X線天文学と 宇宙の高エネルギープラズマ
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- あゆみ わたぬき
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1 X 線天文学と宇宙の高エネルギープラズマ 名古屋大学 KMI 現象解析研究センター松本浩典 金沢大学集中講義 1
2 通常の天文学 ( 乙女座銀河団 ) 金沢大学集中講義 2
3 X 線でみると 金沢大学集中講義 3
4 目で見る世界と X 線の世界 SDSS RASS 銀河団 = 銀河の集団銀河団 = 数千万度の火の玉 世界観が変わった! 金沢大学集中講義 4
5 集中講義の内容 X 線 X 線放射過程 超新星残骸プラズマ 銀河団プラズマ 天の川銀河中心プラズマ 金沢大学集中講義 5
6 講義にあたって 講義中の質問 大歓迎です スライド中心の講義です ペースが早過ぎるときは 遠慮なく言ってください 金沢大学集中講義 6
7 X 線について 金沢大学集中講義 7
8 電磁波 光子 E = 電磁波 hν = 電磁波 hλ/c プランク定数 h erg s 金沢大学集中講義 8
9 X 線 X 線光子 E = 0.1keV~100keV X 線天文学の慣習 軟 X 線 : E<1keV 硬 X 線 : E>10keV 金沢大学集中講義 9
10 エネルギーの単位 ev: エレクトロンボルト ( 電子ボルト ) e +1V 0V 1V の電位差で電子を 加速したときに 電子が得るエネルギー 1eV= erg = J 金沢大学集中講義 10
11 次元解析 E = hν ~ kt ボルツマン定数 k erg/k ev/k T~10 4 K [E/1eV] E=1keVのX 線の発生 = 熱的なら 10 7 Kの現象が関与 金沢大学集中講義 11
12 X 線 10A 0.1A λ = 12.4A ( E 1keV ) 比較 : ボーア半径 0.5A X 線は原子と直接相互作用 金沢大学集中講義 12
13 X 線 ガンマ線と物質の相互作用 炭素原子 1barn=10-24 cm 2 1. 光電効果 2. 弾性散乱 3. コンプトン散乱 4. 対生成 X-ray data Booklet 金沢大学集中講義 13
14 反応の断面積 光にとって 的はどのぐらいの大きさなのか Flux F 反応を起こした光子数は 的の大きさを表す 個 N = F s 個 s cm 2 σ[cm2 ] 金沢大学集中講義 14
15 断面積古典電子半径 mc 2 = e2 r e = e2 r e mc cm 2 トムソン散乱断面積 σ = 8π 3 r e cm 2 1barn 金沢大学集中講義 15
16 光電効果 γ 光子は消滅 電子飛び出す ( 光電子 ) 金沢大学集中講義 16
17 光電効果 K edge 断面積 σ E 3 E: 光のエネルギー σ Z 5 Z: 原子番号 K edge 光子 E>K edge K 殻電子飛び出す 金沢大学集中講義 17
18 弾性散乱 γ 光子の E 変化なし 電子飛び出ない 金沢大学集中講義 18
19 コンプトン散乱 ( 非弾性散乱 ) γ 光子 E 減少 電子飛び出る 金沢大学集中講義 19
20 コンプトン散乱 ( 非弾性散乱 ) 断面積 σ Z 原子内の電子数に比例 金沢大学集中講義 20
21 対生成 γ 光子消滅 電子 陽電子が飛び出る 金沢大学集中講義 21
22 対生成 断面積 σ Z 2 原子の静電エネルギーに比例 金沢大学集中講義 22
23 重い荷電粒子 ( 陽子 etc) と物質の相互作用 電離損失 物質を電離しながらエネルギーを失う 金沢大学集中講義 23
24 Bethe-Bloch 電離損失公式 定性的導出 W.R. Leo Techniques for Nuclear and Particle Physics Experiments ze: 入射粒子の電荷 v: 入射粒子の速度 m e : 電子質量 γ: 入射粒子の相対論的因子 N e : 物質の電子個数密度 v : 物質の電子の束縛振動数 もっと厳密な式は 例えば Review of Particle Physics 金沢大学集中講義 24
25 色々な粒子の電離損失 W.R. Leo Techniques for Nuclear and Particle Physics Experiments 入射粒子 v 0.96c で最少 金沢大学集中講義 25
26 重たい荷電粒子 その他 チェレンコフ放射 入射粒子 V > c/n (n: 物質屈折率 ) 軽い荷電粒子 電離損失 軽いのでジグザグ運動 同種粒子の散乱 ( 電子の場合 ) 制動放射 金沢大学集中講義 26
27 宇宙の観測 H.Bradt, Astronomy Methods 地球大気による光の減衰 金沢大学集中講義 27
28 電波の観測 大気減衰なし ミリ波だと水分子が吸収 金沢大学集中講義 28
29 赤外線の観測 水 酸素などの分子が吸収 金沢大学集中講義 29
30 可視光の観測 ( 奇跡的に?) 大気吸収がない 金沢大学集中講義 30
31 紫外線の観測 大気 ( 窒素 酸素など ) による光電吸収金沢大学集中講義 31
32 X 線の観測 大気による光電吸収 大気圏外で観測金沢大学集中講義 32
33 ガンマ線の観測 大気によるコンプトン散乱金沢大学集中講義 33
34 大気圏外での観測ロケット高度 ~100km 数 10 分しか観測できない 人工衛星高度 >500km ( 例 : すざく衛星 500km, 1 周 100 分 Chandra 16000~139000km, 1 周 64 時間 ) 金沢大学集中講義 34
35 X 線天文学のはじまり X 線天文学は ~50 歳 金沢大学集中講義 35
36 1962 年 ASE-MIT のロケット実験 自転 ガイガー カウンター 金沢大学集中講義 Space Science Reviews, 1965, 4,
37 太陽系外 X 線源の発見 Sco X-1, Cosmic X-ray Background 金沢大学集中講義 37
38 X 線放射過程 金沢大学集中講義 38
39 熱的放射と非熱的放射 熱的放射 : 電子がマクスウェル分布 代表例 : 黒体放射 光学的に薄いプラズマからの放射 X 線スペクトルに exp(-e/kt) の曲がり 非熱的放射 : 電子が power-law 分布 代表例 : シンクロトロン放射 X 線スペクトルも power-law 金沢大学集中講義 39
40 n Specific intensity I(ν, Ω) n ある面 ( 法線 ) を ある方向 (Ω) へ通過する光線 ( 振動数 ν) のエネルギー de I(, ) cos dadtd d 単位は 例えば [de] = erg [I] = erg /cm 2 /s/str/hz 金沢大学集中講義 40
41 フラックスある面 ( 法線 n ) を単位面積 単位時間あたりに通過する光線のエネルギー (I(ν,Ω) を全方向で積分 ) F(ν) = I(ν, Ω) cosθdω 単位は例えば [F(ν)] = erg/s/cm 2 /Hz 金沢大学集中講義 41
42 光度 (Luminosity) L(ν) 天体が振動数 νの光で全方向に放射しているエネルギー 単位は例えば [L(ν)] = erg/s/hz 金沢大学集中講義 42
43 光度とフラックス L(ν) 距離 D フラックス F(ν) もし天体が等方的に放射していたら L(ν) = 4πD 2 F(ν) 多くの場合 等方放射を仮定して フラックスから光度を推定 金沢大学集中講義 43
44 熱的 X 線 光学的に厚いプラズマ 黒体放射 光学的に薄いプラズマ 制動放射 特性 X 線 金沢大学集中講義 44
45 光学的に厚い天体 光子が抜け出てくるまで 何度も物質と衝突 黒体放射 金沢大学集中講義 45
