Muon-capture measurement backs QCD prediction

The rate at which protons capture muons has been accurately measured for the first time by the MuCap collaboration at the Paul Scherrer Institute (PSI) in Switzerland. This process, which can be thought of as beta decay in reverse, results in the formation of a neutron and a neutrino. The team has also determined a dimensionless factor that influences the rate of muon capture, which was found to be in excellent agreement with theoretical predictions that are based on very complex calculations.

Muons are cousins of the electron that are around 200 times heavier. Beta decays demonstrate the weak nuclear force in which a neutron gets converted into a proton by emitting an electron and a neutrino. Now, replace the electron with the heavier muon and run the process backwards: a proton captures a muon and transforms into a neutron while emitting a neutrino. This process – known as ordinary muon capture (OMC) – is crucial to understanding the weak interaction involving protons.

The proton and the weak force

The proton's interaction with the weak force is explained by the chiral perturbation theory (ChPT) – an approximation of quantum chromodynamics (QCD) applicable at low particle energies. At such energies, the weak interaction inside a proton is affected by the presence of the strong force. The strength of this weak interaction is determined by certain coupling constants, which must be experimentally established.

"Essentially, these constants represent the basic properties of the proton, and describe the fact that it is not point-like but has a complex internal structure," says Peter Kammel from the University of Washington, Seattle, one of the physicists involved in this research. Three of these dimensionless parameters have been previously measured, but attempts at measuring the fourth, known as "pseudoscalar coupling", provided conflicting results, until now. "Of course," continues Kammel, "the pseudoscalar coupling constant could be calculated quite precisely by using chiral perturbation theory, which predicts a value of 8.26 ± 0.23." In order to measure its value, the physicists had to first determine with a high accuracy the rates at which muon capture takes place.

Capture versus decay

The muons used in the study were produced by smashing protons into carbon targets at an energy of 590 MeV. These collisions produce both positive and negative pi-mesons (or pions), which promptly decay into positive and negative muons, respectively. Muons with an energy of 5.5 MeV are then fired into a MuCap time projection chamber (TPC), which contains ultrapure hydrogen gas at 10 bar.

The negative muons supplant the electrons that orbit the hydrogen nuclei to form a proton–muon bound state, while the positive muons remain free. A small fraction of the bound muons – around 0.16% – will get captured by the proton and disappear, as they form a neutron and a neutrino. All of the remaining muons, both positive and negative, will decay after about two millionths of a second into electrons and neutrinos. The decay times were calculated precisely by measuring the time between the muons entering the TPC and the electrons from the decay exiting the chamber. These decay times were then compared to the well-known free muon decay rate and the difference between the two determines the elusive muon-proton capture rate.

A total of around 12 billion decay events involving negative muons were detected, corresponding to 30 TB of raw data that were analysed. The analysis was performed blind to prevent any unintentional bias from distorting the results and, following the unblinding, the measured muon-capture rate was found to be 714.9 ± 5.4 (stat) ± 5.1 (syst) s–1.

Confirming predictions

Using this figure, the team could calculate the value of the pseudoscalar coupling constant, which worked out to be 8.06 ± 0.48 ± 0.28, consistent with the predictions of ChPT. Although experimental methods to determine the pseudoscalar coupling constant started in the 1960s, it was not until the MuCap experiment that the objective was achieved.

"The nucleon weak-interaction coupling constants played a significant role in understanding the weak and strong interactions," continues Kammel. "The modern description of the process we have investigated is based on ideas proposed by Yoichiro Nambu, for which he won the Nobel Prize for Physics in 2008." The approximate methods of calculation presented by ChPT agree very well with the experimental result, confirming yet another prediction of the Standard Model of particle physics.

شکل‌ دهی میدان‌های مغناطیسی

طرح ارائه شده برای یک پوسته استوانه‌ای با ویژگی‌های مغناطیسی غیرعادی راهی برای متمرکز کردن انرژی میدان مغناطیسی نشان می‌دهد.

 همان‌طور که باریکه نور هنگام برخورد با سطح آب خم می‌شود، خطوط میدان مغناطیسی نیز هنگام نفوذ در یک شی‌ء دارای خواص مغناطیسی، تغییر شکل می‌دهند. گروهی از پژوهشگران در مجله Physical Review Letters گزارشی را منتشر کرده‌اند مبنی بر آنکه از این حقیقت ابتدایی استفاده کرده‌اند و دستگاهی استوانه‌ای را پیشنهاد کرده‌اند که می‌تواند به یک میدان مغناطیسی شکل دهد و انرژی آن را در یک ناحیه از فضا متمرکز کند. این دستگاه می‌تواند حساسیت آشکارساز و یا انتقال‌ دهنده انرژی مغناطیسی را با افزایش بازده آن هنگام انتقال از یک مکان به مکان دیگر بالا ببرد.

 این روش که «اپتیک تبدیلی» نام دارد و حدود 15 سال پیش بنیان نهاده شده است، تبدیل به یک ابزار سودمند برای طراحی مواد جدید به منظور دستکاری نور شده است. شروع کار با یک پرتو نور است که در یک خط مستقیم از میان یک محیط یکنواخت عبور می‌کند. لازمه این روش تصور میزان فشردگی یا کشیدگی مورد نیاز محیط است، به گونه‌ای که خط مستقیم نور را تبدیل به مسیر پیچیده‌تری کند تا شکل مورد نظر بدست آید. بنابراین این «تبدیل» هندسی با کمک قوانین ریاضی دستورالعملی را برای تغییر فضایی ویژگی‌های الکترومغناطیسی منبع ارائه می‌دهد، همان‌گونه که یک محیط بدون تغییر، نور را باید در مسیر مشخصی خم ‌کند.

آلوارو سانچز و همکارانش در دانشگاه خودگردان بارسلونا این تفکر را در مورد میدان‌های مغناطیسی ایستایی بکار برده‌اند. آن‌ها می‌خواستند دستگاهی را طراحی کنند که بخشی از میدان مغناطیسی را در یک فضای کوچکتر فشرده کند تا چگالی انرژی آن را تقویت و آشکارسازی آن را آسان‌تر کنند. آن‌ها تصور کردند یک پوسته استوانه‌ای بسیار نازک و بی‌نهایت بلند را در این میدان مغناطیسی قرار داده‌اند. سپس با ثابت نگه داشتن قطر خارجی استوانه، آن‌ها تبدیلی را پیدا کردند که به پوسته ضخامت محدودی داده و به این ترتیب قطر داخلی را کاهش دهند. این تبدیل، میدان مغناطیسی درون استوانه را در حجم کوچکتری فشرده می‌کند و شدت آن را افزایش می‌دهد. اما از آنجا که پوسته مغناطیسی اصلی شامل هیچ میدان مغناطیسی نبود، این پوسته اضافی نیز پس از انتقال هم‌چنان عاری از هر انرژی میدان مغناطیسی باقی می‌ماند.  

