スライド 1

Size: px
Start display at page:

Download "スライド 1"

Transcription

1 理論懇シンポ 2011 年 11 月 5 日国立天文台 星形成理論の進展 : 現在と宇宙初期の星形成について 大向一行京大物 2 天体核

2 I. 現在の星形成 II. 宇宙初期の星形成

3 目次 I. 現在の星形成 - 標準理論とその展開ー 小質量星形成と星周円盤の進化 より現実的な計算 後の進化段階へ 大質量星形成 いかにして輻射フィードバックを乗り越えるか? 星団形成と IMF 星形成効率や IMF などの統計量はどのように決まるのか?

4 分子雲コアの重力収縮 Larson (1969) 高密度分子雲コア Appenzeller & Tsuarnuter (1975) = 動的収縮 ファースト 11 cm -3 =H 2 解離 動的収縮 セカンド コア ( 原始星 ) 22 cm -3 = 降着進化 前主系列星進化 ( 林フェイズ Henyeyフェイズ ) 主系列星

5 小質量星形成の標準シナリオ 林, Larson, Shu らにより 1980 年代にほぼ確立 NAOJ HST

6 分子雲コアから星への進化 詳細なモデル化へ 連星形成メカニズム 頻度や質量比 ジェット アウトフローメカニズム コアから星への星形成効率低質量星の質量は何で決まっているのか? 円盤の進化惑星形成の初期条件はどうであったか?

7 3 次元輻射磁場流体計算 : より現実的なモデル化へ 輻射輸送計算の進展 ファーストコア形成後は輻射加熱の強弱が重要なので 同じ密度でも温度が大きく異なる これまで 3 次元計算の際に主に用いられてきたバロトロピック近似に代わり 輻射輸送が流体と同時に解かれるようになった ( 多くは単色 FLD 近似 ) 既に原始星誕生まで 3D 輻射流体計算がなされるようになった Bate (2010)

8 同時に磁場も入れて計算されつつある ideal MHD から resistive MHDへ RMHD 計算 ( ファーストコアまで到達 ) Commercon + (2010-) Resistive MHD 計算 (barotropic EOS) Machida, Inutsuka, Matusmoto (2008) 輻射と磁場の相互作用により星周円盤分裂の抑制などが起こる 磁場による角運動量輸送 ファーストコア段階での磁場の散逸 アウトフローとジェットの放出

9 円盤の長時間計算 より後の進化段階へ 原始星段階だけでなく さらにその後の前主系列段階あたりまで統一的に計算されるようになってきた 惑星形成の初期条件が理論的に徐々に分かってきた Vorobyov & Basu (2006-) 2 次元計算 (thin disk 近似 ) 町田ら (2010) も 3DHD 計算で同様の結果を得ている 間欠的降着が実際に確かめられつつある前主系列星の光度問題 FU Ori 的増光を説明

10 大質量星 (>~8M sun ) の形成 : 標準モデルの拡張 観測的には ~150Msun くらいまで星が存在 降着率と星の上限質量 Arches 星団の IMF 標準モデルでの質量降着率 ~c s3 /G=2x10-6 (T/10K) 3/2 M sun /yr 1. 形成時間問題形成時間が星の寿命より長くなってしまう 2. 輻射圧問題中心星からの輻射による降着流中のダストへの輻射圧が強くて降着できなくなる Wolfire & Cassinelli (1986)

11 2 つのシナリオ ( 数年前のスライドより ) その 1 大降着率説 (e.g., Nakano et al. 2000;McKee & Tan 2002) 高温分子コアのスペクトル大きい乱流速度強いアウトフロー短いジェットの年齢 ~10-3 M sun /yr を示唆 その 2 合体説 (e.g., Bonnel et al. 1998; Stahler et al. 2000) 大質量星は星団の中心部 ( 星密度大 ) で形成 Mass segregation, gas drag により合体しやすくなる

12 大降着率 & 非球対称降着により大質量星形成は可能 柱密度の高い雲では先に出来た小質量星による加熱により分裂は抑制される 中心星からの輻射圧が強くなった後も降着は非定常に続く 平均的な降着率はその後もあまり変わらない Krumholz + (2009)

13 星団形成と IMF より大きな雲の領域 (pc スケール以上 ) の計算により星団スケールの星形成過程が調べられている 輻射流体も登場 乱流のモデル化にはまだ問題がある初期に手で入れている その後も駆動し続けている もしくはジェットを手で入れているのが現状 星の質量関数 輻射流体計算による星団形成過程約 150 個ほどの星が出来た (Bate 2011) Barotropic EOS の場合

14 II. 宇宙初期の星形成

15 目次 2 II. 宇宙初期の星形成 初代星形成 降着進化 連星形成低金属度星形成 ダスト冷却分裂

16 3D 宇宙論的計算 : 原始星誕生まで計算 温度進化 原始星 高密度コア ~1000M sun ~1/100M sun 水素分子冷却により数密度 ~10 4 cm -3 で 質量 ~1000M sun の高密度コアが形成 その中で ~10 21 cm -3 の原始星が誕生 初期質量 ~10-2 M sun 吉田 大向 Hernquist 2008

17 原始星の降着進化も計算できた 宇宙論的シミュレーションから初期条件を作る 2D 輻射化学流体計算 + 中心星進化 細川 大向 吉田 Yorke 2011 T ρ & v 4000 AU 原始星生成時の状態

18 質量降着率 (M 8 /yr ) 降着率の進化 No Feedback With Feedback 星質量 (M 8 ) UV 光 feedback の為に大幅に降着率が低下する この場合 星質量 ~43 M 8 で星への降着が止まる

19 回転エネルギー / 重力エネルギー 初代星も連星として形成 町田 大向 松本 犬塚 (2008) Barotropic 近似 少しでも回転しているコアは分裂 ( 現在の星形成の場合以上に連星形成しやすい ) 非軸対称性揺らぎの大きさ

20 Turk et al 宇宙論的シミュレーションでも連星形成 Stacy et al 宇宙論的な計算でも 連星 / 小星団形成がおこることが確認されている おそらく大質量 ( 数 10M sun ) 連星 GRB 親星 重力波源 Clark et al Greif et al 一部は小質量 (<1M sun ) のまま放出 銀河ハロー中に今でも見つかるかも!

21 星の種族 III/II 遷移 宇宙の初代星 ( 種族 III 星 ) 理論から典型的に大質量 ( 太陽の数 10 倍 ) と予想されている ( 連星形成の際に小さいものも出来るかもしれない ) 太陽近傍の星 ( 種族 II,I 星 ) 典型的に低質量 ( 太陽の 倍 ) 宇宙の歴史の中で 典型的な星質量が大質量から小質量へと 遷移が起こった ( 種族 III/II 遷移 ) これはどのようにして起こったのか? 星間ガス中への重元素の蓄積とそれによる冷却 ( たぶん ) 磁場 乱流 外部輻射の効果など ( 具体的な機構は不明なのであまり真面目に考えられていない ) 21

22 重元素冷却による分裂 2 つの流派がある 微細構造線冷却 (Bromm et al. 2001;Bromm& Loeb 2003;Santoro&Shull 2006; Smith & Sigurdsson2007 ; Frebel et al など ) 不定性が少ない 観測とあう 十分低質量になるか? ダスト冷却 (Omukai 2000; Schneider et al. 2002, 2006; Tsuribe & Omukai 2006; Dopcke et al など ) 不定性が多い 観測と比較しにくい 十分低質量になる 22

23 低金属度ガスの熱進化 1) ダストの熱放射による冷却 : [M/H] > -5 2) ダスト表面反応による H 2 形成 & 冷却 : [M/H] > -4 3) 微細構造線による冷却 (C と O): [M/H] > -3 [M/H] := log 10 (Z/Z sun ) これは 1D 計算 ダストの性質は近傍の星間ガスと同じとした 大向, 細川, & 吉田 2010 低質量 (<1Msun) の分裂片はダスト冷却によってのみ形成される

24 最近では 3D シミュレーションでもダスト冷却分裂を確認 [M/H] dust =-5 [M/H] dust =-4 5AU Yoshida, KO in prep. 10AU Dopcke et al. (2011) 高密度 (n~10 14 cm -3 ) でのダスト冷却により高密度コアが分裂する M frag ~ 0.1 M sun ダストが僅かにあるだけで 典型的な星質量は低質量へと移行する

25 最近 ダスト理論に有利な発見 Nature 477, 67 C なども入れるとこれまででいちばん低金属度の星 4.5x10-5 Z sun 微細構造線理論では説明できず ダスト理論なら OK 25

26 I. 現在の星形成 まとめ 低質量星のコア崩壊から原始星の進化原始星形成過程の輻射磁気流体計算による詳細モデル化円盤の長時間進化も徐々に明らかに 大質量星形成過程不安定コアからの重力崩壊 & 円盤降着により形成 OK 星団形成過程数値シミュレーションが進む IMF も観測を再現している

