新星 晩期型星 or 赤色巨星 (IR ~ Optical) 白色矮星 (X-rays) 降着円盤 (Optical ~ UV) 2/59
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- ふみな ひろき
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1 X 線による古典新星の研究 京都大学 武井大 ( 立教大学 )
2 新星 晩期型星 or 赤色巨星 (IR ~ Optical) 白色矮星 (X-rays) 降着円盤 (Optical ~ UV) 2/59
3 3/59
4 4/59 擬似光球 (Optical (Optical) ~ UV)
5 5/ 擬似光球 (Optical ( 超軟 X ~線 UV) )? ダスト? (Near-IR)
6 1 擬似光球 ( 超軟 X 線 ) 2 衝撃波 ( 熱的 X 線 ) 6/59 3 加速した粒子? ( 非熱的 X 線 )
7 もくじ 1. 古典新星について - 古典新星とX 線 - X 線観測の意義 2. X 線による観測 - 方法と装置の紹介 - すざく衛星による観測結果の紹介 3. 議論 4. まとめと展望 7/59
8 星 ( 恒星 ) の一生と 白色矮星 恒星は中心の核融合による圧力と重力収縮が均衡したシステム 質量により進化シナリオが異なる 8M 以下. : 8~20M. : 20M 以上. : 白色矮星 中性子星 ブラックホール 白色矮星は恒星の取り得る 3 つの最終形態のうちの 1 つ 8/59
9 9/ 白色矮星の大きさ 地球 R ~ 6400 km 白色矮星 R ~ 6000 km 太陽 ( 恒星 ) R ~ km 中性子星 R ~ 10 km ブラックホール R ~ 2GM/c 2
10 10/59 Primary Star (White Dwarf) Degenerate star (electron degenerate) - Mass limit : M ch ~ 1.4 M. (Chandrasekhar 1931) Mass-Radius relation - More massive WDs are smaller (Nauenberg 1972) (Light) (Heavy) CO ONe
11 古典新星と X 線 硬 X 線質量降着 (2&3) ( 主に水素のガス ) 質量降着エジェクタ ( 主に水素のガス ) ( 核燃焼の生成物 + 白色矮星の物質 ) N O C Mixing? 超軟 X 線 (1) TNR ( 軽い ) CO ONe C O N Mg 白色矮星の表面が体積物 Ne 高温かつ高圧になる Si ( 主に水素のガス ) TNR ( 重い ) Mixing? 11/59 Mixing...? TNR : Thermo Nuclear Runaway
12 典型的な光度曲線 IR Radio 2 熱的 X 線? 1 超軟 X 線? 3 非熱的 X 線? (+ ガンマ線...?) 12/59 Bode, M. F. 2009, Astronomische Nachrichten, in press. (arxiv: )
13 もくじ 1. 古典新星について - 古典新星とX 線 - X 線観測の意義 2. X 線による観測 - 方法と装置の紹介 - すざく衛星による観測結果の紹介 3. 議論 4. まとめと展望 13/59
14 14/59 研究の意義 とにかく数が多い ( 超新星爆発の約千倍 ) a. 最後には超新星爆発 (Ia 型 ) を起こす? b. 飛び散ったガスは銀河の化学組成に効く? c. 宇宙線粒子加速への寄与は? X 線 ガンマ線の観測データは皆無高エネルギー放射はどこから来るのか? 誰もやっていない ( 最重要項目!) 観測装置の発達と人脈で可能となった論文が書きやすい ( 1 paper source -1 )
15 a. 超新星爆発への道 静穏状態 Ia 型超新星爆発? 爆発時 質量増加... 15/59 質量損失... 超軟 X 線から WD の質量推定 熱的 X 線からエジェクタの診断 質量推移の見積もりが可能 極めて良質な観測が必要... ;
16 16/59 b. 銀河の化学組成 古典新星は超新星爆発よりも圧倒的に数が多い エジェクタの化学組成は銀河にも影響する? 個々の古典新星は熱的 X 線から調査が可能 多くの観測結果からの系統的な理解が重要となる WD 速度の違いにより衝撃波が形成 X 線 エジェクタからの X 線
