PowerPoint Presentation

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

図 宇宙論解析の流れ 次元データの CMB の例 宇宙論ゆらぎ場 F (θ) の測定 左上図 ゆらぎ場のフーリエ波数分解 右上図 右下図は パ ワースペクトル推定の結果 灰色点は各波数ビンでの測定値 エラーバーを伴う青点は 複数の波数ビンで測定値を平均した結果 エラーバーとして 有限数のフーリエモー

FEATURE Kavli IPMU CMB IPMU CMB CMB?? F(θ) CMB F(θ) [T(θ) T ]/T T(θ) θ CMB T CMB 3 F(θ) F(θ) CMB Planck 5 3 40 000 CMB 500 F(θ) 3 3 /60 40 Kavli IPMU News No 6 June 04 図 宇宙論解析の流れ 次元データの CMB の例 宇宙論ゆらぎ場

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

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

, 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

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

Erased_PDF.pdf

PowerPoint Presentation

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

スライド 1

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

PowerPoint プレゼンテーション

弱い重力レンズの宇宙論と重力理論の 検証への応用 二間瀬敏史 理学部 22 May. 2017 内容 弱い重力レンズの紹介 構造形成理論への応用 Verlinde s Emergent Gravity の検証 超新星のm-z 関係とニュートリノ質量 重力レンズとは? 観測者 銀河団 背景銀河 J-P.Kneib. Ph.D thesis なぜ重力レンズが重要なのか? 直接的な質量検出 重力のみに依存し

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 )

A

ダークエネルギー観測 : 現状と展望 高田昌広 ( 東北大 ) May 28, 07 @ U. Tokyo 加速宇宙膨張 From WMAP website 宇宙のエネルギーの約 96% が Dark Matter + DE 暗黒成分の解明が 来る10 年 (?) の最重要課題 特に DEの制限は天文学観測だけが唯一の手段 Dark Energy Task Force A. Albrecht (UC

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)

vol5-honma (LSR: Local Standard of Rest) 2.1 LSR R 0 LSR Θ 0 (Galactic Constant) 1985 (IAU: International Astronomical Union) R 0 =8.5

2.2 1 2.2 2.2.1 (LSR: Local Standard of Rest) 2.1 LSR R 0 LSR Θ 0 (Galactic Constant) 1985 (IAU: International Astronomical Union) R 0 =8.5 kpc, Θ 0 = 220 km s 1. (2.1) R 0 7kpc 8kpc Θ 0 180 km s 1 270

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

PowerPoint Presentation

2010 KEK (Japan) (Japan) (Japan) Cheoun, Myun -ki Soongsil (Korea) Ryu,, Chung-Yoe Soongsil (Korea) 1. S.Reddy, M.Prakash and J.M. Lattimer, P.R.D58 #013009 (1998) Magnetar : ~ 10 15 G ~ 10 17 19 G (?)

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!

宇宙電波懇談会シンポジウム 2013 SKA 計画 2013 年 12 月 18 日 -19 日 於 国立天文台 SKA と ALMA の連携 河野孝太郎 ( 東京大学 IoA/RESCEU)

宇宙電波懇談会シンポジウム 2013 SKA 計画 2013 年 12 月 18 日 -19 日 於 国立天文台 SKA と ALMA の連携 河野孝太郎 ( 東京大学 IoA/RESCEU) 次の 10 年は宇宙再電離期が面白い SKA と ALMA の連携が鍵 中性水素原子ガスは 21cm 線で è SKA- Low+ 熊崎さん 高橋さん他 ( 但し個々の銀河は見えない ) 分子ガスは CO で!

