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TOI-561 b로 알려진 이 행성은 질량이 지구보다 약 두 배나 크지만 거의 모든 면에서 극적으로 다릅니다. 그것은 태양으로부터 수성의 거리의 40분의 1에 불과한 거리에서 별에 매우 가까운 궤도를 돌고 있습니다. 비록 그 별이 우리 태양보다 약간 더 작고 온도가 더 낮음에도 불구하고, 이 행성의 빡빡한 궤도는 그것이 단지 10.56시간 만에 1년을 완료한다는 것을 의미합니다. 한쪽 면은 항상 별을 향하고 있어 별은 항상 일광에 잠겨 있습니다.

논문의 두 번째 저자인 카네기 과학 박사후 연구원인 니콜 월락(Nicole Wallack)은 “다른 시스템에 대해 우리가 알고 있는 정보를 바탕으로 천문학자들은 이와 같은 행성이 형성 후 오랫동안 자체 대기를 유지하기에는 너무 작고 뜨겁다고 예측했을 것입니다.”라고 설명했습니다. “그러나 우리의 관찰에 따르면 이 행성은 비교적 두꺼운 가스층으로 둘러싸여 있어 초단주기 행성에 대한 기존 통념이 뒤바뀌는 것으로 나타났습니다.”

우리 태양계에서 작고 강하게 가열된 행성은 역사 초기에 원래의 가스 봉투를 잃는 경향이 있습니다. 그러나 TOI-561 b는 태양보다 훨씬 오래된 별의 궤도를 돌고 있으며, 가혹한 조건에도 불구하고 대기를 유지하고 있는 것으로 보입니다.

저밀도 단서는 특이한 구성을 가리킨다

대기의 존재 가능성은 또 다른 수수께끼를 설명하는 데 도움이 될 수 있습니다. 행성의 밀도가 예상보다 낮습니다.

이번 연구의 주 저자이자 카네기 사이언스의 천문학자 요한나 테스케(Johanna Teske)는 “우리가 슈퍼 퍼프 또는 ‘솜사탕’ 행성이라고 부르는 것은 아니지만 지구와 같은 구성을 가지고 있을 때 예상하는 것보다 밀도가 낮다”고 말했습니다.

새로운 데이터를 분석하기 전에 팀은 행성의 구조만으로 이를 설명할 수 있는지 고려했습니다. 한 가지 아이디어는 TOI-561 b가 지구에 비해 더 작은 철심과 더 가벼운 암석으로 만들어진 맨틀을 가질 수 있다는 것입니다.

Teske는 이 아이디어가 행성의 기원과 일치한다고 덧붙였습니다. “TOI-561 b는 두꺼운 원반으로 알려진 은하계 지역에서 태양보다 두 배나 오래된 철이 부족한 별을 공전한다는 점에서 초단주기 행성과 구별됩니다. 이 별은 우리 태양계의 행성과 매우 다른 화학적 환경에서 형성되었을 것임에 틀림없습니다.”

이는 이 행성이 우주가 훨씬 더 젊었을 때 형성된 세계와 유사할 수 있음을 시사합니다. 하지만 구성만으로는 관찰 내용을 완전히 설명할 수 없습니다.

JWST 온도 데이터로 숨겨진 대기 발견

연구팀은 또한 두꺼운 대기가 행성을 더 크게 보이게 만들어 밀도가 낮아질 수 있다고 제안했습니다. 이를 조사하기 위해 그들은 JWST의 근적외선 분광기(NIRSpec)를 사용하여 근적외선의 밝기를 관찰하여 행성의 주간 온도를 측정했습니다. 이 방법은 행성이 항성 뒤로 이동할 때 시스템의 빛이 어떻게 변하는지 추적하며, TRAPPIST-1 시스템에서 행성을 연구하는 데에도 사용되는 기술입니다.

TOI-561 b에 대기가 없다면 주간 온도는 거의 화씨 4,900도(섭씨 2,700도)에 도달해야 합니다. 대신 측정 결과 온도는 화씨 3,200도(섭씨 1,800도) 정도 더 낮은 것으로 나타났습니다. 여전히 극도로 뜨겁지만, 이 차이는 열이 지구 전체에 재분배되고 있음을 강력하게 시사합니다.

바람, 구름, 그리고 휘발성이 강한 대기

더 낮은 온도를 설명하기 위해 과학자들은 몇 가지 가능성을 탐구했습니다. 녹은 바다 표면은 약간의 열을 이동할 수 있지만 대기가 없으면 밤바다는 단단하게 유지되어 열 전달을 제한할 가능성이 높습니다. 기화된 암석의 얇은 층도 존재할 수 있지만 그 자체로는 충분한 냉각을 제공하지 않습니다.

“우리는 모든 관찰을 설명하기 위해 두껍고 휘발성이 풍부한 대기가 정말로 필요합니다”라고 전 카네기 과학 박사후 연구원이자 영국 버밍엄 대학교의 공동 저자인 Anjali Piette가 말했습니다. “강한 바람은 열을 밤으로 전달하여 낮을 식힐 것입니다. 수증기와 같은 가스는 대기를 통과하기 전에 표면에서 방출되는 근적외선의 일부 파장을 흡수합니다. (망원경이 감지하는 빛의 양이 적기 때문에 행성은 더 추워 보일 것입니다.) 별빛을 반사하여 대기를 냉각시키는 밝은 규산염 구름이 있을 수도 있습니다.”

비록 증거가 대기에 대해 강력하게 지적하고 있지만 이는 중요한 질문을 제기합니다. 그렇게 강렬한 방사선에 노출된 행성이 어떻게 가스를 보유할 수 있습니까? 일부 물질이 우주로 탈출할 가능성이 높지만 예상만큼 빠르지는 않을 수도 있습니다.

재활용 분위기를 지닌 “Wet Lava Ball”

한 가지 설명은 행성의 녹은 내부와 대기 사이의 균형입니다.

“우리는 마그마 바다와 대기 사이에 평형이 있다고 생각합니다. 동시에 가스가 행성에서 나와 대기에 공급되는 동시에 마그마 바다는 가스를 다시 내부로 빨아들이고 있습니다.”라고 카네기가 주도하는 대기 실증 이론 및 실험 연구(AEThER) 프로젝트 팀의 일원이자 네덜란드 흐로닝언 대학의 공동 저자인 Tim Lichtenberg가 말했습니다. “관측 결과를 설명하려면 이 행성은 지구보다 훨씬 더 휘발성이 풍부해야 합니다. 마치 젖은 용암 덩어리와 같습니다.”

Teske는 이 발견이 답변하는 것만큼 많은 질문을 제기한다고 강조했습니다. “정말 흥미로운 점은 이 새로운 데이터 세트가 답변하는 것보다 훨씬 더 많은 질문을 열어준다는 것입니다.”

JWST 관찰은 외계 행성에 대한 새로운 질문을 열어줍니다

이 결과는 행성이 거의 4개의 궤도를 완료하는 동안 37시간 이상 시스템을 모니터링한 JWST의 일반 관측자 프로그램 3860에서 나온 것입니다. 연구원들은 이제 전체 데이터 세트를 분석하여 지구 전체의 온도 패턴을 매핑하고 대기 구성을 더 잘 이해하고 있습니다.

이 작업은 망원경의 초기 개발로 거슬러 올라가 여러 관측 주기를 통해 확장되는 JWST와 Carnegie Science의 오랜 전통을 이어갑니다. JWST가 과학 작업을 시작한 이후 카네기 연구원들은 외계 행성, 은하 및 기타 우주 현상을 연구하는 수많은 팀을 이끌었습니다.

