NRO談話会 key
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- こうた あきます
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1 Probing the growth of IC5146 by filamentary accretion Yoshito SHIMAJIRI (CEA/Saclay)
2 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 material in Taurus B211/3 filament (Shimajiri et al. 2015c in prep.) Probing the growth of IC5146 by filamentary accretion (Shimajiri et al. 2015d in prep.) その他色々な取り組み ( 時間があれば ) 近傍星形成 系外銀河の観測
![この 2 年間のオリオンの観測研究 Shimajiri+2013 Extensive [CI] mapping toward the Orion-A GMC Shimajiri+2014 High](/docs-images/103/160906726/images/3-1.jpg "abundance ratio of 13 CO to C 18 O toward PDRs in the Orion-A GMC Shimajiri+2015a Catalog of dense")
3 この 2 年間のオリオンの観測研究 Shimajiri+2013 Extensive [CI] mapping toward the Orion-A GMC Shimajiri+2014 High abundance ratio of 13 CO to C 18 O toward PDRs in the Orion-A GMC Shimajiri+2015a Catalog of dense cores in the Orion-A GMC Shimajiri+2015b submitted Spectral-Line Survey at Millimeter and Submillimeter Wavelengths toward an Outflow-Shocked Region, OMC 2-FIR4 Shimajiri+13 Shimajiri+14 Shimajiri+15a Shimajiri+15b
4 誘発的星団形成 ( 島尻博士論文 ) 野辺山ミリ波干渉計, ASTE, 45m 鏡の観測から さまざまなスケールでの さまざまな外的要因による誘発的星団形成 どの外的要因がどの程度 GMC 内での星形成にどの程度寄与しているか? Shimajiri+08 Shimajiri+09 Shimajiri+11
5 誘発的星団形成
![Extensive [CI] mapping toward the Orion-A](/docs-images/103/160906726/images/6-0.jpg "GMC Hollenbach & Tielens 1997 [CI]")
6 Extensive [CI] mapping toward the Orion-A GMC Hollenbach & Tielens 1997 [CI] とCOの分布が一致 標準 PDRモデルでは説明できない Orion Aはクランピー構造を持つ (CI/COはPDR 同定には使えない ) CI+8µm+CO Shimajiri+2013
7 High abundance ratio of 13 CO to C 18 O toward PDRs in the Orion-A GMC X( 13 CO)/X(C 18 O)@PDR >3 X( 13 CO)/X(C 18 O)@solar system FUV selective dissociation of C 18 O X( 13 CO)/X(C 18 O) PDR Lin+2015 submitted? Shimajiri+2014
8 Catalog of dense cores in the Orion-A GMC 619 個の 1.1mm コアを同定 259 個の C 18 O コアを同定 8% の 1.1mm コアが YSO に付随 --> outflow source candidates 4 種類のコアの分類 Shimajiri+2015
9 Spectral-Line Survey at Millimeter and Submillimeter Wavelengths toward an Outflow-Shocked Region, OMC 2-FIR4 Trot Shimajiri+2015b submitted
10 もくじ Herschel Gould Belt Survey プロジェクト (PI. Philippe Andre) の結果概要 ( 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 material in Taurus B211/3 filament (Shimajiri et al. 2015c in prep.) Probing the growth of IC5146 by filamentary accretion (Shimajiri et al. 2015d in prep.)
11 Herschel Gould Belt Survey プロジェクト (PI. Philippe Andre) の結果概要 ( フィラメント形成シナリオ )
12 赤外線宇宙望遠鏡ハーシェル
13 Herschel Gould Belt Survey -filamentary structures-
14 0.1pc 幅のフィラメント 近傍星形成 (d<500pc) で 100 本以上のフィラメントが検出 0.1 pc のフィラメント幅 MHD 乱流によってフィラメントが形成されたことを示唆 (Padoan+2001)
15 フィラメント成長 速度分散が増加 subcritical supercritical 成長とともに Mline が成長? *Mline,crit=2cs 2 /G~16Msun/pc (T~10K) フィラメントを中心に red 成分が北側 blue 成分が南側 フィラメントへの周辺ガスの流入 Vred - Vblue = 2 km/s フィラメントの重力による 落下速度と一致
16 HGBS フィラメント形成シナリオ 1. 周辺環境の影響や星間乱流によってフィラメント形成 2. 周辺ガスの流入によりフィラメントが成長 ( 質量増加 ) 3. フィラメントが分裂し 内部で星形成 シナリオ確立には 3 つの問題点がある
17 フィラメント形成シナリオにおける問題点
![[ 問題点 1] 0.](/docs-images/103/160906726/images/18-0.jpg "1pc 幅のフィラメントは普遍的か?")
