<4D F736F F F696E74202D2096BC8CC389AE91E58A7783B68CA E F CA48B8689EF82588C8E825093FA94AD955C>
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- まさとし いのら
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1 銀河の紫外線波長領域における 減光則の検証 名古屋大学 Ω 研池山輝 (M2) 1.Introduction to IR excess (IRX)- relation 2.IRX- 関係のサンプルによる違い 3.IRX- 関係の検証 4.Conclusion 参考論文 : Meurer et al. (1999) Kong et al. (2004) Buat et al. (2005) Gil de Paz et al. (2007)
2 Introduction to IRX-ββ relation 横軸 - 銀河の紫外線スペクトルの傾き ( ) 縦軸 - 赤外超過 (IR excess) 対紫外線 (Ultra violet) フラックス比 (IRX) に取った平面上でデータが従う関係 Meurer et al. (1999) 経験的減光則 (IRX-β relation) 1600 ) IR R exces ss (IRX) log g(f FIR /F 1 : 銀河サンプル 減光等級 A 1600 [mag]
3 UV spectral slope β フラッククス 紫外線 (1200Å λ 2600Å) (Calzetti et al. 1994) 波長
4 UVspectral slope β フラッククス 傾き βの直線で近似 紫外線 (1200Å λ 2600Å) (Calzetti et al. 1994) 波長
5 UVspectral slope β フラッククス 減光強 β 増 紫外線 (1200Å λ 2600Å) (Calzetti et al. 1994) 波長
6 UV absorption and reradiation in the far infrared 減光 = 吸収 + 散乱遠赤外線で再放射 OBstar O,B UV(intrinsic) ダスト UV (observated) FIR(far infrared) ( ダストの再放射 ) UV (observated) UV (observated), FIR(far infrared) IR excess (IRX) log(f FIR /F FUV )
7 UV absorption and reradiation in the far infrared 減光 = 吸収 + 散乱遠赤外線で再放射 OBstar O,B UV(intrinsic) ダスト UV (observated) FIR(far infrared) ( ダストの再放射 ) ダストによる減光強増 log(f /F ) FIR FUV
8 IRX- relation(meurer relation) RX) 600 ) IR ex xcess (I log( (F FIR /F 16 Meurer relation 選ばれた銀河サンプル : 57 個のlocal starburst galaxies 減光等級 A 1600 [mag] : 銀河サンプル (Meurer et al. 1999)
9 IRX- relation(meurer relation) RX) 600 ) IR ex xcess (I log( (F FIR /F 16 : 銀河サンプル 減光等級 A 1600 [mag] (Meurer et al. 1999)
10 IRX- 関係から外れる銀河 nonstarburst 銀河 SFRの時間変化(star formation history の違い ) 銀河のエネルギースペクトルが赤化 (Buatetal.2005) に相当
11 IRX- 関係から外れる銀河 Ultra luminous infrared galaxy と類似する傾向 ULIRG : ダストが非常に豊富で 赤外線に非常に大きな光度を持つ (Buatetal.2005) に相当
12 同サンプルについて IRX- 関係を検証 Meurer relation Meurer et al. 1999と同じサンプルについてGALEX で測光を行い GALEX の測光値をIRX 面上にプロット.