17 17/ c. 宇宙線の起源 現在 宇宙線の起源は超新星残骸という説が有力 古典新星の爆発は超新星爆発と類似点が多い 超新星と同様に衝撃波で粒子が加速されるかも? SNR (SN 1006) Shock Wave 上流 下流 Diffusive Shock Acceleration
18 18/59 研究の意義 とにかく数が多い ( 超新星爆発の約千倍 ) a. 最後には超新星爆発 (Ia 型 ) を起こす? b. 飛び散ったガスは銀河の化学組成に効く? c. 宇宙線粒子加速への寄与は? X 線 ガンマ線の観測データは皆無 高エネルギー放射はどこから来るのか? 誰もやっていない ( 最重要項目!) 観測装置の発達と人脈により可能となった 論文が書きやすい ( 1 paper source -1 )
19 もくじ 1. 古典新星について - 古典新星とX 線 - X 線観測の意義 2. X 線による観測 - 方法と装置の紹介 - すざく衛星による観測結果の紹介 3. 議論 4. まとめと展望 19/59
20 20/59 X 線による観測の現状 1. 古典新星が発見される
21 21/59 e.g., Classical Novae : V5582 Sagittarii : V1213 Centauri : V5581 Sagittarii : V5583 Sagittarii : V2672 Ophiuchi : V5584 Sagittarii : V496 Scuti : KT Eridani : V1722 Aquilae ( 高兴 ) (G. Pojmanski) ( 西山浩一, 椛島富士夫 ) ( 西山浩一, 椛島富士夫 ) ( 板垣公一 ) ( 西山浩一, 椛島富士夫 ) ( 西村栄男 ) ( 板垣公一 ) ( 西山浩一, 椛島富士夫 )
22 X 線による観測の現状 1. 古典新星が発見される - 可視の最大光度やスペクトルから判断して Swift 衛星で短時間の即応観測 22/59
23 Swift 衛星 NASA の γ 線バースト探査衛星 (2004 年 11 月 20 日 ) 非常に素早く衛星の向きを変更する事が可能 空き時間に古典新星などの追観測も実施 γ 線バーストアラート望遠鏡 (BAT) X 線望遠鏡 (XRT) 可視 - 紫外線望遠鏡 (UVOT) 23/59
24 24/ X 線望遠鏡 (XRT)
25 25/59 Page, K. L., et al. 2009, MNRAS, 1602 Swift 衛星の観測 (e.g., V2491 Cyg)
26 X 線による観測の現状 1. 古典新星が発見される - 可視の最大光度やスペクトルから判断して Swift 衛星で短時間の即応観測 - X 線が検出された場合は 様々な衛星で詳細分光観測 26/59
27 Chandra 衛星 NASAのX 線天文衛星 (1999 年 7 月 23 日 ) Great Observatories 計画第 3 弾現在最高の空間分解能を持つ X 線 CCDカメラ (ACIS-I, ACIS-S) X 線透過型回折格子 (LETG, METG, HETG) X 線高解像度カメラ (HRC)
28 XMM-Newton 衛星 ESAのX 線天文衛星 (1999 年 12 月 10 日 ) 現在最高の集光力を持つ X 線 CCDカメラ (EPIC-MOS, EPIC-PN) X 線分散分光器 (RGS) 可視光モニター (OM)
29 29/59 Page, K. L., et al. 2009, MNRAS, 1602 Ness, J.-W., 2007 ( X 線分散分光器による観測 Swift 衛星のスペクトル NVII 明るい状態のみ観測が可能 NVI OVIII
30 すざく衛星 日本で5 番目のX 線天文衛星 (2005 年 7 月 10 日 ) 高い分光能力と集光力 低いバックグラウンド 4 桁もの広いエネルギー帯域で同時観測が可能 X 線 CCDカメラ (XIS) 硬 X 線検出器 (HXD) X-ray Satellite Suzaku ( すざく ) 30/59
31 31/ Suzaku すざく衛星の検出器 XRS XIS HXD (0,1, 2,3) (PIN,GSO) Bandpass 0.2 ~ 12 kev 15 ~ 600 kev Spatial Resolution Not-Working... ~2 arcm. (HPD) N/A Energy Resolution ~130 6 kev ~4.0 kev (PIN) Time Resolution 8 sec 61μsec
32 すざく衛星と古典新星 高集光力 中分光能力 低バックグラウンド 広いエネルギー帯域 ( kev) 10 kev 以上での高い感度...> 即応観測を実施 32/59