27 宇宙最初の星形成 II. 宇宙初期の星形成 まとめ 宇宙最初の星は z~20-30 に M sun のハロー中の 数 100M sun の高密度コア中で 質量 40M sun の星として誕生 おそらく連星 ~ 小星団として形成 コア崩壊型超新星として重元素を放出 低金属度星形成 : 種族 III/II の遷移 星間ガス中に蓄積したダストの放射冷却により高密度で温度の急な低下が起こる これにより低質量の塊が形成される ダストによる分裂に必要な金属量は太陽の 10 万分の 1 くらい

スライド 1

スライド 1 II 太陽近傍の星形成 概観 : 星間ガスから星へ Dame 他 水野ほか大西ほか (1998) (1995) HI 雲 (10-100/cc, 80K) 分子雲 (10 2-3 /cc, 10K ) 分子雲コア (>10 4 /cc, 10K) 原始星 ( 質量獲得中 ) 前主系列星 (T タウリ型星 Herbig Ae/Be 星 ) 主系列星 原始星 M17-SO1 大西ほか (2002) 5000AU

More information

, 0707

, 0707 始原的ガス雲の non-biased カタログ : 始原星の初期質量関数 平野信吾 1 細川隆史 1 吉田直紀 1,2 千秋元 1 梅田秀之 1 et al 1 東京大学 2 Kavli IPMU 初代星 初代銀河研究会 2014@ 鹿児島大学 (2014/01/22-24) 始原星の質量 : 星形成過程 始原星 ( 種族 III の星 ; zero-metallicity star) 宇宙の初期進化を左右

More information

2011 年度第 41 回天文 天体物理若手夏の学校 2011/8/1( 月 )-4( 木 ) 星間現象 18b 初代星形成における水素分子冷却モデルの影響 平野信吾 ( 東京大学 M2) 1. Introduction 初代星と水素分子冷却ファーストスター ( 初代星, PopIII) は重元素を

2011 年度第 41 回天文 天体物理若手夏の学校 2011/8/1( 月 )-4( 木 ) 星間現象 18b 初代星形成における水素分子冷却モデルの影響 平野信吾 ( 東京大学 M2) 1. Introduction 初代星と水素分子冷却ファーストスター ( 初代星, PopIII) は重元素を 2011 年度第 41 回天文 天体物理若手夏の学校 2011/8/1( 月 )-4( 木 ) 星間現象 18b 初代星形成における水素分子冷却モデルの影響 平野信吾 ( 東京大学 M2) 1. Introduction 初代星と水素分子冷却ファーストスター ( 初代星, PopIII) は重元素を含まない原始ガスから形成される 宇宙で最初に誕生する星である 初代星はその後の星形成や再電離など宇宙初期の天文現象に強く関係し

More information

hosokwtk

hosokwtk 細川隆史 ( 京大物 2 天体核 ) OUTLINE I. The First Stars, II. The First SMBHs 26.Dec.2017 理論懇 symposium@ 東大本郷 I. The First Stars 宇宙にはじまりがある以上 いつかどこかで宇宙最初の星 ( 天体 ) が生また いつ どうやって最初の星が生まれたのか? 一体どんな星だったのか? 典型 mass, mass

More information

三裂星雲M20に付随する分子雲:分子雲衝突による大質量星形成

三裂星雲M20に付随する分子雲:分子雲衝突による大質量星形成 銀河中心領域の分子雲観測と MHD 鳥居和史 ( 野辺山宇宙電波観測所 ) 福井康雄, 榎谷玲依 ( 名大 ) 町田真美 ( 九大 ), 松元亮治 ( 千葉大 ), 鈴木健 ( 東大 ), 柿内健佑 ( 名大 / 東大 ) 銀河系中心部 8.5 kpc 銀河系中心? Rg ~ 0.001pc 1kpc Central Molecular Zone (CMZ) (Morris & Serabyn 1996)

More information

スライド 1

スライド 1 グループ発表天体核研究室 低光度ガンマ線バーストの起源 D2 当真賢二 宇宙ひもを重力レンズで探る D3 須山輝明 2006 年度物理学第二教室教室発表会 @ 第四講義室 天体核研究室の大雑把な研究グループ 天体物理学中村 犬塚 井岡 山田 PD: 町田 石津 三浦 D3: 道越 宇宙論中村 田中 早田 D3: 須山 D2: 横山 D1: 泉 M2: 棚橋 村田 D2: 井上 ( 剛 ) 当真 D1:

More information

超新星残骸Cassiopeia a と 非球対称爆発

超新星残骸Cassiopeia  a と 非球対称爆発 物理学専攻 松尾康秀 宇宙物理理論 指導教員 : 橋本正章 < 超新星残骸 > 星の外層が超新星爆発により吹き飛ばされ 爆発の際の衝撃波によって周囲の物質 ( 星周物質 ) を加熱し 輝いている天体 かに星雲 Kepler Cas A http://www.spacetelescope.o rg/images/large/heic0515a.j pg http://apod.nasa.gov/apod/i

More information

O-1-1

O-1-1 ALMA 最長基線による VLBIスケールでの大質量原始星観測元木業人 ( 山口大学 ) Co-I: 廣田朋也 (NAOJ), 町田正博 ( 九州大学 ), 米倉覚則 ( 茨城大学 ) 本間希樹 (NAOJ) 高桑繁久 ( 鹿児島大学 ), 松下聡樹 (ASIAA) 2018.12. 1 V コン @ 熊本大学 絶好調 二日酔いです 世はALMA時代 星形成の高分解能観測はALMA抜きには語れ ない

More information

ブラックホールを コンピュータ上で 創る 柴田大 ( 京都大学基礎物理学研究所 )

ブラックホールを コンピュータ上で 創る 柴田大 ( 京都大学基礎物理学研究所 ) ブラックホールを コンピュータ上で 創る 柴田大 ( 京都大学基礎物理学研究所 ) 内容 1. 一般相対論と万有引力 2. ブラックホールの証拠 3. ブラックホールはどのように誕生するのか 4. 重力波でブラックホールを探る 5. ブラックホールを創る 1 一般相対論と万有引力 u ニュートンの万有引力理論 : 2 つの物体がひきつけあう 2 10 30 kg 引力 ja.wikipedia.org

More information

銀河風の定常解

銀河風の定常解 2011年 国立天文台プラズマセミナー 2011/12/02 球対称定常銀河風の遷音速解 銀河の質量密度分布との関係 筑波大学 教育研究科 教科教育専攻 つちや まさみ 理科教育コース 2年 土屋 聖海 共同研究者 森正夫 筑波大学 新田伸也 筑波技術大学 発表の流れ はじめに 銀河風とは 流出過程 エネルギー源 周囲に及ぼす影響 研究内容 問題の所在 研究の目的 方法 理論 銀河の質量密度分布 研究成果

More information

激変星の進化問題について最近の話題 ver. 2009

激変星の進化問題について最近の話題 ver. 2009 激変星の進化問題について 最近の話題 ver. 2009 植村 090706@ 雑誌会 今日の話 激変星の進化問題とはなにか 特に Period minimum 問題 について Period minimum 問題について最近の研究 Gansicke, et al., 2009, astro-ph/0905.3476 激変星の進化問題とは何か レビューとしては King 1988, QJRAS, 29,

More information

PowerPoint プレゼンテーション

PowerPoint プレゼンテーション 原始惑星系円盤内でロスビー波不安定性によって形成される渦 小野智弘 ( 京都大 ), 武藤恭之 ( 工学院大 ), 富田賢吾 ( 大阪大 ), 野村英子 ( 東工大 ) Dec. 20th, 2016 理論懇シンポジウム 2016@ 東北大 1 様々な原始惑星系円盤構造 若い星の周りにあるガス円盤 円盤内のダストが合体成長し 惑星を形成 近年 詳細な円盤構造が明らかになってきている ALMA によるダスト連続光観測

More information

NRO談話会 key

NRO談話会 key Probing the growth of IC5146 by filamentary accretion Yoshito SHIMAJIRI (CEA/Saclay) 1. 誘発的星団形成の観測的研究 2. フィラメント形成に関する観測的研究 フィラメント形成シナリオ フィラメント形成シナリオにおける問題点 Probing the mass accretion by the surrounding

More information

スーパー地球の熱進化と 磁場の寿命 立浪千尋 千秋博紀 井田茂 衛星系形成小研究会 2012 小樽

スーパー地球の熱進化と 磁場の寿命 立浪千尋 千秋博紀 井田茂 衛星系形成小研究会 2012 小樽 スーパー地球の熱進化と 磁場の寿命 立浪千尋 千秋博紀 井田茂 衛星系形成小研究会 2012 夏 @ 小樽 地球型惑星 岩石マントル 金属コア 岩石マントル 金属コア (e.g. Ida and Lin, 2008) HARPS CoRoT Kepler 観測された系外惑星と スーパー地球候補 赤 : トランジット法緑 : 視線速度法 惑星質量 ( 地球質量 ) 平均密度 (g/cm 3 ) 軌道長半径

More information

巨大ブラックホールがどうやってできたかはこれまでまったくわかっていませんでしたが 今回の新理論構築で中質量ブラックホールを経て形成されるらしいことが明らかになってきました この中質量ブラックホールは 1999 年 共同研究チームの松本浩典研究員 ( マサチューセッツ工科大学 / 大阪大学 元 理研基

