1401_HPCI-lecture3.EOS.pptx
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- きよあつ よしくに
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1 極限物質の性質を決めるには? 中性子星 : 状態方程式の基本
2 Hubble Sees Bare Neutron Star Streaking Across Space Isolated neutron star: 2 light year away, 1 million year old
3 中性子星内部の物質 高密度物質の実験室 核物質の性質から中性子星へ 中性子星の観測から核物質を探る エネルギー 組成はどうなっているのか? 質量 : M NS ~1.4M solar 半径 : R NS ~1 km 密度に応じて起こる組成変化 ( 陽子, 中性子の割合?) どの密度で 何が混ざるのか (Hyperon, Quark?) 核物質 中性子星の観測 n =.16 fm 3 予測 ρ NS = M NS 4π 3 R 3 NS ~.4 fm 3 制限
4 中性子星の状態方程式 Equation of state (EOS) 対称核物質 中性子物質 中性子星へ 中性子だけ? 安定な物質は 超新星では 1 核子辺りのエネルギー -16 MeV 核物質 中性子物質のEOS 中性子物質 E neut (n B ) 対称核物質 3 MeV E sym (n B ) Fe コアから始まり 中性子星へ至る どんな量で特徴づけるか n =.16 fm -3 核子密度
5 状態方程式 EOS を特徴づける物理量 飽和性 : n =.16 fm -3, E=-16 MeV 非圧縮率 : n での曲率 K 9n 2 d 2 E dn 2 n =n K=24 MeV 対称エネルギー : エネルギー差 A sym =3 MeV E [MeV] -16 MeV 核物質 中性子物質の EOS 3 MeV 中性子物質 対称核物質 密度依存性 : n γ n n [fm -3 ]
6 一様核物質の状態方程式 実験だけでなく理論計算により求める必要がある 中性子が多い (Y p が小さい ) 高密度 (ρ > ρ ) のため実験データは無い 本来は核力を用いて微視的な核子多体理論による計算で求める 飽和性の再現 三体力の不定性 収束性などの問題 簡単な公式による解析 : 中性子星や超新星への応用向け Mass formula: M(A, Z)=Zm p + (A-Z)m n -B(A, Z) B(A,Z) = a volume A + a Coulomb Z 2 Infinite matter: A A 1/ 3 + a Symmetry E(A,Z) A = a volume A + a Symmetry (N Z) 2 (N Z) 2 Energy per baryon at nuclear matter density n=n E = a volume + a Symmetry (N Z) 2 A A + a Surface A 2 / 3 A 2 = a volume + a Symmetry (1 2Y p ) 2
7 より一般的に 他の密度へ拡張して E(n,Y p ) = E bulk (n) + E sym (n) (1 2Y p ) 2 Nuclear matter Y p = Pure neutron matter Y p = E(n,) = E bulk (n) E(n,) = E bulk (n) + E sym (n) Bulk part Incompressibility E bulk (n) = E + K " $ 18# n n n K 9 dp 2 d 2 E = 9n bulk dn n=n dn 2 n=n % ' & 2 実験データ :n=n でE bulk (n ) =-16 MeV, K=23-25 MeV Symmetry part: L 3 P n = 3n de sym dn n=n E sym (n) = S + L 3n (n n ) 実験データよりn=n でE sym (n ) =28~34 MeV, L=3-12 MeV
8 中性子星内部の物質の記述 密度 (n B ) を与える エネルギー 圧力 組成が決まる 核子密度 n B = n p + n n 温度ゼロ, 中性子のほかに陽子 電子 電気的に中性 化学平衡 陽子の割合 Y p = n p n B 陽子 中性子 電子を混ぜて 中性子星物質を作る 対称核物質 : Y p = 中性子物質 : Y p = もっとも安定な ( エネルギーが低い ) 状態が実現 中性子星物質 : Y p =???
9 中性子星物質 : 化学平衡 + 荷電中性 平衡状態では µ n = µ p + µ e (1) 全体としては 電荷ゼロ n p = n e (2) 各密度 n で E total =E(n B, Y p ) + E e (n e ) を計算して 最小となる Y p を探す 陽子 中性子混在物質のエネルギー E(n B,Y p ) = E sym (n B ) +[E neut (n B ) E sym (n B )](1 2Y p ) 2 対称核物質 : 中性子物質 : E sym (n B ) E neut (n B ) 電子フェルミ気体のエネルギー E e = n e = 2 (2π) 3 2 (2π) 3 化学ポテンシャル ( ) µ i = ε /n Y i p F E e 4πp 2 dp = 1 4π p 4 2 F p F 4πp 2 dp = 1 3π p 3 2 F = E Y i Y i = n i n B
10 中性子星物質の組成 Y i = n i n B Y n 中性子 高い密度では陽子がたくさん混ざる Y p 陽子 ( 電子 ) n ( ミュー粒子無し )
11 中性子星物質のエネルギー E(n B,Y p = ) 堅い (Stiff) エネルギーは核物質と中性子物質の間 柔らかい (Soft) E(n B,Y p = ) n
12 中性子を集めて圧縮する 中性子だけではダメなのか? 中性子は縮退してFermiエネルギーがあがる (a) で中性子は崩壊する 陽子 電子が溜まる さらに密度をあげると 中性子崩壊が止まる 陽子 電子が縮退する ( ニュートリノは逃げていく ) (a) で放出される電子がPauli blockingされる µ e > m n -m p となれば (b) が起きる E n p e 両方向の反応がバランスして進み化学平衡に達する Y p を減らすと 中性子物質としてエネルギーがあがる 両者のバランス Y p を増やすと 陽子 電子の縮退エネルギーがあがる 対称エネルギーによる - β-decay: n p + e - + ν e (a) electron capture: e - + p ν e + n (b)
13 中性子星内部での新たな粒子の出現 相互作用も含めた縮退エネルギーの振る舞い 化学ポテンシャルと粒子質量の比較 例 : 電子の化学ポテンシャルがミュー粒子の質量を越えるミュー粒子が出現 例 : 中性子の化学ポテンシャルがハイペロン粒子の質量を越えるハイペロンが出現 さらに高密度では クォーク相や様々な存在形態が現れうる Heiselberg, astro-ph/21465