جای تعجب نیست، پوسته تولید شده به این روش ویژگی‌های عجیب و غریبی دارد. میدان مغناطیسی در سطح خارجی باید بدون هیچ مانعی از میان پوسته عبور کرده و در سطح داخلی نمایان شود. برای یک کار برجسته نیاز است خواصی که نفوذپذیری مغناطیسی نامیده می‌شود، در جهت شعاعی نامحدود باشد. از طرف دیگر این نفوذپذیری در جهت محیط دایره باید صفر باشد چون هیچ میدانی به طور دایروی از میان پوسته عبور نمی‌کند. چنین ماده‌ای وجود ندارد اما سانچز و همکارانش می‌گویند که یک تقریب خوب از پوسته می‌تواند با جایگزین کردن آرایش ماده فرومغناطیس با آرایش ابررسانا ساخته شود. در حالت اول میدان به آسانی عبور می‌کند در حالی که حالت دوم مانع عبور میدان می‌شود. چنین دستگاهی هنگامی‌ که در یک میدان مغناطیسی با منبع خارجی قرار می‌گیرد، میدان عبوری را «برداشت» کرده و آن را درون پوسته متمرکز می‌کند.

این تیم سپس نشان داد که اگر یک منبع میدان مغناطیسی مانند آهنربای میله‌ای درون پوسته قرار گیرد، میدان بیرونی در مقایسه با سایر حالت‌ها، مقدار بیشتری خواهد داشت. سانچز توضیح می‌دهد که پوسته انرژی میدان مغناطیسی را چه در داخل و چه در خارج، از خود می‌راند و این شامل منبع نمی‌شود. چنین پوسته‌هایی ممکن است روشی برای بهبود بازده انتقال انرژی بی‌سیم را ارائه کنند. منبع اگر درون یک پوسته قرار گیرد، قدرت آن بیشتر می‌شود. و پوسته‌ای دیگر که در فاصله‌ای نه‌چندان دور از آن قرار دارد، می‌تواند بخشی از این میدان را درون خود متمرکز کند. میدان‌های مغناطیسی به شدت ایستا هیچ انتقال انرژی را دربرنمی‌گیرند اما این تیم نشان می‌دهد که انرژی یک میدان کمی متغیر، مانند آنچه که برای شارژ دستگاه‌ها به طور بی‌سیم استفاده می‌شود، می‌تواند درون پوسته دوم گیراندازی شود.

استیون کامر از دانشگاه دوک در دورهام می‌گوید: «این فیزیک قطعاً جدید و جالب توجه است.» او اشاره می‌کند که این روش در مقایسه با روش‌های موجود برای دستکاری میدان مغناطیسی با توجه به آنکه در آن از مواد مغناطیسی استفاده می‌شود، سودمند‌تر است. هم‌چنین او می‌افزاید مخصوصاً اگر ابررساناهای موجود در دمای اتاق توسعه پیدا کنند، ساخت وسایل مورد نیاز برای این کار آسان خواهد شد.

لینک منبع

نگاهی بر اولین لحظات جهان

مدل جدید کیهانشناسی، توصیف اولین دوره زمانی جهان را به چالش کشیده است؛ دوره ای که با مدل های جاری قابل دسترسی نیست. تورم کیهانی(Cosmological Inflation)، فرضیه ای که بنابر آن، جهان اولیه یک انبساط بی نهایت سریع را تجربه می کند، یک الگوی مورد پسند در کیهانشناسی مدرن است. این نظریه به شکل موفقیت آمیزی توضیح می دهد که چگونه افت و خیزهای کوانتومی خلاء، که در حدود 36-10 ثانیه پس از مهبانگ شروع می شود، می تواند به ساختار بزرگ-مقیاس جهان ما بیانجامد و منجر به پیش گویی هایی شود که با گستره وسیعی از مشاهدات کیهانشناسی تایید شده است. با این وجود کیهانشناسی تورمی نمی تواند نظریه ای نهایی برای جهان باشد. بر طبق این نظریه اگر جهان را در زمان به عقب برگردانیم، بسیار داغ و پر چگال می شود و در نتیجه قوانین فیزیک، که تورم بر پایه آن بنا شده است (نسبیت عام کلاسیکی)، شکست می خورد. در دوره زمانی مشهور به پلانک – که به یک ثانیه پلانک یعنی 43-10 ثانیه، بعد از مهبانگ می رسد، نیروی گرانشی به مقادیر قابل مقایسه با نیروهای اساسی دیگر رسیده و در این رژیم اثرات گرانش کوانتومی اهمیت می یابند و سبب  ایجاد شرایطی می شود که فراتر از فهم و درک سنتی از فضا و زمان است.
 

چه شرایطی مقدم بر تورم وجود داشته و تا چه حدی این شرایط پیش گویی های مدل تورمی را تحت تاثیر قرار می دهد؟ چنین سوالات اساسی کیهانشناسی بی پاسخ مانده اند، چون ما هنوز نظریه ای را سراغ نداریم  که با فیزیکِ پیش از نظریه تورم درگیر باشد و بتواند با ملایمت آن را به دوره تورمی متصل کند. در مجله فیزیکال ریویو لترز (PRL)، اگالوو و همکارانش در دانشگاه ایالتی پنسیلوانیا در پارک دانشگاهی، گرانش کوانتومی حلقوی (LQG) - نظریه ای که نامزدی برای گرانش کوانتومی  محسوب می شود– را اتخاذ کرده و از آن برای بسط سناریوی تورمی تا دوره پلانک مورد استفاده قرار داده اند. نویسندگان این مقاله همچنین دریافتند که ویژگی های فاز پیش تورمیِ در نظر گرفته شده، می تواند از یافته های کیهانشناختی قابل مشاهده نیز نتیجه گردد. بنابراین از این طریق  فرصتی برای آزمودن گرانش کوانتومی و سنجش پیش تورمی در مشاهدات نجومی آینده فراهم می آید.