巨大ブラックホールがどうやってできたかはこれまでまったくわかっていませんでしたが 今回の新理論構築で中質量ブラックホールを経て形成されるらしいことが明らかになってきました この中質量ブラックホールは 1999 年 共同研究チームの松本浩典研究員 ( マサチューセッツ工科大学 / 大阪大学 元 理研基 報道発表資料 2001 年 10 月 3 日 独立行政法人理化学研究所 巨大ブラックホール誕生の謎解明へ - 宇宙進化の歴史をひもとく大きな一歩 - 理化学研究所 ( 小林俊一理事長 ) は 東京大学および京都大学などの研究グループとともに 銀河の中心部に位置し 銀河の活動エネルギーをまかなう 巨大ブラックホール 誕生に対する新理論モデルを提案しました 理研情報基盤研究部の戎崎俊一基盤研究部長 東京大学大学院理学研究科の牧野淳一郎助教授

More information

スライド 1

スライド 1 精度銀河形成 シミュレーション時代の幕開け 斎藤貴之国 天 台天 シミュレーションプロジェクト 共同研究者松井秀典 久保英 郎 和 桂 富阪幸治 牧野淳 郎 (NAOJ) 台坂博 ( 橋 ) 吉 直紀 ( 東 ) 岡本崇 ( 筑波 ) 場淳 ( 東北 ) 初期条件 我々の宇宙がどのような進化をするかは極めて正確にわかっている 冷たい暗 物質が 配する宇宙 宇宙背景放射 銀河サーベイなどの結果から さな構造が先にでき

More information

Microsoft PowerPoint - komaba ppt [互換モード]

Microsoft PowerPoint - komaba ppt [互換モード] 宇宙科学 II ( 電波天文学 ) 第 6 回 ビッグバン宇宙 ( 続 ) & 主系列星 前回の復習 1 黒体放射 黒体 ( すべての周波数の電磁波を吸収し 再放射する仮想的物体 ) から出る放射 黒体輻射の例 : 溶鉱炉からの光 電波領域 可視光 八幡製鉄所 黒体輻射の研究は 19 世紀末に溶鉱炉の温度計測方法として発展 Bν のプロット (10 0 ~ 10 8 K) 黒体輻射関連の式 すべて温度で決まる

More information

大宇宙

大宇宙 大宇宙 銀河団 大規模構造 膨張宇宙 銀河群 数個 ~ 数十個の銀河の群れ 天の川銀河 250 万光年 アンドロメダ銀河 局所銀河群 http://www.astronomy.com/en/web%20extras/2005/02/ Dominating%20the%20Local%20Group.aspx 銀河団 100 個程度以上の集まり 銀河群との明確な区別はない 天の川銀河 6200 万光年

More information

太陽系における地球型惑星の水の起源ーー惑星形成の大域シミュレーションーー 小南淳子 ( 東京工業大学地球生命研究所 ) 台坂博 ( 一橋 ) 似鳥啓吾 ( 理研 ) 牧野淳一郎 ( 東工大 )

太陽系における地球型惑星の水の起源ーー惑星形成の大域シミュレーションーー 小南淳子 ( 東京工業大学地球生命研究所 ) 台坂博 ( 一橋 ) 似鳥啓吾 ( 理研 ) 牧野淳一郎 ( 東工大 ) 太陽系における地球型惑星の水の起源ーー惑星形成の大域シミュレーションーー 小南淳子 ( 東京工業大学地球生命研究所 ) 台坂博 ( 一橋 ) 似鳥啓吾 ( 理研 ) 牧野淳一郎 ( 東工大 ) 太陽系 http://www.astroarts.co.jp/news/2006/08/28planet_5/ 惑星の形成シナリオ 微惑星 (~km サイズ ) 暴走成長 寡占成長 原始惑星 ( 火星サイズ

More information

PRESS RELEASE 2019 年 4 月 3 日理化学研究所金沢大学国立天文台 ガンマ線バーストのスペクトルと明るさの相関関係の起源 - 宇宙最大の爆発現象の理論的解明へ前進 - 理化学研究所 ( 理研 ) 開拓研究本部長瀧天体ビッグバン研究室の伊藤裕貴研究員 長瀧重博主任研究員 数理創造プ

PRESS RELEASE 2019 年 4 月 3 日理化学研究所金沢大学国立天文台 ガンマ線バーストのスペクトルと明るさの相関関係の起源 - 宇宙最大の爆発現象の理論的解明へ前進 - 理化学研究所 ( 理研 ) 開拓研究本部長瀧天体ビッグバン研究室の伊藤裕貴研究員 長瀧重博主任研究員 数理創造プ PRESS RELEASE 2019 年 4 月 3 日理化学研究所金沢大学国立天文台 ガンマ線バーストのスペクトルと明るさの相関関係の起源 - 宇宙最大の爆発現象の理論的解明へ前進 - 理化学研究所 ( 理研 ) 開拓研究本部長瀧天体ビッグバン研究室の伊藤裕貴研究員 長瀧重博主任研究員 数理創造プログラムのドナルド ウォレン研究員 金沢大学理工研究域数物科学系の米德大輔教授らの国際共同研究グループ

More information

3 6 6.1: ALMA 6.1 galaxy, galaxies the Galaxy, our Galaxy, Milky Way Galaxy G. Galilei W. Herschel cm J.C. Kapteyn H. Sharpley 30 E.P. Hubble 6.2 6.2.1 b l 6.2 b = 0 6.2: l = 0 6.2.2 6.1 6.3 ( 60-100µm)

More information

eLISAによる重力波コスモグラフィーとHubbleパラメータ問題

eLISAによる重力波コスモグラフィーとHubbleパラメータ問題 elisa による 重力波コスモグラフィーと Hubble パラメータ問題 理化学研究所 ithes 久徳浩太郎共同研究者 : 瀬戸直樹 ( 京大 ) Kyutoku, Seto MNRAS 462 2177-2183 (2016) Kyutoku, Seto arxiv:1609.07142 2016/11/26 第 5 回観測的宇宙論ワークショップ 1 目次 1. Hubble tension(hubbleパラメータ問題

More information

スライド 1

スライド 1 相対論的プラズマにおける PIC シミュレーションに伴う数値チェレンコフ不安定の特性ついて 宇宙物理学研究室 4 年池谷直樹 研究背景と目的 0 年 Ie Cube 国際共同実験において超高エネルギーニュートリノを検出 780Tev-5.6PeV 890TeV-8.5PeV 相互作用が殆んど起こらないため銀河磁場による軌道の湾曲が無く 正確な到来方向の情報 を得られる可能性がある ニュートリノから高エネルギー宇宙線の起源を追う

More information

ポリトロープ、対流と輻射、時間尺度

ポリトロープ、対流と輻射、時間尺度 宇宙物理学 ( 概論 ) 6/6/ 大阪大学大学院理学研究科林田清 ポリトロープ関係式 1+(1/) 圧力と密度の間にP=Kρ という関係が成り立っていると仮定する K とは定数でをポリトロープ指数と呼ぶ 5 = : 非相対論的ガス dlnp 3 断熱変化の場合 断熱指数 γ, と dlnρ 4 = : 相対論的ガス 3 1 = の関係にある γ 1 等温変化の場合は= に相当 一様密度の球は=に相当

More information

宇宙における爆発的リチウム生成の初観測に成功-新星爆発は宇宙のリチウム合成工場だった-

宇宙における爆発的リチウム生成の初観測に成功-新星爆発は宇宙のリチウム合成工場だった- 自然科学研究機構国立天文台国立大学法人大阪教育大学国立大学法人名古屋大学名寄市なよろ市立天文台学校法人京都産業大学 宇宙における爆発的リチウム生成の初観測に成功 新星爆発は宇宙のリチウム合成工場だった 国立天文台 大阪教育大学 名古屋大学 京都産業大学などの研究者からなる研究チームは 2013 年 8 月に現れた新星をすばる望遠鏡で観測し 3 番目に軽い元素であるリチウムがこの新星で大量に生成されていることを突き止めました

More information

Microsoft PowerPoint - hiei_MasterThesis

Microsoft PowerPoint - hiei_MasterThesis LHC 加速器での鉛鉛衝突における中性 πおよびω 中間子測定の最適化 日栄綾子 M081043 クォーク物理学研究室 目的 概要 目的 LHC 加速器における TeV 領域の鉛鉛衝突実験における中性 π および ω 中間子の測定の実現可能性の検証 および実際の測定へ向けた最適化 何故鉛鉛衝突を利用して 何を知りたいのか中性 πおよびω 中間子測定の魅力 ALICE 実験検出器群 概要予想される統計量およびバックグランドに対するシグナルの有意性を見積もった

More information

素材

素材 七夕星の色とスペクトル 福江純 ( 大阪教育大学 ) 光とスペクトル 光の分解 ( 分光 ) ニュートン 2011/7/13 天体色彩学入門 2 X 線 電磁波のスペクトル 可視光 赤外線 電波 ガンマ線 2011/7/13 天体色彩学入門 3 色の認識 2011/7/13 天体色彩学入門 4 連続スペクトル 白熱電球 ホタル 2011/7/13 天体色彩学入門 5 こと座 α 星ベガ alphalyr.dat