14 例 : µ - in n-p-e gas 新たな粒子の出現? Decay in free space: µ - e - + ν µ + ν e - E µ e At high density: µ e となると µ e >m µ =15 MeV で µ - が出現 (Fermi 面を下げる ) e m µ µ - を含む β 平衡となる (µ - e - ) n p =n e +n µ, µ e =µ µ 同様に N + N N + Λ + leptons µ Λ =µ n > m Λ =1115 MeV N + n N + p + π - µ n - µ p =µ π (=µ e ) > m π =14 MeV 化学ポテンシャルを調べる エキゾチック粒子の出現予測
15 中性子星物質での化学ポテンシャル ( ミュー粒子有り ) 18 4 chemical potential [MeV] 中性子 µ n 陽子 µ p chemical potential [MeV] 電子 µ e µ µ ミュー粒子 ミュー粒子の質量を越える density [fm -3 ] density [fm -3 ]
16 中性子星物質の組成 ( ミュー粒子有り ) Y i = n i n B.8 Y n 中性子 number fraction ミュー粒子が混ざり始める.2.4 Y p.6 陽子.8 電子 ミュー粒子 density [fm -3 ]
17 中性子星の構造 中性子星の質量を 核物質の圧力で支える 質量 :1.4M sun 半径 :1 km 中性子理想 Fermi 気体 :.7M sun しか支えることができない cf. 太陽 (1M sun ) は核融合反応の熱圧力で支えている 連星中性子星の質量観測データ Kiziltan et al. arxiv:
18 もっと重い中性子星もある 1.97±4M sun の中性子星の観測データ 中性子星白色矮星連星 Kiziltan et al. arxiv:
19 中性子星の構造 作った状態方程式で支えることができるか? 中心密度は? 最大の質量は? エキゾチック物質 ブラックホールへの境界 パルサー ブラックホール Heiselberg, astro-ph/21465 宇宙情報センター web より 観測と比較して 高密度物質 核力理論に制限 ex. 1.4M sun を支えないとダメ 冷却スピードと比較
20 中性子星の構造 ( 理論 ) 星内部の圧力と重力のつりあいで決まる 星内部の密度分布 ρ(r) 圧力分布 p(r) 半径 r の内側にある質量 M(r) は M(r) = 4π r # 2 ρ( r #)d r # 半径 r~r+dr の球殼に着目すると 質量 dm = 4πr 2 dr x ρ dm dr = 4πr2 ρ (1) 内外の圧力差は p-(p+dp) = -dp > 圧力により外向きの力 -dp x 4πr 2 重力により内向きの力 つりあいにより dp dr = GMρ r 2 r GM r 2 4πr 2 ρdr (2) p(r) dm dr r p p+dp p p+dp r r+dr r
21 中性子星の構造 ( 理論 ) 状態方程式 : Equation of state (EOS) が必要 p=f(ρ) (3) ρ(r), p(r), M(r) を解けばよい 手順 : 1. 中心密度を決める : ρ c (p c ) 2. r= で M(r)= 3. (1) と (2) を内側に向かって積分する 4. 星の表面で p= となる この時 半径 : r=r NS 質量 : M NS =M(R NS ) 様々な ρ c について解けば 中性子星の系列ができる 構造 質量 半径 最大質量が決まる 状態方程式に大きく依存する ( 原子核物理が本質的役割 )
22 Tolman-Oppenheimer-Volkoff equation 一般相対論 : 球対称 静水平衡の式 dm dr = 4πr2 ρ dp dr = GMρ r 2 $ 1 + p ' $ & ) 1 + 4πpr 3 & % ρc 2 (% Mc 2 $ 1 2GM ' & ) % rc 2 ( ' ) ( 状態方程式 ρ = f ( p) 圧力 vs 密度
23 核物質 中性子星物質の圧力 密度 - 圧力の関係は? 熱力学的関係式 エネルギー vs 密度プロットでの傾き 密度を増やした時 圧力がどれくらい増えるか? 星の安定性やダイナミクスに繋がる 圧力 vs 密度プロットでの傾きを見るとよい 断熱指数 (Adiabatic Index) 平均的な傾きはいくらか? p = E V = n 2 E B n B Γ = dlogp dlogρ S Γ P = Kn ρ = m u n B
24 中性子星物質の圧力 中性子星物質 : 中性子物質に近い p(n B,Y p = ) 堅い (Stiff) 柔らかい (Soft) p(n B,Y p = )
25 圧力の増え方 : 密度依存性 両対数グラフでの傾き : P = C n Γ Γ 大堅い Adiabatic Index Γ = d logp d logρ S Γ~2.6 Γ 小柔らかい
26 中性子星の内部構造 密度分布の様子 2n n 半径 12km 表面
27 中性子星の質量と中心密度 安定な中性子星の系列 M max =M sun ブラックホール 1.4M sun M max 大堅い ρ max 小堅い n 2n
28 中性子星の内部 (1) 表面 : ρ 1 6 g/cm 3 鉄 の原子核 + 電子 (2) 外殻 (outer crust): 1 6 g/cm 3 ρ 4x1 11 g/cm 3 中性子過剰 原子核 + 電子 - 電子の Fermi energy が高くなる - 原子核内の陽子が中性子に変換される - ベータ崩壊は電子の縮退により block される (3) 内殻 (inner crust): 4x1 11 g/cm 3 ρ 3x1 14 g/cm 3 原子核 + 中性子 + 電子 中性子が原子核からこぼれ出す 巨大な原子核 (A~1) パスタ相 (Surface vs Coulomb) (4) コア : 3x1 14 g/cm 3 ρ 陽子 + 中性子 + 電子 ほとんどが中性子 (5) さらに高密度では Other hadrons (hyperons, ) の出現 Pion-condensation, quark matter, の可能性 Heiselberg, astro-ph/21465
29 Nuclei inside neutron stars From neutron-rich nuclei to neutron-dripped huge nuclei Chamel & Haensel, Living Reviews in Relativity (28)