18 [ 問題点 1] 0.1pc 幅のフィラメントは普遍的か? フィラメント幅 0.03pc 0.1pc はユニバーサルでない 空間分解能不足のためと主張 フィラメント幅 0.4pc ハーシェルの結果と異なる フィラメント幅 0.1 pc 空間分解能 :0.01pc の taurus ですら 0.1pc 幅
![[ 問題点 2] ハーシェルフィラメント内部に複数のフィラメント?](/docs-images/103/160906726/images/19-0.jpg "フィラメント内部にサブ構造 C 18 O のみ B211/213")
19 [ 問題点 2] ハーシェルフィラメント内部に複数のフィラメント? フィラメント内部にサブ構造 C 18 O のみ B211/213 のみ
![[ 問題点 3]](/docs-images/103/160906726/images/20-0.jpg)
20 [ 問題点 3] フィラメント形成シナリオは普遍的か? Orion B() Aquila() Cygnus () Oph () LMC (, )
21 Probing the mass accretion by the surrounding material in Taurus B211/3 filament
22 Probing the mass accretion by the surrounding material in Taurus B211/3 filament 北側が red 南側が blue という形態学的証拠からシート状の周辺ガスがフィラメントに流れ込んでいる 運動学的証拠から このシナリオを confirm しよう!
23 vff B211/213 分子雲の形状 仮定 周辺ガスの密度が一様 12pc 13 CO の臨海密度 : cm N(H2) = cm 2 depth = N(H2) / ncritical 0.3pc 0.3 pc 12 pc シート状構造 vff R Rout θ
24 B211/213 分子雲の形状
25 ガス流入モデル IDL Filament MIRIAD velomodel IDL Inflowing gas KARMA θ R
26 vff vff インプットパラメーター (a) 1pc (b) (d) (g) line 3 (a) line 2 (e) (h) line 1 (b) (c) CO optical depth (i) (f) (c) (d) R Rout θ
27 MODEL vs Observation Angular offset (arcmin) (a) (b) (c) -40 line 1 Contours: CO Angular offset (arcmin) -40 line 2 Contours: CO Angular offset (arcmin) -40 line 3 Gray: Model Gray: Model Gray: Model Contours: CO Angular offset (arcmin) Velocity [km/s] -40 line 1 Contours: CO Angular offset (arcmin) -40 line Velocity [km/s] (d) (e) (f) Gray: Model Gray: Model Contours: CO Angular offset (arcmin) Velocity [km/s] -40 line 3 Contours: CO Gray: Model Velocity [km/s] Velocity [km/s] Velocity [km/s]
28 B211/213 Summary 周辺ガスの形状 : 周辺ガスはシート状の構造 観測 vs モデル : 周辺ガスの速度構造はフィラメントの重力によって流入しているガスの速度構造と一致 結果 : フィラメントが周辺ガスの流入による成長していることを運動学的に示した 新たな疑問 このガスの流入はフィラメント形成において重要か?! フィラメント成長にどの程度寄与しているのか?