13 同サンプルについて IRX- 関係を検証 Meurer et al. 1999と同じサンプルについてGALEX で測光を行い GALEX の測光値をIRX 面上にプロット. GALEX のプロットに関するフィッティング曲線
14 Gil de Paz et al.2007 との比較 Gil de Paz et al.2007 (GALEXを測光) と Meurer et al.1999 で重なっているサンプルについて 面上にプロット
15 Gil de Paz et al.2007 との比較 横軸は を固定して,log(F FIR /F FUV ) の値 ( 縦軸 ) の変化に注目
16 同サンプルについて IRX- 関係を検証 横軸は を固定して,log(F FIR /F FUV ) の値 ( 縦軸 ) の変化に注目
17 GALEX の測光範囲を変化 測光範囲を変化させ IRX- 面上にプロット中心からの長半径がそれぞれ 20,30,40,total GALEX の測光範囲を広げるにつれて IUE のプロットから下にずれる
18 IRX( 縦軸 ) 値の半径方向の変化 測光する範囲を広げると log(ffir/ffuv) の値が log(ffir/ff1600) / ) の値に比べて減少 IUE aperture sizeと GALEXの測光範囲が等しい点 狭 GALEX の測光範囲広
19 Conclusion Meurer のサンプルと 他の選択基準で選ばれた銀河サンプルではIRX-β 関係から大きく外れるものがある star formation history の違い Meurer et al.1999と同じサンプルについてgalexの測光値を用いてirx-β 面上にプロットすると Meurer relationから下にずれる Meurer relation は IUE(International Ultraviolet l Explore) のaperture effectの可能性がある (IUE は視野が狭く銀河の中心部しか見ていない )
20 calibration- IUE と GALEX から求めた の比較 :mean flux densities through GALEX NUV,FUV band filters
21 :mean flux densities through GALEX NUV,FUV band filters
22 calibrtion- IUE と GALEX から求めた の比較
23 物理モデル 非電離光子 F UV(observated) F UV,0 F FIR O,B 型星 電離光子 F ion 電離 H F Ly α ダストに吸収されるエネルギー =ダストが全波長で放射するエネルギー H + e H 再結合 Ly H H
24 calibrtion- IUE と GALEX から求めた の比較 FUV NUV IUEのUV spectral slope に GALEX filter response functions (NUV,FUV) を仮想的にかけ, を求める
25 calibrtion- IUE と GALEX から求めた の比較 (Kong et al.2004)
26 IRX- 関係から外れる銀河 A 1600 = (IRX) F 1600 ) excess og(f FIR /F IRlo Meurer relation : 銀河サンプル A 1600 [mag] Meurer et al.1999 と違う基準で選ばれた銀河サンプルでは IRX- 関係から大きく外れる例が挙げられている (Siana et al. 2009)
1 911 9001030 9:00 A B C D E F G H I J K L M 1A0900 1B0900 1C0900 1D0900 1E0900 1F0900 1G0900 1H0900 1I0900 1J0900 1K0900 1L0900 1M0900 9:15 1A0915 1B0915 1C0915 1D0915 1E0915 1F0915 1G0915 1H0915 1I0915
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
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大阪市立科学館アフタヌーンレクチャー第 9 シリーズ 宇宙の元素元素を測る 2007.10.3 10.17 17 10.31 11.14 14 担当 : 加藤賢一 第 1 回さまざまな天体とその構成元素 1. いろいろな天体 太陽系 銀河系 銀河 宇宙 2. 原子の世界 原子とその構造 元素 原子スペクトル 3. 恒星のスペクトル 恒星の構造 恒星大気とスペクトル 恒星のスペクトル分類 大阪市立科学館アフタヌーンレクチャー第
天文データ解析概論
天文データ解析概論 ~ もし天 2012 に向けて ~ by 2011 年度観測班 : チーム 48 2 0 天体観測序論 天文における天体観測とは ( イメージ ) きれいな天体に望遠鏡を向けて覗き込んで見てる : 間違ったイメージ! 天文における天体観測とは ( 現実 ) 目 ではなく カメラ 目のデメリット 1 一瞬の画像しか見れない ( 光を貯められない ) 2 見れる波長域 ( 色 ) が限られてるカメラのメリット
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
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Sgr A* の赤外線観測 西山正吾 ( 京都大学 ) NIR obserbvations of the Galactic center 2/46 NIR obserbvations of the Galactic center 3/46 NIR obserbvations of the Galactic center 4/46 Dereddened flux density [mjy] 40 20
ＬＥＤの光度調整について
光測定と単位について 目次 1. 概要 2. 色とは 3. 放射量と測光量 4. 放射束 5. 視感度 6. 放射束と光束の関係 7. 光度と立体角 8. 照度 9. 照度と光束の関係 10. 各単位の関係 11. まとめ 1/6 1. 概要 LED の性質を表すには 光の強さ 明るさ等が重要となり これらはその LED をどのようなアプリケーションに使用するかを決定するために必須のものになることが殆どです