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

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

SInoue_Kouuren_180304_ のコピー

Non- Equilibrium Plasma in Galaxy Clusters 2018/3/7 高宇連研究会 @ 首都大学東京 大阪大学 松本研究室井上翔太 (shota@ess.sci.osaka- u.ac.jp) 1 目次 Ø 本研究の背景 Ø 衝突銀河団中の電離非平衡プラズマの探査 Ø イオン 電子間の非平衡状態の探査 Ø 結論 Abell 754の観測結果 Cygnus A clusterの観測結果

EGunGPU

Super Computing in Accelerator simulations - Electron Gun simulation using GPGPU - K. Ohmi, KEK-Accel Accelerator Physics seminar 2009.11.19 Super computers in KEK HITACHI SR11000 POWER5 16 24GB 16 134GFlops,

Sample function Re random process Flutter, Galloping, etc. ensemble (mean value) N 1 µ = lim xk( t1) N k = 1 N autocorrelation function N 1 R( t1, t1

Sample function Re random process Flutter, Galloping, etc. ensemble (mean value) µ = lim xk( k = autocorrelation function R( t, t + τ) = lim ( ) ( + τ) xk t xk t k = V p o o R p o, o V S M R realization

Formulation and constraints on decaying dark matter with finite mass daughter particles

有限質量をもつ娘粒子へ崩壊する 暗黒物質モデルとその観測的制限 名古屋大学大学院理学研究科理論天体物理学研究室 (AT 研 ) 修士 2 年 青山尚平 共同研究者 : 市來淨與 新田大輔 杉山直 今回の発表結果は下記の研究成果に基づくものです S.A., K.Ichiki, D.Nitta and N.Sugiyama, ArXiv(2011) [1106.1984] 目次 1. Introduction

kubostat2015e p.2 how to specify Poisson regression model, a GLM GLM how to specify model, a GLM GLM logistic probability distribution Poisson distrib

kubostat2015e p.1 I 2015 (e) GLM kubo@ees.hokudai.ac.jp http://goo.gl/76c4i 2015 07 22 2015 07 21 16:26 kubostat2015e (http://goo.gl/76c4i) 2015 (e) 2015 07 22 1 / 42 1 N k 2 binomial distribution logit

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

ニュースリリース 平成 27 年 5 月 1 日 国立大学法人千葉大学 自然科学研究機構国立天文台 スーパーコンピュータによる 宇宙初期から現在に いたる世界最大規模のダークマターシミュレーション 概要 千葉大学 東京経済大学 愛媛大学 東京大学 文教大学による研究グループは 理化学研究所計算科学研

ニュースリリース 平成 27 年 5 月 1 日 国立大学法人千葉大学 自然科学研究機構国立天文台 スーパーコンピュータによる 宇宙初期から現在に いたる世界最大規模のダークマターシミュレーション 概要 千葉大学 東京経済大学 愛媛大学 東京大学 文教大学による研究グループは 理化学研究所計算科学研究機構のスーパーコンピュータ 京 ( けい ) 1 と 国立天文台の アテルイ 2 を用いた世界最大規模の宇宙の構造形成シミュレーションを行い

スライド 1

また盛り上がってきた cosmic string 高橋慶太郎京都大学基礎物理学研究所 2008 年 9 月 18 日 @ 中間発表会 with 成子 山内 柳 仙洞田 佐々木 1 イントロダクション cosmic string 宇宙の相転移のとき対称性が破れるとできることがある 因果律 + 場の連続性 真空に落ちられない場所 topological defect cosmic stringは 2 μ

有限密度での非一様なカイラル凝縮と クォーク質量による影響

空間的に非一様なカイラル凝縮に対する current quark mass の影響 東京高専 前段眞治 東京理科大学セミナー 2010.9.6 1 1.Introduction 低温 高密度における QCD の振る舞い 中性子星 compact star クォーク物質の理解に重要 T 0 での QCD の基底状態 カイラル対称性の破れた相 カラー超伝導相 μ 2 有限密度において fermionic

木曽シュミットによる銀河系最外縁の星生成の観測

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

_0212_68<5A66><4EBA><79D1>_<6821><4E86><FF08><30C8><30F3><30DC><306A><3057><FF09>.pdf

untitled

SPring-8 RFgun JASRI/SPring-8 6..7 Contents.. 3.. 5. 6. 7. 8. . 3 cavity γ E A = er 3 πε γ vb r B = v E c r c A B A ( ) F = e E + v B A A A A B dp e( v B+ E) = = m d dt dt ( γ v) dv e ( ) dt v B E v E

