 중력파 시뮬레이션입니다.”라고 Herwig는 말했습니다.

더 넓은 영향과 미래 연구

이 연구에 사용된 방법은 천체물리학을 넘어 확장되었습니다. 동일한 계산 접근 방식은 과학자들이 해류, 대기 패턴 및 혈류를 포함한 많은 시스템에서 유체 운동을 더 잘 이해하는 데 도움이 될 수 있습니다. Herwig는 이러한 분야의 연구자들과 협력하여 대규모 시뮬레이션을 위한 공유 도구와 인프라를 구축하고 있습니다.

Blouin은 항성 회전이 다양한 유형의 별에 어떻게 영향을 미치는지 계속해서 탐구할 계획입니다. 향후 연구에서는 다양한 회전 패턴이 혼합 효율성에 어떻게 영향을 미치는지, 그리고 별 진화의 다른 단계에서도 유사한 과정이 발생하는지 여부를 조사할 것입니다.

이 연구는 자연과학 및 공학연구위원회(NSERC), 국립과학재단(NSF) 및 미국 에너지부의 지원을 받았습니다.

시간이 지남에 따라 연구자들은 다양한 응용 분야에 유용할 수 있는 고유한 특성을 지닌 여러 종류의 시간 결정체를 확인했습니다.

새로운 소리로 공중에 떠 있는 시간의 수정

뉴욕 대학의 물리학자들은 이제 새로운 버전의 타임 크리스탈을 만들었습니다. 이 시스템에서는 작은 입자가 소리 쿠션 위에 떠다니며 음파를 교환하여 상호 작용합니다. 이러한 상호 작용 동안 입자는 모든 동작에 대해 동등하고 반대되는 반응이 있다는 뉴턴의 운동 제3법칙을 위반하는 것처럼 보이는 방식으로 동작합니다(즉, 힘은 항상 균형 잡힌 쌍으로 발생합니다). 그러나 이 실험에서는 입자가 이러한 균형을 따르지 않습니다. 대신, 그들은 비상호적인 방식으로 움직입니다. 즉, 상호 작용이 고르지 않고 미러링되지 않습니다.

결과는 다음에서 발표되었습니다. 실제 검토 편지기술과 산업에서 타임 크리스탈을 사용하는 새로운 가능성을 지적합니다. 이전의 많은 실험과 달리 이 시스템은 육안으로 볼 수 있으며 손에 잡을 수 있는 약 1피트 높이의 소형 장치에서 작동합니다.

“시간 결정체는 가능성 때문에 매력적일 뿐만 아니라 매우 이국적이고 복잡해 보이기 때문에 매혹적입니다.”라고 NYU 소프트 물질 연구 센터 소장이자 논문의 수석 저자인 물리학 교수 David Grier가 말했습니다. “우리 시스템은 믿을 수 없을 정도로 간단하기 때문에 놀랍습니다.”

생물학 및 일주기 리듬에 대한 통찰력

NYU 대학원생인 Mia Morrell과 NYU 학부생인 Leela Elliott와 함께 수행된 이 연구는 과학자들이 일주기 리듬과 같은 생물학적 타이밍 시스템을 더 잘 이해하는 데 도움이 될 수도 있습니다. 이러한 시간 결정과 유사하게 신체의 일부 생화학적 과정에는 신체가 음식을 분해하는 방법을 포함하여 비상호적 상호 작용이 포함됩니다.

음파가 입자를 부유하게 유지하는 방법

타임 크리스탈 자체는 포장재와 유사한 작은 스티로폼 구슬로 만들어져 음파에 의해 고정됩니다. 이 설정은 “음향 공중 부양 장치” 역할을 하여 구슬이 공중에 매달린 상태로 유지되도록 합니다.

“음파는 입자에 힘을 가합니다. 마치 연못 표면의 파도가 떠다니는 나뭇잎에 힘을 가할 수 있는 것과 같습니다.”라고 Morrell은 설명합니다. “우리는 정상파라고 불리는 음장에 물체를 담그면 물체를 중력에 맞서 공중에 띄울 수 있습니다.”