지구행성연구소(Earth and Planets Laboratory) 소장 마이클 월터(Michael Walter)는 “이러한 JWST 기반의 혁신은 외계 행성의 특성이 행성의 진화와 역학에 의해 어떻게 형성되는지 이해하는 데 있어 우리의 오랜 강점을 직접적으로 활용합니다.”라고 말했습니다. “더 흥미로운 결과가 곧 나올 것이며 우리는 앞으로 카네기가 주도하는 JWST 과학의 새로운 물결을 맞이할 준비가 되어 있습니다.”

300년 넘게 Amontons의 법칙은 마찰을 두 표면을 함께 누르는 힘의 양과 직접적으로 연관시켜 왔습니다. 이는 무거운 물체가 가벼운 물체보다 이동하기 어려운 일상적인 경험과 일치합니다. 일반적인 설명은 압력을 가하면 표면이 약간 변형되어 저항이 증가하는 미세한 접촉점이 더 많이 생성된다는 것입니다.

대부분의 기존 시스템에서 이러한 변형은 미미하며 동작 중에 재료의 내부 구조를 크게 변경하지 않습니다. 그러나 이러한 가정은 움직임이 주요 내부 변화를 유발하는 시스템에서는 유지되지 않을 수 있습니다. 운동이 내부 자기 순서를 재배열할 수 있기 때문에 자성 재료가 주요 예입니다.

비접촉 자기 실험

이러한 가능성을 조사하기 위해 연구진은 두 번째 자기층 위에 위치한 자유롭게 회전하는 자기 요소의 2차원 배열을 사용하여 탁상 실험을 설계했습니다. 두 층이 물리적으로 접촉하지 않더라도 자기적 상호 작용은 여전히 ​​측정 가능한 마찰력을 생성합니다.

연구팀은 층 사이의 거리를 조절해 운동 중 자석 구조가 어떻게 변화하는지 직접 관찰하면서 유효 하중을 제어할 수 있었다.

실험을 수행한 구홍리(Hongri Gu)는 “자성층 사이의 거리를 변경함으로써 회전자가 미끄러지면서 끊임없이 재구성되는 경쟁 상호작용 체제로 시스템을 구동할 수 있었습니다”라고 말했습니다.

자기 충돌은 마찰의 정점을 만듭니다

그 결과 예상치 못한 패턴이 드러났다. 층이 서로 매우 가깝거나 멀리 떨어져 있을 때 마찰이 가장 낮습니다. 그러나 중간 거리에서는 마찰이 급격히 증가합니다.

이 효과는 경쟁적인 자기 선호로 인해 발생합니다. 상부 층은 자기 모멘트를 역평행 구성(평행이지만 반대 방향을 향함)으로 정렬하는 경향이 있는 반면, 하부 층은 평행 배열을 선호합니다. 이러한 상충되는 경향으로 인해 시스템이 불안정한 상태가 됩니다.

층이 이동함에 따라 자석은 이력 현상 방식으로 이러한 호환되지 않는 구성 사이를 반복적으로 전환합니다. 즉, 현재 상태는 과거 기록에 따라 달라집니다. 이러한 지속적인 전환은 에너지 손실을 증가시키고 마찰의 뚜렷한 피크를 생성합니다.

표면 없는 마찰에 대한 새로운 설명

이론적 설명을 개발한 Anton Luders는 “이론적 관점에서 마찰이 물리적 표면 접촉이 아니라 자기 모멘트의 집단 역학에서 발생하기 때문에 이 시스템은 놀랍습니다.”라고 설명합니다.

경쟁하는 자기 상호 작용은 운동 중에 자연스럽게 반복적인 방향 전환을 유도하여 하중에 따라 단순한 선형 방식으로 변하지 않는 마찰력을 발생시킵니다. 예외가 아니라 이 경우 아몬톤의 법칙이 붕괴되는 것은 미끄러지는 동안 자기 순서의 거동에서 직접적으로 발생합니다.

프로젝트를 감독한 Clemens Bechinger는 “놀라운 점은 여기서 마찰이 전적으로 내부 재구성으로 인해 발생한다는 것입니다.”라고 덧붙였습니다. “마모도 없고 표면 거칠기도 없으며 직접적인 접촉도 없습니다. 소실은 집단적인 자기 재배열에 의해서만 생성됩니다.”

비접촉 자기마찰의 미래 응용

기본 물리학은 규모에 의존하지 않기 때문에 이러한 발견은 실험 설정을 훨씬 넘어서 적용될 수 있습니다. 작은 움직임이라도 자기 순서를 바꿀 수 있는 원자적으로 얇은 자성 물질에서도 유사한 효과가 발생할 수 있습니다. 이는 마찰 측정을 사용하여 자성을 연구하고 제어하는 ​​새로운 방법을 제시합니다.

앞으로 이 연구는 물리적인 마모 없이 조정될 수 있는 마찰의 가능성을 제시합니다. 자기 히스테리시스를 사용하면 마찰을 원격 및 가역적으로 조정할 수 있습니다. 이는 마찰 메타물질, 적응형 감쇠 시스템, 비접촉식 제어 구성 요소와 같은 기술로 이어질 수 있습니다.

잠재적인 용도로는 마모로 인해 장치 수명이 제한되는 마이크로 및 나노 전자 기계 시스템뿐만 아니라 자기 베어링, 진동 절연 시스템, 동작과 자성이 밀접하게 연결되는 초박형 자성 재료가 포함됩니다. 보다 광범위하게 자기 마찰은 기계적 측정을 통해 집단 스핀 동작을 연구하는 새로운 방법을 제공하여 마찰학과 자기 분야를 새로운 방식으로 연결합니다.

대부분의 양자 광학 연구실에서는 SPDC(자발 파라메트릭 하향 변환)라는 기술을 사용하여 얽힌 광자를 생성합니다. 이 과정은 자연스럽게 빛의 공간적 특성에 얽힘을 만들어냅니다. 연구자들은 이 공간 구조 내에 고차원 토폴로지의 숨겨진 영역이 있다는 것을 발견했습니다. 이러한 복잡한 패턴은 정보를 저장하고 보호하는 새로운 방법을 제공하여 잠재적으로 양자 시스템을 소음에 더 잘 견딜 수 있게 만들 수 있습니다.

팀은 단순한 2차원 케이스부터 극도로 높은 차원까지 확장할 수 있는 빛의 궤도 각 운동량(OAM)을 사용하여 이 효과를 시연했습니다. 이러한 유연성은 이전에 인식된 것보다 훨씬 더 풍부한 구조를 허용합니다.

토폴로지는 단일 속성에서 나타납니다.

연구 결과는 네이처커뮤니케이션즈두 개의 얽힌 광자의 OAM을 측정하면 얽힘 자체의 기본 특징인 고유 토폴로지가 드러남을 보여줍니다. OAM은 무제한의 값 범위를 가질 수 있으므로 관련 토폴로지도 매우 높은 차원으로 확장될 수 있습니다.

Wits School of Physics의 Andrew Forbes 교수는 “우리는 이 연구에서 중요한 진전을 보고합니다. 토폴로지를 만들기 위해서는 하나의 빛 속성(OAM)만 필요하지만 이전에는 일반적으로 OAM과 편광이라는 두 가지 속성이 필요하다고 가정했습니다.”라고 말했습니다. “결과적으로 OAM은 고차원적이므로 토폴로지도 마찬가지이며, 이를 통해 지금까지 관찰된 최고의 토폴로지를 보고할 수 있게 되었습니다.”