30 ~2M sun Fe 鉄のコア core 重力崩壊型超新星爆発 重力崩壊 ρ c ~1 1 g/cm 3 T c ~1 MeV Y ec ~.42 ν ν- 閉込め ρ c ~1 12 g/cm 3 T c ~2 MeV Y ec ~.34 電子捕獲反応 ν 反応 ν ν ν ν 1 km コアバウンス ρ c ~3x1 14 g/cm 3 T c ~5 MeV Y ec ~.31 超新星 ν ν ν 爆発 ρ c ~4x1 14 g/cm 3 T c ~1 MeV Y ec ~.31 ν ν ν Shockwave 衝撃波 中性 NS 子星 ~ 1 km 元素合成 中性子星 T~ MeV, Y e <.1
31 極限物質の性質を決めるには? 超新星 : 状態方程式の基本
32 超新星内部の物質の記述 密度 (n B ), 電子の割合 (Y e ), 温度 (T) の 3 つを与える エネルギー 圧力 組成 化学ポテンシャルなどが決まる 有限温度, 核子, 原子核, 電子 / 陽電子, 光子 電気的に中性, 熱平衡, 核統計平衡 ニュートリノを含めるか? 別に扱う 必ずしも物質と熱平衡 化学平衡になっていない ニュートリノ閉込め内部 : ニュートリノを含むベータ平衡 ( 圧力など ) 原始中性子星では良い近似となっている ダイナミクスと連動して調べる必要 密度 温度 : 流体力学 電子の割合 : 電子捕獲反応 ニュートリノ分布 : ニュートリノ輻射輸送 電子の割合 Y e = n e n B
33 density [g/cm 3 ] Y ν, Y e, Y L Fe core of Pre-supernova star ρ c = 1x1 1 g/cm 3 Y ec =.42 temperature [MeV] X i T c =.7 MeV X A ~1 X α WW95: 15M sun X n X p 1-5
34 超新星内部での熱統計平衡 組成 : 56 Fe,, 4 He, p, n, e -, e +, γ 電磁相互作用 強い相互作用で十分に速く反応 Nuclear Statistical Equilibrium Saha s eq. Q-value (Z, A) + p (Z+1, A+1) + γ (p, γ) (Z, A) + n (Z, A+1) + γ (n, γ) など (α, γ), (α, n), (α, p), (p, n) etc が平衡状態にある 原子核 A, Z の chemical potential µ(z, A) / 2 g(z, A)A3 Q(Z, A) n(z, A) = n Z 2 A θ A 1 p n A Z n exp( ) T Q(Z, A) = Zm p + (A Z)m n M(Z, A) 原子核の質量に依存 ρ, T, Y e を指定すると組成が決まる T > MeV µ(z, A) = Zµ p + (A Z)µ n Non-relativistic Maxwell-Boltzmann gas! n = g mkt $ 3/2 # & " 2π 2 % exp! µ $ # mc2 & " kt % ε = nmc nkt P = nt
35 density [g/cm 3 ] During collapse: ρ c =1 11 g/cm 3 ρ c = 1x1 11 g/cm 3 temperature [MeV] T c = MeV WW95: 15M sun Y ν, Y e, Y L Y ec =.41 X i X A ~1 X α X n X p 1-5
36 density [g/cm 3 ] During collapse: ρ c =1 11 g/cm 3 ρ c = 1x1 11 g/cm 3 temperature [MeV] T c = MeV WW95: 15M sun 15 Y ν, Y e, Y L Y ec =.41 Z, N, A 1 5 A N.1 Z Mb [Msolar]
37 Nuclei appear in supernova core during collapse Z 4 Shen-EOS 35 LS-EOS Z Fe ρ c =1 11 ~1 12 g/cm N Sumiyoshi ( 4) N ρ c =3x1 11 g/cm 3 Hix ( 3)
38 超新星内部での弱い相互作用 組成 : 陽子 中性子の割合を決める e - + (Z, A) ν e + (Z-1, A) e - + p ν e + n ν e を生成 中性子化 : Y e ρ ~ g/cm 3 崩壊初期は ν e は自由に逃げる (λ ν > R core ) 密度が高くなると ν e は閉込められる (λ ν < R core ) ρ, T, Y e における反応率が必要 - 原子核の構造 反応電子捕獲反応 - 物質組成に依存 ( 原子核種 自由陽子の割合 )
39 1 8 ρ c = 1 11 g/cm 3 Nuclei in supernova core 1 8 ρ c = 1 12 g/cm 3 WW95: 15M sun 6 6 Z Z N ρ c = 1 13 g/cm N ρ c = 1 14 g/cm 3 A~9 6 6 Z Z N N
40 超新星内部での弱い相互作用 陽子 中性子の間の化学平衡へ ν-trapping により ν の密度が高くなり縮退 : µ ν Pauli blocking のため電子捕獲反応が止まる 逆反応もおこる e - + p ν e + n e - + (Z, A) ν e + (Z-1, A) つまり µ e + µ p = µ ν + µ n となる ν を含めた β 平衡となる (ρ 1 12 g/cm 3 ) Lepton fraction Y L = Y e + Y ν Y ν =(n ν - n ν )/n B Lepton 数保存 : Y L = 一定 中心部分は Lepton fraction で特徴づけられる - バウンスコアのサイズ 原始中性子星の内部 - ρ, T, Y L を決めると他の量が決まる ρ ~ g/cm 3
41 density [g/cm 3 ] During collapse: ρ c =1 12 g/cm ρ 1 6 c = 1x1 12 g/cm Y Lc =.37 temperature [MeV] T c = 1.8 MeV X A WW95: 15M sun X α Y ν, Y e, Y L.3.2 Y ec =.34 X i Y νc = X n X p
42 density [g/cm 3 ] During collapse: ρ c =1 13 g/cm 3 temperature [MeV] T c = 3 MeV ρ c = 1x1 13 g/cm 3 Y Lc = X A WW95: 15M sun X α Y ν, Y e, Y L.3.2 Y ec =.3 X i Y νc = X n X p
43 density [g/cm 3 ] During collapse: ρ c =1 14 g/cm 3 ρ c = 1x1 14 g/cm 3 temperature [MeV] X A X α WW95: 15M sun Y Lc = T c = 5 MeV Y ν, Y e, Y L Y ec =.29 Y νc = 7 X i X n X p 1-5