Microsoft PowerPoint - ip02_01.ppt [互換モード]

空間周波数 周波数領域での処理 空間周波数 (spatial frquncy) とは 単位長さ当たりの正弦波状の濃淡変化の繰り返し回数を表したもの 正弦波 : y sin( t) 周期 : 周波数 : T f / T 角周波数 : f 画像処理 空間周波数 周波数領域での処理 波形が違うと 周波数も違う 画像処理 空間周波数 周波数領域での処理 画像処理 3 周波数領域での処理 周波数は一つしかない?-

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

Fermi ( )

Fermi ( ) Outline Introduction Blazar Spectral Energy Distribution (SED) Predictions for the Fermi mission (Prospects for CTA) Summary The Blazar Sequence and the Cosmic Gamma-ray Background Radiation

WFMOS で期待されるサイエンス ( ダークエネルギー編 ) 2008 年度光学赤外線天文連絡会シンポジウム 地上大型望遠鏡計画 :2020 年のための決心 2008 年 8 月 22 国立天文台 東京大学大学院理学系研究科物理学専攻須藤靖 1

WFMOS で期待されるサイエンス ( ダークエネルギー編 ) 2008 年度光学赤外線天文連絡会シンポジウム 地上大型望遠鏡計画 :2020 年のための決心 2008 年 8 月 22 日 @ 国立天文台 東京大学大学院理学系研究科物理学専攻須藤靖 1 ダークエネルギーと 21 世紀の物理 宇宙のサイズ 宇宙の加速膨張 137 億年 減速膨張 時間 万有斥力? 宇宙定数? ダークエネルギー? 一般相対論の破綻?

kubostat2017e p.1 I 2017 (e) GLM logistic regression : : :02 1 N y count data or

kubostat207e p. I 207 (e) GLM kubo@ees.hokudai.ac.jp https://goo.gl/z9ycjy 207 4 207 6:02 N y 2 binomial distribution logit link function 3 4! offset kubostat207e (https://goo.gl/z9ycjy) 207 (e) 207 4

Contents 1. Ia? 2. Ia 3. WISH Ia cosmology 4. WISH Ia + rate 5.

Type Ia Supernova Survey w/ WISH Contents 1. Ia? 2. Ia 3. WISH Ia cosmology 4. WISH Ia + rate 5. Contents 1. Ia? 2. Ia 3. WISH Ia cosmology 4. WISH Ia + rate 5. Type Ia Supernova + +?? (single degenerate)?

Contents 1. Ia cosmology 2. Ia / rate 3.

WISH ( ) Contents 1. Ia cosmology 2. Ia / rate 3. supernova (CC SN) Ia (SN Ia) supernova classification supernova Ia (SN Ia) - : redshift z~1.5 - progenitor system: Single Degenerate? Double Degenerate?

第86回日本感染症学会総会学術集会後抄録（I）

κ κ κ κ κ κ μ μ β β β γ α α β β γ α β α α α γ α β β γ μ β β μ μ α ββ β β β β β β β β β β β β β β β β β β γ β μ μ μ μμ μ μ μ μ β β μ μ μ μ μ μ μ μ μ μ μ μ μ μ β

10 0 10-1 100 Mpc simulation (z = 1.0) 34 Mpc simulation (z = 1.0) (Mpc/h) -3 / mag 10-2 10-3 10-4 10-5 -24-22 -20-18 -16-14 M B - 5 log h (Mpc/h) -3 / mag 10 0 10-1 10-2 10-3 10-4 conbined simulation

Influence of Material and Thickness of the Specimen to Stress Separation of an Infrared Stress Image Kenji MACHIDA The thickness dependency of the temperature image obtained by an infrared thermography

* n x 11,, x 1n N(µ 1, σ 2 ) x 21,, x 2n N(µ 2, σ 2 ) H 0 µ 1 = µ 2 (= µ ) H 1 µ 1 µ 2 H 0, H 1 *2 σ 2 σ 2 0, σ 2 1 *1 *2 H 0 H

