ガンマ線バースト
|
|
|
- まれあ にばし
- 5 years ago
- Views:
Transcription
1 ガンマ線バースト 浅野勝晃 ( 東京工業大学 )
2 目次 観測とモデルの概要 モデルへの制限 相対論的なジェットの形成 衝撃波と粒子加速 ガンマ線放射メカニズム 残光 未解決問題と代替モデル
3 単位系 超新星爆発の典型的エネルギー :0 5 rg 太陽の質量エネルギー :0 54 rg 太陽光度 : rg/s 銀河光度 :0 43 rg/s 銀河団 pc cm 一番近い星までの距離 :.3pc Mpc 0kpc 赤方偏移 z0.: 距離 450Mpc.7Gyr 前 z: 距離 6.5Gpc 8Gyr 前 宇宙年齢 :3.7Gyr
4 光子のエネルギー νi ν [rg/cm /s/str] 0.0 CMB EBL Cosmic rays -06 Extra Galactic X 電子質量 :5kV 可視光 X 線 Galactic γ Extra Galactic γ TV kv MV GV E [V]
5 観測とモデルの概要
6 発見 96 年 Sco X- ロケット観測 (Giacconi) X 線天文学の始まり 967 年軍事衛星 Vla によるガンマ線バースト (GRB) の検出 970 年世界初の X 線天文衛星 Uhuru 987 年ぎんが打上 99 年 CGRO/BATSE 以来 日 -3 個のバーストを検出 核実験監視衛星 Vla
7 Prompt Emission
8 全天分布
9 Brak Enrgy Brak E p hb m c γ m
10 BppoSAX 996 年打上 GRB 9708 X 線と可視光の残光
11 Panaitscu & Vstrand 008 残光 Racusin t al. 009 X 線 可視
12 超新星爆発との相関 GRB & SN998bw GRB & SN003dh E p が低い ただし暗い GRB
13 Short GRB 中性子星合体
14 XRF/XRR X-ray flash, X-ray rich GRB
15 観測からわかったこと 見かけの爆発エネルギー : rg 典型的な光子のエネルギー :00kV-MV 継続時間 : 秒 -00 秒 時間変動 :>msc ほぼ全てのGRBがX 線残光を伴い 半分ほどに可視光残光あり 稀に変な超新星が見つかる ( 特異なGRBに多い ) 頻度 : Gpc -3 yr -
16 宇宙の極限的現象 宇宙最大の爆発現象 太陽 個分のエネルギーが 0 秒で消失 超相対論的現象 ブラックホール形成 超相対論的ジェット 極限的プラズマ 温度 MV-TV 粒子加速 磁場の増幅 放射過程 なぜガンマ線なのか?
17 なぜ GRB を研究するか? 超新星爆発 : 星間ガスへのエネルギー解放 銀河進化に影響重元素 ダスト生成 惑星 生命の起源 超新星爆発の発生率 : Gpc -3 yr - 我々の銀河では 30 年に 発 銀河の 50 億年の歴史を人類の歴史 5 千年と比較 6 分に 回起こるありふれた事象 ( 日本での自殺者 6 分に一人 ) GRB 0 5 倍稀な現象 宇宙史に影響の無いマニアックな現象? 単純換算で我々の銀河では 300 万年に 回ほど GRB が起きている? 人類の歴史に比定すると 80 年に 回の大事件銀河円盤のサイズ 5kpc -> kpc 以内で起きる GRB 回 /5Myr
18 65Myr 恐竜絶滅 Natur, 434, 08 (005) 440Myr オルドビス紀大量絶滅 50Myr P-T 境界 600Myr カンブリア爆発 石炭紀
19 宇宙最遠天体は GRB 重元素やダストの少ない環境 000 太陽質量程度の非常に重い星ができやすい 初期宇宙は GRB だらけ? GRB z8., t6 億年 LyαEmittr z6.964, t7.8 億年
20 GRB からの重力波 00Mpc 以内の中性子星合体を検出可能 -> Short GRB? 次世代の宇宙物理
21 標準的な描像 星間ガス 内部衝撃波 外部衝撃波 / ( v / c)
22 普遍的な相対論的ジェット 活動銀河核からのジェット >0 3C353 M87 3C73 CygA
23 モデルへの制限
24 Band Function n(ε) α ε n(ε) β ε α, β.5 ε p 00kV MV ε p
25 時間変動からの制限 光度曲線 Δt > ms 放射体のサイズ l<cδt ms ブラックホールのサイズ r g 300km GM M 3 km c M sun