More information

プレスリリース 報道関係者各位 2017 年 1 月 16 日 慶應義塾大学 天の川を撃ち抜く超音速の 弾丸 を発見 - 正体は 野良ブラックホール か?- 慶應義塾大学大学院理工学研究科の山田真也 ( やまだまさや 修士課程 2 年 ) と同理工学部物理学科岡朋治教授らの研究チームは 国立天文台 ASTE 10 m 望遠鏡および野辺山 45 m 電波望遠鏡を用いて 天の川銀河の円盤部で発見された超高速度分子ガス成分

More information

大阪大学 大学院理学研究科博士前期課程 ( 宇宙地球科学専攻 第 2 次募集 ) 入学試験問題小論文 (2013 年 10 月 26 日 11 時 00 分 ~12 時 30 分 ) 次の [1] から [5] までの 5 問のうちから 2 問を選択して解答せよ 各問には別の解答 用紙を用い 解答用

大阪大学 大学院理学研究科博士前期課程 ( 宇宙地球科学専攻 第 2 次募集 ) 入学試験問題小論文 (2013 年 10 月 26 日 11 時 00 分 ~12 時 30 分 ) 次の [1] から [5] までの 5 問のうちから 2 問を選択して解答せよ 各問には別の解答 用紙を用い 解答用 大阪大学 大学院理学研究科博士前期課程 ( 宇宙地球科学専攻 第 2 次募集 ) 入学試験問題小論文 (2013 年 10 月 26 日 11 時 00 分 ~12 時 30 分 ) 次の [1] から [5] までの 5 問のうちから 2 問を選択して解答せよ 各問には別の解答 用紙を用い 解答用紙上部にある問題番号の欄に選択した番号を記入すること 解答を表に 記入しきれない場合には 裏面を使用して良い

More information

観測的宇宙論WS2013.pptx

観測的宇宙論WS2013.pptx ì コンテンツ イントロダクション 球対称崩壊モデル ビリアル平衡 結果 まとめ イントロダクション 宇宙磁場 銀河や銀河団など様々なスケールで磁場が存在 起源や進化について未だに謎が多い 宇宙の構造形成に影響 P(k)[h -3 Mpc 3 ] 10 6 10 5 10 4 10 3 10 10 1 10 0 10-1 10-10 -3 10-4 10-4 10-3 10-10 -1 10 0 10

More information

Microsoft Word - thesis.doc

Microsoft Word - thesis.doc 剛体の基礎理論 -. 剛体の基礎理論初めに本論文で大域的に使用する記号を定義する. 使用する記号トルク撃力力角運動量角速度姿勢対角化された慣性テンソル慣性テンソル運動量速度位置質量時間 J W f F P p .. 質点の並進運動 質点は位置 と速度 P を用いる. ニュートンの運動方程式 という状態を持つ. 但し ここでは速度ではなく運動量 F P F.... より質点の運動は既に明らかであり 質点の状態ベクトル

More information

サブ課題Cの目標 大規模な宇宙論的構造形成シミュレーションの共分散解析による広域銀 河サーベイの統計解析 (吉田 石山) ブラックホール降着円盤の一般相対論的輻射磁気流体シミュレーション及 びグローバルシミュレーション 松元 大須賀 大規模なプラズマ粒子シミュレーションによる磁気再結合と高エネルギー

サブ課題Cの目標 大規模な宇宙論的構造形成シミュレーションの共分散解析による広域銀 河サーベイの統計解析 (吉田 石山) ブラックホール降着円盤の一般相対論的輻射磁気流体シミュレーション及 びグローバルシミュレーション 松元 大須賀 大規模なプラズマ粒子シミュレーションによる磁気再結合と高エネルギー 多次元高精度ブラソフソルバーの開発 素粒子 原子核 宇宙 京からポスト京に向けて シンポジウム 2017年2月17日 筑波大学 東京キャンパス 筑波大学 計算科学研究センター 吉川 耕司 サブ課題Cの目標 大規模な宇宙論的構造形成シミュレーションの共分散解析による広域銀 河サーベイの統計解析 (吉田 石山) ブラックホール降着円盤の一般相対論的輻射磁気流体シミュレーション及 びグローバルシミュレーション

More information

日本物理学会第 69 回年次大会宇宙線 宇宙物理領域 理論核物理領域合同シンポジウム重力波源とその電磁波 ニュートリノ対応天体 連星中性子星 (NS- NS) 合体からの 重力波 電磁波 ニュートリノ放射 仏坂健太 ( 京都大学 )

日本物理学会第 69 回年次大会宇宙線 宇宙物理領域 理論核物理領域合同シンポジウム重力波源とその電磁波 ニュートリノ対応天体 連星中性子星 (NS- NS) 合体からの 重力波 電磁波 ニュートリノ放射 仏坂健太 ( 京都大学 ) 日本物理学会第 69 回年次大会宇宙線 宇宙物理領域 理論核物理領域合同シンポジウム重力波源とその電磁波 ニュートリノ対応天体 連星中性子星 (NS- NS) 合体からの 重力波 電磁波 ニュートリノ放射 仏坂健太 ( 京都大学 ) Outline 連星中性子星合体の重力波天文学 連星中性子星合体に付随する電磁波 まとめ ü ショートガンマ線バースト ü 質量放出に伴う電磁波放射 ü Short GRB

More information

測光 分光同時モニター観測によるアウトフローの電離状態変動シナリオの検証 信州大学大学院総合工学系研究科 D1 堀内貴史

測光 分光同時モニター観測によるアウトフローの電離状態変動シナリオの検証 信州大学大学院総合工学系研究科 D1 堀内貴史 測光 分光同時モニター観測によるアウトフローの電離状態変動シナリオの検証 信州大学大学院総合工学系研究科 D1 堀内貴史 目次 導入 研究の目的 観測 結果 電離状態変動シナリオの考察 展望 まとめ アウトフローガスの重要性 クェーサーの降着円盤より放出される アウトフローは 1) 降着円盤より角運動量を排除し 新たなガスの降着を促進する. そのため クェーサーの成長に不可欠な要素である (Murray

More information

Microsoft Word - t30_西_修正__ doc

Microsoft Word - t30_西_修正__ doc 反応速度と化学平衡 金沢工業大学基礎教育部西誠 ねらい 化学反応とは分子を構成している原子が組み換り 新しい分子構造を持つことといえます この化学反応がどのように起こるのか どのような速さでどの程度の分子が組み換るのかは 反応の種類や 濃度 温度などの条件で決まってきます そして このような反応の進行方向や速度を正確に予測するために いろいろな数学 物理的な考え方を取り入れて化学反応の理論体系が作られています

More information

論文の内容の要旨 論文題目 Spectroscopic studies of Free Radicals with Internal Rotation of a Methyl Group ( メチル基の内部回転運動を持つラジカルの分光学的研究 ) 氏名 加藤かおる 序 フリーラジカルは 化学反応の過

論文の内容の要旨 論文題目 Spectroscopic studies of Free Radicals with Internal Rotation of a Methyl Group ( メチル基の内部回転運動を持つラジカルの分光学的研究 ) 氏名 加藤かおる 序 フリーラジカルは 化学反応の過 論文の内容の要旨 論文題目 Spectroscopic studies of Free Radicals with Internal Rotation of a Methyl Group ( メチル基の内部回転運動を持つラジカルの分光学的研究 ) 氏名 加藤かおる 序 フリーラジカルは 化学反応の過程で生成され 不対電子が存在する故 直ちに他の分子やラジカルと反応し 安定な分子やイオンになる このように

More information

KWFCとKOOLSを用いたアウトフローガスの 電離状態変動シナリオの検証 信州大学大学院 総合工学系研究科 D1 堀内 貴史 共同研究者 : 三澤透,諸隈智貴,小山田涼香,岡本理奈,高橋一馬

KWFCとKOOLSを用いたアウトフローガスの 電離状態変動シナリオの検証 信州大学大学院 総合工学系研究科 D1 堀内 貴史 共同研究者 : 三澤透,諸隈智貴,小山田涼香,岡本理奈,高橋一馬 KWFCとKOOLSを用いたアウトフローガスの 電離状態変動シナリオの検証 信州大学大学院 総合工学系研究科 D1 堀内 貴史 共同研究者 : 三澤透,諸隈智貴,小山田涼香,岡本理奈,高橋一馬 目次 導入 研究の目的 観測 結果 電離状態変動シナリオの考察 展望 まとめ クェーサーのアウトフローガスの重要性 降着円盤より放出される アウトフローは 1) 降着円盤より角運動量を排除し 新たなガスの降着を促進する.