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
Ando_JournalClub_160708
Independent discoveries of a tidally disrupting dwarf galaxy around NGC 253! A Tidally Disrupting Dwarf Galaxy in the Halo of NGC 253 Toloba, E. et al. 2016, ApJL, 816, L5 (hereafter T16, accepted 2015.12.07)
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11 Application Note 光測定と単位について 1. 概要 LED の性質を表すには 光の強さ 明るさ等が重要となり これらはその LED をどのようなアプリケーションに使用するかを決定するために必須のものになることが殆どです しかし 測定の方法は多種存在し 何をどのような測定器で測定するかにより 測定結果が異なってきます 本書では光測定とその単位について説明していきます 2. 色とは
_0212_68<5A66><4EBA><79D1>_<6821><4E86><FF08><30C8><30F3><30DC><306A><3057><FF09>.pdf
(ASIAA)
2016.11.07 (ASIAA) Dogs.. Introduction Dust Obscured Galaxies IR-bright DOGs Introduction Dust Obscured Galaxies i - [22] > 7.0 (AB mag) (Toba, Nagao et al. 2015) This study IR-bright DOGs HSC+WISE (Final
木曽シンポジウム2008
木曽シュミットシンポジウム 28 輝線撮像観測による M8 M の HII 領域の研究 柏木雄太 ( 東京学芸大学大学院教育学研究科理科教育専攻 ) 西浦慎悟 ( 東京学芸大学自然科学系宇宙地球科学分野 ). はじめに系外銀河の HII 領域の物理的性質を調べるためには, スペクトルを得る必要がある. そのためには, スリット分光観測が一般的である. しかし, 通常のスリット分光観測では 一度に 個もしくは数個の
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銀河系内のダストによる減光について 研究者名 : 済藤祐理子 担当教諭 : 湯川歩. 研究目的昨年 東京大学木曽観測所で行われた銀河学校 2005に参加し 銀河系で アームと呼ばれる銀径 223 方向 ( 図 ) の G 型星 ( 太陽型の星 ) を選び出し その密度を求めた しかし その時距離にかかわらず密度が一定になると推測していたが 実際は距離が遠くなるにつれて密度が減少している事が分かった
天体物理特論
高エネルギー宇宙ニュートリノ : 突発天体起源の可能性について 浅野勝晃 ( 東工大 ) IceCube による PeV ニュートリノ検出 2 イベント 7.8x10 5-5.6x10 6 GeV 8.9x10 5-8.5x10 6 GeV 当初は最高エネルギー宇宙線起源の 10 18 ev(eev) 程度のニュートリノ検出が期待されていた 予想を裏切って 10 15 ev(pev) のニュートリノが最初に検出された!
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)
( )
) ( ( ) 3 15m t / 1.9 3 m t / 0.64 3 m ( ) ( ) 3 15m 3 1.9m / t 0.64m 3 / t ) ( β1 β 2 β 3 y ( ) = αx1 X 2 X 3 ( ) ) ( ( ) 3 15m t / 1.9 3 m 3 90m t / 0.64 3 m ( ) : r : ) 30 ( 10 0.0164
橡ファミリー企業の分析020806
2002 8 6 1 700 OB 2000 700 ( 40 ) 82 5 613 2 700 5,000 2 1,000 700 3 87 4,542 2,533 (82 5 ) 700 OB 405 ( ) 2,500 ( ) (660 40 ) 4 82 5 700 82 5 613 5 30 30 30 30 6 (2001 ) ( ) 1,174 1,023 113 1,136 100
4 5 Y40 706050 70 14 29 C 8 A 2 M 5 E 11 W D 2 60 24 40 C 8 A 3 M 14 E 7 W 3 D 4 Y 50 34 99 C 16 A 15 M 17 E 17 W 12 D 12 Y 6 K 4 11 3 14 21 3 23 22 20 12 17 10 5 15 5 21 3 42 11 8 OB 62 42 104 261
r
73 29 2008 200 4 416 2008 20 042 0932 10 1977 200 1 2 3 4 5 7 8 9 11 12 14 15 16 17 18 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31 32 33 34 35 36 37 38 39 40 41 42 43 44 45 46 47 48 49 50 51 200r 11 1 1 1 1 700200 200
No. 1261 2003. 4. 9 14 14 14 14 15 30 21 19 150 35 464 37 38 40 20 970 90 80 90 181130 a 151731 48 11 151731 42 44 47 63 12 a 151731 47 10 11 16 2001 11000 11 2002 10 151731 46 5810 2795195261998 151731
301-A2.pdf
301 21 1 (1),, (3), (4) 2 (1),, (3), (4), (5), (6), 3,?,?,??,?? 4 (1)!?, , 6 5 2 5 6 1205 22 1 (1) 60 (3) (4) (5) 2 (1) (3) (4) 3 (1) (3) (4) (5) (6) 4 (1) 5 (1) 6 331 331 7 A B A B A B A 23 1 2 (1) (3)
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.