33 X 線による観測の現状 1. 古典新星が発見される - 可視の最大光度やスペクトルから判断して Swift 衛星で短時間の即応観測 - X 線が検出された場合は 様々な衛星で詳細分光観測 - 結果を本講演にて紹介! 33/59
34 もくじ 1. 古典新星について - 古典新星とX 線 - X 線観測の意義 2. X 線による観測 - 方法と装置の紹介 - すざく衛星による観測結果の紹介 3. 議論 4. まとめと展望 34/59
35 35/59 ROSAT ALL-Sky X-ray Background Survey ( kev) Suzaku View : Classical Novae 3 V2491 Cyg ( ) - Takei et al. (2009), ApJL, 697, 54 - Takei et al. (2010), AN, 331, Takei et al., in prep. 5 U Sco ( ) - Takei et al., in prep. 2 V458 Vul ( ) - Tsujimoto et al. (2009), PASJ, 61, S69 4 V2672 Oph ( ) - Takei et al., in prep. 1 Suzaku J ( ) - Takei et al. (2008), PASJ, 60, S231
36 36/59 Bode, M. F. 2009, Astronomische Nachrichten, in press. (arxiv: ) 光度曲線と観測時期 V2491 Cyg (2 回 ) V2672 Oph (2 回 ) V458 Vul (1 回 ) Suzaku J (1 回 ) IR U Sco (3 回 ) 2 熱的 X 線 Radio? 3 非熱的 X 線?? 1 超軟 X 線
37 37/59
38 38/59 ROSAT ALL-Sky X-ray Background Survey ( kev) Suzaku View : Classical Novae 3 V2491 Cyg ( ) - Takei et al. (2009), ApJL, 697, 54 - Takei et al. (2010), AN, 331, Takei et al., in prep. 5 U Sco ( ) - Takei et al., in prep. 2 V458 Vul ( ) - Tsujimoto et al. (2009), PASJ, 61, S69 4 V2672 Oph ( ) - Takei et al., in prep. 1 Suzaku J ( ) - Takei et al. (2008), PASJ, 60, S231
39 39/59 Takei et al. 2008, PASJ, 60, S231 Discovery of Suzaku J Serendipitous discovery of a transient source during a series of routine calibration observations of 1E Position reconstructed; Outside of the XIS FoV.
40 40/59 Takei et al. 2008, PASJ, 60, S231 Suzaku J : Position X-ray Source Optical Source (B0) Error
41 41/59 Takei et al. 2008, PASJ, 60, S231 Suzaku J : Light Curve Decline of the brightness... Suzaku (XIS) Chandra (ACIS) x10 3 Duration is a function of white dwarf mass.
42 42/59 Takei et al. 2008, PASJ, 60, S231 Suzaku J : Spectrum Continuum - Blackbody ( kt ~ 72±2 ev ) WD Atmosphere - O VII Absorption Edge (τ ~ 1.2 ) Small Magellanic Cloud : 60 kpc - L bol ~ erg s -1 - R WD ~ 10 8 cm All these properties indicate that this is a super-soft source. The temperature and duration are functions of the WD mass. - WD Mass ~ 1.2 M.