공중에 떠 있는 구슬이 상호작용할 때, 서로 음파를 산란시켜서 그렇게 합니다.

고르지 못한 힘과 깨진 대칭

큰 구슬은 작은 구슬보다 더 많은 소리를 분산시킵니다. 결과적으로, 더 큰 입자는 더 작은 입자가 더 큰 입자에 미치는 영향보다 더 작은 입자에 더 강한 영향을 미칩니다. 이로 인해 서로 영향을 미치는 방식에 불균형이 발생합니다.

Morrell은 “크기가 다른 두 척의 페리가 부두에 접근하는 것을 생각해 보십시오.”라고 말합니다. “각각은 다른 하나를 밀어내는 물결을 일으키지만 크기에 따라 정도가 다릅니다.”

이러한 상호 작용은 음파에 의해 전달되므로 뉴턴의 제3법칙에 의해 제한되지 않습니다. 이를 통해 구슬이 공중에 떠 있는 동안 스스로 진동하기 시작하여 비정상적인 힘을 반영하는 꾸준한 리듬을 생성할 수 있습니다.

이 연구는 국립과학재단(DMR-21043837, DMR-2428983)의 보조금으로 지원되었습니다.

과학자들이 초전도체를 조사하는 한 가지 방법은 Tc로 알려진 초전도 전이 온도가 변형에 어떻게 반응하는지 관찰하는 것입니다. 결정이 늘어나거나 압축되거나 비틀어질 때 다양한 초전도 상태가 뚜렷한 방식으로 반응합니다. 이전 연구, 특히 초음파를 사용한 연구에서는 Sr2RuO₄가 2성분 초전도 상태를 호스팅할 수 있다고 제안했습니다. 이 더 복잡한 형태는 내부 자기장이나 동시에 존재하는 여러 초전도 영역과 같은 특이한 효과를 생성할 수 있습니다. 그러나 이러한 상태는 전단 변형률에 강한 반응을 보일 것으로 예상됩니다.

정밀 전단 변형률 실험으로 놀라운 사실 확인

이를 더 자세히 조사하기 위해 교토 대학의 연구팀은 Sr에 제어된 변형을 적용하는 데 초점을 맞춘 실험을 설계했습니다.₂루오₄. 그들은 재료의 매우 얇은 결정에 세 가지 다른 유형의 전단 변형을 도입하는 방법을 개발했습니다. 전단 변형은 카드 덱의 상단을 바닥에 비해 미끄러지는 것과 유사하게 결정의 일부를 옆으로 이동시키는 것과 관련됩니다. 고해상도 광학 이미징을 사용하여 그들은 30°K(-243°C)의 낮은 온도에서도 변형률을 정밀하게 측정했습니다.

결과는 예상치 못한 것이었습니다. 초전도 전이 온도는 거의 변하지 않았습니다. T의 모든 변형_기음 퍼센트 변형률당 10밀리켈빈보다 작았는데, 이는 실제로 너무 작아서 확실하게 감지할 수 없습니다.

주요 이론에 도전하는 연구 결과

이러한 관찰은 전단 변형이 Sr의 경우에 거의 영향을 미치지 않음을 나타냅니다.₂루오₄ 초전도체가 됩니다. 이 결과는 기존의 여러 이론을 배제하고 실행 가능한 초전도 상태의 유형에 강력한 제한을 둡니다. 이 연구 결과는 2성분 상태를 뒷받침하는 대신 1성분 초전도 상태 또는 아직 완전히 연구되지 않은 좀 더 색다른 상태를 가리킨다.

“우리의 연구는 응집 물질 물리학에서 가장 오랫동안 지속된 미스터리 중 하나를 해결하기 위한 중요한 단계를 나타냅니다.”라고 제1저자 Toyota Riken(교토 대학 연구 센터)의 Giordano Mattoni가 말했습니다.