연구원들은 또한 토폴로지가 2차원을 넘어서면 더 이상 단일 숫자로 설명할 수 없다는 사실을 발견했습니다. 대신, 표준 광학 시스템보다 훨씬 더 풍부하고 복잡한 구조를 반영하는 다양한 토폴로지 값이 필요합니다.

눈에 잘 띄는 곳에 숨어 있는 발견

이 혁신의 가장 주목할만한 측면 중 하나는 접근성이 얼마나 좋다는 것입니다. 필요한 리소스는 대부분의 양자 광학 실험실에 이미 존재합니다. 즉, 효과를 활용하기 위해 특수 장비나 “양자 엔지니어”가 필요하지 않습니다.

Pedro Ornelas는 “공간의 얽힘으로부터 토폴로지를 무료로 얻을 수 있습니다. 토폴로지는 항상 거기에 있었고 단지 발견되어야만 했습니다.”라고 설명합니다.

이론에 따라 유도되고 실험에 의해 확인됨

수석 저자인 Huzhou University의 Robert de Mello Koch 교수에 따르면 이러한 구조를 식별하는 것은 간단하지 않았습니다. “고차원에서는 토폴로지를 어디에서 찾아야 할지 명확하지 않습니다. 우리는 양자장 이론의 추상적 개념을 사용하여 어디를 보고 무엇을 찾아야 할지 예측했으며 실험에서 이를 발견했습니다!”

더욱 강력한 양자 기술을 향하여

궤도 각운동량 얽힘은 널리 연구되었지만 종종 깨지기 쉬운 것으로 간주되었습니다. 연구자들은 이제 토폴로지라는 렌즈를 통해 그것을 보면 그러한 관점이 바뀔 수 있다고 제안합니다. 새로 발견된 구조를 활용함으로써 과학자들은 보다 신뢰할 수 있는 양자 시스템을 개발하여 실용적인 실제 응용 프로그램의 문을 열 수 있습니다.

이 프로젝트는 발칸스키 물리학 및 응용 물리학 교수인 Eric Mazur 연구실의 대학원생 Fan Du가 주도했습니다. 연구팀은 통합된 MEMS(Micro-Electromechanical System)를 사용하여 실시간으로 조정할 수 있는 재구성 가능한 꼬인 이중층 광결정을 설계했습니다. 이러한 발전은 키랄 감지, 광통신 및 양자 광자 분야에서 새로운 기능을 가능하게 할 수 있습니다.

Mazur는 “키랄성은 제약에서 화학, 생물학, 물론 물리학과 포토닉스에 이르기까지 다양한 과학 분야에서 매우 중요합니다.”라고 말했습니다. “꼬인 광결정을 MEMS와 통합함으로써 우리는 물리학적 관점에서 강력할 뿐만 아니라 현대 광자 제조 방식과도 호환되는 플랫폼을 갖게 되었습니다.”

뒤틀린 광결정과 빛 조작

광결정은 빛의 동작 방식을 제어하도록 설계된 나노 규모의 물질입니다. 핀 끝에 들어갈 만큼 작은 이러한 구조는 이미 컴퓨팅, 감지 및 고속 데이터 전송 기술에 사용되고 있습니다.

Mazur의 그룹은 뒤틀린 이중층 그래핀에 대한 연구를 통해 주목을 받은 개념인 트위스트로닉스(twistronics)의 아이디어를 적용하여 이 분야를 확장했습니다. 두 개의 패턴화된 질화규소 층을 쌓고 서로에 대해 회전시킴으로써 연구진은 단일 층에는 존재하지 않는 새로운 광학 특성을 생성할 수 있습니다.

에 발표된 연구에서 광학팀은 이 뒤틀린 이중층 구조가 자연스럽게 왼쪽과 오른쪽 사이에 비대칭을 도입하여 가벼운 키랄성을 제어하는 ​​데 매우 효과적이라는 것을 보여줍니다. 키랄성은 왼손과 오른손처럼 거울상에 겹쳐질 수 없는 물체를 말합니다. 광학에서 이 개념은 나선형 패턴으로 이동할 수 있는 재료와 빛 자체 모두에 적용됩니다.

빛은 오른쪽 원형 편광으로 알려진 시계 방향 또는 왼쪽 원형 편광으로 알려진 반시계 방향으로 회전할 수 있습니다. 이러한 차이는 미묘하지만 많은 과학적 응용에서 중요한 역할을 합니다.

과학에서 키랄성이 중요한 이유

키랄성의 작은 차이는 큰 결과를 초래할 수 있습니다. 화학과 의학에서 서로 거울상인 분자는 신체에서 매우 다르게 행동할 수 있습니다. 잘 알려진 예로는 1950년대 약물인 탈리도마이드가 있습니다. 분자의 한 버전은 임산부의 입덧을 치료하는 데 도움이 되었지만 거울상은 심각한 선천적 결함을 유발했습니다.

과학자들은 종종 키랄 빛을 사용하여 그러한 분자를 연구합니다. 파장판과 선형 편광기를 포함한 기존 도구는 편광을 감지할 수 있지만 기능이 고정되어 있고 범위가 제한되어 있습니다.

MEMS 제어 기능을 갖춘 조정 가능한 광소자

새로운 Harvard 장치는 완전히 조정 가능하여 이러한 한계를 극복했습니다. 정적 구성요소에 의존하는 대신, 부품을 교체하지 않고도 다양한 유형의 키랄광에 대한 반응을 지속적으로 조정할 수 있습니다.

이러한 유연성은 이중층 설계에서 비롯됩니다. 두 개의 광결정 층이 서로 가까워지고 회전하면 구조가 기하학적으로 키랄이 되어 들어오는 빛의 방향을 감지할 수 있습니다. 층 사이의 강한 상호 작용은 “수직 입사” 하에서 왼쪽 및 오른쪽 원형 편광 또는 표면에 수직으로 닿는 편광에 대해 매우 다른 투과 동작을 초래합니다.

연구진은 비틀림 각도와 층 사이의 간격을 모두 정밀하게 제어하기 위해 MEMS 시스템을 사용함으로써 빛의 방향을 구별할 때 장치가 거의 완벽한 선택도로 조정될 수 있음을 보여주었습니다.

감지 및 통신 분야의 미래 응용 분야

이 연구는 또한 제어 가능한 광학 키랄성을 갖춘 뒤틀린 이중층 광결정을 생성하기 위한 보다 광범위한 설계 전략의 개요를 설명합니다. 현재 장치는 개념 증명 역할을 하지만 실제 응용 분야를 가리킵니다.

미래의 시스템은 다양한 파장에서 특정 분자를 감지하도록 장치를 조정하는 키랄 감지에 사용될 수 있습니다. 또한 광통신 시스템에서 동적 광 변조기 역할을 하여 칩에서 직접 빛을 정밀하게 제어할 수 있습니다.

“MEMS 통합 광결정을 통한 고유 광학 키랄성의 동적 제어”라는 논문은 Haoning Tang, Yifan Liu, Mingjie Zhang, Beicheng Lou, Guangqi Gao, Xuyang Li, Alsyl Enriquez 및 Shanhui Fan이 공동 저술했습니다.