43 43/59 ROSAT ALL-Sky X-ray Background Survey ( kev) Suzaku View : Classical Novae 3 V2491 Cyg ( ) - Takei et al. (2009), ApJL, 697, 54 - Takei et al. (2010), AN, 331, Takei et al., in prep. 5 U Sco ( ) - Takei et al., in prep. 2 V458 Vul ( ) - Tsujimoto et al. (2009), PASJ, 61, S69 4 V2672 Oph ( ) - Takei et al., in prep. 1 Suzaku J ( ) - Takei et al. (2008), PASJ, 60, S231
44 44/59 Classical Nova V2491 Cygni - Discovery on 2008 April (UT) (Nakano et al. 2008, IAUC, 8934, 1) - Swift detected X-rays on day 5 (Page et al. 2009, MNRAS, submitted.) - XMM-Newton observed on day 40 and 50 (Ness et al. 2009, in prep.; Takei et al. 2009, in prep.) - X-rays were detected in the pre-nova phase (Ibarra et al. 2009, A&A, 497, L5)
45 45/59 The optical data were provided by the variable star observations from AAVSO International Database and VSOLJ Observation Database V2491 Cyg : 光度曲線 Day 29 Day 9
46 46/59 Takei et al.,2009, ApJL, 697, 54 V2491 Cyg : スペクトル (Day 9) 古典新星から史上最高の 70 kev まで伸びる超硬 X 線スペクトルを検出!! (Takei et al. 2009, ApJL, 697, 54)
47 47/59 Takei et al.,2009, ApJL, 697, 54 V2491 Cyg : スペクトル (Day 9) (Γ= 0.1)
48 Discussion Photon X-ray 48/59 Non-thermal particles - Theoretical works (e.g., Tatischeff & Hernanz 2007) - Radio synchrotron (RS Oph) (e.g., Rupen et al. 2008) - Gamma-ray obs. (V407 Cyg) (Cheung et al. 2010) What is the origin of the very flat power-law spectra...? Magnetic Field + Proton - Electron - Electron Electron - X-ray X-ray 1 2 3
49 Discussion Photon X-ray 49/59 Power-law Spectrum - Photon Index - Energy Index - Photon Flux - Energy Flux Electron Population - Distribution - 1 IC, 2 Sync. - 3 Bremss. - Number Index : Γ = 0.1 : α =Γ- 1 : F P (E) E -Γ : F E (E) E -α : N e (E) E -P : P 2Γ- 1 : P Γ- (1/2) : P -0.4 Let s compare the value with that of acceleration models!! Magnetic Field + Proton - Electron - Electron Electron - X-ray X-ray 1 2 3
50 50/ Standard Acceleration Model Diffusive Shock Acceleration model (P 2.0) (e.g., Blandford & Ostriker 1980, ApJ, 237, 793) Flat population cannot be explained... (Takei et al. 2009, ApJL, 697, L54) よくわからない物を新たに発見した SNR (SN 1006)! Shock Wave Upstream Downstream Diffusive Shock Acceleration
51 51/59 昨日に新たな展開!! β + 崩壊 ( 22 Na - 22 Ne) のガンマ線輝線 (511keV+ 1.27MeV) とコンプトン散乱で説明可能らしい... (Suzuki & Shigeyama 2010, ApJ, Submitted)
52 52/59 ROSAT ALL-Sky X-ray Background Survey ( kev) Suzaku View : Classical Novae 3 V2491 Cyg ( ) - Takei et al. (2009), ApJL, 697, 54 - Takei et al. (2010), AN, 331, Takei et al., in prep. 5 U Sco ( ) - Takei et al., in prep. 2 V458 Vul ( ) - Tsujimoto et al. (2009), PASJ, 61, S69 4 V2672 Oph ( ) - Takei et al., in prep. 1 Suzaku J ( ) - Takei et al. (2008), PASJ, 60, S231
53 53/59 Classical Nova V2672 Ophiuchi - Discovery on 2009 August (UT) (Nakano et al. 2008, CBET, 1910, 1) - Swift detected X-rays on day 1 (Schwarz et al. 2009, ATel, 2173, 1) - Suzaku observed on days 12 and 22 (Takei et al., in prep.)
54 54/59 The optical data were provided by the variable star observations from the AAVSO International Database contributed by observers worldwide and used in this research. V2672 Oph : Light Curve Day 12 Day 22
55 55/59 V2672 Oph : X-ray Spectra Spectral Intensive evolution Si emission!! line!!
56 もくじ 1. 古典新星について - 古典新星とX 線 - X 線観測の意義 2. X 線による観測 - 方法と装置の紹介 - すざく衛星による観測結果の紹介 3. 議論 4. まとめと展望 56/59
57 57/59 はさておき...