새로운 퍼즐이 등장하다

결과는 가능성을 좁히는 동시에 새로운 도전을 제시하기도 합니다. 이전의 초음파 실험에서는 전단 변형률에 대해 강한 반응을 보인 반면, 이러한 직접 변형률 측정에서는 거의 아무것도 나타나지 않았습니다. 이러한 불일치를 설명하는 것은 이제 연구자들에게 중요한 공개 질문입니다.

Sr을 넘어 광범위한 영향₂루오₄

이 연구에서 개발된 변형률 제어 접근법은 UPt₃와 같은 재료를 포함하여 다중 구성 요소 동작을 가질 수 있는 다른 초전도체를 연구하는 데 유용할 수 있습니다. 또한 과학자들이 복잡한 상전이가 있는 시스템을 더 잘 이해하는 데 도움이 될 수 있습니다.

공식적으로 C/2025 K1(ATLAS)로 알려진 혜성 K1(성간 혜성 3I/ATLAS와 혼동하지 말 것)은 허블 관측의 의도된 초점이 아니었습니다.

공동 연구자이자 앨라배마 소재 오번 대학교 물리학과 연구 교수인 존 누난(John Noonan)은 “때때로 최고의 과학은 우연히 발생합니다”라고 말했습니다. “이 혜성이 관찰된 이유는 우리가 제안을 받은 후 몇 가지 새로운 기술적 제약으로 인해 원래 혜성을 볼 수 없었기 때문입니다. 우리는 새로운 목표를 찾아야 했습니다. 그리고 우리가 관찰하자마자 그것은 부서져 버렸습니다. 이는 가장 희박한 가능성입니다.”

허블 데이터의 놀라운 발견

Noonan은 다음날 이미지를 검토할 때까지 혜성이 부서지고 있다는 것을 깨닫지 못했습니다. 누난은 “데이터를 처음 살펴보는 동안 우리가 하나만 보겠다고 제안했지만 그 이미지에는 4개의 혜성이 있다는 것을 알았다”고 말했다. “그래서 우리는 이것이 정말, 정말 특별한 일이라는 것을 알았습니다.”

파편화되는 혜성을 포착하는 것은 팀이 오랫동안 달성하기를 바랐던 것입니다. 그들은 허블을 통해 그러한 사건을 관찰하기 위해 여러 제안을 제출했지만 이러한 관찰의 시기를 정하는 것이 극도로 어려웠으며 이전 시도는 성공하지 못했습니다.

“아이러니한 점은 이제 우리가 일반 혜성을 연구하고 있는데 그것이 우리 눈앞에서 무너지고 있다는 것입니다.”라고 Auburn 대학 물리학과 교수이자 수석 연구원인 Dennis Bodewits가 말했습니다.

“혜성은 태양계 형성 시대의 잔재이기 때문에 우리 태양계를 만든 원시 물질인 ‘오래된 물질’로 만들어졌습니다.”라고 Bodewits는 말했습니다. “그러나 그들은 원시적이지 않습니다. 그들은 가열되었습니다. 그들은 태양과 우주선에 의해 조사되었습니다. 따라서 혜성의 구성을 볼 때 우리가 항상 갖는 질문은 ‘이것이 원시적 특성인가, 아니면 진화에 의한 것인가?’입니다. 혜성을 깨뜨리면 가공되지 않은 고대 물질을 볼 수 있습니다.”

허블이 혜성 K1이 여러 조각으로 쪼개지는 모습을 공개하다

허블은 K1이 적어도 4개의 개별 조각으로 부서지는 것을 관찰했는데, 각 조각은 혜성의 얼음 핵 주위에 형성되는 가스와 먼지 구름인 혼수상태로 둘러싸여 있습니다. 허블이 이 조각들을 명확하게 분해한 반면, 지상 망원경은 희미하고 거의 분리되지 않은 빛의 점들만 감지할 수 있었습니다.

이 이미지는 근일점(Perihelion)으로 알려진 혜성이 태양에 가장 가까이 접근한 지 약 한 달 후에 촬영되었습니다. 그 시점에서 K1은 지구와 태양 사이 거리의 약 3분의 1에 해당하는 수성의 궤도 안쪽으로 이동했습니다. 이것은 혜성이 가장 강렬한 열과 스트레스를 경험하는 때입니다. K1을 포함한 많은 장주기 혜성은 이 단계 직후에 부서지기 시작하는 경향이 있습니다.