در دهه 1980 گاث، لینده،آلبرشت، و اشتاینهارت نظریه تورم کیهانشناختی را برای توضیح دو معما در مدل مهبانگ کیهانشناسی پیشنهاد دادند: چرا جهان ما تقریباً تخت است (یعنی می تواند بعنوان یک فضای اقلیدسی با انحنای بسیار بسیار کوچک توصیف گردد) و چرا اینگونه به نظر می رسد که نواحی بسیار دور در جهان یک همبستگی غیرتصادفی در دماهایشان دارند. مدل تورمی پاسخ هایی را برای این سوالات فراهم می کند، با اصل قرار دادن اینکه جهان به سرعت با فاکتور حداقل 1078،در دوره زمانی اولیه تحول کیهانی، بسط یافته است. مدلهای بسیاری از تورم وجود دارد، اما به شکل کیفی همه آنها به فیزیک مشابهی منجر می گردد: در طی تورم، افت و خیزهای کوانتومی خلاء به افت و خیزهای چگالی منجر می شود که بعنوان بذرهای اولیه ساختار بزرگ مقیاس جهان کنونی عمل کرده اند. چون این افت و خیزهای چگالی همراه با افت و خیزهای دمایی هستند، نقش قابل مشاهده ای را روی تابش زمینه ریز-موج کیهانی (CMB) می گذارند- به محض اینکه انبساط جهان به فوتونها این امکان را بدهد که آزادانه در فضا حرکت کنند، تابش حرارتی آزاد می شود. پیش گویی های بعمل آمده توسط نظریه تورمی کاملاً با اندازه گیری های مدرن CMB تایید شده است.
برخلاف موفقیت های قابل ملاحظه ی نظریه تورمی، این نظریه مشکلات مختلفی نیز دارد. اولین آنها "مسئله تکینگی" است. در سال 2003 بورده و همکارانش نشان دادند که مدل تورمی پیش بینی می کند که جهان، در صورتی که از لحاظ زمانی به عقب باز گردد به یک نقطه چروکیده میشود- تکینگی مهبانگ- که در آن چگالی انرژی، انحنای فضا-زمان و دما بینهایت هستند. چون نسبیت عام تحت این شرایط فرو می ریزد نظریه تورمی با نزدیک شدن به نقطه تکینگی، نمی تواند معتبر باقی بماند. مشکل دیگرِ مدل تورمی مسئله ی "ترانس-پلانکیان" است: بر اساس این مدل مقیاس های کیهانشناختی جاری از ویژگی هایی نشأت می گیرند که کوچکتر از طول پلانک در آغاز تورم است. طول پلانک ( فاصله طی شده توسط نور در یک ثانیه پلانک) مقیاس طول طبیعی در دوره ی پلانک  است. اما در چنان مقیاس کوچکی، توصیف کلاسیکی فضا-زمان و گرانش نامعتبر است.
در چگالی و انرژی های بالای رژیم پیش تورمی، انتظار می رود اثرات نیروی گرانشی نیز نقش بازی کنند، تحت چنان شرایطی یک نظریه کوانتومی جدید، برای توصیف ریز-ساختار فضا-زمان  نیاز است؛ درست شبیه راهی که مکانیک کوانتومی ریز-ساختار ماده را توصیف می کند. گرانش کوانتومی حلقوی تلاشی است برای ترکیب مکانیک کوانتومی و نسبیت عام. در این نظریه هندسه ی پیوسته کلاسیکی فضا-زمانی با هندسه گسسته کوانتومی جایگزین می شود: می توان فضا را متشکل از "حلقه" های محدود ریز در نظر گرفت.
در طول دهه گذشته، به امید درک فیزیک دوره پلانک و حل مشکلات تکینگی مدلهای مختلفِ کیهانشناختی که شامل تورم می شوند، مدل LQG بکار گرفته شده است (نظریه ای که بعنوان کیهانشناسی کوانتومی حلقوی شناخته شده). اگرگسستگی فضا از چنان اهمیتی برخوردار نباشد، معادلات LQG، مدلهای کلاسیکی کیهانشناسی را بی نهایت خوب تخمین می زنند (شبیه پدیدار شدن مکانیک کلاسیک از مکانیک کوانتومی وقتی اثرات کوانتومی قابل چشم پوشی باشند). با این وجود تفاوت ها زمانی بارز می شوند که انحنای فضازمانی  اهمیت یابد. درمدل LQG ، جهان از تکینگی پدیدار نمی شود بلكه به جای  "مهبانگ" ، "جهش بزرگ" جایگزین می گردد يعني: شروع دوره انبساط به دنبال دوره ی انقباض فاز اوليه جهان. در کاري كه اگالوو و همکارانش انجام داده اند الگوی جهش LQG را پذیرفته شده و مشکل تکینگی مرتفع می گردد. ایده اصلی این گروه تحقیقاتی اين است که در فاز نزدیک به جهش، افت و خیزهای خلاء در طول یک هندسه فضا- زمانی غیر کلاسیکی و کوانتیده و در حجم کوچک تقريباَ 103 مكعب طول پلانک رخ می دهد. این افت و خیزها به عنوان بذرهای اولیه ساختار بزرگ-مقیاس جهان ما عمل می کنند. چون یک نظریه کامل گرانش کوانتومی هنوز قابل دسترسی نیست این محققان بایستی خودشان را به یک تقریب محدود می کردند: آنها افت و خیزها را با استفاده از نظریه میدان کوانتومی استاندارد برطرف می کنند ( همانند کیهانشناسی تورمی). آنان، مزیت نتایج اخیر را اخذ کرده و چگونگی نمو و رشد این افت و خیزها در فضا زمانی که با تکینگی LQG کوانتیده شده را مطالعه می کنند. چون الگوی تورمی از طریق LQG به دوره پلانک توسعه می یابد، ناسازگاری ترانس-پلانکیان نیز حل می شود، چنانچه LQG طولهای زیر-پلانک را به سختي مورد عمل قرار می دهد. بايستي توجه كرد كه سازگاری تحليل آنها به يك فرض مهم متكی است: افت و خیزهای خلاء کوانتومی، هندسه کوانتومی مورد نظر را تحت تاثیر قرار نمی دهد. نویسندگان این مقاله نتیجه می گیرند که برای کلاس بزرگی از شرایط اولیه ممکن، افت و خیزهای خلاء در آغاز تورم، شبیه آنچه در تورم استاندارد مورد بررسی قرار گرفته است، یک مسئله اساسی بشمار می رود. مدلِ بر پایه LQG ی آنها که به شکل شماتیک در شکل 1 نشان داده شده است، سازگار با پیشگویی های نظری تورمی است و آن را به شکل پیوسته ای به دوره پلانک تعميم مي دهد. با این وجود برای زیرمجموعه ای از چنان شرایط اولیه ای، حالت خلاء ای که LQG پیش بینی کرده به شکل ماهرانه ای متفاوت از آن چیزی است که در تورم فرض شده است. این موضوع به اثر قابل مشاهده بالقوه گرانش كوانتومی می انجامد که می تواند در آزمایشات دقیق CMB ظاهر شود؛ شبیه خواص آماری غیرگاوسی توزیع دمایی ( که اننظار می رود مجزای از پیش گویی های مدل های تورمی استاندارد باشد). چنانچه مشاهدات آینده پیش بینی های LQG را تایید کند دوره دور از دسترس جهان اولیه برای کیهانشناسی، قابل دسترس خواهد بود. با نگاه به جهان بسیار اولیه، زمانی که گرانش با دیگر نیروها هم تراز بوده، می توان کلیدی را برای یک نظریه کاملاً سازگار بدست آورد که نسبیت عام و مکانیک کوانتوم را متحد کند.
 

Mesons measure collision temperatures

A new method to accurately work out the temperature of a quark–gluon plasma has been developed by researchers at the Compact Muon Solenoid (CMS) collaboration at the Large Hadron Collider (LHC) at CERN. The technique involves looking at the behaviour of certain mesons in lead–lead collisions. While a similar result was reported last year, this latest effort is claimed to be much stronger and more statistically significant.

Cosmologists and particle physicists have long been keen to understand in what state matter existed in the primordial universe. Theories suggest that in the first few microseconds after the Big Bang, the basic building blocks of matter – quarks and gluons – were not bound within composite particles such as protons and neutrons, as they are today. Instead, they existed in a "quark–gluon plasma" – a sort of hot, dense soup-like medium in which the quarks and gluons (the carriers of the strong nuclear force) exist as free entities.

As the strong force does not diminish as the distance between quarks is increased, a very large amount of energy is necessary for the bound quarks to remain free. As a result, the QGP can only exist for very short times and at very high temperatures. When heavy particles such as lead nuclei collide in the Large Hadron Collider, a QGP could form in a number of ways. But it is not easy to tell if this extreme state of matter has formed, and it is even more difficult to measure it as it is expected to be at trillions of degrees.

Excited particles

One of the ways in which the CMS collaboration looks to see if a QGP has formed is to look at the effect its formation would have on other particles. One of the signs the researchers look out for is the sequential melting of excited states of the upsilon mesons (ϒ) – a bound state of a quark and its anti-quark – that emerges from heavy-ion collisions. It exists in three states, each of which have identical properties, but different binding energies. These are referred to as 1S, 2S and 3S. The more excited a state is, the less tightly bound are its quarks, meaning that 1S is the ground state, while 2S and 3S are loosely bound excited states that would melt more easily in the presence of a QGP.