58 59/59 まとめと展望 新星の X 線観測はようやく可能となってきた 爆発初期の観測は新発見の宝庫 爆発中期の観測からは爆発の描像がわかる 爆発後期の観測から白色矮星の状態がわかる 非熱的 X 線の発見による新たな展開 新たな描像の構築が必要不可欠 新星も宇宙の粒子加速に寄与しているかも? 他から同様の放射を検出して 放射起源に迫りたい 博士論文 今後の観測に乞うご期待!
2 X-ray 6 gamma-ray 7 1 17.1 0:38m 0:77m nm 17.2 Hz Hz 1 E p E E = h = ch= (17.2) p = E=c = h=c = h= (17.3) continuum continuous spectrum line spectru
1 17 object 1 observation 17.1 X electromagnetic wave photon 1 = c (17.1) c =3 10 8 ms ;1 m mm = 10 ;3 m m =10 ;6 m nm = 10 ;9 m 1 Hz 17.1 spectrum radio 2 infrared 3 visual light optical light 4 ultraviolet
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
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THE STAR FORMATION NEWSLETTER No.291-14 March 2017 2017/04/28 16-20 16. X-Shooter spectroscopy of young stellar objects in Lupus. Atmospheric parameters, membership and activity diagnostics 17. The evolution
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Sgr A* の赤外線観測 西山正吾 ( 京都大学 ) NIR obserbvations of the Galactic center 2/46 NIR obserbvations of the Galactic center 3/46 NIR obserbvations of the Galactic center 4/46 Dereddened flux density [mjy] 40 20
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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!
atomic line spectrum emission line absorption line atom proton neutron nuclei electron Z atomic number A mass number neutral atom ion energy
1 22 22.1 atomic line spectrum emission line absorption line atom proton neutronnuclei electron Z atomic number A mass number neutral atom ion energy level ground stateexcited state ionized state 22.2
次期Ｘ線天文衛星 「ASTRO-H《概要
次期 X 線天文衛星 Astro-H 概要 宇宙物理学研究室 X 線グループ國枝秀世 U 研 X 線グループの研究の概略 1. すざく衛星による観測的宇宙物理学 (1) 活動的銀河核 (2) 超新星残骸 Tycho SNR (3) 銀河団 2. 硬 X 線撮像気球観測 (1) 硬 X 線撮像望遠鏡の技術実証多層膜レプリカ鏡量産 Astro-H HXT (2)25-45 kev で天体撮像観測 3.Astro-H
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予稿より 宇宙 X 線観測と宇宙線物理学 寺澤敏夫 ( 東大宇宙線研 ) 100 年前のHessによる宇宙線 ( 宇宙粒子線 ) の発見は 宇宙が非熱的現象に満ちていることに 人類が最初に気づいたきっかけであったと言える 現在の multi-messenger ut 天文学へと連なる過程で 80 年前の宇宙電波の発見 (Jansky) 50 年前の宇宙 X 線の発見... が続いたことは言うまでもない
X線分析の進歩36 別刷
X X X-Ray Fluorescence Analysis on Environmental Standard Reference Materials with a Dry Battery X-Ray Generator Hideshi ISHII, Hiroya MIYAUCHI, Tadashi HIOKI and Jun KAWAI Copyright The Discussion Group
Ando_JournalClub_160708
Independent discoveries of a tidally disrupting dwarf galaxy around NGC 253! A Tidally Disrupting Dwarf Galaxy in the Halo of NGC 253 Toloba, E. et al. 2016, ApJL, 816, L5 (hereafter T16, accepted 2015.12.07)
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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
銀河団衝突にともなう 高温ガスの運動がひきおこす特徴的な磁場構造 (Takizawa 2008 ApJ, 687, 951)
JVLA S-band and X-band Polarimetry of Abell 2256 Ozawa,,,,,Takizawa, Takahashi,,,,et al. to be submitted to PASJ 滝沢元和 2015.5.8 研究室談話会 Introduction: 銀河団 可視光 ( 数 100 個の銀河の集まり ) X 線数 kev の高温ガス ( シンクロトロン )
1. 2. 3. 2010-02- 22-24 1.1 1.1.1 1.1.2 1.1.3 F10.7 1.2 1.2.1 1.2.2 1.2.3 14 C 1.2.4 10 Be 1.2.5 14 C 10 Be 1.1 太陽放射とその変動 20100223-24森羅万象学校 1.1.1 (from Encyclopedia of Earth) op1cal depth (Lean et al.,