새로운 발견 훨씬 더 현실적인 설명을 제안합니다. 백금 스파이크는 우주에서 온 물체가 아니라 아이슬란드의 화산 균열 폭발에서 나온 것일 수 있습니다.

젊은 드리아스(Younger Dryas)와 갑작스러운 기후 변화

이 신호의 타이밍은 매우 중요합니다. 이는 대략 12,870년에서 11,700년 전에 지속된 극적인 추운 시기인 Younger Dryas Event가 시작될 무렵인 것으로 보입니다. 이 기간 동안 북반구 전역의 기온이 급격히 떨어졌습니다.

이러한 냉각은 행성이 마지막 빙하기에서 벗어나 따뜻해지기 시작할 때 발생했습니다. 이러한 갑작스러운 역전의 원인을 파악하면 지구의 기후 시스템이 스트레스를 받는 상황에서 어떻게 행동하는지에 대한 귀중한 통찰력을 얻을 수 있습니다.

연구원들은 이제 이 추운 단계가 독일의 주요 화산 폭발이나 아직 확인되지 않은 화산의 폭발로 인해 촉발되었을 수 있다고 제안합니다.

기후 미스터리 뒤에 숨어 있는 경쟁 이론

빙하 코어 기록은 Younger Dryas가 얼마나 극단적인지 보여줍니다. 그린란드에서는 기온이 떨어졌다 오늘보다 15도 이상 더 추워요. 유럽 ​​전역에서 숲은 툰드라로 바뀌었고, 저위도 지역의 강우 패턴은 남쪽으로 이동했습니다.

주요 설명은 오랫동안 담수의 대량 유입 북미 빙상이 녹아서 발생합니다. 이러한 급증은 해양 순환을 방해하고 기후를 냉각시킨 것으로 생각됩니다. 그러나 또 다른 이론은 다음과 같이 제안했습니다. 혜성이나 소행성 충돌 북미에 걸쳐 이벤트를 촉발시켰습니다.

플래티넘 스파이크로 인해 새로운 질문이 제기됨

2013년에 그린란드 빙상 프로젝트(GISP2)의 얼음 코어를 연구하는 과학자들은 특이한 것을 발견했습니다. 높은 백금 농도. 백금과 이리듐의 비율은 특히 수수께끼였습니다. 우주 암석에는 일반적으로 높은 수준의 이리듐이 포함되어 있지만 이 신호는 그렇지 않았습니다. 화학적 특성도 알려진 운석이나 화산 물질과 일치하지 않았습니다.

일부 연구자들은 이 스파이크가 철이 풍부한 특이한 소행성의 증거일 수 있다고 제안했습니다. 다른 사람들은 그것이 다음과 연결될 수 있다고 제안했습니다. Laacher 화산 폭발 참조 독일에서도 같은 시기에 발생한 사건이고, 독특한 화학적 프로필.

조사를 위해 연구자들은 Laacher See 퇴적물에서 나온 화산 경석 샘플 17개를 분석했습니다. 그들은 화학적 지문을 만들기 위해 백금, 이리듐 및 기타 미량 원소를 측정했습니다.

결과는 결정적이었습니다. 경석 샘플에는 백금이 거의 포함되어 있지 않으며 검출 한계 이하의 수준을 나타냅니다. 이것은 그린란드 백금 스파이크의 근원이 Laacher See 폭발임을 배제했습니다.

타이밍과 기간은 다른 이야기를 말해줍니다

타임라인을 자세히 살펴보면 또 다른 중요한 단서를 얻을 수 있었습니다. 업데이트된 얼음 코어 연대 측정에 따르면 Younger Dryas가 시작된 지 약 45년 후에 백금 스파이크가 발생하여 초기 냉각이 발생하기에는 너무 늦었습니다.

이 발견 정렬하다 ~와 함께 더 일찍 연구. 또한 백금 수준의 상승이 약 14년 동안 지속되었는데 이는 운석이나 혜성 충돌과 같은 갑작스러운 사건이 아니라 지속적인 과정을 나타냅니다.

과학자들이 얼음 코어 화학을 다른 지질 샘플과 비교했을 때 가장 일치하는 것은 화산 가스 응축물(화산에서 방출된 가스가 가스에서 액체 또는 고체 상태로 냉각될 때 형성된 생성물), 특히 수중 화산 활동과 관련된 것에서 나왔습니다.

아이슬란드 화산이 가능성 있는 원인

아이슬란드의 화산은 14년 백금 신호와 일치하여 수년 또는 수십 년 동안 지속되는 균열 분출을 생성할 수 있습니다. Younger Dryas까지 이르는 기간 동안 빙상의 용해 증가로 인해 지각에 가해지는 압력이 감소하여 이 지역의 화산 활동이 촉진되었을 가능성이 높습니다.

해저 및 빙하 아래의 폭발은 특이한 화학적 특징을 생성할 수 있는 방식으로 물과 상호 작용합니다. 바닷물은 화산가스에 백금 등의 금속을 농축하면서 황화합물을 제거할 수 있다. 이 가스는 대기를 통해 이동하여 그린란드를 포함한 먼 빙상에 정착할 수 있습니다.

최근 아이슬란드 폭발의 증거는 이러한 생각을 뒷받침합니다. 8세기 카틀라(Katla) 화산 폭발로 인해 12년 스파이크 그린란드 얼음 코어의 비스무트 및 탈륨과 같은 금속에 들어 있습니다. 10세기 Eldgjá 폭발은 다음과 같은 결과를 남겼습니다. 카드뮴 신호. 이 경우 백금은 측정되지 않았지만 아이슬란드 화산이 중금속을 장거리로 운반할 수 있음을 보여줍니다.

화산이 젊은 드리아스를 촉발시켰는가?

냉각이 시작된 후에 백금 스파이크가 발생했기 때문에 이것이 Younger Dryas의 원인은 아니었습니다. 그러나 다른 빙하 코어 기록에서는 화산 황산염 스파이크가 일렬로 늘어서 있음을 보여줍니다. 정확하게 약 12,870년 전에 냉각이 시작되었습니다.

Laacher See 또는 다른 화산에서 발생한 이 폭발은 기록된 역사상 가장 강력한 폭발에 필적할 만큼 충분한 유황을 대기로 방출했습니다. 성층권의 유황은 햇빛을 반사하고 지구를 식혀 잠재적으로 폭발할 수 있습니다. 피드백 효과 해빙 팽창, 바람 변화, 해양 순환 방해 등이 있습니다.

지구의 기후가 이미 빙하와 간빙기(콜드 스냅 사이의 기간) 조건 사이의 미묘한 전환에 있었을 때, 이 화산 활동으로 인해 시스템이 다시 추운 상태로 밀려났을 수 있습니다.

이것이 미래 기후 위험에 미치는 영향

이 연구는 특히 백금 신호에 초점을 맞추었으며 제안된 다른 신호를 평가하지 않았습니다. 영향 증거 구형(녹은 암석의 구형 조각) 및 검은색 매트(토양의 신비한 어두운 층) 등이 있습니다. 그럼에도 불구하고, 현재 증거에 기초한 가장 간단한 설명은 북반구의 대규모 화산 폭발이 Younger Dryas의 주요 원인임을 지적합니다.

과거의 사건이 어떻게 급격한 기후 변화를 촉발했는지 이해하는 것은 미래의 위험을 예측하는 데 필수적입니다. 대규모 운석 충돌과 주요 화산 폭발은 특정 해에 드물지만 장기간에 걸쳐 불가피합니다. 과거에 지구가 어떻게 반응했는지 배우는 것은 과학자들이 미래의 글로벌 혼란의 결과에 더 잘 대비하는 데 도움이 됩니다.