"Here at the CMS, we can distinguish the signatures of the three states very clearly and distinctly, because of the excellent mass resolution of the CMS detector," explains Nuno Leonardo, from Purdue University, who is a member of the CMS collaboration and was one of the leaders of this experiment. The melting of these states is actually observed as a "suppression of states" – that is, fewer mesons are produced in lead–lead (Pb–Pb) collisions, compared with the number produced in proton–proton (p–p) collisions, which are known not to produce a QGP at all, making the p–p a reference system. For the three states, the fraction of ϒ(2S) and ϒ(3S) particles produced relative to ϒ(1S) in the Pb–Pb collisions should be less than the fraction for collisions between protons, where the suppression would not exist. "This is what we exploit to measure the temperature of the QGP," says Leonardo.

Foggy effects

Ian Shipsey, another team member and the chairperson elect of the CMS Collaboration Board, refers to the suppression as a "screening effect". He explains that the QGP screens the quark and its antiquark from their binding forces, making them fall apart even quicker than usual. "It is a bit like two people standing close to each other in a room...they form our ϒ particle. Even if there is a fog in the room, they can see each other as they are standing close," he explains. "But for the 2S and 3S states, they are further apart and so there is more fog between them and they cannot see each other. In this case, the fog is the QGP and the two people are the quark and its anti-quark, that now act as free particles and so do not form a ϒ particle anymore," he told physicsworld.com. Shipsey extends his fog analogy by saying that the p–p system has no fog at all, while for the Pb–Pb system the fog was expected, and now they have the evidence for it.

To determine the actual temperature of the plasma, the researchers use models that link binding energy with the temperature and the fact that the suppression of the states becomes more pronounced at higher plasma temperatures. "We know that the 3S is the least tightly bound and so if the temperature is at a certain value, the 3S will be the first to break," says Leonardo. Similarly, at consecutively higher temperatures, the 2S and then the 1S states would be expected to break.

Suppressed states

"With the current CMS data, we found that the 3S state is completely gone, the 2S is significantly suppressed but the 1S is very subtly suppressed," explains Shipsey. He says that the slight suppression of the 1S state may not be due to the QGP at all, but because "the amount of 1S observed depends in part on how much 2S and 3S are present as both of these states can disintegrate forming a 1S. If the 2S and 3S are suppressed the 1S is automatically suppressed". This means that the QGP formed is at an intermediate temperature, and not at the highest temperature theoretically expected. With the new data from 2012, the statistical significance of the researcher's findings has increased from 2.4σ to 5σ – the golden standard for a particle-physics discovery. To ensure the effects that they have observed are really a QGP being formed, the researchers plan to look at proton–lead (p–Pb) collision taking place at the LHC early next spring, which would serve as a middle ground. These collisions would also allow the team to ensure that the fog is produced by a QGP and not a phenomenon known as "cold nuclear effects" that could produce their own fog or screening effect. So the p–Pb system would provide a final qualification.

اسرار جهان نخستین در دل کهکشان‌های دوردست

بررسی کهکشان‌های اولیه کیهان که در زمان کمی نسبت به دیگر کهکشان‌ها پس از انفجار بزرگ بوجود آمده‌اند، این امکان را به دانشمندان میدهد تا پرسش‌های راجع به جهان اولیه را پاسخ دهد. جدیداً گروهی از این دانشمندان موفق شدند که حدود هفت عدد از این کهکشان‌ها را کشف کنند.

 

منجم‌ها با دقت در یافته‌های کیهان دور٬ هفت کهکشان را مشخص کردند که فاصله‌ی بسیار دور آن‌ها نشان می‌دهد که در کمتر از ۶۰۰ میلیون سال پس از انفجار بزرگ بوجود آمده‌اند. کشف تعداد زیادی از این کهکشان‌های کهن این فرصت را به پژوهش‌گران می‌دهد تا پرسش‌های اساسی راجع به جهان تازه متولد شده مطرح کنند. به طور مثال٬ این پرسش که٬ چه زمانی نور از ستاره‌ها و کهکشان‌های اولیه به بخش‌های اولیه تاریک کیهان نفوذ کرده است. به گفته‌ی آوی لوئب(Avi Loeb)٬ منجم از دانشگاه هاروارد که مشارکتی در این پروژه نداشته است،«این یک مطالعه‌ی علمی در ارتباط با مسئله پیدایش است».

این یافته‌ها حاصل تلاش تلسکوپ فضایی هابل است که در ماه‌های سپتامبر و آگوست بیش از صد ساعت مشاهده عمیق در بخشی از آسمان انجام داده است. این ناحیه در جنوب صورت فلکی فورنکس(Fornax) قرار دارد. این پروژه مشابه آن چیزی است که در سال 2009 انجام شد. در آن پروژه یک هدف خاص تحت یک نوردهی طولانی مدت قرار گرفته بود که عنوان این پروژه میدان ماورای عمیق هابل بود.

گروهی از منجم‌ها به سرپرستی ریچارد الیس از کلتک مجدداً نگاهی به این ناحیه انداختند٬ اما این بار با زمان نور دهی بیشتر و همچنین با بهره‌گیری از فیلتر‌های اضافه که به نور ضعیف قرمزی که از کهکشان‌‌های دور دست می‌آید حساس است. سرشماری‌های جدید در مجله‌ی Astrophysical Journal Letters آورده می‌شود. این سرشماری شامل هفت کهکشان در فاصله‌های بسیار دور است. یکی از این هفت‌عدد در بین بقیه رکورد شکن می‌باشد؛ این کهکشان تنها 380 میلیون سال پس از انفجار بزرگ دیده شده است.

از آن‌جایی که کیهان پس از انفجار بزرگ در حال منبسط شدن می‌باشد، 13.7 میلیارد سال پیش، نوری که از این اجسام دور ساطع شده تازه هم اکنون به زمین رسیده است.  این به این معنا است که این اجسام  در طول نخستین دوره رشد کیهان پدیدار شده‌اند. مسافت این اجسام دور معمولاً بر حسب معیار انتقال به سرخ بیان می‌شود. هر میزان که مسافت یک جسم بیشتر باشد انتقال به سرخ آن نیز بیشتر است.

هفت کهکشانی که توسط  الیس و همکارانش معرفی شده است همگی انتقال به سرخ بیشتر از 8.5 را دارند. یکی از این کهکشان‌ها به عنوان یک جسم کم نور ضعیف٬ پیش‌تر توسط منجم‌ها مشخص شده بود، به گفته ی الیس ممکن است انتقال به سرخ این کهکشان 11.9 باشد. دیگر نقشه برداری(یافته‌های) اخیر هابل٬ تعداد پراکنده کمی از کهکشان‌های دوردست را پیدا کرده است که امکان انتقال به سرخ برای آن‌ها در بازه 8.5 تا 10 است. در آن یافته‌ها تاثیرات گرانشی کهکشان‌هایی که در میانه راه قرار دارند بر روی اعوجاج و بزرگ نمایی نوری که از کهکشان پشت سر آن‌ها می‌آید٬ دخیل شده است. با توجه به آن یافته‌ها (که به CLASH شناخته می‌شود)، منجم‌ها در ماه نوامبر خبر از کشف کهکشانی دادند که انتقال به سرخ آن 10.8 است. این کهکشان  در صورت فلکی ‌Camelopardalis قرار دارد.