29 Probing the growth of IC5146 by filamentary accretion
30 Probing the growth of IC5146 by filamentary accretion IC5146 においても B211/213 と同様に フィラメントに直行したサブフィラメントを検出 サブフィラメントの速度構造は重力によって流入していることを示唆 観測 モデル offset (arcmin) color: 13 CO(1-0) by 45m, cont: velocity (km/s) velocity (km/s)
31 Probing the growth of IC5146 by filamentary accretion dminflow/dt dminfall/dt
32 Probing the growth of IC5146 by filamentary accretion 低密度を捉えるトレーサー ex)hi, 12 CO, 13 CO, 高密度を捉えるトレーサー & 光学的に薄い ex)n2h +, H 13 CO +, H 13 CN,
33 Infall velocity and infall mass rate
34 期待される結果 dminflow/dt >= dminfall/dt dminflow/dt << dminfall/dt
35 Radiative transfer code: Lime input parameters サイズ ( 形状 ) 速度構造 距離傾き 分解能密度温度存在量 etc Comparison between Model and Obs Perreto
36 フィラメント形成の観測研究に要求されるスペック offset (arcmin) !! velocity (km/s)
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
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)
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 )
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
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)
untitled
1 2 1 1 2 3 1 2 1 2 4 0,76 4 5 0,1 1970 1974 1993 6 7 8 9 4 1920 10 1960 1971 ( ) IC 11 1980 1990 1992 1987 0,269 1996 0,023 2001 2002 1996 1996 1 98 27 70 1 3 7 12 2003 63 2 13 3 5 1 13 5 14 2 14 2 14
スライド 1
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
Microsoft PowerPoint - DobashiKazuhito.ppt
2006 年木曽シンポジウム 木曽可視広視野カメラを用いた暗黒星雲のマルチバンド観測 ー減光量と散乱光と分子輝線ー 土橋一仁 ( 東京学芸大学 ) 内容 [1] 木曽広視野カメラは暗黒星雲の研究に適している! [2] DSS に基づく暗黒星雲アトラス [3] 木曽シュミット鏡を用いたこれまでの研究 (@ 学芸大学 ) [4] 電波望遠鏡等とのタイアップ ( ガスとダストのマルチバンド観測 ) 木曽広視野カメラは暗黒星雲の研究に適している!
( ) ( ) 20 11 11-13 15 20 21 ( ) 114cm 100cm 85cm () () 11 18 19 19-25 26 ( 1 ) 1 2 10 ( ) () 11 16 19 21 24-13 20 3 20 ( ) ( ) 14 15 19 20 23 29 13 20 4/15 600 400 5 7 1 8 5 7 20 3 1999 1000 100 86
0.45m1.00m 1.00m 1.00m 0.33m 0.33m 0.33m 0.45m 1.00m 2
24 11 10 24 12 10 30 1 0.45m1.00m 1.00m 1.00m 0.33m 0.33m 0.33m 0.45m 1.00m 2 23% 29% 71% 67% 6% 4% n=1525 n=1137 6% +6% -4% -2% 21% 30% 5% 35% 6% 6% 11% 40% 37% 36 172 166 371 213 226 177 54 382 704 216
10 117 5 1 121841 4 15 12 7 27 12 6 31856 8 21 1983-2 - 321899 12 21656 2 45 9 2 131816 4 91812 11 20 1887 461971 11 3 2 161703 11 13 98 3 16201700-3 - 2 35 6 7 8 9 12 13 12 481973 12 2 571982 161703 11
Microsoft Word - 惑星科学フロンティアセミナー2012ノート_修正版.docx
i 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 vsini 12 13 14 15 16 17 18 [分子雲のフィラメント構造] 分子雲内には フィラメント ひも 状の構造が見えている Ph. André et al.: The Herschel Gould Belt Survey 上図は Aquilla と Polaris という別の領域の画像 分子雲内にまずフィラメント状の構造がうまれ そのフィラメントがぶちぶちと切れて星形成へ
観測量と物理量の関係.pptx
(I! F! ( (! "! (#, $ #, $!! di! d"! =!I! + B! (T ex T ex : "! n 2 / g 2 = exp(! h! n 1 / g 1 kt ex " I! ("! = I! (0e "! +! e ("! " #! B! [T ex ("! ]d " d! " = # " ds = h" 4$ %("(n dsb h" 1 12 [1! exp(!