1 1 1.1 *1 1. 1.3.1 n x 11,, x 1n Nµ 1, σ x 1,, x n Nµ, σ H 0 µ 1 = µ = µ H 1 µ 1 µ H 0, H 1 * σ σ 0, σ 1 *1 * H 0 H 0, H 1 H 1 1 H 0 µ, σ 0 H 1 µ 1, µ, σ 1 L 0 µ, σ x L 1 µ 1, µ, σ x x H 0 L 0 µ, σ 0

スライド 1

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

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

Microsoft PowerPoint - Kawaguchi2013AugOIR.pptx

2020 年代の活動銀河核研究の展望 川口俊宏 ( 山口大学 ) 2013 年 8 月 6 日 ( 火 ) 光赤天連シンポジウム ダストトーラス 降着円盤 巨大ブラックホール (BH) 活動銀河核 (AGN) の模式図 1/23 2020 年前後の AGN 研究の ( 個人的 ) 展望まとめ 1. より遠くへ より低光度へ rare objects/events の統計 巨大ブラックホールの形成史

k2 ( :35 ) ( k2) (GLM) web web 1 :

2012 11 01 k2 (2012-10-26 16:35 ) 1 6 2 (2012 11 01 k2) (GLM) kubo@ees.hokudai.ac.jp web http://goo.gl/wijx2 web http://goo.gl/ufq2 1 : 2 2 4 3 7 4 9 5 : 11 5.1................... 13 6 14 6.1......................

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

研修コーナー

l l l l l l l l l l l α α β l µ l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l l

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

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

ブラックホール近傍の相対論的光軌道

ラックホールに落下するガスの blob 2014 年 2 月 2 日京都大学宇宙物理学教室修士 1 年森山小太郎 本研究 遠方 S 降着円盤 B ガスの塊 ( 以降 spot) 最内縁安定円軌道からずれて BH に落ち込むガスの塊について考える 遠方からどう観測されるか理論的に研究する a の決定に用いる 円運動する Spot からの 光のエネルギーフラックス スタート地点 B S a=0.9981m

& 3 3 ' ' (., (Pixel), (Light Intensity) (Random Variable). (Joint Probability). V., V = {,,, V }. i x i x = (x, x,, x V ) T. x i i (State Variable),

.... Deeping and Expansion of Large-Scale Random Fields and Probabilistic Image Processing Kazuyuki Tanaka The mathematical frameworks of probabilistic image processing are formulated by means of Markov

パーキンソン病治療ガイドライン2002

200708_LesHouches_02.ppt

Numerical Methods for Geodynamo Simulation Akira Kageyama Earth Simulator Center, JAMSTEC, Japan Part 2 Geodynamo Simulations in a Sphere or a Spherical Shell Outline 1. Various numerical methods used

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

すばる望遠鏡 次世代広視野 補償光学システム (GLAO) 研究代表者 : 有本信雄

すばる望遠鏡 次世代広視野 補償光学システム (GLAO) 研究代表者 : 有本信雄 HSC, PFSに続く TMT 時代のすばる望遠鏡の主力装置 HSC, PFSは暗夜に運用 明夜を担う基幹装置が必要 本装置と系外惑星探査用のPI 装置で明夜の観測を実施 TMTとのサイエンス 技術開発両面でのシナジー 2020 年代のすばるは広視野サーベイでTMTにサンプル供給 典型的なすばる望遠鏡スケジュール

第 490 回電波研連 F 分科会開催日 :2004 年 12 月 17 日 4 成分散乱電力分解による Pi-SAR 画像 の解析 石堂基 山口芳雄 山田寛喜 新潟大学

第 9 回電波研連 F 分科会開催日 : 年 月 7 日 成分散乱電力分解による Pi-AR 画像 の解析 石堂基 山口芳雄 山田寛喜 新潟大学 発表の流れ. 研究の背景 目的 POLAR 画像解析を行う背景 目的 解析に使用した領域 POLAR 画像について. 三成分散乱モデル分解について Covrine mtrix について 三成分散乱モデル分解 三成分散乱モデルと Covrine mtrix