44 超新星内部での温度変化 重力崩壊 : 断熱的に圧縮 熱を放出できない : ニュートリノが逃げない S = (entropy per baryon) = 一定 原子核が存在していられる S ~ S nuclei + S electron + S excited state ~ S electron ~T/ρ 1/3 T ~ 22 MeV at ρ= ρ =3x1 14 g/cm 3 衝撃波発生 通過時には温度急上昇 原子核が溶ける ニュートリノ放出により徐々に冷却 (~1s) 原始中性子星から中性子星へ 一部は衝撃波背面を温める 原始中性子星物質を Y L, S で特徴づけることが多い
45 1 8 Fe core Entropy per baryon 1 8 ρ c = 1 12 g/cm 3 WW95: 15M sun S [k B ] 6 4 S [k B ] Core bounce 8 t bounce =1 ms S [k B ] 6 4 S [k B ]
46 density [g/cm 3 ] At core bounce: ρ c =3x1 14 g/cm 3 WW95: 15M sun ρ c = 3x1 14 g/cm 3 Y Lc =.36 temperature [MeV] T c = 12 MeV X p X X A α Y ν, Y e, Y L Y ec =.31 Y νc = 5 X i X n 1-5
47 density [g/cm 3 ] After core bounce: t bounce =1 ms WW95: 15M sun 25 ρ c = 3x1 14 g/cm 3 Y Lc =.36 temperature [MeV] X n X p T peak = 22 MeV Y ν, Y e, Y L Y ec =.31 Y νc = 5 X i X α X A
48 原始中性子星の状態方程式 原始中性子星物質を Y L, S で特徴づけることが多い 近似だがある程度の性質はわかる S = (entropy per baryon) = 1~2 = 一定 Y L =.3~.4 = 一定 ニュートリノ放出により徐々に冷却 (~1s) 準静的な変化 : 原始中性子星から中性子星へ 超新星ニュートリノを放出 中性子星あるいはブラックホール? 最大質量は状態方程式で決まる この時に運命が決まる場合もある
49 原始中性子星の性質
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V(x) m e V 0 cos x π x π V(x) = x < π, x > π V 0 (i) x = 0 (V(x) V 0 (1 x 2 /2)) n n d 2 f dξ 2ξ d f 2 dξ + 2n f = 0 H n (ξ) (ii) H
199 1 1 199 1 1. Vx) m e V cos x π x π Vx) = x < π, x > π V i) x = Vx) V 1 x /)) n n d f dξ ξ d f dξ + n f = H n ξ) ii) H n ξ) = 1) n expξ ) dn dξ n exp ξ )) H n ξ)h m ξ) exp ξ )dξ = π n n!δ n,m x = Vx)
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3 3.1 3.1.1 kg m s J = kg m 2 s 2 MeV MeV [1] 1MeV=1 6 ev = 1.62 176 462 (63) 1 13 J (3.1) [1] 1MeV/c 2 =1.782 661 731 (7) 1 3 kg (3.2) c =1 MeV (atomic mass unit) 12 C u = 1 12 M(12 C) (3.3) 41 42 3 u
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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
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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. 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/
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原子核反応論 八尋正信 九州大学 九大 目次. 散乱の量子論 基礎 Ekonal 近似 Glaube 近似 多重散乱理論.CDCC 理論 3. 天体核反応 太陽ニュートリノ問題 漸近係数 Ekonal-CDCC 4. ビッグバン元素合成と宇宙論への応用 5. 最先端の核反応とハドロン物理 散乱の量子論 目次. 散乱の基礎論.Bon 近似と Ekonal 近似 3.Glaube 近似 4.Glaube
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
2011721 Potential energy (in MeV) 10 5 0 N. Bohr and J.A. Wheeler (1939) Liquid Drop Model 92 U 98 Cf G. Flerov and K. Petrjzak Leningrad 1940 10 16 years 22 years later. Microscopic Theory Models: Macro-microscopic
2.1: n = N/V ( ) k F = ( 3π 2 N ) 1/3 = ( 3π 2 n ) 1/3 V (2.5) [ ] a = h2 2m k2 F h2 2ma (1 27 ) (1 8 ) erg, (2.6) /k B 1 11 / K
![2.1: n = N/V ( ) k F = ( 3π 2 N ) 1/3 = ( 3π 2 n ) 1/3 V (2.5) [ ] a = h2 2m k2 F h2 2ma (1 27 ) (1 8 ) erg, (2.6) /k B 1 11 / K](/thumbs/86/94275608.jpg "2.1: n = N/V ( ) k F = ( 3π 2 N ) 1/3 = ( 3π 2 n ) 1/3 V (2.5) [ ] a = h2 2m k2 F h2 2ma (1 27 ) (1 8 ) erg, (2.6) /k B 1 11 / K")
2 2.1? [ ] L 1 ε(p) = 1 ( p 2 2m x + p 2 y + pz) 2 = h2 ( k 2 2m x + ky 2 + kz) 2 n x, n y, n z (2.1) (2.2) p = hk = h 2π L (n x, n y, n z ) (2.3) n k p 1 i (ε i ε i+1 )1 1 g = 2S + 1 2 1/2 g = 2 ( p F
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
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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!