그럼에도 불구하고 한 가지 근본적인 문제는 해결되지 않은 채 남아 있었습니다. 대부분의 은하와는 달리 SMC의 별들은 중심 주위의 규칙적인 궤도를 따라 움직이지 않으므로 과학자들은 이에 대한 설명을 찾고 있습니다.

충돌로 인해 누락된 항성 회전이 설명됨

에 발표된 새로운 연구 천체 물리학 저널 극적인 답변을 제시합니다. 애리조나 대학교 연구팀은 SMC의 특이한 행동이 대마젤란운과의 직접적인 충돌의 결과라는 것을 발견했습니다. 이 발견은 또한 SMC를 우주 시간에 걸쳐 은하가 어떻게 형성되고 진화했는지 이해하기 위한 표준 사례로 사용하는 것에 대한 우려를 불러일으킵니다.

Steward Observatory의 대학원생이자 논문의 주요 저자인 Himansh Rathore는 “우리는 은하계가 실제 행동으로 변하는 것을 보고 있습니다.”라고 말했습니다. “SMC는 은하계가 어떻게 진화하는지에 매우 중요한 과정을 매우 변화시키는 무언가에 대한 독특하고 전면적인 시각을 제공합니다.”

가스, 중력 및 중단된 모션

SMC는 별보다 가스에 더 많은 질량을 포함하고 있습니다. 정상적인 조건에서 가스는 냉각되어 중력에 의해 회전하는 디스크에 안착됩니다. 이는 태양계의 편평한 회전 평면을 형성하는 과정과 유사합니다. 그러나 허블 우주 망원경과 유럽 우주국의 가이아 위성을 사용한 초기 측정에서는 SMC의 별들이 예상한 패턴을 따르지 않는 것으로 나타났습니다.

Rathore에 따르면, 가능한 원인은 수억 년 전에 발생한 충돌입니다. 이 이벤트 동안 SMC는 LMC의 디스크를 직접 통과했습니다. 관련된 중력은 SMC의 구조를 파괴하고 별을 무질서한 움직임으로 흩어지게 만들었습니다. 동시에 LMC의 밀도가 높은 가스는 SMC의 가스에 강한 압력을 가하여 SMC의 회전을 효과적으로 제거했습니다.

Rathore는 “손에 물방울을 뿌리고 공기를 통해 움직이는 것을 상상해보십시오. 공기가 지나갈 때 가해지는 압력으로 인해 물방울이 날아갑니다. SMC의 가스가 LMC를 뚫을 때 비슷한 일이 일어났습니다. “라고 Rathore는 말했습니다.

수십년 된 환상을 해결하다

이 연구는 또한 SMC의 가스에 대한 오랜 모순을 해결합니다. 수년 동안 관측 결과에 따르면 은하계 내부의 가스가 회전하고 있는 것으로 나타났습니다. 별은 가스로 형성되고 일반적으로 그 운동을 상속받기 때문에 천문학자들은 별도 회전할 것으로 예상했습니다. 그러나 그것은 그들이 관찰한 것이 아니었습니다.

새로운 분석은 이러한 겉보기 회전이 오해의 소지가 있음을 보여줍니다. 충돌로 인해 SMC가 늘어났고, 이 늘어난 모양을 따라 지구를 향해 이동하는 가스는 특정 각도에서 볼 때 회전하는 것처럼 보일 수 있습니다.

우주 벤치마크에 대한 재고

수십 년 동안 SMC는 은하계가 어떻게 별을 형성하고 진화하는지 연구하는 데 중요한 기준점 역할을 해왔습니다. 이러한 새로운 발견은 그 역할에 도전합니다.

“SMC는 시스템에 많은 에너지를 주입하는 치명적인 충돌을 겪었습니다. 그것은 결코 ‘정상적인’ 은하가 아닙니다”라고 Besla는 말했습니다.

이러한 결론에 도달하기 위해 연구원들은 가스 함량, 항성 질량, 은하수에 대한 상대적인 위치를 포함하여 두 은하의 알려진 특성과 일치하는 상세한 컴퓨터 시뮬레이션을 사용했습니다. 그들은 SMC의 가스가 LMC의 밀집된 환경을 통해 이동할 때 어떻게 행동하는지 이해하기 위해 이러한 모델을 이론적 계산과 결합했습니다. 연구팀은 또한 충돌을 겪은 은하계에서 별들의 뒤섞인 움직임을 해석하는 새로운 기술을 개발했습니다.

SMC의 작은 크기, 높은 가스 함량, 낮은 중원소 함량으로 인해 SMC는 초기 우주의 은하계에 대한 주요 비교가 되었기 때문에 이는 중요합니다. 큰 충돌로부터 아직 복구 중이라면 더 이상 신뢰할 수 있는 모델이 될 수 없습니다.

은하계 충격으로 인한 암흑 물질에 대한 단서

충돌은 또한 암흑 물질에 대한 새로운 통찰력을 제공할 수도 있습니다. 2025년에 발표된 별도의 연구에서 같은 팀은 그 충격이 대마젤란 구름에 눈에 띄는 흔적을 남겼다는 사실을 발견했습니다. 중앙의 막대 모양 구조는 은하계 평면에서 기울어져 있는데, 이는 충돌과 관련된 특징입니다.

Rathore는 이러한 기울기의 정도는 SMC에 포함된 암흑물질의 양에 따라 달라진다고 설명했습니다. 이 관계는 직접 관찰할 수 없고 중력 영향을 통해서만 감지되는 암흑 물질을 추정하는 새로운 방법을 제공합니다.

Rathore는 “우리는 천문학을 시간의 스냅샷으로 생각하는 데 익숙합니다.”라고 말했습니다. “그러나 이 두 은하계는 서로 매우 가까워졌고 서로를 통과하여 다른 것으로 변했습니다.”

이는 업그레이드된 LHCb 검출기를 사용한 최초의 입자 발견입니다. 이번 업그레이드는 20개국 1,000명 이상의 연구원이 참여하는 대규모 국제 노력의 일환입니다. 영국은 맨체스터가 상당한 리더십을 발휘하면서 다른 어떤 국가보다 더 많은 기여를 했습니다.

양성자의 더 무거운 친척

새로 발견된 Ξ_참조⁺는 1917~1919년에 맨체스터에서 어니스트 러더퍼드(Ernest Rutherford)와 동료들에 의해 처음 확인된 양성자와 같은 족에 속합니다. 양성자는 업 쿼크 2개와 다운 쿼크 1개를 포함하고 있지만, Ξ_참조⁺ 업 쿼크를 더 무거운 매력 쿼크로 대체합니다.

이 발견은 또한 맨체스터에서의 입자물리학 연구의 오랜 역사를 바탕으로 합니다. 1950년대에 이 대학의 과학자들은 Ξ(Xi) 입자 계열의 구성원을 최초로 식별하여 이와 같은 발견의 토대를 마련했습니다.

LHCb 검출기 업그레이드에서 맨체스터의 역할

본교 물리천문학부 학과장인 크리스 파크스(Chris Parkes) 교수는 업그레이드된 LHCb 검출기의 설치 및 초기 작동 과정에서 국제 협력을 주도했습니다. 그는 또한 10년 넘게 프로젝트에 대한 영국의 참여를 감독하면서 초기 승인부터 완료까지 지도했습니다.