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
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
, 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
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)
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
PC LC8 TLSXB92JC (%) 5 15 25 3 35 (h) : D-SUB : RS-232C WORLD-WIDE OPERATION 142 227 311 142 227 311 (%) 9 7 5 3 1 : LC8 : A14-5-11 5 mm1 m 1 3 5 (%) 142 227 311 142 227 311 TLSXB143JB 7 9 mm TLSXB144JB
系外惑星大気
transiting planet http://hubblesite.org/newscenter/archive/2001/38/ 2004 6 17 HDS 2 3 (Mayor & Queloz 1995) 4.2 4 (Charbonneau et al. 2000, Henry et al. 2000) HST HST Brown et al. (2001) 5 6 Radial velocity
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
【知事入れ版】270804_鳥取県人口ビジョン素案
7 6 5 4 3 2 1 65 1564 14 192 193 194 195 196 197 198 199 2 21 22 23 24 1.65 1,4 1.6 1,2 1.55 1, 1.45 6 1.5 8 1.4 4 1.35 1.3 2 27 28 29 21 211 212 213 214 6 5 4 3 2 1 213 218 223 228 233 238 243 248 253
12-7 12-7 12-7 12-7 12-8 12-10 12-10 12-10 12-11 12-12 12-12 12-14 12-15 12-17 12-18 10 12-19 12-20 12-20 12-21 12-22 12-22 12-23 12-25 12-26 12-26 12-29 12-30 12-30 12-31 12-33 12-34 12-3 12-35 12-36
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
太陽系外惑星探査
http://hubblesite.org/newscenter/archive/2001/38/ Terra MODIS http://modarch.gsfc.nasa.gov/ http://www.nasa.gov/home/index.html / 2 Are we alone? Origins Where are they? (Fermi 1950) 3 4 0.5 arcsec 10pc
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)
Spacecraft Propulsion Using Solar Energy Spacecraft with Magnetic Field Light from the Sun Solar Wind Thrust Mirror Solar Sail Thrust production by li
2004.3.28 物理学会シンポジウム 磁気プラズマセイル の可能性と 深宇宙探査への挑戦 宇宙航空研究開発機構 船木一幸 Spacecraft Propulsion Using Solar Energy Spacecraft with Magnetic Field Light from the Sun Solar Wind Thrust Mirror Solar Sail Thrust production
56cm 1 15 1960 2 8 2 2 1 2008 1992 2 1992 2 3562mm 3773mm 2 1980 1991 2008 2007 2003 5 2 3 2003 2005 2008 2010 2005 2008 2012 2010 2012 4 7 4 5 2 1975 1994 8 2008 NPO 2 2010 3 2013 2016 3 2008 2009 14
PowerPoint プレゼンテーション
0 1 2 3 4 5 6 1964 1978 7 0.0015+0.013 8 1 π 2 2 2 1 2 2 ( r 1 + r3 ) + π ( r2 + r3 ) 2 = +1,2100 9 10 11 1.9m 3 0.64m 3 12 13 14 15 16 17 () 0.095% 0.019% 1.29% (0.348%) 0.024% 0.0048% 0.32% (0.0864%)
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
スライド 1
TMT/ 可視高分散分光器等による 系外地球型惑星の大気吸収探索 国立天文台 太陽系外惑星探査プロジェクト室 成田憲保 背景 目次 系外惑星の大気吸収探索の方法論 ホットジュピターに対する先行研究 トランジットサーベイの現状 TMT で可能になるサイエンス ターゲットとなる吸収線と達成可能な精度 検討結果と好ましい観測ターゲットについて 補足 (cf. CoRoT-7b の場合 ) (cf. 月食を用いた地球大気吸収の模擬観測
塗装深み感の要因解析
17 Analysis of Factors for Paint Depth Feeling Takashi Wada, Mikiko Kawasumi, Taka-aki Suzuki ( ) ( ) ( ) The appearance and quality of objects are controlled by paint coatings on the surfaces of the objects.