Big Bang Planck Big Bang 1 43 Planck Planck quantum gravity Planck Grand Unified Theories: GUTs X X W X 1 15 ev 197 Glashow Georgi 1 14 GeV 1 2
12 Big Bang 12.1 Big Bang Big Bang 12.1 1-5 1 32 K 1 19 GeV 1-4 time after the Big Bang [ s ] 1-3 1-2 1-1 1 1 1 1 2 inflationary epoch gravity strong electromagnetic weak 1 27 K 1 14 GeV 1 15 K 1 2 GeV
5 5.1 E 1, E 2 N 1, N 2 E tot N tot E tot = E 1 + E 2, N tot = N 1 + N 2 S 1 (E 1, N 1 ), S 2 (E 2, N 2 ) E 1, E 2 S tot = S 1 + S 2 2 S 1 E 1 = S 2 E
5 5.1 E 1, E 2 N 1, N 2 E tot N tot E tot = E 1 + E 2, N tot = N 1 + N 2 S 1 (E 1, N 1 ), S 2 (E 2, N 2 ) E 1, E 2 S tot = S 1 + S 2 2 S 1 E 1 = S 2 E 2, S 1 N 1 = S 2 N 2 2 (chemical potential) µ S N
ଗȨɍɫȮĘർǻ 図 : a)3 次元自由粒子の波数空間におけるエネルギー固有値の分布の様子 b) マクロなサイズの系 L ) における W E) と ΩE) の対応 として与えられる 周期境界条件を満たす波数 kn は kn = πn, L n = 0, ±, ±, 7) となる 長さ L の有限
: Email: mizushima@mp.es.osaka-u.ac.jp, D38 0 08 5 S = k B ln W ) W n [] [] 5 N. 6 d h m dx ϕ nx) = E n ϕ n x) ) L 5 ϕ n x = 0) = ϕ n x = L) = 0, N k n ϕ n = N sink n x), E n = h k n m 3) k n = nπ, n =,,
第２回 星の一生 星は生まれてから死ぬまでに元素を造りばらまく
素粒子世界の物理 物質を形作るミクロの 世界の不思議 1. 素粒子の世界 2. 素粒子の標準模型 3. 標準模型の困難 : ニュートリノ質量と暗黒物質 4. 統一理論 1. 素粒子の世界 自然界のあらゆる物質は原子に分解される しかし 原子は最小の構成要素ではなく さらに原子核と電子に分解できる 原子核はさらに下部構造を持っており 現在 我々が到達可能な究極の構成要素が素粒子である 素粒子の世界の構造と物理は
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. 序論本講義は高エネルギー物理学 素粒子実験物理学 の観点から 素粒子物理学の概要 特に電磁相互作用 QD の基礎と現象論的観点からの弱い相互作用 強い相互作用及び電弱統一理論について講義します 小林さん要チェック 後期は理論的な発展を中心に クォークモデル 量子色力学 大統一理論について講義されます. 素粒子とは世界を構成する最小の基本単位 つまり世界は何からできているかという 素朴な疑問に答える学問が素粒子物理学です
実験と観測で解き明かす中性子星の核物質 Hyperons, mesons, quarks 高密度領域 (A 班 ) ハイパー核 K 中間子核 YN, YY 相互作用 有効相互作用 ( 重イオン衝突 ) Asym. nuclear matter +elec.+μ Nuclei+neutron gas+
中性子星と核物質の理論研究 ( 研究計画 D01) 京大基研 大西 明 新学術領域研究 実験と観測で解き明かす 中性子星の核物質 キックオフシンポジウム 2012 年 10 月 26-27 日 協賛 理研理事長ファンド準備研究 理論物理とＸ線観測の連 携に基づく超高密度天体の構造解明 初田哲男 橋本幸士 玉川徹 大西, 中性子星核物質キックオフ @ 理研, Oct. 26-27, 2012 1 実験と観測で解き明かす中性子星の核物質
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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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
Part () () Γ Part ,
Contents a 6 6 6 6 6 6 6 7 7. 8.. 8.. 8.3. 8 Part. 9. 9.. 9.. 3. 3.. 3.. 3 4. 5 4.. 5 4.. 9 4.3. 3 Part. 6 5. () 6 5.. () 7 5.. 9 5.3. Γ 3 6. 3 6.. 3 6.. 3 6.3. 33 Part 3. 34 7. 34 7.. 34 7.. 34 8. 35
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)
untitled
71 7 3,000 1 MeV t = 1 MeV = c 1 MeV c 200 MeV fm 1 MeV 3.0 10 8 10 15 fm/s 0.67 10 21 s (1) 1fm t = 1fm c 1fm 3.0 10 8 10 15 fm/s 0.33 10 23 s (2) 10 22 s 7.1 ( ) a + b + B(+X +...) (3) a b B( X,...)