분할 타이밍 및 조각 추적

붕괴되기 전에 K1은 지름이 약 5마일로 일반적인 혜성보다 약간 더 컸을 것입니다. 연구자들은 허블이 이를 포착하기 약 8일 전에 이 분열이 시작되었다고 추정합니다. 망원경은 2025년 11월 8일부터 11월 10일까지 연속해서 촬영한 20초짜리 이미지 3개를 기록했습니다. 그 짧은 기간 동안 더 작은 조각 중 하나도 더 갈라졌습니다.

허블의 고해상도 덕분에 과학자들은 파편을 단일 물체로서의 원래 상태까지 추적할 수 있었습니다. 이를 통해 그들은 사건의 순서를 재구성할 수 있었습니다. 그러나 그들의 분석은 예상치 못한 수수께끼를 드러냈다. 이별과 나중에 지구에서 보이는 밝은 폭발 사이에 왜 지연이 있었습니까? 만약 신선한 얼음이 노출되었다면 왜 혜성은 즉시 밝아지지 않았을까요?

혜성의 밝기에 관한 새로운 미스터리

팀은 몇 가지 가능한 설명을 제안했습니다. 혜성의 밝기는 주로 먼지 입자에 반사되는 햇빛에 기인합니다. 혜성이 처음 열리면 먼지가 아닌 깨끗한 얼음이 노출됩니다. 한 가지 가능성은 건조한 먼지 층이 먼저 형성되고 그 후에 불어져야 한다는 것입니다. 또 다른 아이디어는 열이 표면 아래로 침투하여 압력을 가하고 결국 먼지 껍질을 우주로 방출한다는 것입니다.

누난은 “허블이 파편화된 혜성이 실제로 무너졌을 때 이렇게 가까이 포착한 적이 없었다”며 “대부분의 경우 몇 주에서 한 달 후에 볼 수 있었다. 이번 경우에는 불과 며칠 후에 볼 수 있었다”고 말했다. “이것은 혜성 표면에서 일어나는 일의 물리학에 대해 매우 중요한 것을 말해줍니다. 우리는 가스에 의해 방출될 수 있는 상당한 먼지 층을 형성하는 데 걸리는 시간을 볼 수 있습니다.”

이상한 화학과 미래 통찰력

연구팀은 혜성에서 방출되는 가스를 계속해서 분석할 계획이다. 지상 망원경의 초기 관측에 따르면 K1은 특이한 화학적 구성을 가지고 있어 대부분의 혜성에 비해 탄소 함량이 훨씬 낮습니다. 허블의 STIS(우주 망원경 이미징 분광기) 및 COS(우주 기원 분광기) 장비에서 얻은 추가 데이터는 구성 요소에 대한 더 깊은 통찰력과 태양계의 기원에 대해 밝힐 수 있는 내용을 제공할 것으로 예상됩니다.

돌아오지 않는 혜성

K1은 이제 지구에서 약 2억 5천만 마일 떨어진 곳에 위치한 파편 덩어리입니다. 그것은 물고기자리에서 발견될 수 있으며 태양으로부터 멀어지고 있으며 결코 태양계 내부로 돌아오지 않을 것입니다.

허블 우주 망원경은 30년 넘게 운용되어 왔으며 우주에 대한 이해를 넓히는 중요한 발견을 계속해서 제공하고 있습니다. NASA와 ESA(유럽 우주국)의 공동 프로젝트입니다. 메릴랜드 주 그린벨트에 있는 NASA의 고다드 우주 비행 센터는 덴버에 있는 록히드 마틴 스페이스(Lockheed Martin Space)의 지원을 받아 임무를 감독합니다. 과학적 운영은 천문학 연구를 위한 대학 협회가 운영하는 볼티모어의 우주 망원경 과학 연구소에서 수행합니다.