Wish list for US participation by SDR

次世代赤外線天文衛星 SPICA 計画の現状と課題 ~ 大型衛星計画の先駆として ~ 宇宙科学シンポジウム 2013 年 1 月 8 日中川貴雄 松原英雄 川勝康弘 (ISAS/JAXA) for SPICA Team SPICA がめざすもの : 我々はなぜ かく在るのか? 宇宙を構成する銀河はどこで生まれたのか? 銀河誕生のドラマ 我々を作る物質はどこで生まれたのか? 宇宙の物質輪廻の解明 我々を育んだ惑星はどうやって生まれたのか

画像工学入門

セグメンテーション 講義内容 閾値法,k-mean 法 領域拡張法 SNAK 法 P タイル法 モード法 P タイル法 画像内で対象物の占める面積 (P パーセント ) があらかじめわかっているとき, 濃度ヒストグラムを作成し, 濃度値の累積分布が全体の P パーセントとなる濃度値を見つけ, この値を閾値とする. モード法 画像の輝度ヒストグラムを調べ その分布のモード ( 頻値輝度 ) 間の谷をしきい値とする

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

i i = 1, 2,..., i r, t t r i 1 r, tt i r, t r Σ φ i r, t =1. i =1 φ i t = 2 n r, t Σj i s ij M ij δ F δ F δφ i δφ j, i =1 n F M ij δ F δφ i = Σj i 2 ε

Phase-field Simulation of Grain Growth Abstract Grain growth occurring in the steel manufacturing process is one of the most important phenomena in order to control the polycrystalline microstructure.

G (n) (x 1, x 2,..., x n ) = 1 Dφe is φ(x 1 )φ(x 2 ) φ(x n ) (5) N N = Dφe is (6) G (n) (generating functional) 1 Z[J] d 4 x 1 d 4 x n G (n) (x 1, x 2

6 Feynman (Green ) Feynman 6.1 Green generating functional Z[J] φ 4 L = 1 2 µφ µ φ m 2 φ2 λ 4! φ4 (1) ( 1 S[φ] = d 4 x 2 φkφ λ ) 4! φ4 (2) K = ( 2 + m 2 ) (3) n G (n) (x 1, x 2,..., x n ) = φ(x 1 )φ(x

(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

広報あぐい　2016年5月15日号

1.7 D D 2 100m 10 9 ev f(x) xf(x) = c(s)x (s 1) (x + 1) (s 4.5) (1) s age parameter x f(x) ev 10 9 ev 2

2005 1 3 5.0 10 15 7.5 10 15 ev 300 12 40 Mrk421 Mrk421 1 3.7 4 20 [1] Grassberger-Procaccia [2] Wolf [3] 11 11 11 11 300 289 11 11 1 1.7 D D 2 100m 10 9 ev f(x) xf(x) = c(s)x (s 1) (x + 1) (s 4.5) (1)

Summary of WISH Filter Set and Sensitivity: Filters suitable for various scientific case Filters cover wavelength range of 1-5µm without any gaps Narr

Summary of WISH Survey Plan Kiyoto Yabe (NAOJ) Summary of WISH Filter Set and Sensitivity: Filters suitable for various scientific case Filters cover wavelength range of 1-5µm without any gaps Narrower

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

撮　影

DC cathode ray tube, 2.2 log log log + log log / / / A method determining tone conversion characteristics of digital still camera from two pictorial images Tone conversion characteristic Luminance

スペースプラズマ研究会-赤星.ppt

14 1 1 1 1 Pauline Faure 1 1 2 3 (1: 2: JAXA 3: IHI) IHI (C)(No.21560819) ISAS(JAXA) ISO TC20/SC14 / (Spall) 60~90% 2 (Cone) 1% (Jetting) CDV11227 Committee Draft for Comments CDV11227 Witness plate Sabot