More information

磁気流体力学と 銀河・降着円盤への応用

磁気流体力学と 銀河・降着円盤への応用 MHD2017@JAMSTEC 東京 2017.8.28-8.30 天体プラズマの磁気流体 数値シミュレーション 松元亮治 ( 千葉大理 ) 講演予定 私の磁気流体計算クロニクル 降着円盤モデルへの磁場の導入 パーカー不安定性の非線形時間発展 磁気流体ジェット形成のシミュレーション 磁気回転不安定性の3 次元シミュレーション 円盤ダイナモシミュレーション 降着円盤の状態遷移シミュレーション 降着円盤の輻射磁気流体シミュレーション

More information

Microsoft PowerPoint - siryo7

Microsoft PowerPoint - siryo7 . 化学反応と溶液 - 遷移状態理論と溶液論 -.. 遷移状態理論 と溶液論 7 年 5 月 5 日 衝突論と遷移状態理論の比較 + 生成物 原子どうしの反応 活性錯体 ( 遷移状態 ) は 3つの並進 つの回転の自由度をもつ (1つの振動モードは分解に相当 ) 3/ [ ( m m) T] 8 IT q q π + π tansqot 3 h h との並進分配関数 [ πmt] 3/ [ ] 3/

More information

スライド 1

スライド 1 膨張宇宙と銀河形成 千葉柾司 ( 理学研究科天文学専攻 ) 膨張宇宙と銀河形成 宇宙論の発展 宇宙の加速膨張の発見 宇宙の構造形成と銀河形成 宇宙論の発展 アルバート アインシュタイン 1879 年 ~1955 年 ドイツ 1916 年一般相対性理論 宇宙は引力でつぶれてしまう 1917 年宇宙項の導入と静止宇宙 宇宙は静止しているべきである 1931 年宇宙項の撤回 アレクサンドル フリードマン

More information

数値計算で学ぶ物理学 4 放物運動と惑星運動 地上のように下向きに重力がはたらいているような場においては 物体を投げると放物運動をする 一方 中心星のまわりの重力場中では 惑星は 円 だ円 放物線または双曲線を描きながら運動する ここでは 放物運動と惑星運動を 運動方程式を導出したうえで 数値シミュ

数値計算で学ぶ物理学 4 放物運動と惑星運動 地上のように下向きに重力がはたらいているような場においては 物体を投げると放物運動をする 一方 中心星のまわりの重力場中では 惑星は 円 だ円 放物線または双曲線を描きながら運動する ここでは 放物運動と惑星運動を 運動方程式を導出したうえで 数値シミュ 数値計算で学ぶ物理学 4 放物運動と惑星運動 地上のように下向きに重力がはたらいているような場においては 物体を投げると放物運動をする 一方 中心星のまわりの重力場中では 惑星は 円 だ円 放物線または双曲線を描きながら運動する ここでは 放物運動と惑星運動を 運動方程式を導出したうえで 数値シミュレーションによって計算してみる 4.1 放物運動一様な重力場における放物運動を考える 一般に質量の物体に作用する力をとすると運動方程式は

More information

1 (1) (2)

1 (1) (2) 1 2 (1) (2) (3) 3-78 - 1 (1) (2) - 79 - i) ii) iii) (3) (4) (5) (6) - 80 - (7) (8) (9) (10) 2 (1) (2) (3) (4) i) - 81 - ii) (a) (b) 3 (1) (2) - 82 - - 83 - - 84 - - 85 - - 86 - (1) (2) (3) (4) (5) (6)

More information

- 2 -

- 2 - - 2 - - 3 - (1) (2) (3) (1) - 4 - ~ - 5 - (2) - 6 - (1) (1) - 7 - - 8 - (i) (ii) (iii) (ii) (iii) (ii) 10 - 9 - (3) - 10 - (3) - 11 - - 12 - (1) - 13 - - 14 - (2) - 15 - - 16 - (3) - 17 - - 18 - (4) -

More information

2 1980 8 4 4 4 4 4 3 4 2 4 4 2 4 6 0 0 6 4 2 4 1 2 2 1 4 4 4 2 3 3 3 4 3 4 4 4 4 2 5 5 2 4 4 4 0 3 3 0 9 10 10 9 1 1

2 1980 8 4 4 4 4 4 3 4 2 4 4 2 4 6 0 0 6 4 2 4 1 2 2 1 4 4 4 2 3 3 3 4 3 4 4 4 4 2 5 5 2 4 4 4 0 3 3 0 9 10 10 9 1 1 1 1979 6 24 3 4 4 4 4 3 4 4 2 3 4 4 6 0 0 6 2 4 4 4 3 0 0 3 3 3 4 3 2 4 3? 4 3 4 3 4 4 4 4 3 3 4 4 4 4 2 1 1 2 15 4 4 15 0 1 2 1980 8 4 4 4 4 4 3 4 2 4 4 2 4 6 0 0 6 4 2 4 1 2 2 1 4 4 4 2 3 3 3 4 3 4 4

More information

20 15 14.6 15.3 14.9 15.7 16.0 15.7 13.4 14.5 13.7 14.2 10 10 13 16 19 22 1 70,000 60,000 50,000 40,000 30,000 20,000 10,000 0 2,500 59,862 56,384 2,000 42,662 44,211 40,639 37,323 1,500 33,408 34,472

More information

I? 3 1 3 1.1?................................. 3 1.2?............................... 3 1.3!................................... 3 2 4 2.1........................................ 4 2.2.......................................

More information

CE2554日報販売冊子.indd

CE2554日報販売冊子.indd I II III 2 3 4 I Research on consumer behavior and mass media and advertising 5 I I 6 Research on consumer behavior and mass media and advertising I 7 I 8 Research on consumer behavior and mass media and

More information

sougou070507

sougou070507 総合演習 子どもの未来と教育 長島雅裕 ( 長崎大学教育学部 ) 1. 宇宙と地球 4/16 地球から見た宇宙 : 宇宙観の発展 4/23 現代の宇宙論 5/7 宇宙における地球 5/14 宇宙における生命 (JAXA 担当 ) この 4 回では 主として宇宙 地球 生命の自然科学的認識について扱います 質問は積極的に 私が担当する分について時間外に質問したい場合は 6 階 624 号室まで来てください

More information

Microsoft PowerPoint - RohtaTakahashi

Microsoft PowerPoint - RohtaTakahashi 理論懇シンポジウム @ 京大基研 Neutrino Shadow and Explosion Mechanism of GRB 高橋労太 ( 東大総合文化 ) 長滝重博 ( 京大基研 ) 研究研究研究研究の研究研究研究研究のモチベーションモチベーションモチベーションモチベーションモチベーションモチベーションモチベーションモチベーションガンマ線バーストのセントラル エンジンガンマ線バーストのセントラル

More information

Microsoft PowerPoint - komaba ppt [互換モード]

Microsoft PowerPoint - komaba ppt [互換モード] 宇宙科学 II ( 電波天文学 ) 第 6 回 ビッグバン宇宙 ( 続 ) & 星の一生 前回の復習 1 黒体放射 黒体 ( すべての周波数の電磁波を吸収し 再放射する仮想的物体 ) から出る放射 黒体輻射の例 : 溶鉱炉からの光 電波領域 可視光 八幡製鉄所 黒体輻射の研究は 19 世紀末に溶鉱炉の温度計測方法として発展 Bν のプロット (10 0 ~ 10 8 K) 黒体輻射関連の式 すべて温度で決まる

More information

1. 内容と成果研究チームは 天の川銀河の中心を含む数度の領域について 一酸化炭素分子が放つ波長 0.87mm の電波を観測しました 観測に使用した望遠鏡は 南米チリのアタカマ砂漠 ( 標高 4800m) に設置された直径 10m のアステ望遠鏡です 観測は 2005 年から 2010 年までの長期

1. 内容と成果研究チームは 天の川銀河の中心を含む数度の領域について 一酸化炭素分子が放つ波長 0.87mm の電波を観測しました 観測に使用した望遠鏡は 南米チリのアタカマ砂漠 ( 標高 4800m) に設置された直径 10m のアステ望遠鏡です 観測は 2005 年から 2010 年までの長期 プレスリリース報道解禁 : 7 月 20 日 ( 金 )15 時 (7/24 関連論文のリンクを追記 ) 2012 年 7 月 12 日 報道関係者各位 天の川銀河の中心部に巨大ブラックホールの 種 を発見 ~7 月 20 日 ( 金 ) に記者発表を開催 ~ 慶應義塾大学国立天文台 慶應義塾大学物理学科の岡朋治准教授らの研究チームは いて座方向 太陽系から約 3 万光年の距離にある天の川銀河の中心部において

More information

PowerPoint Presentation

PowerPoint Presentation 重力波の初検出 (GW150914) の持つ意義 - 初代星起源説と電磁波対応天体 - 田中貴浩 ( 京大院理 ) 1 重力波の初検出 (GW150914) の持つ意義 - 初代星起源説と電磁波対応天体 - このお題は 中村卓史さんから頂いたものです 最初はこのインフォーマルミーティングで中村さんが話す予定でしたが 私が学会に行く予定であると話したところ それじゃぁ話してきて となった次第です しかしながら

More information

PowerPoint Presentation

PowerPoint Presentation 原始活動銀河核における 巨大ブラックホール ( とバルジ ) の成長 川口俊宏 ( 国立天文台 光赤外研究部 ) 臨界降着率 (Eddington 降着率 ; M Edd =16 L Eddington /c 2 ): 放射圧 = 重力注意 : 球対称時の限界降着率 - Super-Eddingtonガス降着による巨大ブラックホールの成長 - 共進化 : バルジの成長を観測する計画の紹介 - 2 型