46 黒体放射のスペクトル H. Bradt Astronomy Methods 金沢大学集中講義 46
47 黒体放射フラックススペクトル kt=1kev kt=3kev kt=10kev 金沢大学集中講義 47
48 X 線を出す物体の温度 I(ν, T) が最大になる ν hν max = 2.82kT 1keVのX 線 ν = Hz ν max = Hzのとき T = K 数百万度以上でないと X 線は出ない 金沢大学集中講義 48
49 黒体放射の例 中性子星表面からのX 線 kt~0.1kev 降着円盤 多温度の黒体放射の重ね合わせ 金沢大学集中講義 49
50 光学的に薄い場合 発生した光子が そのまま出てくる 熱的制動放射 金沢大学集中講義 50
51 連続成分 : 熱的制動放射 高温のため プラズマ状態 電子は マクスウェルボルツマン分布 電子が イオンの電場で曲げられて X 線放出 金沢大学集中講義 51
52 熱的制動放射 詳細は 例えば Rybicki & Lightman Radiative Processes in Astrophysics スペクトル ε ν ff = Emissivity = 単位体積あたりの放射率 ε ff = dw dtdv = T 1 2n e n i Z 2 g B (erg s -1 cm -3 ) dw dtdvdν = T 1 2n e n i Z 2 g ff e hν/kt 金沢大学集中講義 (erg s -1 cm -3 Hz -1 ) 52
53 Emissivity 定性的理解 ε ff = dw dtdv = T 1 2n e n i Z 2 g B (erg s -1 cm -3 ) イオンと電子が衝突 ε ff n e n i ( 多くの場合 n e n i ) 衝突回数は電子速度に比例 ε ff v e T e 0.5 (kt e 3 2 m ev e 2 ) 金沢大学集中講義 53
54 ff dw dvdtd スペクトルの例 T 1 2 n e n Z i 2 g ff e hv kt kt=1kev kt=3kev kt=10kev 曲がり方 温度光度 n e n i V n e n i V: emission integral (emission measure) 金沢大学集中講義 54
55 輝線 : 特性 X 線 γ 空席が発生 衝突で励起 光電効果 特性 X 線 金沢大学集中講義 55
56 輝線 : 特性 X 線 特性 X 線のエネルギー γ どの殻からどの殻へ落ちるか 原子内のその他の電子の状態 金沢大学集中講義 56
57 特性 X 線の呼称 Kα 線 L 殻 K 殻 Kβ 線 M 殻 K 殻 Lα 線 M 殻 L 殻 Lβ 線 N 殻 L 殻など 微細構造も含めて X-RAY DATA BOOKLET 金沢大学集中講義 57
58 電子が出る時もある 空席が発生 衝突で励起 光電効果 オージェ電子 金沢大学集中講義 58
59 特性 X 線を出す確率 ( 蛍光収率 ) Fe Z=26 X-RAY DATA BOOKLET 金沢大学集中講義 59
60 特に重要な特性 X 線例 : 天の川銀河中心 X 線 6.4keV 線中性 Fe Kα 線 6.7keV 線 He 状イオンFe Kα 線 6.9keV 線 H 状イオンFe Kα 線 Koyama et al. 2007, PASJ, 59, 245 金沢大学集中講義 60
61 どんなイオンになっているか Seward, 金沢大学集中講義 F. & Charles. P. Exploring the X-ray Universe 61
62 二電子性再結合 ν この場合は ヘリウム状イオンの Kα 線より 少しだけエネルギーの低い X 線が出る サテライト線 金沢大学集中講義 62
63 連続成分 : free-bound 放射 γ 自由電子が捕まった場合 金沢大学集中講義 63
64 光子数 Free-bound 放射 E 0 電子の 運動 E の範囲 スペクトル 電子の運動 E の範囲 -Eb F-B 放射からも温度がわかる Eb E 金沢大学集中講義 64
65 光学的に薄い高温プラズマのX 線放射連続成分制動放射 FB 遷移輝線成分サテライト線なども全て考慮 X 線天文業界でメジャーなプラズマモデルは MEKAL APEC Raymond-Smithなど 金沢大学集中講義 65
66 プラズマ X 線放射モデルのパラメター 温度 衝突電離平衡プラズマの時は kt e = kt p = kt 電離度 衝突電離非平衡 超新星残骸など各種の温度が異なる n e t: 密度 電離時間もパラメター アバンダンス 各原子の存在比 (n Z /n H ) 太陽組成や宇宙組成が基準 Emission Integral n e n p V 明るさを決める ( 規格化 normalization) 金沢大学集中講義 66
67 太陽組成比の例 X 線天文で良く使う Anders & Grevesse Anders E. & Grevesse N. (1989, Geochimica et Cosmochimica Acta 53, 197) 個数密度比 (n z /n H ) 水素 Hを1として He: Mg: C: Si: N: S: O: Ar: Ne: Fe: ( 代表的なものだけ ) 金沢大学集中講義 67
68 等価幅 I ライン強度 I L erg/s E L 等価幅 E(eV) 連続線強度 I C (E L ) erg/s/ev 等価幅 EW = I L /I(E L ) ev 金沢大学集中講義 68
69 等価幅とアバンダンス 連続成分強度 I C (E L ) n e n p ライン強度 I L n e n ion EW = I L I C E L n en ion n e n p = n ion n p n Z n p 等価幅はアバンダンスを反映 金沢大学集中講義 69
70 APEC モデルによる計算例 アバンダンス 1 solar kt=1kev kt=3kev kt=10kev 金沢大学集中講義 70
71 6~7keV の鉄の特性 X 線あたり kt=1kev kt=3kev kt=10kev 6.7keV 輝線は 多くの微細構造線サテライト線の混合 金沢大学集中講義 71
72 1keV あたりを拡大 kt=1kev kt=3kev kt=10kev kt=1kev ライン放射の寄与が大 主に鉄 金沢大学集中講義 72
73 高温プラズマの cooling curve Seward, F. & Charles. P. Exploring the X-ray Universe Cooling rate = P n 金沢大学集中講義 e n i V 73
74 光学的に薄い高温プラズマ放射の例 超新星残骸 楕円銀河 銀河団 星のコロナ などなど 枚挙にいとまがない 金沢大学集中講義 74
75 非熱的 X 線 代表例 : シンクロトロン放射 金沢大学集中講義 75
76 Log N Power-law 型スペクトル 非熱的な放射の場合 電子のエネルギー分布は power-law 型をしている場合が多い N N E p log N p log E E Log E power-lawを生みだす機構 例えばフェルミ加速 金沢大学集中講義 76
77 シンクロトロン放射 相対論的電子が 磁場に巻きついて放射 金沢大学集中講義 77
78 サイクロトロン振動数 p 電子 ωδt B pω = e v c B ω = evb pc 電子が遅い時 p = mv ω B = eb mc 電子が相対論的 p = γmv ω B = eb γmc 金沢大学集中講義 78
79 シンクロトロン周波数 定性的 詳しくは ω c = 3 2 ω c γ 3 ω B = γ2 eb mc = E γ 2 eb mc Hz mc 2 E 1TeV 2 eb mc 金沢大学集中講義 79 2 B 1mG