スライド 1

2004/12/25 HOP JTPF JASMINE ILOM JAXA) SPICA JELT Yerkes 1m (1897) Palomar 5m (1948) Subaru 8m (1999) 6.5m Large Binocular Telescope(LBT) 8.4m Mt.Graham 18 3m-6m 6.5m 3m Hubble Space Telescope 2.4m (0.115

At研紹介 教授 １ 准教授１ 助教 ２ PD １ DC ２ MC ７ 忙しい系 杉山 教授 松原 准教授 解析 初期宇宙系 シミュレーション系(非線形) 正木(M) 須藤 M 横山 PD 黒柳 D 稲垣 M 高橋 助教 古川 M 白石 M 佐藤 M 市来 助教 林 D 竹内 M 観測的宇宙論系 線

宇宙グループ研究発表会 At研 観測的宇宙論の現状１ 宇宙揺らぎの進化 宇宙に存在する揺らぎの観測から分かること 市來淨與 At研紹介 教授 １ 准教授１ 助教 ２ PD １ DC ２ MC ７ 忙しい系 杉山 教授 松原 准教授 解析 初期宇宙系 シミュレーション系(非線形) 正木(M) 須藤 M 横山 PD 黒柳 D 稲垣 M 高橋 助教 古川 M 白石 M 佐藤 M 市来 助教 林 D 竹内

第3節

Prolith 3.1 Post Exposure Bake PEB PC 1970 F.H.Dill [1-2] PC Aerial Image Image in Resist Latent Image before PEB Resist Profile Develop Time Contours Latent Image after PEB 1 NA PEB [3-4] NA Cr 2 3 (b)

1 ( ) Einstein, Robertson-Walker metric, R µν R 2 g µν + Λg µν = 8πG c 4 T µν, (1) ( ds 2 = c 2 dt 2 + a(t) 2 dr 2 ) + 1 Kr 2 r2 dω 2, (2) (ȧ ) 2 H 2

1 ( ) Einstein, Robertson-Walker metric, R µν R 2 g µν + Λg µν = 8πG c 4 T µν, (1) ( ds 2 = c 2 dt 2 + a(t) 2 dr 2 ) + 1 Kr 2 r2 dω 2, (2) (ȧ ) 2 H 2 = 8πG a 3c 2 ρ Kc2 a 2 + Λc2 3 (3), ä a = 4πG Λc2 (ρ

( ) Note Ω m = 1 Ω m : ( ) r-process α 1: 2 32T h(t 1/2 = y) 2 38U(t 1/2 = y) 2 35U(t 1/2 = 7.038

( ) Note 4 19 11 22 6 6.1 1 Ω m = 1 Ω m.3 6.1.1 : ( ) r-process α 1: 2 32T h(t 1/2 = 1.45 1 1 y) 2 38U(t 1/2 = 4.468 1 9 y) 2 35U(t 1/2 = 7.38 1 8 y) 2 44Pu(t 1/2 = 8.26 1 7 y) β / (J.A.Johnson and M.Bolte:

PowerPoint プレゼンテーション

斎藤貴之東京工業大学地球生命研究所 1 Contents 研究背景 ASURA: 並列 N 体 /SPHコード Density Independent SPH まとめ 2 3 内海洋輔(広島大学) NASA/JPL-Caltech/ESO/R. Hurt 4 Credit: S. Beckwith & the HUDF Working Group (STScI), HST, ESA, NASA 我々の宇宙

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

鉄鋼協会プレゼン

NN :~:, 8 Nov., Adaptive H Control for Linear Slider with Friction Compensation positioning mechanism moving table stand manipulator Point to Point Control [G] Continuous Path Control ground Fig. Positoining

inflation.key

2 2 G M 0 0-5 ϕ / M G 0 L SUGRA = 1 2 er + eg ij Dµ φ i Dµ φ j 1 2 eg2 D (a) D +ieg ij χ j σ µ Dµ χ i + eϵ µνρσ ψ µ σ ν Dρ ψ σ 1 4 ef (ab) R F (a) [ ] + i 2 e λ (a) σ µ Dµ λ (a) + λ (a) σ µ Dµ λ (a) 1

スライド 1

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

Microsoft PowerPoint - komaba ppt [互換モード]