More information

テンプレート

テンプレート エポック Ⅲ: 宇宙の再電離 ~ 暗黒時代の終わり & 天体時代の始まり ( 中編 ) 25 最新宇宙誌 10 エポック Ⅲ: 宇宙の再電離 ~ 暗黒時代の終わり & 天体時代の始まり ( 中編 )~ 福江純 ( 大阪教育大学 ) 2 ( 承前 ) 前編 ( 天文教育 2008 年 11 月号 ) で 宇宙再電離の観測的証拠としてガン=ピータースンテストを挙げたが かき集めていた資料の中にそのイメージ図があったので紹介しておく

More information

「産業上利用することができる発明」の審査の運用指針(案)

「産業上利用することができる発明」の審査の運用指針(案) 1 1.... 2 1.1... 2 2.... 4 2.1... 4 3.... 6 4.... 6 1 1 29 1 29 1 1 1. 2 1 1.1 (1) (2) (3) 1 (4) 2 4 1 2 2 3 4 31 12 5 7 2.2 (5) ( a ) ( b ) 1 3 2 ( c ) (6) 2. 2.1 2.1 (1) 4 ( i ) ( ii ) ( iii ) ( iv)

More information

ニュートン重力理論.pptx

ニュートン重力理論.pptx 3 ニュートン重力理論 1. ニュートン重力理論の基本 : 慣性系とガリレイ変換不変性 2. ニュートン重力理論の定式化 3. 等価原理 4. 流体力学方程式とその基礎 3.1 ニュートン重力理論の基本 u ニュートンの第一法則 = 力がかからなければ 等速直線運動を続ける u 等速直線運動に見える系を 慣性系 と呼ぶ ² 直線とはどんな空間の直線か? ニュートン理論では 3 次元ユークリッド空間

More information

「特集にあたって」

「特集にあたって」 2 星々の終末の姿 4 内藤博之 ( 兵庫県立西はりま天文台公園 ) 1. はじめに前回は 白色矮星の正体 ということで 太陽程度の質量をもった恒星が白色矮星に至るまでにどのような進化を遂げるのか また白色矮星の内部は一体どうなっているのか などのお話がありました そして 単独の白色矮星はエネルギーを作ることができずに だんだんと冷えて暗くなり 静かな終末を迎えてしまうということも しかし 白色矮星が近接連星系をなしている場合

More information

スライド 1

スライド 1 宇宙 X 線観測とブラックホール 井上一 JAXA 宇宙科学研究所 ブラックホール天体の観測と その理解の進展を概観 強度 / スペクトルの状態遷移と降着円盤の物理 標準降着円盤の最内縁半径とカー ブラックホール 銀河中心の巨大質量ブラックホールと その起源と進化 相対論的ジェットとその噴出機構 1960-1970 年代の X 線天文学の初期的成果 ( 2002 年ノーベル物理学賞 : ジャッコーニ博士

More information

PowerPoint プレゼンテーション

PowerPoint プレゼンテーション 星 惑星系の形成過程入門 中本泰史 ( 東工大 ) 1. 形成過程の概観 2. 分子雲の重力収縮 3. 原始惑星系円盤 4. 固体微粒子の進化 5. 微惑星から惑星へ 6. 惑星系の形成 2012 年 9 月 10-13 日惑星科学フロンティアセミナー : 北海道むかわ町 1 星間雲 分子雲の状態 2 星形成領域 (1) オリオン座 巨大分子雲距離 :1500 光年 大質量星 小質量星が生まれている

More information

Kerr 時空における球対称流に対するコリメーション効果 ( CQG, 26, , 2009 ) 髙見健太郎 ( 広島大学 / Albert-Einstein-Institute) 共同研究者 : 小嶌康史 ( 広島大学 ) 2009 年 10 月 01 日駒場宇宙コロキウム

Kerr 時空における球対称流に対するコリメーション効果 ( CQG, 26, , 2009 ) 髙見健太郎 ( 広島大学 / Albert-Einstein-Institute) 共同研究者 : 小嶌康史 ( 広島大学 ) 2009 年 10 月 01 日駒場宇宙コロキウム Kerr 時空における球対称流に対するコリメーション効果 ( CQG, 26, 085013, 2009 ) 髙見健太郎 ( 広島大学 / Albert-Einstein-Institute) 共同研究者 : 小嶌康史 ( 広島大学 ) 2009 年 10 月 01 日駒場宇宙コロキウム 目 次 導入 Kerr 時空と測地線方程式 粒子のコリメーション条件 粒子流に対するコリメーション効果 まとめ

More information

Microsoft PowerPoint - DobashiKazuhito.ppt

Microsoft PowerPoint - DobashiKazuhito.ppt 2006 年木曽シンポジウム 木曽可視広視野カメラを用いた暗黒星雲のマルチバンド観測 ー減光量と散乱光と分子輝線ー 土橋一仁 ( 東京学芸大学 ) 内容 [1] 木曽広視野カメラは暗黒星雲の研究に適している! [2] DSS に基づく暗黒星雲アトラス [3] 木曽シュミット鏡を用いたこれまでの研究 (@ 学芸大学 ) [4] 電波望遠鏡等とのタイアップ ( ガスとダストのマルチバンド観測 ) 木曽広視野カメラは暗黒星雲の研究に適している!

More information

Microsoft PowerPoint - komaba ppt [互換モード]

Microsoft PowerPoint - komaba ppt [互換モード] 宇宙科学 II ( 電波天文学 ) 第 12 回 ブラックホール (II) 前回の復習 1 ブラックホール 強い重力により光さえ飲み込む暗黒の天体 ブラックホールの大きさ ( シュバルツシルト半径 ) R g = 2GM / c 2 無限遠から初速 0 で BH 近傍の円軌道まで物質を落とすと E = ¼ m c 2 という莫大なエネルギーが取り出せる ( ニュートン力学の近似 実際は静止質量の ~

More information

本講演の内容 1. はじめに 2. 天体 MHD 現象のおもしろさ 3. 天体 MHD シミュレーションは超困難 4. 天体 MHD シミュレーションの魅力 5. 天体 MHD シミュレーションの魔力 はまると危険 ( 落とし穴の数々 ) 6. むすび : ノーベル賞課題 ( 超難問 ) に挑戦せよ

本講演の内容 1. はじめに 2. 天体 MHD 現象のおもしろさ 3. 天体 MHD シミュレーションは超困難 4. 天体 MHD シミュレーションの魅力 5. 天体 MHD シミュレーションの魔力 はまると危険 ( 落とし穴の数々 ) 6. むすび : ノーベル賞課題 ( 超難問 ) に挑戦せよ 2000 年天文天体物理夏の学校における講演を元に少し改訂 天体 MHD 数値シミュレーション の魅力と魔力 柴田一成京大理花山天文台 本講演の内容 1. はじめに 2. 天体 MHD 現象のおもしろさ 3. 天体 MHD シミュレーションは超困難 4. 天体 MHD シミュレーションの魅力 5. 天体 MHD シミュレーションの魔力 はまると危険 ( 落とし穴の数々 ) 6. むすび : ノーベル賞課題

More information

Q

Q 埼玉工業大学機械工学学習支援セミナー ( 小西克享 ) 剛体の重心と自由運動 -1/8 テーマ 07: 剛体の重心と自由運動 一般的に剛体が自由に運動できる状態 ( 非拘束の状態 ) で運動するとき, 剛体は回転運動を伴った運動をします. たとえば, 棒の端を持って空中に放り投げると, 棒はくるくる回転しながら上昇してやがて地面に落ちてきます. 剛体が拘束されない状態で運動する様子を考察してみましょう.

More information

Lecture140504

Lecture140504 すばる春の学校 ( 三鷹, 28/05/2009) すばる望遠鏡による科学的成果 ( 銀河編 ) 星はすばる 銀河も統 ( すば ) る 児玉忠恭 ( 国立天文台光赤外研究部 総研大天文科学専攻 ) こだまただゆき E-mail: t.kodama@nao.ac.jp Shadow of Mauna Kea (12/01/07) すばる ( 昴 ) とは? プレアデス星団 (M45 すばる ) 冬の星座

More information

KOOLS-IFU 研究会 京都大学 KOOLS-IFU で探る AGN feedback 愛媛大学 D2 寺尾航暉 共同研究者 長尾透 ( 愛媛大学 ) 橋本哲也 ( 国立精華大学 ) 柳澤顕史 ( 国立天文台 ) 松岡健太 ( フィレンツェ大学 ) 松岡良樹 ( 愛媛大学 ) 鳥羽儀

KOOLS-IFU 研究会 京都大学 KOOLS-IFU で探る AGN feedback 愛媛大学 D2 寺尾航暉 共同研究者 長尾透 ( 愛媛大学 ) 橋本哲也 ( 国立精華大学 ) 柳澤顕史 ( 国立天文台 ) 松岡健太 ( フィレンツェ大学 ) 松岡良樹 ( 愛媛大学 ) 鳥羽儀 KOOLS-IFU 研究会 /5 @ 京都大学 KOOLS-IFU で探る AGN feedback 愛媛大学 D 寺尾航暉 共同研究者 長尾透 ( 愛媛大学 ) 橋本哲也 ( 国立精華大学 ) 柳澤顕史 ( 国立天文台 ) 松岡健太 ( フィレンツェ大学 ) 松岡良樹 ( 愛媛大学 ) 鳥羽儀樹 (ASIAA) 山下拓時 ( 愛媛大学 ) 大西響子 ( 愛媛大学 ) 土居守 ( 東京大学 ) 小久保充