学部3年実習
D: 連続吸収係数 007 年 10 月 9 日 単位名学部 : 天体輻射論 I 大学院 : 恒星物理学特論 IV 教官名 中田好一 授業の最後に出す問題に対し レポートを提出 成績は レポート + 出欠 でつける 授業の内容は下の HP に掲載される http://www.ioa.s.u-tokyo.ac.jp/kisohp/staff/nakada/intro-j.html 授業タイトル A:
土壌環境行政の最新動向（環境省 水・大気環境局土壌環境課）
201022 1 18801970 19101970 19201960 1970-2 1975 1980 1986 1991 1994 3 1999 20022009 4 5 () () () () ( ( ) () 6 7 Ex Ex Ex 8 25 9 10 11 16619 123 12 13 14 5 18() 15 187 1811 16 17 3,000 2241 18 19 ( 50
syuryoku
248 24622 24 P.5 EX P.212 2 P271 5. P.534 P.690 P.690 P.690 P.690 P.691 P.691 P.691 P.702 P.702 P.702 P.702 1S 30% 3 1S 3% 1S 30% 3 1S 3% P.702 P.702 P.702 P.702 45 60 P.702 P.702 P.704 H17.12.22 H22.4.1
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
Microsoft PowerPoint - Abe.ppt
日本の小惑星探査候補天体の地上観測 安部正真西原説子北里宏平猿楽祐樹長谷川直 観測の目的 探査対象となりうる Itokawa より始原的な小惑星を探す (2543) Itokawa 小惑星探査機 HAYABUSA 次期小惑星探査計画では 始原的タイプの小惑星での サンプルリターンを目指す 今まで探査機が訪れた小惑星 小惑星のタイプ スペクトルタイプ 表面組成を反映している 小惑星は隕石の故郷と考えられる
組F （共済7・8月）
640 176695689 510 131697751 242 66969153 59 15264572 112 31051350 24 6079837 06 1678707 290 74865820 117 30148693 276394899 258056673 18338226 495 229896904 58 29048805 485 225362769 434 217305030 20 9420237
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/
(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)...........................
1 α X (path) α I = [0, 1] X α(0) = α(1) = p α p (base point) loop α(1) = β(0) X α, β α β : I X (α β)(s) = ( )α β { α(2s) (0 s 1 2 ) β(2s 1) ( 1 2 s 1)
![1 α X (path) α I = [0, 1] X α(0) = α(1) = p α p (base point) loop α(1) = β(0) X α, β α β : I X (α β)(s) = ( )α β { α(2s) (0 s 1 2 ) β(2s 1) ( 1 2 s 1)](/thumbs/94/118328149.jpg "1 α X (path) α I = [0, 1] X α(0) = α(1) = p α p (base point) loop α(1) = β(0) X α, β α β : I X (α β)(s) = ( )α β { α(2s) (0 s 1 2 ) β(2s 1) ( 1 2 s 1)")
1 α X (path) α I = [0, 1] X α(0) = α(1) = p α p (base point) loop α(1) = β(0) X α, β α β : I X (α β)(s) = ( )α β { α(2s) (0 s 1 2 ) β(2s 1) ( 1 2 s 1) X α α 1 : I X α 1 (s) = α(1 s) ( )α 1 1.1 X p X Ω(p)
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Flux 較正と位置較正 西山正吾 2/28 自己紹介 南アフリカ天文台赤外線望遠鏡 IRSF/SIRIUS (JHKs 撮像 偏光 ) 3/28 標準測光システム すべての装置には 固有の測光システムがある 大気の吸収 望遠鏡 フィルター 検出器 etc. すべて装置 サイトごとに異なる 大気の吸収 観測日ごとに異なる 観測者ごとに固有の測光システム? 自分と他人の観測結果をどう比較するか 標準測光システム
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
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