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

X 線 CT による竹組織の観察 R060508Tani.pdf 1. 実験の目的と装置 竹組織は, 種々のサイズの組織が分布しており, 配向もあるので, 高分解能 CT の研究には好都合 な試料である. 種々のサイズの組織の分布があることは,X 線小角散乱の実験からも示唆されてい る. 竹の主たる

X 線 CT による竹組織の観察 R060508Tani.pdf 1. 実験の目的と装置 竹組織は, 種々のサイズの組織が分布しており, 配向もあるので, 高分解能 CT の研究には好都合 な試料である. 種々のサイズの組織の分布があることは,X 線小角散乱の実験からも示唆されてい る. 竹の主たる構成元素は C( 特に竹炭は C のみ ) で, 生体観察のファントムにもなる. 竹を構成する C に対する吸収コントラストを得るには,

Tornado Series selection SW TiCN HSS Co FAX VL PM

Metal Band Saw Blades Tornado Series selection SW TiCN HSS Co FAX VL PM Selection Chart Selection Chart Solids 3 Selection Teeth 4 note 1) Structurals, Tubing H section steels Light gauge steels Tube Products

GM-01A_usermanual

PPTVIEW

重力マイクロレンズ ( ダークマターと銀河構造 ) 銀河系ハロー 銀河系中心部 住貴宏 ( 名古屋大学 ) the MOA collaboration Gravitational Macro lensing Gravitational Macro lensing Gravitational Micro lensing μas M lens ~M 離隔 ~μarcsec 増光だけ見える Magnification

03337-010-001.PDF

本文／目次（裏白）

Microsoft PowerPoint - JEITA2016.ppt [互換モード]

SID5 5-: Influence of Pixel Density on Image Quality of Smartphone Displays Satoru Kubota*, Yuzo Hisatake**, Tetsuya Kawamura**, Masanori Takemoto*** Ergo Design Laboratory ~6 cycles per degree (6~ pixels

B-p タギング法を

B-p タギング法を用いた U(5S) 共鳴からの CP 非保存角 f 1 の測定 佐藤優太郎 山本均 and the Belle collaboration 東北大理 2011/09/16 JPS @ 弘前大学 16pSD-5 目次 1 イントロ KEKB / Belle U(5S) 共鳴 B-p タギング法 解析 手順 モード イベント選択 背景事象 フィット関数 結果 まとめ KEKB / Belle

Curvature perturbation from Ekpyrotic collapse with multiple fields

研究会 宇宙初期における時空と物質の進化 @ 東京大学 2007. 5. 29 Curvature perturbations from Ekpyrotic collapse with multiple fields 水野俊太郎 (RESCEU, 東大 ) with 小山和哉 ( ポーツマス大 ) David Wands ( ポーツマス大 ) arxiv:0704.1152 1.Introduction

endo.PDF

MAP 18 19 20 21 3 1173 MAP 22 700800 106 3000 23 24 59 1984 358 358 399 25 12 8 1996 3 39 24 20 10 1998 9,000 1,400 5,200 250 12 26 4 1996 156 1.3 1990 27 28 29 8 606 290 250 30 11 24 8 1779 31 22 42 9

2

メタルバンドソー

Metal Band Saw Blades Tornado Series selection TiCN HSS Co FAX FMX PM VL Selection Chart Selection Chart Solids Selection Teeth 3 note 1) Structurals, Tubing H section steels Light gauge steels Tube 4

10

z c j = N 1 N t= j1 [ ( z t z ) ( )] z t j z q 2 1 2 r j /N j=1 1/ N J Q = N(N 2) 1 N j j=1 r j 2 2 χ J B d z t = z t d (1 B) 2 z t = (z t z t 1 ) (z t 1 z t 2 ) (1 B s )z t = z t z t s _ARIMA CONSUME

Microsoft PowerPoint - 201409_秀英体の取組み素材（予稿集）.ppt

1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 No Image No Image 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 No Image No Image No Image No Image 24 No Image No Image No Image No Image 25 No Image No Image No Image No Image 26 27 28