80 粒子の速度が遅いとき ( サイクロトロン放射 ) Rybicki & Lightman Radiative Processes in Astrophysics t 観測者が見る電場 周波数分布 ω/ω B ω B = qb γm e c 金沢大学集中講義 80
81 粒子が中間速度 観測者が見る電場 周波数分布 ω/ω B ω B = qb γm e c 金沢大学集中講義 81
82 粒子が相対論的 ( シンクロトロン放射 ) 観測者が見る電場 0.29ω c ぐらいでピーク周波数分布 ω B = qb γm e c ωc/ωb ω/ω B ω c = γ 3 ω B 金沢大学集中講義 82
83 電気双極子放射 放射率 P (erg/s): ML 2 T 3 電荷 e (esu): M 1 2L 3 2T 1 加速度 a (cm/s 2 ): LT 2 光速 c (cm/s): LT 1 次元解析 : P e2 c 3 a2 ちゃんとやると P = 2e2 3c 3 a2 金沢大学集中講義 83
84 1 個の電子のシンクロトロン放射 放出される光子の平均的な E(erg) 放射率 P(erg/s) P = 2e2 3c 3 E ν ~hω c B 2 E e eγβb m 2 B 2 E e 2 ( 粒子の静止系で電場 =γβb) 磁場との角度が色々な電子がいるので P = 4e2 9c 3 eγβb m 2 = ev s E e 1TeV 金沢大学集中講義 84 2 B 1mG 2
85 シンクロトロン放射のスペクトル Power-law 分布 (N E e p ) をしている 電子がシンクロトロン放射をすると F E ν E ν Γ Γ = p [F] = photons/s/cm 2 /ev 放射スペクトルも power-law べき Γ : photon index と呼ぶ 金沢大学集中講義 85
86 Power-law 放射の定義の違い 業界 ( 波長 ) により定義が違うことがある 電子がN E p e の分布のとき S ν ν α : α = p 1 2 [S] = erg/s/cm 2 /Hz 電波業界で主に使用 F E ν E Γ ν : Γ = p+1 2 = α + 1 [F] = photon/s/cm 2 /ev X 線業界で主に使用 金沢大学集中講義 86
87 シンクロトロンX 線放射の例 パルサー風星雲 活動銀河核のジェット 超新星残骸などなど 金沢大学集中講義 87
88 X 線放射過程は他にもたくさん 荷電交換反応 非熱的電子による低エネルギー光子の逆コンプトン散乱 熱的電子による低エネルギー光子の逆コンプトン散乱 非熱的電子による制動放射 電子が Power-law 分布でない非熱的放射 などなど 金沢大学集中講義 88
X線天文学と 宇宙の高エネルギープラズマ
X 線 天 文 学 と 宇 宙 の 高 エネルギープラズマ 名 古 屋 大 学 KMI 現 象 解 析 研 究 センター 松 本 浩 典 新 潟 大 学 集 中 講 義 1 通 常 の 天 文 学 ( 乙 女 座 銀 河 団 ) 2 X 線 でみると 3 目 で 見 る 世 界 とX 線 の 世 界 SDSS RASS 銀 河 団 = 銀 河 の 集 団 銀 河 団 = 数 千 万 度 の 火 の
Techniques for Nuclear and Particle Physics Experiments Energy Loss by Radiation : Bremsstrahlung 制動放射によるエネルギー損失は σ r 2 e = (e 2 mc 2 ) 2 で表される為
Techniques for Nuclear and Particle Physics Experiments.. Energy Loss by Radiation : Bremsstrahlung 制動放射によるエネルギー損失は σ r e = (e mc ) で表される為 質量に大きく依存する Ex) 電子の次に質量の小さいミューオンの制動放射によるエネルギー損失 m e 0.5 MeV, m
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年度 物理化学 Ⅱ 講義ノート. 二原子分子の振動. 調和振動子近似 モデル 分子 = 理想的なバネでつながった原子 r : 核間距離, r e : 平衡核間距離, : 変位 ( = r r e ), k f : 力の定数ポテンシャルエネルギー ( ) k V = f (.) 古典運動方程式 [ 振動数 ] 3.3 d kf (.) dt μ : 換算質量 (m, m : 原子, の質量 ) mm
(高エネルギー) 広がったTEVガンマ線源VER J のX線観測による放射機構の研究
広がった TeV ガンマ線源 VER J2019+368 の X 線観測 2016 年 9 月 14 日日本天文学会秋季年会 @ 愛媛大学 田中慎之 ( 広島大学 ) 水野恒史 高橋弘充 勝田隼一郎 ( 広島大学 ) 林克洋 ( 名古屋大学 ) 山崎了 ( 青山学院大学 ) 1 目次 Introduction 4P VER J2019+368 の過去の観測 XMM の解析 2P イメージスペクトル
回転駆動型パルサー -10 L sd = I -12 log Pdot [s/s] L sd =10 38 erg s erg s erg s -1 ATNF のデータより I : 慣性モーメント Ω=2π/P 回転速度の減少は星が持つ
![回転駆動型パルサー -10 L sd = I -12 log Pdot [s/s] L sd =10 38 erg s erg s erg s -1 ATNF のデータより I : 慣性モーメント Ω=2π/P 回転速度の減少は星が持つ](/thumbs/84/90168183.jpg "回転駆動型パルサー -10 L sd = I -12 log Pdot [s/s] L sd =10 38 erg s erg s erg s -1 ATNF のデータより I : 慣性モーメント Ω=2π/P 回転速度の減少は星が持つ")
パルサー磁気圏 構造とパルス放射 木坂将大 (KEK) 回転駆動型パルサー -10 L sd = I -12 log Pdot [s/s] -14-16 -18-20 L sd =10 38 erg s -1 10 34 erg s -1 10 30 erg s -1 ATNF のデータより I : 慣性モーメント Ω=2π/P 回転速度の減少は星が持つ磁場が原因 -3-2 -1 0 1 log P
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
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
Unit 1
Unt 3. プラズマ中の衝突過程 衝突 nutral 原子により遮られる割合 n ndx + d = (1 n ndx) d/dx = n n = xp( n nx) = xp( x / mfp) mfp = 1/(n n) man fr path = mfp / v collson tm = 1/ = n nv collson frquncy ( 電子の速度分布について平均 ) 電離 再結合水素原子を考える
(Compton Scattering) Beaming 1 exp [i (k x ωt)] k λ k = 2π/λ ω = 2πν k = ω/c k x ωt ( ω ) k α c, k k x ωt η αβ k α x β diag( + ++) x β = (ct, x) O O x