反D中間子と核子のエキゾチックな 束縛状態と散乱状態の解析
.... D 1 in collaboration with 1, 2, 1 RCNP 1, KEK 2 . Exotic hadron qqq q q Θ + Λ(1405) etc. uudd s? KN quasi-bound state? . D(B)-N bound state { { D D0 ( cu) B = D ( cd), B = + ( bu) B 0 ( bd) D(B)-N
ハートレー近似（Hartree aproximation)
ハートリー近似 ( 量子多体系の平均場近似 1) 0. ハミルトニアンの期待値の変分がシュレディンガー方程式と等価であること 1. 独立粒子近似という考え方. 電子系におけるハートリー近似 3.3 電子系におけるハートリー近似 Mde by R. Okmoto (Kyushu Institute of Technology) filenme=rtree080609.ppt (0) ハミルトニアンの期待値の変分と
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
偏微分方程式、連立１次方程式、乱数
数値計算法 011/6/8 林田清 大阪大学大学院理学研究科 常微分方程式の応用例 1 Rutherford 散乱 ( 原子核同士の散乱 ; 金の薄膜に α 粒子をあてる ) 1 クーロン力 f= 4 0 r r r Ze y からf cos, si f f f y f f 粒子の 方向 y方向の速度と座標について dv Ze dvy Ze y, 3 3 dt 40m r dt 40m r d dy
6 2 T γ T B (6.4) (6.1) [( d nm + 3 ] 2 nt B )a 3 + nt B da 3 = 0 (6.9) na 3 = T B V 3/2 = T B V γ 1 = const. or T B a 2 = const. (6.10) H 2 = 8π kc2
![6 2 T γ T B (6.4) (6.1) [( d nm + 3 ] 2 nt B )a 3 + nt B da 3 = 0 (6.9) na 3 = T B V 3/2 = T B V γ 1 = const. or T B a 2 = const. (6.10) H 2 = 8π kc2](/thumbs/92/109118076.jpg "6 2 T γ T B (6.4) (6.1) [( d nm + 3 ] 2 nt B )a 3 + nt B da 3 = 0 (6.9) na 3 = T B V 3/2 = T B V γ 1 = const. or T B a 2 = const. (6.10) H 2 = 8π kc2")
1 6 6.1 (??) (P = ρ rad /3) ρ rad T 4 d(ρv ) + PdV = 0 (6.1) dρ rad ρ rad + 4 da a = 0 (6.2) dt T + da a = 0 T 1 a (6.3) ( ) n ρ m = n (m + 12 ) m v2 = n (m + 32 ) T, P = nt (6.4) (6.1) d [(nm + 32 ] )a
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Working Group DaiMaJin DaiRittaikaku Multiparticle Jiki-Bunnsekiki Samurai7 Superconducting Analyser for Multi particles from RadioIsotope Beams with 7Tm of bending power (γ,n) softgdr, GDR non resonant
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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
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
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
positron 1930 Dirac 1933 Anderson m 22Na(hl=2.6years), 58Co(hl=71days), 64Cu(hl=12hour) 68Ge(hl=288days) MeV : thermalization m psec 100
positron 1930 Dirac 1933 Anderson m 22Na(hl=2.6years), 58Co(hl=71days), 64Cu(hl=12hour) 68Ge(hl=288days) 0.5 1.5MeV : thermalization 10 100 m psec 100psec nsec E total = 2mc 2 + E e + + E e Ee+ Ee-c mc
A
A04-164 2008 2 13 1 4 1.1.......................................... 4 1.2..................................... 4 1.3..................................... 4 1.4..................................... 5 2
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)
放射線化学, 92, 39 (2011)
V. M. S. V. 1 Contents of the lecture note by Prof. V. M. Byakov and Dr. S. V. Stepanov (Institute of Theoretical and Experimental Physics, Russia) are described in a series of articles. The first article
Microsoft PowerPoint Aug30-Sept１基研研究会熱場の量子論.ppt
原子核における α 粒子の Bose-Einstein 凝縮 大久保茂男 S. Ohkubo ( 高知女子大 環境理学科 ) @ 1999 クラスター模型軽い領域だけでなく重い領域 40 Ca- 44 Ti 領域での成立理論 実験 1998 PTP Supplement 132 ( 山屋尭追悼記念 ) 重い核の領域へのクラスター研究 44 Ti fp 殻領域 40 Ca α の道が切り開かれた クラスター模型の歴史と展開
/ Christopher Essex Radiation and the Violation of Bilinearity in the Thermodynamics of Irreversible Processes, Planet.Space Sci.32 (1984) 1035 Radiat
/ Christopher Essex Radiation and the Violation of Bilinearity in the Thermodynamics of Irreversible Processes, Planet.Space Sci.32 (1984) 1035 Radiation and the Continuing Failure of the Bilinear Formalism,
数値相対論シミュレーション
数値相対論シミュレーション 関口雄一郎 ( 京都大学基礎物理学研究所 ) 内容 数値相対論の概要 最近の研究成果 - アニメーションを中心にー 数値相対論とは? John von Neumann 非線形問題の解法として 高速電子計算機を用いる時代が必ず到来する 数値相対論のターゲット 強重力場の動的変動を伴う現象 ブラックホール形成の瞬間 大質量星の重力崩壊 コンパクト天体連星の合体, etc 重力波放出現象
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
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?
EOS and Collision Dynamics Energy of nuclear matter E(ρ, δ)/a = E(ρ, )/A + E sym (ρ)δ 2 δ = (ρ n ρ p )/ρ 1 6 E(ρ, ) (Symmetric matter ρ n = ρ p ) E sy
Nuclear collision dynamics and the equation of state We want to measure EOS. Measure T, P and ρ of matter... Prepare matter in the state we want to measure HI collisions What are taking place in collisions?
23 1 Section ( ) ( ) ( 46 ) , 238( 235,238 U) 232( 232 Th) 40( 40 K, % ) (Rn) (Ra). 7( 7 Be) 14( 14 C) 22( 22 Na) (1 ) (2 ) 1 µ 2 4
23 1 Section 1.1 1 ( ) ( ) ( 46 ) 2 3 235, 238( 235,238 U) 232( 232 Th) 40( 40 K, 0.0118% ) (Rn) (Ra). 7( 7 Be) 14( 14 C) 22( 22 Na) (1 ) (2 ) 1 µ 2 4 2 ( )2 4( 4 He) 12 3 16 12 56( 56 Fe) 4 56( 56 Ni)
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.............................
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/
: (a) ( ) A (b) B ( ) A B 11.: (a) x,y (b) r,θ (c) A (x) V A B (x + dx) ( ) ( 11.(a)) dv dt = 0 (11.6) r= θ =
1 11 11.1 ψ e iα ψ, ψ ψe iα (11.1) *1) L = ψ(x)(γ µ i µ m)ψ(x) ) ( ) ψ e iα(x) ψ(x), ψ(x) ψ(x)e iα(x) (11.3) µ µ + iqa µ (x) (11.4) A µ (x) A µ(x) = A µ (x) + 1 q µα(x) (11.5) 11.1.1 ( ) ( 11.1 ) * 1)
原子核物理学概論 物理 原子核理論研究室大西明 第二回 (11/12): 原子核の構造と元素合成 原子核の基本的な構造である Shell 構造と 宇宙における元素合成について解説します あわせて 量子力学 についてお話します Shell 構造 量子力学とシュレディンガー方程式 原子の Shell 構
原子核物理学概論 物理 原子核理論研究室大西明 第二回 (11/12): 原子核の構造と元素合成 原子核の基本的な構造である Shell 構造と 宇宙における元素合成について解説します あわせて 量子力学 についてお話します Shell 構造 量子力学とシュレディンガー方程式 原子の Shell 構造 原子核の Shell 構造と魔法数 元素合成 太陽系の元素組成 様々な元素合成過程 元素合成における核構造の役割まとめ資料は
. 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.........