X u
X u1079037 14 4 1 X X X X X SNR X X ChandraX 0.3-10.0 kev 1 1 X 3 X 1 3 2 X 5 2.1 X... 5 2.1.1 Powerlaw... 5 2.1.2 BlackBody( )... 5 2.1.3 Disk-BlackBody... 6 2.1.4... 8 2.2 X... 9 2.2.1 HMXB:High-Mass
32
32 33 34 35 36 37 38 39 40 41 42 43 44 45 46 47 48 49 1 153 PI PI IC 50 51 40 15 42 40m 40 16 15 42 42 60km/ 80km/ CO2 NO NO2 20km/h km/h CO2 NO 52 9 NO2 PI 212 PI PI 3 53 1 153 PI PI IC 54 55 20 2020
Microsoft Word - 01Ł\”ƒ.doc
226821,416* 13,226 22 62,640 46,289 13,226 28.6 * 8,030 4,788 408 13,226 2,249 2,868 55 5,173 2,153 716 93 2,962 3,628 1,204 260 5,092 173 10 361 25.5% 40 220 112 50.9% 4,922 804 16.3% 3040 141 54 38.3%
FdData社会地理
[ [ 1(3 ) [ 2(3 ) A C [ [ [ 3(2 ) (1) X Y Z (2) X Y Z 3,000m [ 4(3 ) [ [ [ 5(2 ) ( ) 1 [ [ 6( ) (1) A (2) (1) B [ 7(3 ) (1) A (2) A (3) A 2 [ 8(2 ) [ 9(3 ) 2 [ 10(2 ) A H [ [ 11( ) A H 3 3 [ 12(2 ) [ (
消防力適正配置調査報告
8 5 5 20 11 22 4 25 1.1 1 1.2 1 1.3 2 2.1 6 2.2 6 2.3 8 2.4 8 2.5 9 3.1 10 3.2 10 3.3 13 4.1 15 4.2 17 4.3 19 4.4 21 4.5 23 (1) - 1 - (2) (1) ()1 ( ) 8 1 1 143 116 (2) 1-2 - 26 24 19 24 6 21 24 4 19 24
Donald Carl J. Choi, β ( )
:: α β γ 200612296 20 10 17 1 3 2 α 3 2.1................................... 3 2.2................................... 4 2.3....................................... 6 2.4.......................................
06佐々木雅哉_4C.indd
3 2 3 2 4 5 56 57 3 2013 9 2012 16 19 62.2 17 2013 7 170 77 170 131 58 9 10 59 3 2 10 15 F 12 12 48 60 1 3 1 4 7 61 3 7 1 62 T C C T C C1 2 3 T C 1 C 1 T C C C T T C T C C 63 3 T 4 T C C T C C CN T C C
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
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
Optical Lenses CCD Camera Laser Sheet Wind Turbine with med Diffuser Pitot Tube PC Fig.1 Experimental facility. Transparent Diffuser Double Pulsed Nd:
*1 *2 *3 PIV Measurement of Field of the Wind Turbine with a med Diffuser Kazuhiko TOSHIMITSU *4, Koutarou NISHIKAWA and Yuji OHYA *4 Department of Mechanical Engineering, Matsue National Collage of Technology,
JA2008
A1 1 10 vs 3 2 1 3 2 0 3 2 10 2 0 0 2 1 0 3 A2 3 11 vs 0 4 4 0 0 0 0 0 3 6 0 1 4 x 11 A3 5 4 vs 5 6 5 1 0 0 3 0 4 6 0 0 1 0 4 5 A4 7 11 vs 2 8 8 2 0 0 0 0 2 7 2 7 0 2 x 11 A5 9 5 vs 3 10 9 4 0 1 0 0 5
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)
高軌道傾斜角を持つメインベルト 小惑星の可視光分光観測
高軌道傾斜角を持つメインベルト小惑星の可視光分光観測 天文 天体物理夏の学校 @ 福井神戸大学 M2 岩井彩 背景 小惑星岩石質の太陽系小天体であり 彗星活動を行わない 分類軌道長半径による空間分布可視光波長域のスペクトル形状 ( 大きく 5 種類 ) 空間分布による分類 メインベルト ( 小惑星帯 ) 太陽から 2.1-3.3AU 離れた環状の領域軌道が確定した小惑星の約 9 割が存在 トロヤ群木星のラグランジュ点
ブック 1.indb