![(Compton Scattering) Beaming 1 exp [i (k x ωt)] k λ k = 2π/λ ω = 2πν k = ω/c k x ωt ( ω ) k α c, k k x ωt η αβ k α x β diag( + ++) x β = (ct, x) O O x](/thumbs/104/162595168.jpg "(Compton Scattering) Beaming 1 exp [i (k x ωt)] k λ k = 2π/λ ω = 2πν k = ω/c k x ωt ( ω ) k α c, k k x ωt η αβ k α x β diag( + ++) x β = (ct, x) O O x")
Compton Scattering Beaming exp [i k x ωt] k λ k π/λ ω πν k ω/c k x ωt ω k α c, k k x ωt η αβ k α x β diag + ++ x β ct, x O O x O O v k α k α β, γ k γ k βk, k γ k + βk k γ k k, k γ k + βk 3 k k 4 k 3 k
スライド 1
暫定版修正 加筆の可能性あり ( 付録 ) 屈折率と誘電率 : 金属. 復習. 電気伝導度 3. アンペールの法則の修正 4. 表皮効果 表皮深さ 5. 鏡の反射 6. 整理 : 電子振動子模型 注意 : 整理しましょう! 前回 : 付録 (4) のアプローチ. 屈折率と損失について記述するために分極振動 ( 電気双極子の集団運動 ) による電気双極子放射を考慮. 誘電率は 真空中の値 を採用 オリジナル光
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![Microsoft PowerPoint - komaba ppt [互換モード]](/thumbs/93/112479182.jpg "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
素粒子物理学2 素粒子物理学序論B 2010年度講義第4回
素粒子物理学 素粒子物理学序論B 010年度講義第4回 レプトン数の保存 崩壊モード 寿命(sec) n e ν 890 崩壊比 100% Λ π.6 x 10-10 64% π + µ+ νµ.6 x 10-8 100% π + e+ νe 同上 1. x 10-4 Le +1 for νe, elμ +1 for νμ, μlτ +1 for ντ, τレプトン数はそれぞれの香りで独立に保存
Microsoft Word - プレス原稿_0528【最終版】
報道関係各位 2014 年 5 月 28 日 二酸化チタン表面における陽電子消滅誘起イオン脱離の観測に成功 ~ 陽電子を用いた固体最表面の改質に道 ~ 東京理科大学研究戦略 産学連携センター立教大学リサーチ イニシアティブセンター 本研究成果のポイント 二酸化チタン表面での陽電子の対消滅に伴って脱離する酸素正イオンの観測に成功 陽電子を用いた固体最表面の改質に道を拓いた 本研究は 東京理科大学理学部第二部物理学科長嶋泰之教授
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第 9 回工学基礎ミニマム物理試験問題.. 日立 水戸 正解は各問の選択肢 (,, ) の中からつだけ選び, その番号をマークシートにマークせよ この際,HBまたはBの鉛筆またはシャープペンシルを使うこと ボールペンは不可 正解が数値の場合には, 選択肢の中から最も近い値を選ぶこと 正解が選択肢の中に無い場合には, 番号ゼロを選択せよ 学生番号, 氏名を指定された方法でマークシートの所定の欄に記入せよ
スライド 1
放射線と物質の相互作用 目次 1. ミクロな過程とマクロな過程 2. 放射線と物質中のミクロな粒子との相互作用 2.1 電荷をもつ放射線と原子 電子との相互作用 2.2. X 線 ガンマ線と原子 電子との相互作用 3. 放射線のマクロな物質との相互作用 3.1 アルファ線とマクロな物質の相互作用 3.2 ガンマ線とマクロな物質との相互作用 4. 放射線のマクロな物質の透過力と遮蔽 ( 概略 ) Made
新たな宇宙基本計画における宇宙科学・宇宙探査の位置付け及び主な関連事業の概要
2. 我が国の主要な宇宙科学 宇宙探査 有人宇宙活動プログラムの概要 ( 宇宙科学プログラム ) 1. 宇宙物理学 天文学 1.1 X 線天文学 1.1.1 X 線天文衛星 すざく (ASTRO-EII) 1.1.2 次期 X 線天文衛星 (ASTRO-H) 1.2 赤外線天文学 1.2.1 赤外線天文衛星 あかり (ASTRO-F) 1.2.2 次期赤外線天文衛星 (SPICA) 2. 太陽系科学
プランクの公式と量子化
Planck の公式と量子化 埼玉大学理学部物理学科 久保宗弘 序論 一般に 量子力学 と表現すると Schrödinger の量子力学などの 後期量子力学 を指すことが多い 本当の量子概念 には どうアプローチ? 何故 エネルギーが量子化されるか という根本的な問いにどうこたえるか? どのように 量子 の扉は叩かれたのか? 序論 統計力学 熱力学 がことの始まり 総括的な動き を表現するための学問である
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!
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
スライド 1
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ASTRO-H衛星計画
ASTRO-H 衛星計画 松本浩典 ( 名古屋大学 KMI) 1 目次 ASTRO-H について カロリメーター SXS 硬 X 線望遠鏡 HXT 硬 X 線イメージャー (HXI), 軟 X 線望遠鏡 (SXT), X 線 CCD (SXI), 軟ガンマ線検出器 (SGD) ASTRO-H で進めるサイエンス 2 ASTRO-H 計画 (2014 年打ち上げ予定 ) 日本で 6 番目の X 線天文衛星
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. 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/
() 実験 Ⅱ. 太陽の寿命を計算する 秒あたりに太陽が放出している全エネルギー量を計測データをもとに求める 太陽の放出エネルギーの起源は, 水素の原子核 4 個が核融合しヘリウムになるときのエネルギーと仮定し, 質量とエネルギーの等価性から 回の核融合で放出される全放射エネルギーを求める 3.から
55 要旨 水温上昇から太陽の寿命を算出する 53 町野友哉 636 山口裕也 私たちは, 地球環境に大きな影響を与えている太陽がいつまで今のままであり続けるのかと疑問をもちました そこで私たちは太陽の寿命を求めました 太陽がどのように燃えているのかを調べたら水素原子がヘリウム原子に変化する核融合反応によってエネルギーが発生していることが分かった そこで, この反応が終わるのを寿命と考えて算出した
気体を用いた荷電粒子検出器
2009/12/7 物理学コロキウム第 2 気体を用いた荷電粒子検出器 内容 : 1. 研究の目的 2. 気体を用いた荷電粒子検出器 3. 霧箱での α 線の観察 4. 今後の予定 5. まとめ 柴田 陣内研究室 寄林侑正 2009/12/7 1 1. 研究の目的 気体の電離作用を利用した荷電粒子検出器の原理を学ぶ 実際に霧箱とスパークチェンバーを作成する 放射線を観察し 荷電粒子と気体粒子の相互作用について学ぶ
B 1 B.1.......................... 1 B.1.1................. 1 B.1.2................. 2 B.2........................... 5 B.2.1.......................... 5 B.2.2.................. 6 B.2.3..................