More information

PowerPoint プレゼンテーション

PowerPoint プレゼンテーション 宇宙科学シンポジウム 2017-01-06 SPICA ミッション 進捗報告 芝井広 ( 阪大 /JAXA) 小川博之 (JAXA) 尾中敬 ( 東大 ) 金田英宏 ( 名大 ) 河野孝太郎 ( 東大 ) 中川貴雄 (JAXA) 松原英雄 (JAXA) 山田亨 (JAXA) 他 SPICA チームメンバー P-086: A SPICA far-ir instrument SAFARI 土井靖生 (

More information

イメージング分光によるMeVガンマ線天文学の展望

イメージング分光によるMeVガンマ線天文学の展望 髙田淳史 ( 京大理 ) 元素合成 SNR : 放射性同位体銀河面 : 26 Al 電子陽電子対消滅線粒子加速ジェット (AGN) : シンクロトロン + 逆コンプトン強い重力場 Black hole : 降着円盤, π 0 Etc. ガンマ線パルサー, 太陽フレア 1-30 MeV MeV sky map CGRO/COMPTEL Bad Sensitivity Good erg / (cm 2

More information

スライド 1

スライド 1 1/35 X 線観測による銀河群の 高温ガスの研究 X-ray Study of Hot Gas in Groups of Galaxies --- 重元素汚染と非熱的エネルギー --- 東京都立大学大学院理学研究科物理学専攻 宇宙物理実験研究室森田うめ代 銀河群とは? 数 ~ 数 10 個の銀河の集まり数千万度の高温ガスで満たされている 星銀河銀河群 / 銀河団宇宙の大構造 2/35 典型的大きさ

More information

報道発表資料 2008 年 11 月 10 日 独立行政法人理化学研究所 メタン酸化反応で生成する分子の散乱状態を可視化 複数の反応経路を観測 - メタンと酸素原子の反応は 挿入 引き抜き のどっち? に結論 - ポイント 成層圏における酸素原子とメタンの化学反応を実験室で再現 メタン酸化反応で生成

報道発表資料 2008 年 11 月 10 日 独立行政法人理化学研究所 メタン酸化反応で生成する分子の散乱状態を可視化 複数の反応経路を観測 - メタンと酸素原子の反応は 挿入 引き抜き のどっち? に結論 - ポイント 成層圏における酸素原子とメタンの化学反応を実験室で再現 メタン酸化反応で生成 報道発表資料 2008 年 11 月 10 日 独立行政法人理化学研究所 メタン酸化反応で生成する分子の散乱状態を可視化 複数の反応経路を観測 - メタンと酸素原子の反応は 挿入 引き抜き のどっち? に結論 - ポイント 成層圏における酸素原子とメタンの化学反応を実験室で再現 メタン酸化反応で生成する分子の軌跡をイオン化などで選別 挿入 引き抜き の 2 つの反応の存在をスクリーン投影で確認 独立行政法人理化学研究所

More information

cm H.11.3 P.13 2 3-106-

cm H.11.3 P.13 2 3-106- H11.3 H.11.3 P.4-105- cm H.11.3 P.13 2 3-106- 2 H.11.3 P.47 H.11.3 P.27 i vl1 vl2-107- 3 h vl l1 l2 1 2 0 ii H.11.3 P.49 2 iii i 2 vl1 vl2-108- H.11.3 P.50 ii 2 H.11.3 P.52 cm -109- H.11.3 P.44 S S H.11.3

More information

スライド 1

スライド 1 2006/07/28 すばる望遠鏡次期観測装置の検討会 ( 銀河 銀河形成分野 ) 観測提案のまとめ このまとめは世話人 ( 大内 浜名 有本 ) が作りました このまとめは非常におおまかなものです 不適切な分類 欠落等あるかと思います はなはだしい場合は世話人まで連絡下さい 各々の観測提案は以下にあります http://www-int.stsci.edu/~ouchi/work/subarunextgeneration/20060725/

More information

FPWS2018講義千代

FPWS2018講義千代 千代勝実(山形大学) 素粒子物理学入門@FPWS2018 3つの究極の 宗教や神話 哲学や科学が行き着く人間にとって究極の問い 宇宙 世界 はどのように始まり どのように終わるのか 全てをつかさどる究極原理は何か 今日はこれを考えます 人類はどういう存在なのか Wikipediaより 4 /72 千代勝実(山形大学) 素粒子物理学入門@FPWS2018 電子レンジ 可視光では中が透け

More information

木曽シュミットによる銀河系最外縁の星生成の観測

木曽シュミットによる銀河系最外縁の星生成の観測 2006 木曽シュミットシンポジウム 上松 木曽シュミットによる 銀河系最外縁の星生成の観測 東大天文センター 小林 尚人 安井 千香子 共同研究者 斎藤正雄 (ALMA 国立天文台 Alan Tokunaga ハワイ大学 内容 1. 銀河系最外縁部 現在の理解 2. Extreme Outer Galaxy Rg>18kpc 研究の意義 3つ 3. Digel Cloud2 best example

More information

Microsoft PowerPoint - 第7章(自然対流熱伝達 )_H27.ppt [互換モード]

Microsoft PowerPoint - 第7章(自然対流熱伝達 )_H27.ppt [互換モード] 第 7 章自然対流熱伝達 伝熱工学の基礎 : 伝熱の基本要素 フーリエの法則 ニュートンの冷却則 次元定常熱伝導 : 熱伝導率 熱通過率 熱伝導方程式 次元定常熱伝導 : ラプラスの方程式 数値解析の基礎 非定常熱伝導 : 非定常熱伝導方程式 ラプラス変換 フーリエ数とビオ数 対流熱伝達の基礎 : 熱伝達率 速度境界層と温度境界層 層流境界層と乱流境界層 境界層厚さ 混合平均温度 強制対流熱伝達 :

More information

遊星人Vol14№2 Jun2005

遊星人Vol14№2 Jun2005 44 太陽系の外縁部での出来事 小林 浩 これまで惑星系形成の過程において他の恒星の摂動 が考慮されることは少なかったが 恒星の誕生と惑星 系の形成を一連の流れとして考えれば 惑星系形成中 を受ける確率 P は n q P.5 AU に他の恒星と遭遇する可能性は高い この恒星遭遇が 2 q n 3 pc 3 P t 3 8 我々の太陽系にどのような影響を与えただろうか ま である ここで t は星団の蒸発時間

More information

高軌道傾斜角を持つメインベルト 小惑星の可視光分光観測

高軌道傾斜角を持つメインベルト 小惑星の可視光分光観測 高軌道傾斜角を持つメインベルト小惑星の可視光分光観測 天文 天体物理夏の学校 @ 福井神戸大学 M2 岩井彩 背景 小惑星岩石質の太陽系小天体であり 彗星活動を行わない 分類軌道長半径による空間分布可視光波長域のスペクトル形状 ( 大きく 5 種類 ) 空間分布による分類 メインベルト ( 小惑星帯 ) 太陽から 2.1-3.3AU 離れた環状の領域軌道が確定した小惑星の約 9 割が存在 トロヤ群木星のラグランジュ点

More information

領域シンポ発表

領域シンポ発表 1 次元の減衰運動の中の強制振動 ) ( f d d d d d e f e ce ) ( si ) ( 1 ) ( cos ω =ω -γ とおくと 一般解は 外力 f()=f siω の場合 f d d d d si f ce f ce si ) cos( cos si ) cos( この一般解は 1 φ は外力と変位との間の位相差で a 時間が経つと 第 1 項は無視できる この場合の振幅を

More information

Xamテスト作成用テンプレート

Xamテスト作成用テンプレート 気体の性質 1 1990 年度本試験化学第 2 問 問 1 次の問い (a b) に答えよ a 一定質量の理想気体の温度を T 1 [K] または T 2 [K] に保ったまま, 圧力 P を変える このときの気体の体積 V[L] と圧力 P[atm] との関係を表すグラフとして, 最も適当なものを, 次の1~6のうちから一つ選べ ただし,T 1 >T 2 とする b 理想気体 1mol がある 圧力を

More information

anan.pptx

anan.pptx ALMA で分解する黒点振動 ALMA 太陽観測ワークショップ @ 京都 2012 年 10 月 3 日京都 京都大学阿南徹 黒点振動 ひので /SOT CAⅡH 飛騨 /DST HeⅠ10830Å 2/21 周期 3 分 17GHz 彩層 遷移層 Chorley et al. 2010 FeⅠ6302Å 光球 5 分 周期の変動 OⅤ629Å 遷移層 Thomas et al. 1982 時間 [

More information

Microsoft PowerPoint - komaba ppt [互換モード]

Microsoft PowerPoint - komaba ppt [互換モード] 宇宙科学 II ( 電波天文学 ) 第 10 回 ブラックホール (2) 前回の復習 1 10 0 10 3 10 6 10 9 10 12 10 15 10 18 10 21 10 24 10 27 単位 (m) 人間太陽近傍の恒星地球太陽太陽系銀河系 銀河銀河団宇宙の果てブラックホール 宇宙の階層構造 ログスケールで表示した宇宙の大きさ 強い重力により光さえ飲み込む暗黒の天体 ブラックホールの大きさ