به گفته جمز دانلپ٬ منجم در دانشگاه ادینبرگ که با الیس مشغول به کار هست: «اگر بخواهیم به طور کلی صحبت کنیم نتایج آن‌ها (CLASH) با نتایج ما سازگاری دارد». طبق گفته الیس چیزی که بیشتر از هر رکورد شکنی‌ا‌ی اهمیت دارد این است که از سرشماری این کهکشان‌های دور بتوان حرفی در ارتباط با یکی از مهمترین رخدادهای اولیه کیهان، یعنی بازیونیزه شدن کیهانی (cosmic reionization) زد. باز یونیزه شدن زمانی اتفاق می‌افتد که نوری که از ستاره‌ها و کهکشان‌های نخستین  به بخش تاریک کیهان نفوذ می‌کند اتم‌های هیدروژن را به الکترون‌ها و پروتون‌های مجزا تبدیل کند که موجب شود کیهان برای نور معمولی شفاف شود.

این فرایند 200 میلیون سال بعد از انفجار بزرگ آغاز شده است. این در حالی است که منجم‌ها دقیقاً مطمئن نیستند که این فرایند چگونه آغاز شده است. در برخی نقاط٬ ستاره‌های نخستین مشتعل‌تر می‌شدند و خود را داخل کهکشان‌ها به دام می انداختند، اما تنها زمانی که ستاره‌ها و کهکشان‌های کافی حضور داشتند این امکان برای آن‌ها وجود داشت تا نواحی تاریک را نورانی کنند. پی بردن به این که چه تعداد از این کهکشان‌ها در آن‌جا حضور داشتند و یا این‌که در چه زمانی می‌زیسته‌اند به دانشمندان کمک می‌کند تا بفهمند که باز یونش به سرعت رخ داده است و یا در طی زمان صورت گرفته است.

یافته‌های جدید نشان می‌دهد که ممکن است به مرور زمان این اتفاق افتاده باشد. تعدادی از این کهکشان‌های نخستین٬  انتقال به سرخ‌های متفاوت دارند. این موضع این پیشنهاد را مطرح می‌کند که این اتفاق امکان دارد در طول زمان رخ داده باشد٬ درست همان زمانی که ستاره‌ها به صورت توده‌ایی چگال و داغ اطراف کیهان اولیه را در بر گرفته‌اند. «سپیده‌دم کیهانی شاید تنها رخداد مهیج  نباشد» این حرف را الیس در 21 دسامبر در نشست خبری گفت. روگیرد وینهورست منجم در دانشگاه ایالتی آریزونا٬ در تمپ می‌گوید که از اینکه در جستجو‌های جدید تنها هفت کهکشان پیدا شده، تعجب کرده است. او پیشنهاد می‌کند که ممکن است تعداد بیشتری از این کهکشان‌ها در داده‌ها وجود داشته باشند که به خاطر نور دیگر کهکشان‌ها و یا کهکشان‌ها و ستاره‌های نزدیک دیده نشوند.

برای پاسخ به هر پرسش تردیدآمیز باید تا سال 2018 که تلسکوپ فضایی جمز وب به آسمان پرتاب می‌شود صبر کرد. نقطه قوت این تلسکوپ نسبت به تلسکوپ هابل این است که می‌تواند طول موج مادون قرمز مربوط به نور ضعیفی که از کهکشان‌های دور دست می‌آید را اندازه گیری کند. طبق گفته الیس:«پیش‌بینی ما این است که کهکشان‌های بیشتری وجود داشته باشند».

لینک منبع مقاله

Star seen whizzing around supermassive black hole

Astronomers using the Keck telescope have found a new star orbiting very near to the supermassive black hole believed to be at the centre of the Milky Way. This is only the second star that researchers have observed completing an entire orbit – and its discovery confirms the black hole's presence beyond reasonable doubt. Future observations of both orbiting stars could provide a unique test of general relativity.

The Keck telescope atop Mauna Kea in Hawaii has been used since the mid-1990s to systematically probe the area surrounding the centre of the Milky Way. In doing so, astronomers revealed several stars that appear to be orbiting a central object dubbed Sgr A* ("Sagittarius A Star"). From measurements of the stars' orbital characteristics, it was calculated that Sgr A* must weigh in at around four million times the mass of the Sun. The only known astrophysical object that could be so massive, yet exist in such a small space, is a black hole. However, only the orbit of one star – S0-2 – had data covering its entire 16.5 year journey around the centre. Data on the rest of the stars cover less than 40% of their orbits – the remainder has been projected using modelling. In order to characterize an orbit, astronomers believe that 50% of a star's orbit needs to be observed. With only S0-2 breaking this threshold, some sceptics questioned whether a central black hole existed at all.

Better adaptive optics

Now, astronomers, including Andrea Ghez at the University of California, Los Angeles, have revealed the discovery of a new star named S0-102. "The orbital period of this star is just 11.5 years – the shortest of any star known to orbit the black hole," Ghez told physicsworld.com. "Improvements in adaptive optics have allowed us to find fainter stars and measure them more acurately," she says. With adaptive optics, the telescope's mirror is not a single surface, rather a tiled surface made up of smaller mirrors. A laser guide is fired into the sky above the telescope and the distortion of the laser due to atmospheric turbulence is measured. The shape of the mirror can then be adapted by moving individual tiles in order to compensate for the distortion.

This technique will also allow the future observation of S0-102 at apoapsis – its furthest distance from the black hole. "This will reduce our uncertainties in parameters like the black hole's mass," says Ghez. Having a second star to observe will also allow astronomers to improve their understanding of S0-2's orbit. In particular, it will help provide a more precise measurement of S0-2's periapsis – its closest approach to the black hole – in 2018. During periapsis, the star experiences a stronger gravitational force, causing an additional redshift in its light. The precise amount of redshift is predicted by Einstein's general theory of relativity. The experiment can be repeated when S0-102 reaches its own periapsis in 2021.

General relativity also predicts the precession of a star's periapsis. "The fact that space is warped by the gravity of the black hole means that orbits overshoot each time. The point of periapsis moves on in the direction that the star is already orbiting," explains Ghez. This is similar to the precession of Mercury's orbit within our own solar system – a puzzle that, when explained by Einstein in 1915, provided an early endorsement of his ideas.

Unknown parameter

However, this particular test of relativity is not possible with a single star. "The situation isn't as simple as two stars orbiting a single black hole," says Ghez. "There are likely to be other things orbiting in there too, such as stellar-mass black holes and neutron stars," she adds. This means that the orbiting stars do not see a symmetrical distribution of mass as they pass through this crowded region. If general relativity is to be tested, it has to be treated as an unknown parameter. If the mass distribution is also unknown, you need two stars to solve the equations. "With future advances in adaptive optics, and the next generation of telescopes, we will now be able to see whether Einstein's relativity stands up in this extreme gravitational environment," Ghez hopes. "It is pretty spectacular that they've observed the whole orbit of a second star," Nils Andersson, head of the General Relativity Group, at the University of Southampton, UK, says. "It shows there has to be a black hole in the centre, and it helps pinpoint how massive it is," he adds. However, he believes there are stronger tests of general relativity. "I think the best test beyond the solar system is still two pulsars orbiting around each other. That sort of system puts more constraints on Einstein's theory," he explains.