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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
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
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)
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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
素粒子物理学２ 素粒子物理学序論B 2010年度講義第2回
素粒子物理学２ 素粒子物理学序論B 2010年度講義第2回 =1.055 10 34 J sec =6.582 10 22 MeV sec c = 197.33 10 15 MeV m = c = c =1 1 m p = c(mev m) 938M ev = 197 10 15 (m) 938 =0.2 10 13 (cm) 1 m p = (MeV sec) 938M ev = 6.58
B
B07557 0 0 (AGN) AGN AGN X X AGN AGN Geant4 AGN X X X (AGN) AGN AGN X AGN. AGN AGN Seyfert Seyfert Seyfert AGN 94 Carl Seyfert Seyfert Seyfert z < 0. Seyfert I II I 000 km/s 00 km/s II AGN (BLR) (NLR)
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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:
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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
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
8.1 有機シンチレータ 有機物質中のシンチレーション機構 有機物質の蛍光過程 単一分子のエネルギー準位の励起によって生じる 分子の種類にのみよる ( 物理的状態には関係ない 気体でも固体でも 溶液の一部でも同様の蛍光が観測できる * 無機物質では規則的な格子結晶が過程の元になっているの
6 月 6 日発表範囲 P227~P232 発表者救仁郷 シンチレーションとは? シンチレーション 蛍光物質に放射線などの荷電粒子が当たると発光する現象 材料 有機の溶液 プラスチック 無機ヨウ化ナトリウム 硫化亜鉛 など 例えば以下のように用いる 電離性放射線 シンチレータ 蛍光 光電子増倍管 電子アンプなど シンチレーションの光によって電離性放射線を検出することは非常に古くから行われてきた放射線測定法で
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モニタリング観測からわかった電波銀河 3C111 の γ 線活動期と電波ノットの噴出時期との関係 VLBI 懇談会シンポジウム 12 月 27 日 ( 火 ) 山口大学 B4 塩谷康允共同研究者 : 藤澤健太 新沼浩太郎 導入 AGN 統一モデル AGN 電波で明るい (10 %) 超大質量 BH+ 降着円盤 電波で暗い (90 %) 莫大なエネルギー放射 (10 6-14 L ) 0 いくつかの種類に大別される
natMg+86Krの反応による生成核からのβ線の測定とGEANTによるシミュレーションとの比較
nat Mg+ 86 Kr の反応による生成核からの β 線の測定と GEANT によるシミュレーションとの比較 田尻邦彦倉健一朗 下田研究室 目次 実験の目的 nat Mg+ 86 Kr 生成核からの β 線の測定 @RCNP 実験方法 実験結果 GEANT によるシミュレーション 解析 結果 まとめ 今後の課題 実験の目的 偏極した中性子過剰 Na アイソトープの β-γ-γ 同時測定実験を TRIUMF
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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
( 全体 ) 年 1 月 8 日,2017/1/8 戸田昭彦 ( 参考 1G) 温度計の種類 1 次温度計 : 熱力学温度そのものの測定が可能な温度計 どれも熱エネルギー k B T を
( 全体 htt://home.hiroshima-u.ac.j/atoda/thermodnamics/ 9 年 月 8 日,7//8 戸田昭彦 ( 参考 G 温度計の種類 次温度計 : 熱力学温度そのものの測定が可能な温度計 どれも熱エネルギー k T を単位として決められている 9 年 月 日 ( 世界計量記念日 から, 熱力学温度 T/K の定義も熱エネルギー k T/J に基づく. 定積気体温度計
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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 [
コロイド化学と界面化学
環境表面科学講義 http://res.tagen.tohoku.ac.jp/~liquid/mura/kogi/kaimen/ E-mail: mura@tagen.tohoku.ac.jp 村松淳司 分散と凝集 ( 平衡論的考察! 凝集! van der Waals 力による相互作用! 分散! 静電的反発力 凝集 分散! 粒子表面の電位による反発 分散と凝集 考え方! van der Waals
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. 目的 Plck 定数 光電効果についての理解を深める. また光電管を使い実際に光電効果を観察し,Plck 定数および仕事関数を求める.. 課題 Hg- スペクトルランプから出ている何本かの強いスペクトル線のなかから, フィルターを使い, 特定の波長域のスペクトル線を選択し, それぞれの場合について光電効果により飛び出してくる電子の最高エネルギーを測定する. この測定結果から,Plck 定数 h
交流 のための三角関数 1. 次の変数 t についての関数を微分しなさい ただし A および ω は定数とする 1 f(t) = sin t 2 f(t) = A sin t 3 f(t) = A sinωt 4 f(t) = A cosωt 2. 次の変数 t についての関数を積分しなさい ただし
交流 のための三角関数 1. 次の変数 t についての関数を微分しなさい ただし A および ω は定数とする 1 f(t) = sin t 2 f(t) = A sin t 3 f(t) = A sinωt 4 f(t) = A cosωt 2. 次の変数 t についての関数を積分しなさい ただし 積分定数を 0 とすること 1 f(t) = sin t 2 f(t) = A sin t 3 f(t)
化学結合が推定できる表面分析 Ｘ線光電子分光法
1/6 ページ ユニケミー技報記事抜粋 No.39 p1 (2004) 化学結合が推定できる表面分析 X 線光電子分光法 加藤鉄也 ( 技術部試験一課主任 ) 1. X 線光電子分光法 (X-ray Photoelectron Spectroscopy:XPS) とは物質に X 線を照射すると 物質からは X 線との相互作用により光電子 オージェ電子 特性 X 線などが発生する X 線光電子分光法ではこのうち物質極表層から発生した光電子
ﾚｰｻﾞｰ発振の原理
第 6 章光と原子との相互作用光の吸収と放出前章では 光と相互作用する原子の束縛電子状態は定常状態とは異なるが 定常状態の状態ベクトルで展開して表現できることが示された 原子 個の微視的双極子モーメントの期待値から 巨視的な物質分極が導かれ 我々の観測できるマクロ的な光学定数が関連付けられた 本章では 状態の変化と それに伴う光の吸収と放出について議論する 6. 量子論に基づく A 係数と B 係数分散理論では
W 1983 W ± Z cm 10 cm 50 MeV TAC - ADC ADC [ (µs)] = [] (2.08 ± 0.36) 10 6 s 3 χ µ + µ 8 = (1.20 ± 0.1) 10 5 (Ge
![W 1983 W ± Z cm 10 cm 50 MeV TAC - ADC ADC [ (µs)] = [] (2.08 ± 0.36) 10 6 s 3 χ µ + µ 8 = (1.20 ± 0.1) 10 5 (Ge](/thumbs/91/105929864.jpg "W 1983 W ± Z cm 10 cm 50 MeV TAC - ADC ADC [ (µs)] = [] (2.08 ± 0.36) 10 6 s 3 χ µ + µ 8 = (1.20 ± 0.1) 10 5 (Ge")
22 2 24 W 1983 W ± Z 0 3 10 cm 10 cm 50 MeV TAC - ADC 65000 18 ADC [ (µs)] = 0.0207[] 0.0151 (2.08 ± 0.36) 10 6 s 3 χ 2 2 1 20 µ + µ 8 = (1.20 ± 0.1) 10 5 (GeV) 2 G µ ( hc) 3 1 1 7 1.1.............................
第9章
第 9 章光の量子化これまでは光を古典的電磁波として扱い 原子を量子力学システムとして与え 電磁波と原子に束縛された電子との相互作用ポテンシャルを演算子で表現した この表現の中で電磁波の電場はあくまでも古典的パラメータとして振舞う ここでは この電磁波も量子力学的システム ; 電場と磁場をエルミート演算子で与える として表現する その結果 電磁波のエネルギー密度や運動量密度なども演算子として表せれる
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
. ev=,604k m 3 Debye ɛ 0 kt e λ D = n e n e Ze 4 ln Λ ν ei = 5.6π / ɛ 0 m/ e kt e /3 ν ei v e H + +e H ev Saha x x = 3/ πme kt g i g e n
003...............................3 Debye................. 3.4................ 3 3 3 3. Larmor Cyclotron... 3 3................ 4 3.3.......... 4 3.3............ 4 3.3...... 4 3.3.3............ 5 3.4.........
