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, 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

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

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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 I. 現在の星形成 II. 宇宙初期の星形成 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

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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

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,

総研大恒星進化概要.dvi

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

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

Microsoft PowerPoint - TominagaHokudai.ppt [互換モード]

2 nd Mar 2011 恒星進化 星形成から探る銀河の形成 進化の研究宇宙最初の星から太陽系形成まで Fe Si NS/BH Massive Star (>10M ) e - -capture SNe (8-10M ) O C He H SN Ic SN Ib SN II Temp [10 8 K] 0.2 1.5 7 15 30 40 50 Burning Stage H He C Ne

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

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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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

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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

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)

MW鹿児島

NGC1068 Dark Matter Halo baryon gas stars SMBH SMBH 1 SMBHs? (AGN) AGN Seyfertization Taniguchi 1987, ApJ, 317, L57 AGN The dead quasar problem (Rees 1990, Science, 247, 817) T AGN ~ 10 8 yrs AGN AGN

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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

SFN

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

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)

( )

1. 2. 3. 4. 5. ( ) () http://www-astro.physics.ox.ac.uk/~wjs/apm_grey.gif http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap950917.html ( ) SDSS : d 2 r i dt 2 = Gm jr ij j i rij 3 = Newton 3 0.1% 19 20 20 2 ( ) 3 3

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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/

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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

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

Title ブラックホールと重力波天文学 Author(s) 長峯, 健太郎 Citation 高大連携物理教育セミナー報告書. 28 Issue Date Text Version publisher URL DO

Title ブラックホールと重力波天文学 Author(s) 長峯, 健太郎 Citation 高大連携物理教育セミナー報告書. 28 Issue Date 2017-03 Text Version publisher URL http://hdl.handle.net/11094/60516 DOI rights Osaka University Knowledge Archive : OUKA

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

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

1. : 1.5 2. ( ): 2.5 3. : 1 ( ) / minimum solar nebula model ( ) http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap950917.html ( ) http://www-astro.physics.ox.ac.uk/~wjs/apm_grey.gif ( ) SDSS : d 2 r i dt 2 ÿ j i

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

LAE で探る z~5 での AGN 環境と 周辺銀河へのフィードバック Based on Kikuta et al. in prep. 初代星 初代銀河研究会, Oct 25th Satoshi KIKUTA (SOKENDAI/NAOJ, M2) Collaborators: Masatoshi

LAE で探る z~5 での AGN 環境と 周辺銀河へのフィードバック Based on Kikuta et al. in prep., Oct 25th Satoshi KIKUTA (SOKENDAI/NAOJ, M2) Collaborators: Masatoshi Imanishi, Kazuhiro Shimasaku, Fumiaki Nakata, Yoshiki Matsuoka

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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:

l ηµν hµν g µν = η µν + h µν, h µν 1 l Transvers-Traceless (TT) h TT 0µ = 0, η ij i h TT jk = 0, η ij h TT ij = 0, η µν µ ν h TT ij = 2 c 2 t + Δ 2 h TT = 0 ij 2 Polarization l From the TT condition, h

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)

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

Formation process of regular satellites on the circumplanetary disk Hidetaka Okada Department of Earth Sciences, Undergraduate school of Scie

Formation process of regular satellites on the circumplanetary disk Hidetaka Okada 22060172 Department of Earth Sciences, Undergraduate school of Science, Hokkaido University Planetary and Space Group

理論懇2014

Proposal for a project of high-precision stellar radial velocity work, Struve (1952)! But there seems to be no compelling reason why the hypothetical stellar planets should not, in some instances, be much

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 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

視線速度精密測定による G型巨星の惑星探し

視線速度精密測定による G 型巨星の惑星サーベイ III. 第 2 期プロジェクト観測 (2007~2009 年 ) の概要と実績 第 3 期プロジェクト観測 (2009~2012 年 ) の概要 佐藤文衛 1, 原川紘季 1, 大宮正士 2, Liu Yujuan 3, 泉浦秀行 4, 神戸栄治 4, 竹田洋一 5, 吉田道利 6, 伊藤洋一 7, 安藤裕康 5, 小久保英一郎 5, 井田茂 1

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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

１

1 015 November ObsCos@KBK-Kyoto ブラックホールが育てる銀河たち お茶大物理森川雅博 arxiv 1508.05436 1. Introduction 超巨大ブラックホール (SMBH) の謎 : - SMBH は銀河の中心を定義する https://commons.wikimedia.org/wiki/file:gcle.jpg - 成熟した SMBH は大昔からあった

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.