فیزیک آب: کشیدگی تا حد ممکن

آب مایع هنگامی که نسبت به یک دمای خاص گرم‌تر – یا سردتر- می‌شود، انبساط پیدا می‌کند. این دمای ویژه با کشیده شدن مایع افزایش می‌یابد. آزمایش‌های انجام شده بر روی آب تحت تنش بسیار زیاد، امکان ردیابی این رفتار متمایز را تا محدوده فشار منفی فراهم کرده است.
 
یکی از جالب‌ترین نمود‌های نیروهای چسبندگی در مواد، توانایی مقاومت مایعات در برابر فشار منفی یا تنش است. هنگامی که مایعی تحت تنش بسیار بالا قرار می‌گیرد، به جای آنکه به دیواره‌های ظرف فشار وارد کند، این دیواره‌ها را به طرف خودش می‌کشد. قدرت کششی مایع کاملا قابل توجه است: در واقع بر اساس معادله معروف واندروالس، یک مایع می‌تواند در برابر کششی که 27 برابر فشار بحرانی آن است مقاومت کند. اخیرا مونا المکی عزوزی (Mouna El Mekki Azouzi) و همکارانش در مقاله‌ای که در مجله نیچر فیزیک (Nature Physics) چاپ شده است، طرحی را گزارش نموده‌اند که خبر از آزمایش‌هایی با کشش بالاتر از یک کیلو بار می‌دهد.

معمولا مایعات هنگامی که تحت تنش قرار می‌گیرند، به طور ذاتی نیمه پایدار هستند. یعنی اگر دما و حجم آن‌ها را ثابت نگه داریم، به طور خود به خود حباب‌هایی در داخل آن‌ها شکل می‌گیرد که باعث تولید یک حفره بخار می‌شود و امکان حضور فازهای مایع و گاز را به طور همزمان فراهم می‌آورد. علی‌رغم این خاصیت نیمه‌پایداری، قدرت کششی مایعات به شکل هوشمندانه‌ای در طبیعت مورد استفاده قرار می‌گیرد. به عنوان مثال می‌توان به بالا رفتن آب در آوندهای گیاهان و پراکنده شدن هاگ‌های سرخس‌ها اشاره کرد. رسوخ سیالات در مواد معدنی نیز یکی دیگر از این مثال‌ها است. این نوع رسوخ که در نتیجه رشد، شکست و شکل‌گیری مجدد بلورها در یک محیط سیالی اتفاق می‌افتد، پایه و اساس آزمایش‌های المکی عزوزی و همکارانش است و اغلب می‌تواند تحت شرایط نیمه پایدار همچون حضور تنش در مقیاس‌های زمانی زمین‌شناختی دوام بیاورد. تحقیقاتی که هدف آن‌ها مهار کردن مایعات تحت تنش برای کاربردهای عملی است، ایده‌های بسیار جالبی را مطرح نموده‌اند که «درخت ترکیبی» نمونه‌ای از آن‌ها است. چنین مفاهیمی می تواند کاربردهای تجاری نیز داشته باشد.

همانند محیط سیال در اکثر کاربردهای شناخته‌شده یا پیشنهادشده فشار منفی در مایعات، به ويژگی‌های فیزیکی ماده و محلول‌های آبی تحت فشار منفی علاقه‌مندیم. به علاوه آب رایج‌ترین مایعات، ویژگی‌های متمایزی داراست که آن را در مقایسه با اکثر مایعات غیرعادی می‌کند. چگونگی تاثیر فشار منفی بر ناهنجاری آب، پرسشی است که حقیقتا ارزش بررسی را دارد.

یکی از شناخته‌شده‌ترین ويژگی‌های آب، انبساط آن به هنگام سرد شدن است. در فشار جو، چگالی آب مایع در دمای ۴ درجه سانتی‌گراد به بیشینه می‌رسد و چه در بالای این دما گرم (رفتار بهنجار) یا در زیر آن سرد (رفتار ناهنجار) شود، منبسط می‌گردد. هرچه فشار بیشتر باشد، این دمای چگالی بیشینه (TMD) کمتر است. بنابراین یکی از سوالات مهم این است که آیا با کشیدن آب، TMD افزایش می‌یابد یا این روند معکوس می‌شود و مکان TMD در نهایت در جهت دماهای کمتر حرکت می‌کند. هر کدام از این فرض‌ها تاثیرات مهمی بر ویژگی‌های ترمودینامیکی آب در بازه گسترده از دما و فشار دارد.

المکی عزوزی و همکاران، آب حاوی ناخالصی کوارتز را مطالعه کردند (شکل ۱). پس از سرد شدن، این نمونه مسیری از چگالی ثابت را دنبال می‌کند که منجر به کاهشی شدید در فشار می‌شود. بنابراین نمونه تحت تنش در نهایت حباب ایجاد می‌کند تا تنش را رفع کند. گرمایش بعدی باعث انبساط مایع می‌شود و دوباره کل حجم را پر می‌کند.

با تکرار این چرخه به دفعات، آن‌ها توانستند آماری از مراتبی پیدا کنند که در طی تبرید با آهنگی ثابت و تا یک دمای معین، حباب ایجاد نمی‌شود. داده‌های آنان با تخلیه توسط هسته‌سازی همگن (شکل‌گیری تخلیه بخار در حجم مایع به جای سطح کوارتز) سازگار است. به علاوه پس از برقراری وابستگی تنش سطحی آب به شعاع خمش سطح مایع/بخار، این داده‌ها را می‌توان با نظریه هسته‌سازی کلاسیکی به شکل کمی توصیف کرد.

 پیشرفتی که توسط المکی عزوزی و همکارانش ارایه شده، تحلیل آماری داده‌های تخلیه به دست آمده از یک ناخالصی است. این روش در کنار نظریه هسته‌سازی بنیادی، نویسندگان را قادر ساخته تا اطلاعات ارزشمندی در باره سدهای انرژی آزاد خلأزایی و حجم بحرانی حباب‌ها را استخراج کنند که خلأزایی ماکروسکوپی را تسریع می‌کنند.

المکی عزوزی و همکارانش دمای آب‌های کشیده‌شده خود را اندازه‌گیری کردند و معادله حالتی را برای محاسبه فشار به کار بردند. آن‌ها تنش‌های بیشینه ۱.۲ کیلوبار را در این آزمایش‌ها تخمین زدند و نقطه‌ای را روی خط TMD در فشار بسیار منفی نزدیک به 300 K و 0.92 g cm-3 مشخص نمودند. برای دنبال کردن تحول مکان TMD به تنش‌های بالاتر، نیاز به آزمایش‌های اضافی با استفاده از نمونه‌هایی با چگالی کمتر است. اندازه‌گيری‌های این گروه علاوه بر کار قبلی آنجل و همکارانش، عمیق‌ترین نفوذ سیستماتیک را به ناحیه فشار منفی نمودار فاز آب نشان‌ می‌دهد. محل جدید TMD اشاره می‌کند که این خط منحنی اسپینودال را (که در امتداد آن مایع نسبت به بخار ناپایدار می‌شود) قطع می‌کند. اگر از چنین برخوردی جلوگیری شود، باید در تنش‌های بزرگتری نسبت به مقدار گزارش‌شده در این کار، بازگشت تیزی در جهت TMD رخ دهد.