C el = 3 2 Nk B (2.14) c el = 3k B C el = 3 2 Nk B
I ino@hiroshima-u.ac.jp 217 11 14 4 4.1 2 2.4 C el = 3 2 Nk B (2.14) c el = 3k B 2 3 3.15 C el = 3 2 Nk B 3.15 39 2 1925 (Wolfgang Pauli) (Pauli exclusion principle) T E = p2 2m p T N 4 Pauli Sommerfeld
Kaluza-Klein(KK) SO(11) KK 1 2 1
Maskawa Institute, Kyoto Sangyo University Naoki Yamatsu 2016 4 12 ( ) @ Kaluza-Klein(KK) SO(11) KK 1 2 1 1. 2. 3. 4. 2 1. 標準理論 物質場 ( フェルミオン ) スカラー ゲージ場 クォーク ヒッグス u d s b ν c レプトン ν t ν e μ τ e μ τ e h
4. ϵ(ν, T ) = c 4 u(ν, T ) ϵ(ν, T ) T ν π4 Planck dx = 0 e x 1 15 U(T ) x 3 U(T ) = σt 4 Stefan-Boltzmann σ 2π5 k 4 15c 2 h 3 = W m 2 K 4 5.
A 1. Boltzmann Planck u(ν, T )dν = 8πh ν 3 c 3 kt 1 dν h 6.63 10 34 J s Planck k 1.38 10 23 J K 1 Boltzmann u(ν, T ) T ν e hν c = 3 10 8 m s 1 2. Planck λ = c/ν Rayleigh-Jeans u(ν, T )dν = 8πν2 kt dν c
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TKK の物理的可能性 an extension of the TK neutrino oscillation experiment with a far detector in Korea 岡村直利 ( 京大 基研 ) 関西セミナーハウス (007/03/7( 007/03/7) based on hep-ph/050406 [Phys.Lett.B637,66 (006)] hep-ph/060755
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)
粒子と反粒子
対称性の破れをめぐる 50 年の歩み 小林誠 1956 T.D.Lee and C.N.Yang パリティ対称性の破れ 反粒子とは? 粒子には対応する反粒子が存在する 粒子と反粒子の質量は等しい粒子と反粒子の電荷は符号が反対 電子 e - 陽電子 e 反粒子が実際に使われている例 PET( 陽電子放射断層写真 ) 脳研究やがん診断で活躍 ディラック方程式 反粒子発見のきっかけ 近代物理学の 本の柱
輻射の量子論、選択則、禁制線、許容線
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
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
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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
70 5. (isolated system) ( ) E N (closed system) N T (open system) (homogeneous) (heterogeneous) (phase) (phase boundary) (grain) (grain boundary) 5. 1
5 0 1 2 3 (Carnot) (Clausius) 2 5. 1 ( ) ( ) ( ) ( ) 5. 1. 1 (system) 1) 70 5. (isolated system) ( ) E N (closed system) N T (open system) (homogeneous) (heterogeneous) (phase) (phase boundary) (grain)
30
3 ............................................2 2...........................................2....................................2.2...................................2.3..............................
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素核宇宙融合レクチャーシリーズ 第 4 回 原子核殻模型の基礎と応用 阿部喬 ( 東大 CNS) 京大基研 2012 年 1 月 11,12 日 1 本講義の目的 対象 : 非専門家向け 内容 : 殻模型 < 核構造 < 低エネルギー原子核物理 目標 : 殻模型計算とは何かを ( なんとなく ) 知ってもらう 2 参考文献 ( オンライン ) 原子核物学理入門 高田健次郎 : インターネットセミナー
ガウス展開法によるＫＮＮの構造研究
奈良女子大学 野田仁美 (M1) 山縣淳子佐々木健志肥山詠美子比連崎悟 K 中間子原子核のこれまでの研究 今までの K 中間子原子核の理論的研究 構造赤石 山崎 (Proc.J.Academy.Series B 8(007)144) 土手 Weise (Eur. Phys. Jourul A.49(007)) Shevcheko Gal Mareš Révai(Phys,Rev,C 76(007)044004
006 11 8 0 3 1 5 1.1..................... 5 1......................... 6 1.3.................... 6 1.4.................. 8 1.5................... 8 1.6................... 10 1.6.1......................