JPS-Niigata pptx
l l 1916 Ø 2016/12/10 日本物理学会新潟支部 2 l l 1916 Ø l 2016/12/10 日本物理学会新潟支部 3 l 2015 9 14 UTC Ø Advanced LIGO l 2016 2 11 2 12 Ø LIGO & Virgo https://losc.ligo.org/events/gw150914/ http://media1.s-nbcnews.com/
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宇宙のもう一つの顔 ~X 線で見た 熱い 宇宙 ~ 松本浩典 名古屋大学現象解析研究センター 1 /78 講義にあたって 講義中の質問 コメント 大歓迎です ぜひ質問してください メールアドレス matumoto@u.phys.nagoya-u.ac.jp 2 /78 通常の天文学 ( 乙女座銀河団 ) 3 /78 X 線でみると 4 /78 目で見る世界と X 線の世界 SDSS 銀河団 = 銀河の集団
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![Microsoft PowerPoint - Ppt ppt[読み取り専用]](/thumbs/91/105115556.jpg "Microsoft PowerPoint - Ppt ppt[読み取り専用]")
Astroparticle physics 富山大学 松本重貴 1. 暗黒物質問題 2. 暗黒物質の正体? 3. 暗黒物質の探査 Astroparticle physics って何? 素粒子 物理学 ニュートリノ暗黒物質暗黒エネルギー宇宙のバリオン数インフレーション 宇宙 物理学 宇宙の暗黒物質問題暗黒物質の存在は確立したが その正体 ( 質量 スピン 量子数や相互作用 ) については不明であるという問題!
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
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ガンマ線バースト : ブラックホールの誕生 井岡邦仁 ( 天体核 ) E=mc 2 = = 原子爆弾 太陽 ~10 33 g GRB ~10 52 erg 太陽が一生かけて出すエネルギーを数秒で放出 GRB は宇宙一明るい謎の天体 電磁波 高エネルギー宇宙物理 1967 Vela 衛星が発見核実験の監視衛星ところが γ 線は地球外から! 1973 発表 偶然の発見 高度 12 万 km 周期 5 日
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
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8 年度冬学期 量子化学 Ⅲ 章量子化学の応用.6. 溶液反応 9 年 1 月 6 日 担当 : 常田貴夫准教授 溶液中の反応 溶液反応の特徴は 反応する分子の周囲に常に溶媒分子が存在していること 反応過程が遅い 反応自体の化学的効果が重要 遷移状態理論の熱力学表示が適用できる反応過程が速い 反応物が相互に接近したり 生成物が離れていく拡散過程が律速 溶媒効果は拡散現象 溶液中の反応では 分子は周囲の溶媒分子のケージ内で衝突を繰り返す可能性が高い
物性物理学I_2.pptx
The University of Tokyo, Komaba Graduate School of Arts and Sciences I 凝縮系 固体 をデザインする 銅()面上の鉄原子の 量子珊瑚礁 IBM Almaden 許可を得て掲載 www.almaden.ibm.com/vis/stm/imagesstm5.jpg&imgrefurl=http://www.almaden.ibm.com/vis/
学部3年実習
D: 連続吸収係数 007 年 10 月 9 日 単位名学部 : 天体輻射論 I 大学院 : 恒星物理学特論 IV 教官名 中田好一 授業の最後に出す問題に対し レポートを提出 成績は レポート + 出欠 でつける 授業の内容は下の HP に掲載される http://www.ioa.s.u-tokyo.ac.jp/kisohp/staff/nakada/intro-j.html 授業タイトル A:
τ－→K－π－π＋ν τ崩壊における CP対称性の破れの探索
τ - K - π - π + ν τ 崩壊における CP 対称性の破れの探索 奈良女子大学大学院人間文化研究科 物理科学専攻高エネルギー物理学研究室 近藤麻由 1 目次 はじめに - τ 粒子の概要 - τ - K - π - π + ν τ 崩壊における CP 対称性の破れ 実験装置 事象選別 τ - K - π - π + ν τ 崩壊の不変質量分布 CP 非対称度の解析 - モンテカルロシミュレーションによるテスト
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
Report10.dvi
[76 ] Yuji Chinone - t t t = t t t = fl B = ce () - Δθ u u ΔS /γ /γ observer = fl t t t t = = =fl B = ce - Eq.() t ο t v ο fl ce () c v fl fl - S = r = r fl = v ce S =c t t t ο t S c = ce ce v c = ce v
自然現象とモデル_ pptx
光と物質の相互作用入門 統合自然科学科 深津 晋 The University of Tokyo, Komb Grdute School of Arts nd Sciences 0. 光は電磁波 振動しながら進行する電磁場 波長 λ γ線 0.1nm 10 nm 380 nm 780 nm 1 µm 10 µm 100 µm 1mm 1cm 1 m 1,000 m 単位の変換関係 X線 真空紫外 深紫外
T2K 実験 南野彰宏 ( 京都大学 ) 他 T2Kコラボレーション平成 25 年度宇宙線研究所共同利用成果発表会 2013 年 12 月 20 日 1
T2K 実験 南野彰宏 ( 京都大学 ) 他 T2Kコラボレーション平成 25 年度宇宙線研究所共同利用成果発表会 2013 年 12 月 20 日 1 T2K 実験 J- PARC でほぼ純粋な ν µμ ビームを生成 生成点直後の前置検出器と 295km 離れたスーパーカミオカンデでニュートリノを観測 ニュートリノ振動の精密測定 T2K 実験における振動モード 1. ν µμ ν e (ν e
<4D F736F F D2082D382BD82B28DC0834B D5F C E646F63>
大阪市立科学館アフタヌーンレクチャー第 9 シリーズ 宇宙の元素元素を測る 2007.10.3 10.17 17 10.31 11.14 14 担当 : 加藤賢一 第 1 回さまざまな天体とその構成元素 1. いろいろな天体 太陽系 銀河系 銀河 宇宙 2. 原子の世界 原子とその構造 元素 原子スペクトル 3. 恒星のスペクトル 恒星の構造 恒星大気とスペクトル 恒星のスペクトル分類 大阪市立科学館アフタヌーンレクチャー第
有機4-有機分析03回配布用
NMR( 核磁気共鳴 ) の基本原理核スピンと磁気モーメント有機分析化学特論 + 有機化学 4 原子核は正の電荷を持ち その回転 ( スピン ) により磁石としての性質を持つ 外部磁場によって核スピンのエネルギー準位は変わる :Zeeman 分裂 核スピンのエネルギー準位 第 3 回 (2015/04/24) m : 磁気量子数 [+I,, I ] I: スピン量子数 ( 整数 or 半整数 )]
I-2 (100 ) (1) y(x) y dy dx y d2 y dx 2 (a) y + 2y 3y = 9e 2x (b) x 2 y 6y = 5x 4 (2) Bernoulli B n (n = 0, 1, 2,...) x e x 1 = n=0 B 0 B 1 B 2 (3) co
16 I ( ) (1) I-1 I-2 I-3 (2) I-1 ( ) (100 ) 2l x x = 0 y t y(x, t) y(±l, t) = 0 m T g y(x, t) l y(x, t) c = 2 y(x, t) c 2 2 y(x, t) = g (A) t 2 x 2 T/m (1) y 0 (x) y 0 (x) = g c 2 (l2 x 2 ) (B) (2) (1)
Chap. 1 NMR
β α β α ν γ π ν γ ν 23,500 47,000 ν = 100 Mz ν = 200 Mz ν δ δ 10 8 6 4 2 0 δ ppm) Br C C Br C C Cl Br C C Cl Br C C Br C 2 2 C C3 3 C 2 C C3 C C C C C δ δ 10 8 6 4 δ ppm) 2 0 ν 10 8 6 4 δ ppm) 2 0 (4)
温室効果と大気放射
温室効果と大気放射 HP 管理者近藤邦明 1. 地球の気象システムの平均的熱収支 地球大気に於ける温度構造を説明する上でよく見られるのが平均的な熱収支図です 多 少数値が異なる場合もありますが 基本的には次の図に示されるようなものが一般的です S. H. Schneider, Climate Modeling.Scientific American 256:5.72-80, 1987 この図の単純な誤りを訂正しておきます
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宇宙論的磁場の起源 高橋慶太郎名古屋大学 2010 年 3 月 15 日 @ 鹿児島大学 目次 1 イントロダクション 2 密度ゆらぎによる磁場生成 3 高エネルギー天体による微弱宇宙磁場の観測 概要 宇宙には様々なスケールの天体に磁場が存在 起源は? どうやって検証するのか? 宇宙の歴史を磁場を通して探りたい 1 イントロダクション 磁場の観測方法 1 Zeeman 効果磁場によって縮退していたエネルギー準位が分裂する現象
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多体系の量子力学的記述 目次. 量子力学的多粒子系の種類. 粒子系の量子力学 3. 異種の粒子から構成される有限多粒子系 4. 同種粒子の不可識別性 5. スピン自由度をもつ同種の多粒子系の波動関数の ( 位置 スピン ) 交換に対する対称性 6. フェルミ粒子に対するパウリの排他原理 6. 電子の量子状態の占有の仕方 6. スレーター行列式 6.3 どのような場合に 反対称化が重要になるか? 7.