آنجل و همکارانش پیشتاز استفاده از ناخالصی‌های معدنی برای مطالعه آب کشیده هستند. در کار آن‌ها، تنش‌ها در بازه کیلوبار تخمین‌زده شدند اما اندازه‌گیری با دیگر روش‌ها همانند تخلیه آکوستیک، تنش‌های حدی بسیار کمتری حدود ۳۰۰ بار را فراهم کرده‌اند. منشا این اختلاف، کاملا معلوم است. به اضافه تایید توانایی چشمگیر آب برای مقاومت در برابر فشارهای منفی از مرتبه ۱ کیلوبار، کار المکی عزوزی و همکارانش آگاهی ما را از معادله حالت آب در دامنه فشار منفی افزایش می‌دهد.

تاخوردگی سریع DNA: راهی برای ساخت ماشین‌های زیستی نانومقیاس

مطالعه تازه‌ای نشان می‌دهد که رشته‌های DNA را می‌توان طی چند دقیقه به اشکال گوناگون در‌آورد. این یافته‌ها می‌تواند سرعت پیشرفت حوزه اوریگامی DNA را شدیدا افزایش دهد و تحولی در ساخت ماشین‌های نانومقیاس ایجاد نماید.

بیوتکنولوژی‌دانان قصد دارند تا از DNA، ماشین‌های نانومقیاس درست کنند اما تاکنون تنها اشکال ساده‌ای مانند لوله، جعبه یا مثلث ساخته‌اند زیرا این فرایندها طاقت‌فرسا و زمان‌بر هستند. این روش‌ها از رشته‌های DNA برای نگهداری رشته‌های تاشده و طولانی‌تر در نقاط خاصی مانند نوارچسب استفاده می‌کنند. تاکنون، شکل‌دهی را با گرم‌سازی DNA و سپس سردسازی آهسته آن تا یک هفته انجام می‌شد.

اما اکنون این زمان به دقیقه تخفیف یافته است. هندریک دیتز (Hendrik Dietz) بیوفیزیکدانی در دانشگاه فنی مونیخ و همکارانش، DNA را با رنگ فلورسنت رنگ کردند و آن چه را در هنگام سردسازی و تا زدن رخ داد، تماشا کردند. با توقف واکنش در سطوح مختلف، آن‌ها می‌توانستند ببینند که تا خوردن و چسبیدن تا چه حدی پیش رفته است.

آن‌ها چیز عجیبی کشف کردند؛ دیتز می‌گوید: «معلوم شد که تقریبا در تمام بازه دمایی هیچ اتفاقی نمی‌افتد.» اما وقتی به دمای خاصی می‌رسیم، ناگهان کل ساختار شکل می‌گیرد. این نتایج در ساینس منتشر شده‌اند. دیتز تا خوردن ۱۹ شکل گوناگون DNA مانند اشیا استوانه‌ای، آجرمانند و  چرخ‌دنده مانند را تحلیل کرد. تمام اشکال در بازه دمایی کوچکی بین ۴۵ تا ۶۰ درجه سانتی‌گراد تا می‌خوردند.

 اشکال پیچیده‌تر

بعد از استخراج این‌که کدام دما با کدام شکل متناظر است، دیتز مخلوط‌های واکنشی DNA تانخورده را برای مدت چند دقیقه تحت این دماهای از پیش تعیین شده گذارد تا ببیند آیا به شکل مطلوب تا می‌خورند؛ با بازدهی بالایی همین‌طور بود.

متخصصان اوریگامی DNA از شتاب پیشرفت کارهای خود هیجان‌زده شده‌اند. ویلیام شیه (William Shih) که در دانشگاه هاروارد کار می‌کند و گروهش از کار دیتز منتفع شده‌ است، می‌گوید: «این کار زندگی ما را اندکی ساده‌تر می‌کند.» تا زدن آسان‌تر، سریع‌تر و کاراتر به اوریگامی DNA کمک می‌کند تا به ورای شکل‌های ساده‌ رود.

دیتز امید دارد که بتواند یافته‌های خود را برای ساخت مدلی رایانه‌ای استفاده کند که چگونگی ساخت دیگر اشیا DNA را پیش‌بینی نماید. او می‌گوید که خصلت اشیا با دمای تا خوردنشان همبستگی دارد – مثلا اشیایی که از رشته‌های طولانی‌تر ساخته‌ شده‌اند، در دمای بالاتری تا می‌خورند. دیتز قصد دارد تا نانوساختارهایی با دماهای تاخوردن بهینه نزدیک به ۳۷ درجه سانتی‌گراد بسازد؛ دمایی که سلول پستانداران در آن رشد می‌کند. به این ترتیب شاید بتوان روزی از ماشین‌های DNA در شرایط زیستی استفاده کرد.

لینک منبع مقاله

مهار نیروهای کازیمیر

با استفاده از صفحات گرافین، محققان در صدد کنترل و حذف نیروی کازیمیر هستند. این‌کار کمک شایانی است به حل مشکلات پیش‌رو در اندازه‌گیری نیروی گرانشی در فواصل کوتاه.

وقتی دو صفحه فلزی بدون بار در خلأ نزدیک یکدیگر قرار داده شوند، افت و خیزهای موجود در میدان کوانتومی خلأ نیرویی جاذبه بین دو صفحه تولید می‌کند. این نیرو تحت عنوان نیروی کازیمیر شناخته می‌شود. اما اگر در عوض جنس صفحات از گرافین باشد آنگاه در حضور یک میدان مغناطیسی پدیده‌ای متفاوت رخ می‌دهد. وانگ کونگ تیسه و آلن مک‌دونالد از دانشگاه Texas در مجله Physical Review Letters گزارش می‌دهند که بر روی راهکاری ممکن مبنی بر کنترل و یا حتی حذف نیروی کازیمیری کار می‌کنند.

این طرح کلی از وجود ترازهای انرژی گسستهٔ لاندائو در گرافین استفاده می‌کند؛ این ترازها به خاطر اثر کوانتومی هال القا شده توسط یک میدان مغناطیسی قوی پدید می‌آیند. بنابراین اثر کازیمیر به ابررسانایی هال وابسته می‌شود، به طوری که به کوانتش نیروی کازیمیر منجر می‌گردد و اجازه می‌دهد تا نیروی کازیمیر بین مقادیر رانشی و ربایشی به طور الکتریکی تنظیم شود. محاسبات نویسندگان نشان می‌دهد که وقتی یکی از صفحات بدون بار الکتریکی اضافی باشد آنگاه نیروی کازیمیر می‌تواند حذف شود. این اثر پیش‌بینی شده بایستی همچنین برای آرایش هندسی صفحه-کره نیز برقرار باشد. ملاحظه این آرایش هندسی بسیار مهم است چرا که نگه داشتن دو صفحه موازی نزدیک یکدیگر در فواصل چنین اندکی بسیار دشوار است و در مطالعات اثر کازیمیر در موارد بسیاری از این آرایش به عنوان آرایش هندسی معادل با دو صفحه موازی استفاده می‌کنند.