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基研研究会 熱場の量子論とその応用 2007 年 9 月 5 日 ( 水 )~9 月 7 日 ( 金 ) 京都大学吉田南校舎 1 宇宙の量子凝縮と 暗黒エネルギー 暗黒物質 森川雅博 Collaboration 福山武志 ( 立命館 ) 立川崇之 ( 工学院 ) 森田正亮 ( 沖縄高専 ) 西山雅子 Masako Nishiyama, Masa-aki Morita, Masahiro Morikawa,
1 (Berry,1975) 2-6 p (S πr 2 )p πr 2 p 2πRγ p p = 2γ R (2.5).1-1 : : : : ( ).2 α, β α, β () X S = X X α X β (.1) 1 2
2005 9/8-11 2 2.2 ( 2-5) γ ( ) γ cos θ 2πr πρhr 2 g h = 2γ cos θ ρgr (2.1) γ = ρgrh (2.2) 2 cos θ θ cos θ = 1 (2.2) γ = 1 ρgrh (2.) 2 2. p p ρgh p ( ) p p = p ρgh (2.) h p p = 2γ r 1 1 (Berry,1975) 2-6
() 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
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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
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
原子核物理学入門 1. はじめに 原子核物理学の広がり, 中性子星の構造と組成 2. 原子核の大きさ 微分断面積と散乱振幅, ラザフォード散乱と構造因子, 原子核の密度分布, 不安 定原子核 3. 原子核の質量 質量公式, フェルミガス模型 4. 核物質の状態方程式 対称核物質の状態方程式, 対称エ
原子核物理学入門 京都大学 基礎物理学研究所 大西 明 Summer Challenge 2017, Aug. 2017, KEK, Tsukuba, Japan A. Ohnishi @ Summer Challenge 2017, Aug.21, 2017 1 原子核物理学入門 1. はじめに 原子核物理学の広がり, 中性子星の構造と組成 2. 原子核の大きさ 微分断面積と散乱振幅, ラザフォード散乱と構造因子,
4 2 Rutherford 89 Rydberg λ = R ( n 2 ) n 2 n = n +,n +2, n = Lyman n =2 Balmer n =3 Paschen R Rydberg R = cm 896 Zeeman Zeeman Zeeman Lorentz
2 Rutherford 2. Rutherford N. Bohr Rutherford 859 Kirchhoff Bunsen 86 Maxwell Maxwell 885 Balmer λ Balmer λ = 364.56 n 2 n 2 4 Lyman, Paschen 3 nm, n =3, 4, 5, 4 2 Rutherford 89 Rydberg λ = R ( n 2 ) n
スライド 1
Matsuura Laboratory SiC SiC 13 2004 10 21 22 H-SiC ( C-SiC HOY Matsuura Laboratory n E C E D ( E F E T Matsuura Laboratory Matsuura Laboratory DLTS Osaka Electro-Communication University Unoped n 3C-SiC
宇宙の背景輻射 現在 150億年 50億年 星や銀河の 形成 自然界には４つの力 3つの分岐点が今回のシリーズの目標 3K LHC温度 1016K (10-12 ~ 10-14s) 10億年 (2) GUTへの挑戦 超対称性による大統一 3000K 30万年 原子 分子の形成 3分 原子核の形成 10-10 秒 弱い相互作用が分離 ３つの力が分離する 量子重力の世界 10-34 秒 10-43 秒
untitled
masato@icrr.u-tokyo.ac.jp 996 Start 997 998 999 000 00 00 003 004 005 006 007 008 SK-I Accident Partial Reconstruction SK-II Full reconstruction ( SK-III ( ),46 (40%) 5,8 (9%),9 (40%) 5MeV 7MeV 4MeV(plan)
スライド 1
原子核物理学 8. 中性子過剰核 平成 20 年度原子核物理学 1 核図表 存在すると予想される核種約 6000 114 存在が確認された核種約 3000 184 安定な核種 207 ほとんどの不安定核は中性子過剰核 82 126 50 82 r-process (rapid neutron capture) 8 20 8 28 20 28 50 70 超新星爆発における爆発的元素合成中性子捕獲反応とベータ崩壊の競争
極めて軽いダークマターの 新しい検出方法 In preparation
極めて軽いダークマターの新しい検出方法 In preparation Hajime Fukuda, T.T. Yanagida, S. Matsumoto Kavli IPMU, U. Tokyo August 1, 2017 Introduction DM は最も確立した BSM の一つ 質量は? Particle DM Mass Range dsph m > M Pl Vast Region!
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
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第 4 章平衡状態 目的物質の平衡状態と自由エネルギーの関係を理解するとともに, 平衡状態図の基礎的な知識を習得する. 4.1 自由エネルギー 4.1.1 平衡状態 4.1.2 熱力学第 1 法則 4.1.3 熱力学第 2 法則 4.1.4 自由エネルギー 4.2 平衡状態と自由エネルギー 4.2.1 レバールール 4.2.2 平衡状態と自由エネルギー 4.3 平衡状態図 4.3.1 全率固溶型 4.3.2
25 3 4
25 3 4 1 µ e + ν e +ν µ µ + e + +ν e + ν µ e e + TAC START STOP START veto START (2.04 ± 0.18)µs 1/2 STOP (2.09 ± 0.11)µs 1/8 G F /( c) 3 (1.21±0.09) 5 /GeV 2 (1.19±0.05) 5 /GeV 2 Weinberg θ W sin θ W
(Blackbody Radiation) (Stefan-Boltzmann s Law) (Wien s Displacement Law)
( ) ( ) 2002.11 1 1 1.1 (Blackbody Radiation).............................. 1 1.2 (Stefan-Boltzmann s Law)................ 1 1.3 (Wien s Displacement Law)....................... 2 1.4 (Kirchhoff s Law)...........................
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..................
PowerPoint プレゼンテーション
東北大学サイクロトロン ラジオアイソトープセンター測定器研究部内山愛子 2 電子の永久電気双極子能率 EDM : Permanent Electric Dipole Moment 電子のスピン方向に沿って生じる電気双極子能率 標準模型 (SM): クォークを介した高次の効果で電子 EDM ( d e ) が発現 d e SM < 10 38 ecm M. Pospelov and A. Ritz,
2000年度『数学展望 I』講義録
2000 I I IV I II 2000 I I IV I-IV. i ii 3.10 (http://www.math.nagoya-u.ac.jp/ kanai/) 2000 A....1 B....4 C....10 D....13 E....17 Brouwer A....21 B....26 C....33 D....39 E. Sperner...45 F....48 A....53
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/
Problem P5
問題 P5 メンシュトキン反応 三級アミンとハロゲン化アルキルの間の求核置換反応はメンシュトキン反応として知られている この実験では DABCO(1,4 ジアザビシクロ [2.2.2] オクタン というアミンと臭化ベンジルの間の反応速度式を調べる N N Ph Br N N Br DABCO Ph DABCO 分子に含まれるもう片方の窒素も さらに他の臭化ベンジルと反応する可能性がある しかし この実験では