More information

有機化合物の磁気キラル二色性を初めて観測! - 生命のホモキラリティー起源の候補の一つを有機化合物で初めて実証 - 1 東京大学生産技術研究所第 4 部物質 環境系部門 2 東京大学先端科学技術センター 1 石井和之 1 北川裕一 2 瀬川浩司

有機化合物の磁気キラル二色性を初めて観測! - 生命のホモキラリティー起源の候補の一つを有機化合物で初めて実証 - 1 東京大学生産技術研究所第 4 部物質 環境系部門 2 東京大学先端科学技術センター 1 石井和之 1 北川裕一 2 瀬川浩司 有機化合物の磁気キラル二色性を初めて観測! 生命のホモキラリティー起源の候補の一つを有機化合物で初めて実証 1 東京大学生産技術研究所第 4 部物質 環境系部門 2 東京大学先端科学技術センター 1 石井和之 1 北川裕一 2 瀬川浩司 東京大学生産技術研究所第 4 部物質 環境系部門石井和之研究室機能性色素を専門 東京大学先端科学技術センター瀬川浩司研究室光エネルギー変換を専門 内部に蓄電できる新型太陽電池

More information

PowerPoint プレゼンテーション

PowerPoint プレゼンテーション GPPU 宇宙創成物理学概論 2017.5.9 r- プロセス元素合成と中性子過剰核 萩野浩一物理学専攻原子核理論研究室 1. 重元素の合成 : s- プロセスと r- プロセス 2.r- プロセスと原子核物理 - 核図表 - β 崩壊 - 魔法数 3. 中性子過剰核の物理 4. まとめ 元素の周期表 Nh Mc Ts Og 地球上のすべての物質は元素からできている どのようにして出来たのか ( 元素合成

More information

天体物理特論

天体物理特論 高エネルギー宇宙ニュートリノ : 突発天体起源の可能性について 浅野勝晃 ( 東工大 ) IceCube による PeV ニュートリノ検出 2 イベント 7.8x10 5-5.6x10 6 GeV 8.9x10 5-8.5x10 6 GeV 当初は最高エネルギー宇宙線起源の 10 18 ev(eev) 程度のニュートリノ検出が期待されていた 予想を裏切って 10 15 ev(pev) のニュートリノが最初に検出された!

More information

ニュートリノ駆動型 超新星爆発シミュレーション 3Dと2Dの比較

ニュートリノ駆動型 超新星爆発シミュレーション 3Dと2Dの比較 2016/01/05 宇宙の歴史をひもとく地下素粒子原子核研究 第二回超新星ニュートリノ研究会 ニュートリノ観測による超新星爆発メカニズムの探求 滝脇知也 ( 理化学研究所 ) 1 2 Three phases of supernovae Presupernova phase Burst phase Accretion phase Cooling phase Kato+2015 吉田敬さん石徹白さん

More information

数値流体解析 (CFD) によるスプレー性能の最適化ブリテン No.J955A 数値流体解析 (CFD) による スプレー性能の最適化

数値流体解析 (CFD) によるスプレー性能の最適化ブリテン No.J955A 数値流体解析 (CFD) による スプレー性能の最適化 数値流体解析 (CFD) によるスプレー性能の最適化ブリテン No.J955A 数値流体解析 (CFD) による スプレー性能の最適化 数値流体解析 (CFD:Computational Fluid Dynamics) とは CFD はシミュレーション技術です 流体の流れ 熱伝達 物質移動 化学反応 CFDは数値解析法とアルゴリズムを使い 流体の流れに関わる問題を分析 解決します 高性能ソフトウェアは液体および気体に関連した物理現象の相互作用を予想するために必要な膨大な数の計算を行います

More information

また単分子層吸着量は S をすべて加えればよく N m = S (1.5) となる ここで計算を簡単にするために次のような仮定をする 2 層目以上に吸着した分子の吸着エネルギーは潜熱に等しい したがって Q = Q L ( 2) (1.6) また 2 層目以上では吸着に与える表面固体の影響は小さく

また単分子層吸着量は S をすべて加えればよく N m = S (1.5) となる ここで計算を簡単にするために次のような仮定をする 2 層目以上に吸着した分子の吸着エネルギーは潜熱に等しい したがって Q = Q L ( 2) (1.6) また 2 層目以上では吸着に与える表面固体の影響は小さく BET 法による表面積測定について 1. 理論編ここでは吸着等温線を利用した表面積の測定法 特に Brunauer,Emmett Teller による BET 吸着理論について述べる この方法での表面積測定は 気体を物質表面に吸着させた場合 表面を 1 層覆い尽くすのにどれほどの物質量が必要か を調べるものである 吸着させる気体分子が 1 個あたりに占める表面積をあらかじめ知っていれば これによって固体の表面積を求めることができる

More information

Microsoft PowerPoint - qchem3-9

Microsoft PowerPoint - qchem3-9 008 年度冬学期 量子化学 Ⅲ 章量子化学の応用 4.4. 相対論的効果 009 年 月 8 日 担当 : 常田貴夫准教授 相対性理論 A. Einstein 特殊相対論 (905 年 ) 相対性原理: ローレンツ変換に対して物理法則の形は不変 光速度不変 : 互いに等速運動する座標系で光速度は常に一定 ミンコフスキーの4 次元空間座標系 ( 等速系のみ ) 一般相対論 (96 年 ) 等価原理

More information

Microsoft PowerPoint - summer_school_for_web_ver2.pptx

Microsoft PowerPoint - summer_school_for_web_ver2.pptx スピン流で観る物理現象 大阪大学大学院理学研究科物理学専攻 新見康洋 スピントロニクスとは スピン エレクトロニクス メモリ産業と深くつなが ている メモリ産業と深くつながっている スピン ハードディスクドライブの読み取りヘッド N 電荷 -e スピンの流れ ピ の流れ スピン流 S 巨大磁気抵抗効果 ((GMR)) from http://en.wikipedia.org/wiki/disk_readand-write_head

More information

PowerPoint プレゼンテーション

PowerPoint プレゼンテーション 水素製造システム ( 第 7 回 ) 熱化学水素製造 松本 第 3 回 2 本日の講義の目的 水の熱分解 熱化学水素製造の考え方 エネルギー効率 実際の熱化学水素製造プロセス UT-3 IS 本スライドには以下の資料を参考にした : 吉田 エクセルギー工学 - 理論と実際 原子力辞典 ATOMICA http://www.rist.or.jp/atomica/index.html 再生可能エネルギーを利用した水素製造

More information

takiwaki

takiwaki 2018/7/24 第 48 回天文 天体物理若手夏の学校 @ 豊橋 行き先は中性子星 超新星の爆発機構と天体核物理への招待 滝脇知也 ( 国立天文台理論部 ) 1 目次 1. 天体核物理としての超新星爆発 2. なぜ超新星は爆発しないのか? 3. 爆発メカニズムバトルロイヤル 4. マルチメッセンジャー観測への期待 5. まとめ 2 重力崩壊型超新星 : 星の最期? /BH 3 どうやって起こるのか?

More information

Microsoft PowerPoint - komaba ppt [互換モード]

Microsoft PowerPoint - komaba ppt [互換モード] 宇宙科学 II ( 電波天文学?) 第 9 回 太陽系外惑星 前回の復習 1 10 0 10 3 10 6 10 9 10 12 10 15 10 18 10 21 10 24 10 27 単位 (m) 人間太陽近傍の恒星地球太陽太陽系銀河系 銀河銀河団宇宙の果て白色矮星 2013/6/21 宇宙の階層構造 ログスケールで表示した宇宙の大きさ 太陽質量の 8 倍程度までの星は 最後に炭素のコアが残り

More information

×××××××××× ×××××××××××××××

×××××××××× ××××××××××××××× Hoizon-penetating Tansonic Accetion Disks aound Rotating Black Holes with Causal Viscosity 高橋労太 ( 東大総合文化 ) ホライズンの内側まで解かれた ADAF の遷音速流のサンプル解 (4 元速度の 成分 ) 要旨 ブラックホール周りの定常降着流の遷音速解を外側の領域からホライズンの中まで計算できるようになった

More information

森羅万象2018のコピー

森羅万象2018のコピー PD Stellar Irradiation Mineral Atmosphere Na, K, SiO, O 2, O gas (MgO, Al, AlO, FeO etc ) https://www.nasa.gov/topics/universe/features/rocky_planet.html / (2018.5.9) Magma Ocean Ito et al. (2015) (HRE)

More information

記者発表資料

記者発表資料 2012 年 6 月 4 日 報道機関各位 東北大学流体科学研究所原子分子材料科学高等研究機構 高密度 均一量子ナノ円盤アレイ構造による高効率 量子ドット太陽電池の実現 ( シリコン量子ドット太陽電池において世界最高変換効率 12.6% を達成 ) < 概要 > 東北大学 流体科学研究所および原子分子材料科学高等研究機構 寒川教授グループはこの度 新しい鉄微粒子含有蛋白質 ( リステリアフェリティン

More information