O157 6/23 7/4 6 25 1000 117,050 6 14:00~15:30 1 2 22 22 14:30~15:30 8 12 1 5 20 6 20 10 11 30 9 10 6 1 30 6 6 0 30 6 19 0 3 27 6 20 0 50 1 2 6 4 61 1 6 5 1 2 1 2 6 19 6 4 15 6 1 6 30 6 24 30 59
y = x x R = 0. 9, R = σ $ = y x w = x y x x w = x y α ε = + β + x x x y α ε = + β + γ x + x x x x' = / x y' = y/ x y' =
y x = α + β + ε =,, ε V( ε) = E( ε ) = σ α $ $ β w ( 0) σ = w σ σ y α x ε = + β + w w w w ε / w ( w y x α β ) = α$ $ W = yw βwxw $β = W ( W) ( W)( W) w x x w x x y y = = x W y W x y x y xw = y W = w w
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
Microsoft Word - planck定数.doc
. 目的 Plck 定数 光電効果についての理解を深める. また光電管を使い実際に光電効果を観察し,Plck 定数および仕事関数を求める.. 課題 Hg- スペクトルランプから出ている何本かの強いスペクトル線のなかから, フィルターを使い, 特定の波長域のスペクトル線を選択し, それぞれの場合について光電効果により飛び出してくる電子の最高エネルギーを測定する. この測定結果から,Plck 定数 h
ISLE 2010/08/17
ISLE 2010/08/17 Talk plan 1. ISLE 2. 3. 4. 2011A 2010/8/17 OAOUM 2010 ISLE 2010/8/17 OAOUM 2010 ISLE OASIS HAWAII (HgCdTe 1024 1024) 4.2 4.2 arcmin 2, 0.25 arcsec/pix (13 Filters) 2006B FWHM = 0.75 arcsec
(u(x)v(x)) = u (x)v(x) + u(x)v (x) ( ) u(x) = u (x)v(x) u(x)v (x) v(x) v(x) 2 y = g(t), t = f(x) y = g(f(x)) dy dx dy dx = dy dt dt dx., y, f, g y = f (g(x))g (x). ( (f(g(x)). ). [ ] y = e ax+b (a, b )
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
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平成20年5月 協会創立50年の歩み 海の安全と環境保全を目指して 友國八郎 海上保安庁 長官 岩崎貞二 日本船主協会 会長 前川弘幸 JF全国漁業協同組合連合会 代表理事会長 服部郁弘 日本船長協会 会長 森本靖之 日本船舶機関士協会 会長 大内博文 航海訓練所 練習船船長 竹本孝弘 第二管区海上保安本部長 梅田宜弘
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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
III 2017
III 2017 0 7 1 2 11 2 1 2.1............................... 1 2.2.................................. 16 n 15.1 n................................ 15.2 de Moivre............................. 15. 1 n.................................
ATLAS実験における レベル2ミューオントリガーの性能評価
ATLAS 実験におけるレベル 2 ミューオントリガーの性能評価 所属 : 東大理 高エ研 A 神戸大自然 B CERN C 道前武 徳宿克夫 A 長野邦浩 A 小曽根健嗣 A 石川明正 B 大町千尋 B 蔵重久弥 B 河野能知 C Atlas-Japan HLTグループ 2008 年 9 月 23 日日本物理学会秋季大会 Level2 MuonTrigger System Level1 ~75[kHz]
一太郎 10/9/8 文書
16 17 18 19 20 14 21 12 7 5 - - - 2 8 4 5 1 1 2 10 5 7 10 5 16 17 18 19 20 68 69 73 69 76 16 17 18 19 20 135 131 135 82 58 1 16 17 18 19 20 56 98 16 17 18 19 20 21 22 22 22 22 2 1 1 1 1 16 17 18 19 20
Microsoft PowerPoint - ICRRseminar_AkariSpica_ pptx
SPICA 2010 7 16 ICRR ISAS,JAXA List of my talk Bright Source Catalog Science Highlights Warm Mission SPICA 2 地球大気の透過率 & 放射強度 3 地球大気の吸収を逃れる 地球大気の放射から逃れる なぜ宇宙へ? 4,000m 級の高山に上っても 大気の赤外線放射は 宇宙から来る赤外線の 100