BH BH BH BH Typeset by FoilTEX 2
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
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
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Radiative Processes in Astrophysics 005/8/1 http://wwwxray.ess.sci.osaka- u.ac.jp/~hayasida Semi-Classical Theory of Radiative Transitions r r 1/ 4 H = ( cp ea) m c + + eφ nonrelativistic limit, Coulomb
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2006 年度課題研究 P6 すざくSWG phaseの XIS 観測データの解析及びデータベースの作成 2007 年 3 月 19 日小川恵美子佐野武 もくじ 1 目的 2 すざく衛星と検出器 3 解析 ( スペクトル, ライトカーブ, イメージ ) 4 データベース作成 5 作成したデータベースから得られた成果 我々の課題研究の目的 すざくの SWG phase ( 約 1 年間 ) の XIS
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http://hubblesite.org/newscenter/archive/2001/38/ 2004 9 30 1781 1846 1930 50 2 3 radial velocity HDS 5m/s HD209458 HD209458+I 2 cell Subaru/HDS 4 (Mayor & Queloz 1995) 4.2 5 2 1.5% HST 4 orbits Brown
1 a b cc b * 1 Helioseismology * * r/r r/r a 1.3 FTD 9 11 Ω B ϕ α B p FTD 2 b Ω * 1 r, θ, ϕ ϕ * 2 *
448 8542 1 e-mail: [email protected] 1. 400 400 1.1 10 1 1 5 1 11 2 3 4 656 2015 10 1 a b cc b 22 5 1.2 * 1 Helioseismology * 2 6 8 * 3 1 0.7 r/r 1.0 2 r/r 0.7 3 4 2a 1.3 FTD 9 11 Ω B ϕ α B
SN 2007bi Yoshida, T. & Umeda, H., MNRAS 412, L78-L82 (2011)
SN 2007bi Yoshida, T. & Umeda, H., MNRAS 412, L78-L82 (2011) SN 2007bi SN 2007bi (Gal-Yam et al. 2009) 2007 4 6.5 Type Ic subluminous dwarf galaxy Z ~ (0.2-0.4) Z (Young et al. 2010) 36 (Young et al. 2010)
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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髙田淳史 ( 京都大学 ) 谷森達, 水村好貴, 古村翔太郎, 岸本哲朗, 竹村泰斗, 吉川慶, 谷口幹幸, 中村優太, 小野坂健, 斎藤要, 窪秀利, 黒澤俊介 ( 東北大 ), 身内賢太朗 ( 神戸大 ), 澤野達也 ( 金沢大 ), 濱口健二 (GSFC) 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
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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 [email protected] 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
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
爆発的星形成? AGN関係を 生み出す物理機構の観測的示唆
Umemura, Fukue & Mineshige 1997, 1998 Ohsuga et al. 1998 R ring ~100pc dv r = v 2 ϕ dt r 1 dp ρ dr dφ 1 r d(rv ϕ ) dt = 3χE 2c typical timescale dr + χ c F r 3 2 Myr r R ring V ring 3χE 2c v ϕ Umemura,
Time Variation of Earthquake Volume and Energy-Density with Special Reference to Tohnankai and Mikawa Earthquake Akira IKAMi and Kumizi IIDA Departmen
Time Variation of Earthquake Volume and Energy-Density with Special Reference to Tohnankai and Mikawa Earthquake Akira IKAMi and Kumizi IIDA Department of Earth Sciences, Nagoya University (Received January
(5 ) C: AAO
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(Blackbody Radiation) (Stefan-Boltzmann s Law) (Wien s Displacement Law)
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ETL NEWS 1999.9 ETL NEWS 1999.11 Establishment of an Evaluation Technique for Laser Pulse Timing Fluctuations Optoelectronics Division Hidemi Tsuchida e-mail:[email protected] A new technique has been
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