20 29 29 18 21 29 10 30 31 10 11 12 30 13 10 30 14 11 30 15 12 16 13 17 14 18 15 19 16 20 17 21 18 10 20 29 82 83 84 85 86 87 88 20 10 89 20 12 11 90 20 13 12 91 20 14 13 92 20 14 14 93 15 15 94 15 16
スライド 1
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
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
Microsoft PowerPoint - 混相流学会2011_髙木.ppt
液体 CO の充填層内流動挙動に 及ぼすハイドレート生成の影響 高木雄司 研究背景 温暖化対策 CO の発生抑制 ( 省エネルギー, 高効率化 etc.) 発生した CO の隔離 ( 地中隔離, 海洋隔離 etc.) -CO の海洋海洋隔離隔離までの流れ - CO 排出源液化 回収隔離 CO ハイドレート生成条件温度 :1 以下圧力 :4.5 Ma 以上 Hyrate cluster H O Molecule
1611 原著 論文受付 2009 年 6 月 2 日 論文受理 2009 年 9 月 18 日 Code No. 733 ピクセル開口率の向上による医用画像表示用カラー液晶モニタの物理特性の変化 澤田道人 石川晃則 1) 松永沙代子 1) 1) 石川陽子 有限会社ムツダ商会 1) 安城更生病院放射
1611 原著 論文受付 2009 年 6 月 2 日 論文受理 2009 年 9 月 18 日 Code No. 733 ピクセル開口率の向上による医用画像表示用カラー液晶モニタの物理特性の変化 澤田道人 石川晃則 1) 松永沙代子 1) 1) 石川陽子 有限会社ムツダ商会 1) 安城更生病院放射線技術科 緒言 3D PET/CT Fusion 1 liquid crystal display:
2014-11.key
2014-11 1 2 3 4 5 7 8 9 10 11 12 PC 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31 32 33 34 35 36 37 38 39 40 41 42 43 45 46 48 49 50 51 52 53 54 55 56 57 58 59 60 61 62 63 64 65 66 67 68
「東京こどもネット・ケータイヘルプデスク（こたエール）」平成22年度相談実績の概要
734, 35% 62, 11% 84, 16% 530, 26% 235, 11% PC) 396, 73% 579, 28% ) (21 ) 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 200 150 100 22 182 200 150 100 22 50 54 PC 49 52 PC 50 41 14 17 1 1 4 16 3 6 14 180 250 200 150 235
6 30 2005 10 1 65 2,682 00 21.9 481 1 2,776 21.0 15 1,740 00 5.8 107 13.6 40 2025 24.2-0 - -1 - -2 - -3 - -4 - -5 - -6 - -7 - -8- -9 - - 10 - -11 - - 12 - - 13-10 11 59 4 59 3 10 17 - 14 - - 15 - - 16
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超巨大ブラックホールを取り巻くドーナツ構造の正体を暴く 1/7 概要 国立天文台の泉拓磨氏 鹿児島大学の和田桂一氏を中心とする研究チームは アルマ望遠鏡を使ってコンパス座銀河の中心に位置する超巨大ブラックホールを観測し その周囲のガスの分布と動きをこれまでになく詳細に明らかにすることに成功しました 活動的な超巨大ブラックホールの周囲にはガスや塵のドーナツ状構造が存在すると考えられてきましたが その成因は長年の謎でした
LT 低コスト、シャットダウン機能付き デュアルおよびトリプル300MHz 電流帰還アンプ
µ µ LT1398/LT1399 V IN A R G 00Ω CHANNEL A SELECT EN A R F 3Ω B C 97.6Ω CABLE V IN B R G 00Ω EN B R F 3Ω 97.6Ω V OUT OUTPUT (00mV/DIV) EN C V IN C 97.6Ω R G 00Ω R F 3Ω 1399 TA01 R F = R G = 30Ω f = 30MHz
mt_4.dvi
( ) 2006 1 PI 1 1 1.1................................. 1 1.2................................... 1 2 2 2.1...................................... 2 2.1.1.......................... 2 2.1.2..............................
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2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 ON OFF 12 13 1 2 1. 2. 3. 3 4 5 14 6 7 8 9 10 11 1. 2. 3. 15 12 ON 13 14 15 16 16 1. 2. 1. 2. 3. 17 18 17 1. 2. 19 20 18 1. 2. 3. 4. 5. 6. 7. 19 1 2 3 4 5 6 20 7 8 9 10 11 12 1. 2.