SuperMassive Black Holes
Hello! Galaxy Morphology, Galaxies Near and Far SuperMassive Black Holes and all that Ajit Kembhavi IUCAA, Pune Galaxy Morphology, Galaxies Near and Far SuperMassive Black Holes and all that Ajit Kembhavi
1 Tokyo Daily Rainfall (mm) Days (mm)
( ) r-taka@maritime.kobe-u.ac.jp 1 Tokyo Daily Rainfall (mm) 0 100 200 300 0 10000 20000 30000 40000 50000 Days (mm) 1876 1 1 2013 12 31 Tokyo, 1876 Daily Rainfall (mm) 0 50 100 150 0 100 200 300 Tokyo,
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
(5) 75 (a) (b) ( 1 ) v ( 1 ) E E 1 v (a) ( 1 ) x E E (b) (a) (b)
(5) 74 Re, bondar laer (Prandtl) Re z ω z = x (5) 75 (a) (b) ( 1 ) v ( 1 ) E E 1 v (a) ( 1 ) x E E (b) (a) (b) (5) 76 l V x ) 1/ 1 ( 1 1 1 δ δ = x Re x p V x t V l l (1-1) 1/ 1 δ δ δ δ = x Re p V x t V
1 2 2 (Dielecrics) Maxwell ( ) D H
2003.02.13 1 2 2 (Dielecrics) 4 2.1... 4 2.2... 5 2.3... 6 2.4... 6 3 Maxwell ( ) 9 3.1... 9 3.2 D H... 11 3.3... 13 4 14 4.1... 14 4.2... 14 4.3... 17 4.4... 19 5 22 6 THz 24 6.1... 24 6.2... 25 7 26
O x y z O ( O ) O (O ) 3 x y z O O x v t = t = 0 ( 1 ) O t = 0 c t r = ct P (x, y, z) r 2 = x 2 + y 2 + z 2 (t, x, y, z) (ct) 2 x 2 y 2 z 2 = 0
9 O y O ( O ) O (O ) 3 y O O v t = t = 0 ( ) O t = 0 t r = t P (, y, ) r = + y + (t,, y, ) (t) y = 0 () ( )O O t (t ) y = 0 () (t) y = (t ) y = 0 (3) O O v O O v O O O y y O O v P(, y,, t) t (, y,, t )
1. (8) (1) (x + y) + (x + y) = 0 () (x + y ) 5xy = 0 (3) (x y + 3y 3 ) (x 3 + xy ) = 0 (4) x tan y x y + x = 0 (5) x = y + x + y (6) = x + y 1 x y 3 (
1 1.1 (1) (1 + x) + (1 + y) = 0 () x + y = 0 (3) xy = x (4) x(y + 3) + y(y + 3) = 0 (5) (a + y ) = x ax a (6) x y 1 + y x 1 = 0 (7) cos x + sin x cos y = 0 (8) = tan y tan x (9) = (y 1) tan x (10) (1 +
航空機複合材部品の紫外線劣化加速評価法の開発,三菱重工技報 Vol.51 No.4(2014)
航空宇宙特集技術論文 10 航空機複合材部品の紫外線劣化加速評価法の開発 Development of Accelerated UV Degradation Test Method for Aircraft Composite Parts *1 堀苑英毅 *2 石川直元 Hideki Horizono Naomoto Ishikawa 航空機の運用期間 (20 年から 30 年 ) にわたる長期的な耐候性については,
14 2 1 1 2 2 1 2 2 2 2 3 2 3 6 2 4 7 2 5 8 3 3 1 10 3 2 12 4 4 1 14 4 17 4 19 4 3 1 22 4 3 2 28 4 3 3 31 5 34 6 36 37 38 1. Ti:Sapphire 2. (1) (2) 2. 2. (3)(4) (5) 2 2 1 (6) 2. 3. 4 3.. 5 4 3. 6 2 5. 1
SFGÇÃÉXÉyÉNÉgÉãå`.pdf
SFG 1 SFG SFG I SFG (ω) χ SFG (ω). SFG χ χ SFG (ω) = χ NR e iϕ +. ω ω + iγ SFG φ = ±π/, χ φ = ±π 3 χ SFG χ SFG = χ NR + χ (ω ω ) + Γ + χ NR χ (ω ω ) (ω ω ) + Γ cosϕ χ NR χ Γ (ω ω ) + Γ sinϕ. 3 (θ) 180