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宇宙工学基礎講義資料摂動 ( 松永担当分 ) ベクトル行列演算 ) 微分演算の定義 [ ] ) 微分公式 ( ベクトル記法と行列記法 ) E E ここで E は単位行列 チルダ演算は外積演算と等価の反対称行列を生成する演算 : ( ) ) 恒等演算式 : 次元列ベクトル ( ) ( ) ( ) ( ) ( ) E E ) ( ( )( ) ( )( ) ( )( ) ( ) ( ) ( ) ( )
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電磁波工学 第 8 回電磁波の伝搬特性 Ⅱ ( ダクト伝搬 電離大気中の伝搬 フェージング ) 柴田幸司 本章の目的 産業や通信に用いられる電磁波は宇宙的な規模での振る舞いを考えると その周波数によって空間を伝搬する性質などが異なる よって 特に電離層での振る舞いを例に その違いについて理解する 電離層伝搬に関連する周波数 MF( 中波 ) 3kHz~ 3MHz HF( 短波 SW) 3MHz~3MHz
大面積Micro Pixel Chamberの開発 9
Introduction µ-pic と電場構造 ガス増幅 Simulation 信号波形の再現 まとめと今後 京都大学宇宙線研究室髙田淳史 2 次元ガスイメージング検出器プリント基板技術で製作ピクセル間隔 :4 μm 個々のピクセルでガス増幅大面積 : cm 2 and 3 3 cm 2 大きな増幅率 :max ~15 高い位置分解能 :RMS ~12 μm 均一な応答 :RMS ~5% ( cm
A
A04-164 2008 2 13 1 4 1.1.......................................... 4 1.2..................................... 4 1.3..................................... 4 1.4..................................... 5 2
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暫定版修正 加筆の可能性あり ( 付録 ) 準備 : 非線形光学効果 (). 絵解き : 第二高調波発生. 基本波の波動方程式 3. 第二高調波の波動方程式 4. 二倍分極振動 : ブランコ 5. 結合波動方程式へ 6. 補足 : 非線形電気感受率 ( 複素数 ) 付録 43 のアプローチ. 分極振動とは振動電場に誘われて伸縮する電気双極子の集団運動. 電気感受率と波動方程式の関係を明らかにする 3.
X線天文学と 宇宙の高エネルギープラズマ
X 線 天 文 学 と 宇 宙 の 高 エネルギープラズマ 名 古 屋 大 学 KMI 現 象 解 析 研 究 センター 松 本 浩 典 新 潟 大 学 集 中 講 義 1 集 中 講 義 の 内 容 X 線 X 線 放 射 過 程 超 新 星 残 骸 プラズマ 銀 河 銀 河 団 プラズマ 天 の 川 銀 河 中 心 プラズマ 新 潟 大 学 集 中 講 義 2 天 の 川 銀 河 想 像 図 Wikipedia
プラズマ バブルの到達高度に関する研究 西岡未知 齊藤昭則 ( 京都大学理学研究科 ) 概要 TIMED 衛星搭載の GUVI によって観測された赤道異常のピーク位置と 地上 GPS 受信機網によって観測されたプラズマ バブルの出現率や到達率の関係を調べた 高太陽活動時と低太陽活動時について アジア
プラズマ バブルの到達高度に関する研究 西岡未知 齊藤昭則 ( 京都大学理学研究科 ) 概要 TIMED 衛星搭載の GUVI によって観測された赤道異常のピーク位置と 地上 GPS 受信機網によって観測されたプラズマ バブルの出現率や到達率の関係を調べた 高太陽活動時と低太陽活動時について アジア地域とアメリカ地域においてそれらの関係を調べたところ 赤道異常高度とプラズマ バブルの出現頻度に強い相関が見られたのは
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1/1 平成 23 年 3 月 24 日午後 6 時 52 分 6 ガウスの定理 : 面積分と体積分 6 ガウスの定理 : 面積分と体積分 Ⅰ. 直交座標系 ガウスの定理は 微分して すぐに積分すると元に戻るというルールを 3 次元積分に適用した定理になります よく知っているのは 簡単化のため 変数が1つの場合は dj ( d ( ににします全微分 = 偏微分 d = d = J ( + C d です
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第 12 回若手科学者によるプラズマ研究会 29 年 3 月 16-18 日原子力機構那珂核融合研究所 磁場反転配位プラズマにおける 中性粒子数密度計測 松澤芳樹, 田邨尚郎, 山本直樹, 高尾昂平, 日吉まゆ, 浅井朋彦, 高橋努日大理工 磁場反転配位 (FRC) プラズマ コンパクト トーラス (CT) 小型で閉じ込め効率が良い磁場反転配位 (Field-Reversed Configuration:
大阪大学物理 8 を解いてみた Ⅱ. 問 ( g cosq a sin q ) m - 台 B 上の観測者から見ると, 小物体は, 斜面からの垂直抗力 N, 小物体の重力 mg, 水平左向きの慣性力 ma を受け, 台 B の斜面と平行な向きに運動する したがって, 小物体は台 B の斜面に垂直な方
大阪大学物理 8 を解いてみた Ⅰ. 問 g 最高点の座標を y max とすると, 力学的エネルギー保存則より \ y m mgy 補足 max g max 小物体の運動方向に対する仕事は重力 ( 保存力 ) の斜面に沿った成分のみであり, 垂直抗力 ( 非保存力 ) の仕事は である よって, 力学的エネルギー保存則が成り立つ これを確かめてみよう 小物体は重力の斜面に沿った外力を受けながらその運動エネルギーを失っていく
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低温科学 A レーザーによる希薄原子気体の冷却と ボース アインシュタイン凝縮 物理第一教室量子光学研究室 http://yagura.scphys.kyoto-u.ac.jp 高橋義朗 yitk@scphys.kyoto-u.ac.jp 5 号館 203 号室 講義予定 1. イントロダクションレーザー冷却からボース アインシュタイン凝縮へ 2. 光と原子の相互作用 3. レーザー冷却 トラップの原理
物性物理学 I( 平山 ) 補足資料 No.6 ( 量子ポイントコンタクト ) 右図のように 2つ物質が非常に小さな接点を介して接触している状況を考えましょう 物質中の電子の平均自由行程に比べて 接点のサイズが非常に小さな場合 この接点を量子ポイントコンタクトと呼ぶことがあります この系で左右の2つ
物性物理学 I( 平山 ) 補足資料 No.6 ( 量子ポイントコンタクト ) 右図のように つ物質が非常に小さな接点を介して接触している状況を考えましょう 物質中の電子の平均自由行程に比べて 接点のサイズが非常に小さな場合 この接点を量子ポイントコンタクトと呼ぶことがあります この系で左右のつの物質の間に電位差を設けて左から右に向かって電流を流すことを行った場合に接点を通って流れる電流を求めるためには
目次 2 1. イントロダクション 2. 実験原理 3. データ取得 4. データ解析 5. 結果 考察 まとめ
オルソポジトロニウムの寿命測定による QED の実験的検証 課題演習 A2 2016 年後期 大田力也鯉渕駿龍澤誠之 羽田野真友喜松尾一輝三野裕哉 目次 2 1. イントロダクション 2. 実験原理 3. データ取得 4. データ解析 5. 結果 考察 まとめ 第 1 章イントロダクション 実験の目的 4 ポジトロニウム ( 後述 ) の崩壊を観測 オルソポジトロニウム ( スピン 1 状態 ) の寿命を測定
論文の内容の要旨