맨체스터 LHCb 팀은 대학의 슈스터 빌딩에 조립된 실리콘 픽셀 감지기 모듈을 포함하여 업그레이드된 추적 시스템의 필수 부품을 설계하고 구축했습니다. 이러한 구성 요소는 입자 붕괴를 정확하게 추적하고 Ξ와 같은 신호를 식별하는 데 중요합니다._참조⁺.

Parkes 교수는 이렇게 말했습니다. “맨체스터 지하실에서 진행된 러더퍼드의 금박 실험은 물질에 대한 우리의 이해를 변화시켰으며, 오늘의 발견은 CERN의 최첨단 기술을 사용하여 그 유산을 기반으로 합니다. 두 이정표는 호기심에 기반한 연구가 우리를 얼마나 멀리까지 데려갈 수 있는지를 보여줍니다. 이 발견은 업그레이드된 LHCb 검출기의 놀라운 능력과 실험에 대한 영국과 맨체스터의 기여의 강점을 보여줍니다.”

고급 감지기로 입자 충돌을 포착합니다.

맨체스터 대학의 Stefano De Capua 박사가 실리콘 검출기 모듈 생산을 주도했습니다. 그는 탐지기가 고속 카메라처럼 작동한다고 설명했습니다.

“검출기는 LHC에서 생성된 입자를 이미지화하고 초당 4천만 번 사진을 찍는 ‘카메라’의 한 형태입니다. 이는 의료 영상 응용 분야에 사용할 수 있는 변형이 있는 맞춤 설계된 실리콘 칩을 활용합니다.”

어떻게 엑스_참조⁺ 입자가 확인되었습니다

연구원들은 Ξ를 발견했습니다._참조⁺ 그것이 어떻게 세 개의 더 가벼운 입자(Λ)로 붕괴되는지 관찰함으로써_기음⁺ K⁻ π⁺). 이러한 붕괴 사건은 업그레이드된 LHCb 실험이 최대 용량으로 실행된 첫해인 2024년 LHC에서 양성자-양성자 충돌 중에 기록되었습니다.

약 915개의 이벤트에 대한 명확한 신호가 3619.97 MeV/c의 질량에서 측정되었습니다.². 이 결과는 이전에 발견된 관련 입자인 Ξ를 기반으로 한 예측과 일치합니다._참조⁺⁺.

입자 물리학의 20년 미스터리 풀기

20년 이상 동안 과학자들은 이 입자가 관찰되었다는 주장에 대해 논쟁을 벌였지만 그러한 발견은 결코 확인되지 않았습니다. LHCb의 새로운 측정은 이전 주장과 일치하지 않지만 파트너 입자를 기반으로 한 이론적 기대와 일치하는 질량에 입자를 배치합니다.

CERN과 맨체스터의 다음 단계

앞으로 맨체스터 대학교는 LHCb 업그레이드 2로 알려진 LHC 프로그램의 다음 단계에서 계속 주도적인 역할을 할 것입니다. 이 업그레이드는 고광도 LHC 가속기를 활용하여 더 많은 데이터를 수집하고 희귀 입자를 더 자세히 탐색할 것입니다.

Ξ의 세부 사항_참조⁺ 발견은 Rencontres de Moriond Electroweak 컨퍼런스에서 발표되었습니다.

Nonaka는 “계산 모델은 설계 결정이 칩의 전자기파 전파에 어떻게 영향을 미치는지 예측하여 적절한 신호 결합이 발생하는지 확인하고 원치 않는 혼선을 방지합니다”라고 말했습니다.

이 작업을 수행하기 위해 팀에서는 다음을 사용했습니다. 아르테미스는 캘리포니아 대학교 버클리 소재 Irfan Siddiqi의 양자 나노전자공학 연구소와 버클리 연구소의 AQT(Advanced Quantum Testbed) 간의 협력을 통해 개발된 양자 칩을 시뮬레이션하고 개선하기 위한 엑사스케일 모델링 도구입니다. Yao는 고성능 컴퓨팅, 네트워킹, 스토리지 및 분석을 위한 국제 회의(SC25)에서 기술 시연을 통해 이 연구를 발표할 예정입니다.

양자 칩 설계는 극저온에서 마이크로파 공학 요소와 물리학의 복잡성을 결합합니다. 이 때문에 원래 DOE의 엑사스케일 컴퓨팅 프로젝트에 따라 개발된 ARTEMIS와 같은 고전적인 전자기 시뮬레이션 플랫폼은 이러한 시스템을 연구하는 데 매우 적합합니다.

거대한 슈퍼컴퓨터가 작은 칩에 도전하다

모든 시뮬레이션에 극도의 컴퓨팅 리소스가 필요한 것은 아니지만 이 프로젝트는 한계를 뛰어넘었습니다. 매우 복잡한 칩의 미세한 세부 사항을 캡처하기 위해 팀은 Perlmutter 슈퍼컴퓨터의 거의 모든 성능을 활용했습니다. 24시간 동안 거의 모든 7,168개의 NVIDIA GPU를 사용하여 가로 10mm, 두께 0.3mm에 불과하고 1미크론만큼 작은 기능을 갖춘 다층 칩을 모델링했습니다.

“저는 전체 Perlmutter 시스템 규모에서 마이크로 전자 회로의 물리적 모델링을 수행한 사람을 본 적이 없습니다. 우리는 거의 7,000개의 GPU를 사용하고 있었습니다.”라고 Nonaka는 말했습니다. “우리는 칩을 110억 개의 그리드 셀로 분리했습니다. 우리는 7시간 만에 백만 개가 넘는 시간 단계를 실행할 수 있었고 이를 통해 Perlmutter에서 하루 안에 세 가지 회로 구성을 평가할 수 있었습니다. 이러한 시뮬레이션은 전체 시스템 없이는 이 기간에 불가능했을 것입니다.”

이러한 수준의 정밀도는 작업을 차별화합니다. 많은 시뮬레이션은 계산상의 한계로 인해 칩을 “블랙박스”로 단순화하지만 수천 개의 GPU에 대한 액세스를 통해 연구원들은 장치의 실제 물리적 구조와 동작을 모델링할 수 있었습니다.

Yao는 “우리는 전파 물리 수준 시뮬레이션을 수행합니다. 즉, 칩에 사용하는 재료, 칩의 레이아웃, 금속 배선(니오븀 또는 기타 유형의 금속 와이어), 공진기를 만드는 방법, 크기, 모양, 사용하는 재료에 관심을 갖는다”고 말했습니다. “우리는 이러한 물리적 세부 사항에 관심을 갖고 이를 모델에 포함시킵니다.”

구조적 세부 사항 외에도 시뮬레이션은 큐비트가 서로 상호 작용하는 방식 및 회로의 나머지 부분과 상호 작용하는 방식을 포함하여 실제 실험 중에 칩이 어떻게 작동하는지 재현합니다.

실시간 양자 행동 캡처

연구원들은 상세한 물리적 모델링과 시간 기반 시뮬레이션을 결합하여 흔치 않은 성과를 거두었습니다. 그들의 접근 방식은 시간 영역에서 Maxwell의 방정식을 사용하여 비선형 효과를 설명하고 신호가 어떻게 진화하는지 추적할 수 있게 해줍니다.