انگیزه اصلی برای حذف نیروی کازیمیر به خاطر تلاش‌ها برای اندازه‌گیری نیروی گرانشی در فواصل کوتاه (چند میکرومتر) می‌باشد؛ که از روی آن نظریه‌هایی رفتار مکانیک غیر نیوتونی را پیش‌بینی کرده‌اند. در این فواصل نیروی کازیمیر از نیروی جاذبه گرانشی بیشتر است. طرح کلی نویسندگان این مشکل را حل خواهد کرد و اندازه‌گیری‌های دقیق‌تری را برای نیروی جاذبه گرانشی بدنبال خواهد داشت.

 

لینک منبع

ساخت نانوساختارهای سه‌بعدی با DNA

با ابداع روشی جدید برای ساخت نانوساختارهای سه‌بعدی با استفاده از DNA، دانشمندان به ساخت ابزارهای دقیق‌تری برای حمل دارو، قطعات الکترونیکی و عکسبرداری زیستی نزدیک‌تر شده‌اند.

با سوار کردن «آجرهای» DNA، روش بدیعی برای ساخت نانوساختارهای سه‌بعدی بسیار پیچیده توسط محققان دانشگاه هاروارد ایجاد شده است. آجرها که شبیه تکه‌های کوچک «خانه‌سازی» هستند، قابلیت اتصال به دسته‌ی وسیعی از اشکال و پیکربندی‌ها را دارا هستند؛ بدین معنی که می‌توان از آن‌ها برای ساخت نانوساختارهای دقیق استفاده کرد. ساختارهای حاصل می‌توانند کاربردهایی در ابزارهای پزشکی تحویل دارو در بدن، کاوه‌های عکسبرداری قابل برنامه‌ریزی و حتی ساخت مدار تراشه قدرتمندتر و سریع‌تر داشته باشند.

نانوفناوری DNA اکنون حوزه‌ای ۳۰ ساله است که با ابداع روشی به نام «اوریگامی» جهش قابل ملاحظه‌ای نیز یافته است. این روش که به واسطه هنر ژاپنی "تا زدن کاغذ" نامیده و توسط پائول رودموند در موسسه فناوری کالیفرنیا ۲۰۰۶ ایجاد شده، شامل تا زدن رشته‌های بلند DNA به اشکالی مشخص و با طیفی گسترده است. نانوساختارهای حاصل را می‌توان به عنوان داربست یا تخته‌مدارهای مینیاتوری برای سوار کردن دقیق اجزایی همچون نانولوله‌های کربن و نانوسیم‌ها به کار برد.

اگرچه اوریگامی DNA برای ساخت اشکال دو و سه‌بعدی قوی است اما محدودیت‌های خود را دارد. برای تا زدن DNA باید چند صد «گیره» را به اطراف رشته‌های DNA متصل کرد و هر نانوساختار جدید نیاز به مجموعه جدیدی از گیره‌ها دارد. به‌علاوه، ساختارهای DNA تمایل دارند تا خودشان را به صورت تصادفی روی سطح زیرلایه آرایش دهند، همین امر تجمیع آن‌ها در مدارهای الکترونیکی را دشوار می‌گرداند.

آجرهای سازنده

گروهی به هدایت پنگ یین در هاروارد، در ابتدای امسال روش خودسامان آجرهای DNA را ارایه داد. به جای آغاز از رشته‌های بلند DNA، پژوهشگران موفق به اتصال رشته‌های DNA برای ساخت ساختارهای بزرگتر شدند. در واقع، آن‌ها با کنترل برهمکنش‌های موضعی بین رشته‌ها، رشته‌های کوچک را به «پارچه مولکولی» بدل کردند. این روش مانند هر روش خودسامان DNA دیگر، از این واقعیت بهره می‌برد که چهار جفت پایه در DNA (آدنوسین (A)، تیمین (T)، کیتوسین (C) و گوانین (G)) به شکل طبیعی به نحوی برنامه‌ریزی شده‌اند که به شکلی خاص در کنار هم قرار گیرند: A تنها به T و C تنها به G پیوند می‌خورد. بنابراین گروه قادر بود تا با استفاده از چسباندن آجر DNA با طول ۳۲ پایه بر روی آجر دیگر، مجموعه‌ای از ساختارهای دوبعدی تولید کند.

اشکال سه‌بعدی

اکنون، یین و همکارانش روش خود را به سه‌بعد تعمیم داده‌اند. پژوهشگران با رشته DNA کوتاهتری –با طول پایه ۳۲- آغاز می‌کنند که دارای چهار ناحیه برای پیوند به چهار رشته DNA همسایه است. این آجرها در تمام ۹۰ درجه متصل می‌شوند و بنابراین می‌توان آن‌ها در هر سه جهت – بالا، پایین و بیرون- ساخت تا پارچه مولکولی مکعبی «اصلی» ایجاد شود که حاوی صدها آجر است. در مقایسه با ساختارهای دست‌ساز خانه‌سازی، هر ساختار DNA خودسامان می‌یابد زیرا هر آجر با دنباله‌ای مجزا کد شده که مکان نهایی آن در نانوساختار را مشخص می‌کند. هر دنباله تنها به دنباله‌های مکمل دیگر جذب می‌شود، یعنی با انتخاب دنباله‌های گوناگون می‌توان اشکال مشخصی ساخت. بزرگترین مزیت روش جدید این است که با انتخاب آسان زیرمجموعه‌هایی از آجرهای مشخصِ مکعب اصلی، می‌توان بدون زحمت هر تعداد ساختار را ایجاد نمود. یین می‌گوید: «ما در حال حاضر بیش از ۱۰۰ شکل متفاوت را (با حفره‌ها، کانال‌ها و ویژگی‌های سطحی مختلف) به این طریق ساخته‌ایم که هر کدام از ساختارهای DNA سه‌بعدی دهه اخیر پیچیده‌تر هستند. افزون بر آن، می‌توان آجرهای DNA را اضافه، کم یا اصلاح کرد بدون این که دیگر بخش‌های ساختار متاثر شوند.»

ساختارهای پیچیده

پژوهشگران مدعی هستند که ساختارهای پیچیده ساخته‌شده به روش آن‌ها، به کاربردهای جاری نانوفناوری DNA کمک می‌کنند. یین می‌گوید: «برای مثال می‌توانیم مولکول‌های مهمان در ابزارهای کاری قرار دهیم و آن‌ها را به کاوه‌های مولکولی قابل برنامه‌ریزی، عکسبرداری زیستی و حاملان دارو بدل کنیم. همچنین از این ساختارها می‌توان برای ساخت قطعات توانمند پیچیده غیرزیستی با کاربردهای الکترونیکی و فوتونیکی سود جست.»

ساختارهای آجر DNA کاملا سنتزی هستند در حالی که اوریگامی DNA نیمه زیستی‌اند. این امر گستره کاربردهای ممکن را فراتر می‌برد. یین می‌افزاید: «برای مثال با استفاده از بسپارهای سنتزی به جای شکل طبیعی DNA، شاید بتواینم ساختارهای عملیاتی بسازیم که در محیط‌های متنوع‌تری پایدار هستند.» این گروه اکنون با نگاهی دقیق‌تر به ساختار و طراحی دنباله DNA، سنتز آنزیمی برای رشته‌هایی با کیفیت بهتر و بهینه‌سازی شرایط پردازش، سرگرم ارتقای روش خود است، آن طور که یین می‌گوید: «ما تمایل داریم تا معابر جنبشی در سامانه‌های DNA را بهتر درک کنیم.»

 

لینک مقاله در وبلاگ