論文の内容の要旨 2 次元陽電子消滅 2 光子角相関の低温そのまま測定による 絶縁性結晶および Si 中の欠陥の研究 武内伴照 絶縁性結晶に陽電子を入射すると 多くの場合 電子との束縛状態であるポジトロニウム (Ps) を生成する Ps は 電子と正孔の束縛状態である励起子の正孔を陽電子で置き換えたものにあたり いわば励起子の 同位体 である Ps は 陽電子消滅 2 光子角相関 (Angular
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The Structure and Evolution of Stars I. Basic Equations. M r r =4πr2 ρ () P r = GM rρ. r 2 (2) r: M r : P and ρ: G: M r Lagrange r = M r 4πr 2 rho ( ) P = GM r M r 4πr. 4 (2 ) s(ρ, P ) s(ρ, P ) r L r T
: 8.2: A group (i.e. a very small cluster) of galaxies superimposed on a x-ray image from the ROSAT satellite
1 8 8.1 8.1.1 8.1: ( Ω = ρ/ρ c ) (Fukugita, M. et al., APJ 503 (1998) 518) ( 15%) (z 0 ) 1.................. 0.0026 h 1 0.0043 h 1 0.0014 h 1 A 2..................... 0.00086 h 1 0.00129 h 1 0.00051 h
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メタマテリアルの光応答 量子物性科学講座 冨田知志 メタマテリアルとは meta-: higher, beyond Oxford ALD Pendry, Contemporary Phys. (004) メタマテリアル (meta-material): 波長 λ に対して十分小さい要素を組み合わせて 自然界には無い物性を実現した人工物質 ( 材料 ) 通常の物質 :, は構成原子に起因 メタ物質 :
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
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
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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
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半導体の数理モデル 龍谷大学理工学部数理情報学科 T070059 田中元基 T070117 吉田朱里 指導教授 飯田晋司 目次第 5 章半導体に流れる電流 5-1: ドリフト電流 5-: 拡散電流 5-3: ホール効果第 1 章はじめに第 6 章接合の物理第 章数理モデルとは? 6-1: 接合第 3 章半導体の性質 6-: ショットキー接合とオーミック接触 3-1: 半導体とは第 7 章ダイオードとトランジスタ
多次元レーザー分光で探る凝縮分子系の超高速動力学
波動方程式と量子力学 谷村吉隆 京都大学理学研究科化学専攻 http:theochem.kuchem.kyoto-u.ac.jp TA: 岩元佑樹 iwamoto.y@kuchem.kyoto-u.ac.jp ベクトルと行列の作法 A 列ベクトル c = c c 行ベクトル A = [ c c c ] 転置ベクトル T A = [ c c c ] AA 内積 c AA = [ c c c ] c =
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. エネルギーギャップとrllouゾーン ブリルアン領域,t_8.. 周期ポテンシャル中の電子とエネルギーギャップ 簡単のため 次元に間隔 で原子が並んでいる結晶を考える 右方向に進行している電子の波は 間隔 で規則正しく並んでいる原子が作る格子によって散乱され 左向きに進行する波となる 波長 λ が の時 r の反射条件 式を満たし 両者の波が互いに強め合い 定在波を作る つまり 式 式を満たす波は
中性子と原子核の反応
中性子と原子核の反応 中性子と原子核の相互作用 中性子は原子核に束縛されているが これを原子核の反応を利用して取り出して自由な中性子を作ることができる 自由な中性子は不安定で約 11.7 分の半減期でβ- 壊変して陽子と電子とになる 1 0 n 1 1 p + 0 1e +ν 中性子は電荷を持たないので原子核にいくらでも近づくことができ 原子核と 10-12 cm 程度まで近づくと原子核と相互作用する
自然界に思いをはせる ( エーテル = 第 5 元素 ) 地と天は異なる組成 古代ギリシャの四元素説空気 火 木 地も天も同じ組成 古代中国の五行説 火 土土水 ( いずもりよう : 須藤靖 ものの大きさ 図 1.1 より ) 金 水 2
Ⅳ 宇宙の組成 ~ 宇宙の主成分 : ダークマターと ダークエネルギー ~ 元素 ( バリオン ) 自然界に思いをはせる ( エーテル = 第 5 元素 ) 地と天は異なる組成 古代ギリシャの四元素説空気 火 木 地も天も同じ組成 古代中国の五行説 火 土土水 ( いずもりよう : 須藤靖 ものの大きさ 図 1.1 より ) 金 水 2 ものは何からできているのだろうか? 古代ギリシャの 4 元説
2009 年 11 月 16 日版 ( 久家 ) 遠地 P 波の変位波形の作成 遠地 P 波の変位波形 ( 変位の時間関数 ) は 波線理論をもとに P U () t = S()* t E()* t P() t で近似的に計算できる * は畳み込み積分 (convolution) を表す ( 付録
遠地 波の変位波形の作成 遠地 波の変位波形 ( 変位の時間関数 ) は 波線理論をもとに U () t S() t E() t () t で近似的に計算できる は畳み込み積分 (convolution) を表す ( 付録 参照 ) ここで St () は地震の断層運動によって決まる時間関数 1 E() t は地下構造によって生じる種々の波の到着を与える時間関数 ( ここでは 直達 波とともに 震源そばの地表での反射波や変換波を与える時間関数
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GR BH BH 2015.10.10 BH at 2015.09.07 NICT 2015.05.26 Typeset by FoilTEX 1 BH BH BH BH Typeset by FoilTEX 2 1. BH 1.1 1 Typeset by FoilTEX 3 1.2 2 A B A B t = 0 A: m a [kg] B: m b [kg] t = t f star free
ＬＥＤの光度調整について
光測定と単位について 目次 1. 概要 2. 色とは 3. 放射量と測光量 4. 放射束 5. 視感度 6. 放射束と光束の関係 7. 光度と立体角 8. 照度 9. 照度と光束の関係 10. 各単位の関係 11. まとめ 1/6 1. 概要 LED の性質を表すには 光の強さ 明るさ等が重要となり これらはその LED をどのようなアプリケーションに使用するかを決定するために必須のものになることが殆どです
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11 Application Note 光測定と単位について 1. 概要 LED の性質を表すには 光の強さ 明るさ等が重要となり これらはその LED をどのようなアプリケーションに使用するかを決定するために必須のものになることが殆どです しかし 測定の方法は多種存在し 何をどのような測定器で測定するかにより 測定結果が異なってきます 本書では光測定とその単位について説明していきます 2. 色とは