Yao는 물리적 칩 설계에 중점을 두고 실시간으로 시뮬레이션하는 기능에 초점을 맞춘 이러한 특성을 결합하는 것이 시뮬레이션을 독특하게 만드는 요소 중 하나라고 말했습니다. Yao는 이렇게 말했습니다. “편미분 방정식인 Maxwell 방정식을 사용하고 비선형 동작을 통합할 수 있도록 시간 영역에서 수행하기 때문에 이 조합은 중요한 역할을 합니다. 이 모든 것이 합쳐져 우리에게 독특한 기능을 제공합니다.”

이 프로젝트는 유망한 양자 연구 활동에 컴퓨팅 시간을 할당하는 Quantum Information Science @ Perlmutter 프로그램을 통해 NERSC의 지원을 받았습니다. 해당 프로그램 내에서도 이 시뮬레이션은 규모와 야망이 돋보였습니다.

이 프로젝트에 참여한 NERSC 양자 컴퓨팅 엔지니어인 Katie Klymko는 “이러한 노력은 ARTEMIS와 NERSC의 컴퓨팅 기능을 사용하여 4자릿수 이상의 양자 하드웨어 세부 정보를 캡처하는 현재까지 Perlmutter의 가장 야심찬 양자 프로젝트 중 하나로 돋보입니다.”라고 말했습니다.

양자 칩 모델링을 위한 다음 단계

앞으로 팀에서는 칩에 대한 보다 정확한 이해와 대규모 시스템 내에서의 성능을 파악하기 위해 시뮬레이션을 확장할 계획입니다.

Yao는 “우리는 후처리를 수행하고 시스템의 스펙트럼 동작을 정량화할 수 있도록 보다 정량적인 시뮬레이션을 수행하고 싶습니다”라고 말했습니다. “우리는 큐비트가 회로의 나머지 부분과 어떻게 공명하는지 보고 싶습니다. 주파수 영역에서는 이를 다른 주파수 영역 시뮬레이션과 벤치마킹하여 정량적으로 시뮬레이션이 정확하다는 더 큰 확신을 주고 싶습니다.”

궁극적으로 모델은 현실과 비교하여 테스트됩니다. 칩이 제작되고 실험적으로 평가되면 연구원들은 결과를 예측과 비교하고 그에 따라 시뮬레이션을 개선할 것입니다.

Yao와 Nonaka는 이 성과가 Berkeley Lab과 AMCR, QSA, AQT, NERSC를 포함한 파트너 간의 긴밀한 협력에 의해 이루어졌으며 컴퓨팅 성능과 기술 전문 지식을 모두 제공했다고 강조했습니다. QSA 이사인 Bert de Jong에 따르면 이러한 노력은 중요한 진전을 의미합니다.

그는 “과학자 및 엔지니어 간의 광범위한 파트너십을 통해 가능해진 이 전례 없는 시뮬레이션은 양자 하드웨어의 설계 및 개발을 가속화하는 중요한 단계입니다.”라고 말했습니다. “더 강력하고 성능이 뛰어난 양자 칩은 연구자에게 새로운 역량을 제공하고 과학의 새로운 길을 열어줄 것입니다.”

이 문제를 해결하기 위해 오사카 메트로폴리탄 대학교 공학 대학원의 후지나가 타쿠야(Takuya Fujinaga) 조교수는 각 토마토를 따기 전에 수확하기가 얼마나 쉬운지 평가하도록 로봇을 훈련시키는 시스템을 개발했습니다.

그의 접근 방식은 이미지 인식과 통계 분석을 결합하여 각 과일을 따는 데 가장 적합한 각도를 결정합니다. 로봇은 토마토 자체, 줄기, 잎 뒤에 숨겨져 있는지 또는 식물의 다른 부분과 같은 시각적 세부 사항을 분석합니다. 이러한 입력은 로봇이 과일에 접근하고 따는 가장 효과적인 방법을 선택하도록 안내합니다.

탐지부터 “수확 용이성” 의사 결정까지

이 방법은 과일 감지 및 식별에만 초점을 맞춘 기존 시스템에서 벗어났습니다. 대신 Fujinaga는 “수확 용이성 추정”이라고 부르는 방법을 도입했습니다. “이것은 단순히 ‘로봇이 토마토를 고를 수 있나요?’라고 묻는 것 이상의 의미를 갖습니다. 실제 농업에서는 ‘성공 확률은 얼마나 될까?’를 생각하는 것이 더 의미가 있다”고 설명했다.

테스트에서 시스템은 기대치를 뛰어넘는 81%의 성공률을 달성했습니다. 성공적인 수확의 약 1/4은 초기 정면 시도가 실패한 후 측면에서 수확된 토마토에서 나왔습니다. 이는 첫 번째 시도가 성공하지 못했을 때 로봇이 접근 방식을 조정할 수 있음을 나타냅니다.

이 연구는 토마토 클러스터 방식, 줄기의 모양과 위치, 주변 잎, 시각적 장애물 등을 포함하여 얼마나 많은 변수가 로봇 수확에 영향을 미치는지 강조합니다. Fujinaga는 “이 연구는 ‘수확의 용이성’을 정량적으로 평가할 수 있는 지표로 확립하여 정보에 입각한 결정을 내리고 지능적으로 행동할 수 있는 농업용 로봇의 실현에 한 걸음 더 다가섰습니다”라고 말했습니다.

농업 분야 인간-로봇 협업의 미래

Fujinaga는 앞으로 작물을 수확할 준비가 된 시기를 독립적으로 판단할 수 있는 로봇을 구상하고 있습니다. 그는 “이를 통해 로봇과 인간이 협력하는 새로운 형태의 농업이 탄생할 것으로 기대된다”고 설명했다. “로봇은 따기 쉬운 토마토를 자동으로 수확하는 반면, 인간은 더 까다로운 과일을 처리합니다.”

연구 결과는 스마트 농업 기술.

이번 연구결과는 3월 16일자 학술지에 게재됐다. 천문일지.

솜사탕과 같은 행성계

케플러-51(Kepler-51)은 백조자리 방향으로 약 2,615광년 떨어진 곳에 위치한 별이다. 여기에는 4개의 알려진 행성이 있으며, 그 중 최소 3개는 슈퍼퍼프라고 알려진 희귀한 초저밀도 세계에 속합니다. 이 행성들은 크기는 토성과 비슷하지만 질량은 지구보다 몇 배에 불과합니다. 그 중에서 Kepler-51d는 가장 차갑고 밀도가 가장 낮은 것으로 눈에 띕니다.

“우리는 케플러-51을 공전하는 3개의 내부 행성이 솜사탕과 유사한 밀도를 제공하는 작은 핵과 거대한 대기를 가지고 있다고 생각합니다”라고 연구 당시 펜실베이니아 주립대학교 외계 행성 및 거주 가능 세계 센터 박사후 연구원이자 논문의 제1저자인 제시카 리비-로버츠(Jessical Libby-Roberts)는 말했습니다. “이 초저밀도 슈퍼 퍼프 행성은 드물고 가스 거인이 어떻게 형성되는지에 대한 기존의 이해를 거부합니다. 그리고 하나가 어떻게 형성되었는지 설명하는 것이 충분히 어렵지 않았다면 이 시스템에는 세 개가 있습니다!”

Kepler-51d가 행성 형성 모델을 무시하는 이유

일반적으로 가스 거인은 강한 중력을 생성하는 밀도가 높은 코어로 형성되어 두꺼운 가스 대기를 끌어당겨 붙잡을 수 있습니다. 이 행성들은 일반적으로 우리 태양계의 목성과 토성과 같이 가스 축적을 선호하는 조건이 있는 별에서 멀리 떨어진 곳에서 발달합니다.