Kerr 時空における球対称流に対するコリメーション効果 ( CQG, 26, , 2009 ) 髙見健太郎 ( 広島大学 / Albert-Einstein-Institute) 共同研究者 : 小嶌康史 ( 広島大学 ) 2009 年 10 月 01 日駒場宇宙コロキウム
Kerr 時空における球対称流に対するコリメーション効果 ( CQG, 26, 085013, 2009 ) 髙見健太郎 ( 広島大学 / Albert-Einstein-Institute) 共同研究者 : 小嶌康史 ( 広島大学 ) 2009 年 10 月 01 日駒場宇宙コロキウム 目 次 導入 Kerr 時空と測地線方程式 粒子のコリメーション条件 粒子流に対するコリメーション効果 まとめ
21 Daya Bay θ 13 Lawrence Berkeley National Laboratory Brookhaven National Laboratory 2012 ( 24 ) Daya Bay 2011
21 Daya Bay θ 13 Lawrence Berkeley National Laboratory YNakajima@lbl.gov Brookhaven National Laboratory thide@bnl.gov 2012 ( 24 ) 5 16 1 Daya Bay 2011 12,, θ 13, 55 2012 3 sin 2 2θ 13 Daya Bay sin 2 2θ
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
７－３ 2004年新潟県中越地震
04 Mid Niigata earthquake Earthquake Research Institute, University of Tokyo. 04 23 17 6 M6.8 7 18 12 M6.018 34 M6. 6 27 40 M6.1 11 8 11 1 M.9 30km M6 1 14 1) 2 RMS P 0.17 0.074 S 0.476 0.166 900 P 3 S
人芯経営論 ･･･リーダーシップ考②
2009/12/15 2009/11/17 2009/11/16 2009/10/19 2009/10/15 2009/10/1 2009/9/17 2009/9/1 2009/8/17 2009/8/17 2009/8/14 2009/8/12 2009/7/28 2009/7/17 2009/7/15 2009/6/24 2009/6/18 2009/6/15 2009/5/20 2009/5/15
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
2 7 ( ) µ
3 57 210 57 JR 57325 132 28 IC JCT 28 4.1.1 4.1.1 4.1.2 4.1.2 4.1.1 11 35) 4.1.3 4.1.4 4.1.5 77 4.1.1 4.1.2 4.1.3 4.1.2 11 4.1.4 4.1.5 78 298 299 298 325 298 57 299 471 650 299 298 325 400m 640m 4.1.3
１章
... 1... 1... 1... 2... 2... 3... 3... 6... 10... 14... 18... 19... 20... 23... 29... 29... 33... 40... 47... 48... 48... 54... 54... 59... 61 ... 63... 65... 65... 66... 66... 69... 71... 107 1 2 3 //
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
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
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1 2005 2 2005 2 62 1 1 2005 2005 2005 2005 2005 1 21121504 2011 8 2010 8 17 19 2005 3 2 2005 3 4 2 2 4 62 1 1 F 2.1 F 2.2 2005 5 2.1 2.1 establishment 3 2 2 2 1 A AB A A AK AK 4 A A 3 1966 pp. 156 160
ｎｓｇ０２－１３／ｋｙ０４５０５９３０１６０００３３２１０
φ φ φ φ κ κ α α μ μ α α μ χ et al Neurosci. Res. Trpv J Physiol μ μ α α α β in vivo β β β β β β β β in vitro β γ μ δ μδ δ δ α θ α θ α In Biomechanics at Micro- and Nanoscale Levels, Volume I W W v W
実験題吊 「加速度センサーを作ってみよう《
加速度センサーを作ってみよう 茨城工業高等専門学校専攻科 山越好太 1. 加速度センサー? 最近話題のセンサーに 加速度センサー というものがあります これは文字通り 加速度 を測るセンサーで 主に動きの検出に使われたり 地球から受ける重力加速度を測定することで傾きを測ることなどにも使われています 最近ではゲーム機をはじめ携帯電話などにも搭載されるようになってきています 2. 加速度センサーの仕組み加速度センサーにも様々な種類があります
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