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

Mathews Grant J. (University of Notre Dame) Boyd Richard N. (Lawrence Livermore National Laboratory) 2009/5/21

Mathews Grant J. (University of Notre Dame) Boyd Richard N. (Lawrence Livermore National Laboratory) 2009/5/21 Abstract strongly interacting massive particles (SIMPs, X) Big Bang (BBN) X heavy colored

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

第?回基礎ゼミ

Outer Rotation Curve プロジェクト ~ 現状と今後の展望 ~ ( 鹿児島の桜島 ) 本日の発表内容 1. 概要 2. 研究背景の紹介 3. 研究方法 4. これまでの研究結果 5. 議論 6. 今後 2010/09/16: 第八回 VERA ユーザーズミーティング @ 三鷹 鹿児島大学 M2 坂井伸行 1. 概要 銀河系の質量分布を明らかにするために進めている Outer Rotation

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

XFEL/SPring-8

DEVELOPMENT STATUS OF RF SYSTEM OF INJECTOR SECTION FOR XFEL/SPRING-8 Takao Asaka 1,A), Takahiro Inagaki B), Hiroyasu Ego A), Toshiaki Kobayashi A), Kazuaki Togawa B), Shinsuke Suzuki A), Yuji Otake B),

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

II III I ~ 2 ~

中堅中小企業向け秘密保持マニュアル

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

ＰＲ映画-1

- 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) -

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

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)

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

教室案内.pptx

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

kawaguchi2.pdf

Dusty Clumpy Torus (AGN) (BH) BH 3 BH 1 AGN () 1/3 (i) (ii) Kawaguchi(2003) 1/5 (iii) AGN : T. Kawaguchi & M. Mori, ApJL, 2010, 724, 183 187 T. Kawaguchi & M. Mori, ApJ, 2011, 737, 105 120 Toshihiro KAWAGUCHI

2

2011 8 6 2011 5 7 [1] 1 2 i ii iii i 3 [2] 4 5 ii 6 7 iii 8 [3] 9 10 11 cf. Abstracts in English In terms of democracy, the patience and the kindness Tohoku people have shown will be dealt with as an exception.

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)

SFN saigo

2017年10月20日 西合 SFN 296 #36 Chandra X-ray observation of the young stellar cluster NGC 3293 in the Carina Nebula Complex T. Preibisch, S. Flaischlen, B. Gaczkowski, L. Townsley and P. Broos Accepted by

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

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

「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)

Akira MIZUTA(KEK) AM, Nagataki, Aoi (ApJ, , 2011) AM + (in prep)

Akira MIZUTA(KEK) AM, Nagataki, Aoi (ApJ, 732 26, 2011) AM + (in prep) 2011.12.28 GRB GRB. ex. GRB980425/SN1998bw, GRB030329/SN2003dh XRF060218/SN2006aj. GRB091127/SN2009nz XRF100316D/SN2010bh Spectrum

, 18, Observation of bedforms in the downstream reach of Rumoi River by using a brief acoustic bathymetric system Ryosuke AKAHORI, Yasuyu

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H+He H+He M > 10 M He He Wolf-Rayet Minit = 13 ~ 100 M, Zinit = 0.0001 ~ 0.02 CNO SN 2007bi (Type Ic) progenitor Minit > 100 M, Zinit = 0.004 WO star? Core collapse Rotating star model Saio, Nomoto, and

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恒星の化学組成から分かること 星の高分散分光観測 金属欠乏星の観測 星のリチウム組成 最近の太陽類似星の観測 本田敏志兵庫県立大学自然 環境科学研究所天文科学センター西はりま天文台 天体 天文物理若手夏の学校 2016.7.26-29 恒星の化学組成 天体を直接手に取って分析することは難しい 主に光 ( 電磁波 ) を詳しく調べることで物理状態などを推測する スペクトルの吸収線によって化学組成 (

1

5-3 Photonic Antennas and its Application to Radio-over-Fiber Wireless Communication Systems LI Keren, MATSUI Toshiaki, and IZUTSU Masayuki In this paper, we presented our recent works on development of

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Jpn. J. Health Phys., 52 (2) 55 60 (2017) DOI: 10.5453/jhps.52.55 * 1 * 2 * 2 * 3 * 3 2016 10 28 2017 3 8 Enhancement of Knowledge on Radiation Risk Yukihiko KASAI,* 1 Hiromi KUDO,* 2 Masahiro HOSODA,*

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Contents 1 Jeans 2 1.1....................................... 2 1.2................................. 2 1.3............................... 3 2 3 2.1 ( )................................ 4 2.2 WKB........................

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2010 58 1 39 59 c 2010 20 2009 11 30 2010 6 24 6 25 1 1953 12 2008 III 1. 5, 1961, 1970, 1975, 1982, 1992 12 2008 2008 226 0015 32 40 58 1 2010 III 2., 2009 3 #3.xx #3.1 #3.2 1 1953 2 1958 12 2008 1 2

スライド 1

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5 11 3 1....1 2. 5...4 (1)...5...6...7...17...22 (2)...70...71...72...77...82 (3)...85...86...87...92...97 (4)...101...102...103...112...117 (5)...121...122...123...125...128 1. 10 Web Web WG 5 4 5 ²

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1. Hi, How are you? / What s up? / How s it going? A / Nice talking to you. 2. Oh really? / That s great! / That s A, B interesting! / Are you serious? / Sounds good. / You too! / That s too bad. 3. Sorry?