Kepler-51d는 이 패턴을 따르지 않습니다. 이 별은 밀도가 높은 핵이 부족한 것으로 보이며 태양을 기준으로 한 금성의 위치와 비슷할 만큼 별에서 멀리 떨어진 곳에서 공전합니다.

현재 탬파대학교 물리학 및 천문학 조교수인 리비-로버츠(Libby-Roberts)는 “케플러-51은 상대적으로 활동적인 별이며, 그 항성풍은 이 행성의 가스를 쉽게 날려버릴 것입니다. 하지만 케플러-51d의 일생 동안 이러한 질량 손실의 정도는 아직 알려지지 않았습니다.”라고 말했습니다. “행성이 더 멀리 형성되어 안쪽으로 이동했을 가능성이 있지만, 이 행성과 이 시스템의 다른 행성들이 어떻게 형성되었는지에 대해 우리에게는 여전히 많은 질문이 남아 있습니다. 다른 곳에서는 본 적이 없는 극단의 조합인 이 세 개의 정말 이상한 행성을 만든 이 시스템은 무엇입니까?”

두꺼운 안개가 숨기고 있는 것

이 행성들은 밀도가 너무 낮기 때문에 과학자들은 이 행성들이 추가 원소와 함께 수소, 헬륨과 같은 경량 가스로 주로 구성되어 있다고 의심합니다. 이러한 요소를 식별하면 행성이 어디서 어떻게 형성되었는지 밝힐 수 있습니다.

Kepler-51d는 직접 이미지화하기에는 너무 멀기 때문에 연구자들은 통과 관찰이라는 방법에 의존합니다. 행성이 별 앞을 지나갈 때, 별빛의 일부가 행성의 대기를 통과하여 구성에 대한 정보를 전달합니다.

“별의 빛은 망원경에 도달하기 전에 행성의 대기를 통해 필터링됩니다.”라고 Libby-Roberts는 말했습니다. “지구의 다양한 색상의 물체가 다양한 파장의 빛을 흡수하는 것처럼 특정 분자가 특정 파장의 빛을 흡수하는 대기에 존재하면 해당 파장의 빛을 차단할 수 있습니다. 다양한 파장, 스펙트럼을 통해 보면 그 구성을 나타내는 일종의 행성 대기 지문을 얻을 수 있습니다.”

극심한 안개로 인해 JWST 관측이 차단됨

NASA의 허블 우주 망원경을 사용한 이전 관측에서는 약 1.1~1.7 마이크론 사이의 근적외선을 포착했습니다. JWST의 더욱 발전된 근적외선 분광기는 그 범위를 5미크론으로 확장했는데, 이는 더 선명한 대기 특성을 제공했어야 했습니다. 대신 연구자들은 뚜렷한 신호를 발견하지 못했습니다.

논문의 저자이자 Penn State Eberly College of Science의 Verne M. Willaman 천문학 및 천체물리학 교수인 Suvrath Mahadevan은 “우리는 행성이 우리가 본 빛의 파장을 흡수하는 두꺼운 안개 층을 가지고 있다고 생각합니다. 그래서 우리는 실제로 그 아래의 특징을 볼 수 없습니다.”라고 말했습니다. “이것은 메탄과 같은 탄화수소를 함유한 토성의 가장 큰 달인 타이탄에서 볼 수 있는 안개와 매우 유사해 보이지만 그 규모는 훨씬 더 큽니다. 케플러 51d는 지구의 반경에 거의 가까운 엄청난 양의 안개를 가지고 있는 것으로 보이며, 이는 우리가 지금까지 행성에서 본 것 중 가장 큰 것 중 하나입니다.”

반지가 관찰을 설명할 수 있을까?

연구팀은 또한 행성에 고리가 있을 가능성을 포함한 다른 설명도 조사했습니다. 특정 각도로 기울어지면 고리가 별빛을 차단하여 행성이 실제보다 더 크고 밀도가 낮아 보일 수 있습니다. 그러나 이 시나리오는 관찰된 데이터와 완전히 일치하지 않습니다.

“대신에 우리는 더 긴 파장에서 더 많은 빛이 차단되는 선형 추세를 봅니다”라고 Libby-Roberts는 말했습니다. “이것은 특이한 현상이며 가장 간단한 설명은 두꺼운 안개입니다. 고리는 수명이 짧고 매우 특별한 물질로 구성되어 있으며 직각으로 위치해야 합니다. 그럴 것 같지는 않지만 완전히 배제할 수는 없습니다. JWST의 중적외선 기기와 같이 훨씬 더 긴 파장에서 행성을 관찰할 수 있다면 고리에 있는 물질을 감지하거나 안개 층의 전체 범위를 볼 수 있을 것입니다.”

다른 슈퍼 퍼프 행성을 미리 살펴보기

추가 관찰을 통해 미스터리를 해결하는 데 도움이 될 수 있습니다. 과학자들은 이제 동일한 시스템에 있는 다른 행성인 Kepler-51b의 JWST 데이터를 분석하여 모든 슈퍼 퍼프 행성이 비슷한 흐릿한 대기를 공유하는지 또는 Kepler-51d가 특이점인지 확인하고 있습니다.

Libby-Roberts는 “천문학자들이 태양계 밖의 행성을 발견하기 전에는 행성이 어떻게 형성되는지 꽤 잘 알고 있다고 생각했습니다.”라고 말했습니다. “그러나 우리는 우리 태양계와 전혀 일치하지 않는 외계 행성을 찾기 시작했고, 행성 형성에 대한 우리의 이해에 큰 도전이 되는 외계 행성을 발견했습니다. 우리는 아직 우리와 같은 태양계를 찾지 못했고, 이 모든 다른 행성들이 어떻게 형성되었는지 설명할 수 있다는 것은 우리가 우주에서 우리의 위치와 큰 그림에 어떻게 적응하는지 이해하는 데 도움이 됩니다.”

연구팀 및 지원

연구팀에는 Libby-Roberts와 Mahadevan 외에도 Penn State의 천문학 및 천체 물리학 부교수 Renyu Hu와 Penn State에서 천문학 및 천체 물리학 박사 학위를 취득한 NASA Goddard 우주 비행 센터의 Caleb Cañas가 포함되어 있습니다. 이 팀에는 캘리포니아 공과대학(California Institute of Technology)의 Aaron Bello-Arufe, Kazumasa Ohno 및 Armen Tokadjian도 포함되어 있습니다. 콜로라도 대학교 볼더(University of Colorado Boulder)의 Zachory K. Berta-Thompson 및 Catriona Murray; 캘리포니아대학교 산타크루즈 캠퍼스의 Yayaati Chachan; 교토 대학의 Yui Kawashima; 오사카 대학의 Kento Masuda; Hobart 및 William Smith 대학의 Leslie Hebb; 텍사스 대학교 오스틴 캠퍼스의 Caroline Morley; Johns Hopkins University의 Guangwei Fu와 Kevin B. Stevenson; 카네기 과학 연구소의 Peter Gao.

NASA는 Penn State Center for Exoplanets and Habitable Worlds의 추가 지원과 함께 JWST 보조금을 통해 이 연구를 지원했습니다. 컴퓨팅 작업은 Penn State Institute for Computational and Data Sciences Advanced CyberInfrastructure를 사용하여 수행되었습니다.