26 光子の密度 全解放エネルギー :>0 5 rg 光子の平均エネルギー : MV N ph E ε tot p 密度 ( R c t) n ph N 4π 3 大量の ph R E 0 E 0 ε > 5kV m c tot 5 tot 5 ε p rg MV ε p rg MV という光子が観測されている t 0ms 3 cm 3
27 電子 陽電子対生成 ) cos )(,, ( ) ( ' ) ( ) cos ( ) /( ) ( )ln (3 ) ( θ θ ε ε σ Ω ε ε Ω ε τ θ εε β β β β + β β β σ σ γγ γγ d n d d R c m k k T ε ε θ 光学的厚さ 4 ) cos ( c m > θ εε
28 光子は脱出できない σ γγ [cm ] -4 トムソン散乱 kV τ -8 γγ 0 00 εε'(-cosθ)/m c 4 n ph (0 5 cm ) R E 0 ガンマ線は外に出れない大量の電子 陽電子対が生まれ 低エネルギー光子もトムソン散乱を繰り返し熱化 プランク分布へ tot 5 ε p rg MV t 0ms
29 GRB 08096C; Spctra MV-0GV Powr-law 0GV までベキ乗で伸びている
30 特殊相対論おさらい t/ t' l' l, ダッシュ系 V V', / ', / ' n n ) ( ), ( A A A A A A β β ), ( ),, ( ),, ( ),, / ( ),, ( v j A k x γ γ ρ φ ω µ µ µ µ µ c m p c j A c k d cdt dx ローレンツ収縮 時間の遅れ密度など
31 特殊相対論の様々な帰結 ) / ' ( ', / ' ' // // // // c v v v c v c v v β β β ) (, ) ( 4 β β γ γ γ µ µ µ µ rl rl p p c m m p p c v 4 3 int int ) (, ) ( ) ( E E c m m p p c v v p n p σ τ µ µ µ µ 3 /, /, /,, ν ν ν ν j dt de I N f dvdt E p d p xd d d dt c dx dx, /,, x µ µ ローレンツ不変量相対速度速度のローレンツ変換反応率
32 相対論的 Baming 静止系等方放射角度のローレンツ変換 / ') ( ', ' ' cos + βµ Ω Ω + βµ µ +β θ µ d d ' ' ' ' ' ) (, ' ' ' ' ' ) ( ' ' ' ' ) (, ' ' ' ' ) ( ' ' ' ) (, ' ' ' ) ( 3 rciv mit 4 3 rciv 3 3 mit 4 4 rciv 3 4 mit ν βµ ν ν βµ ν βµ βµ βµ βµ ν d d dv dt de d dtdvd de d d dv dt de d dtdvd de j d dv dt de dtdvd de d dv dt de dtdvd de d dt de dtd de d dt de dtd de Ω Ω Ω Ω Ω Ω Ω Ω Ω Ω Ω Ω
33 光速に近い運動をする光源 / c R c R c R v R t t c R サイズが 倍に R 放射領域のサイズは cδt より大きくできる c v
34 相対論的ビーミング 角度 (μcosθ) のローレンツ変換 µ µ ' +β + βµ ' θ / プラズマ静止系 外部観測者系 ペア生成条件 εε 4 ( cosθ) m c を満たさなくなる プラズマ静止系で考えると 光子の運動は等方的だが 平均エネルギーが / となって やはり条件を満たさない
35 対消滅 ぶつかる相手光子のエネルギー :E coll ~m c 4 /E 相手光子の数 : E coll n(e coll )~ E coll β+ E -β- n(e) 0.kV kv GV 0GV E
36 Targt Photon Dnsity E n(e) β+ β~-. - β+ - Obsrvr fram Comoving fram GV Targt photon numbr β+ τ R Photon Dnsity R - -4 τ β-
37 パルス変動 時間変動スケール δt<< 継続時間 T δt T
38 Shll が一瞬光った場合 R / Obsrvr 本当に一瞬なら Luminosity は無限 しかし この時間スケールになまるので 真の Luminosity と 観測される Luminosity は異なる δt 変動の時間スケール R c
39 何度もまたたく光源 Photon Obsrvr R cδt T R c / R c δt!?
40 内部衝撃波 (intrnal shock) 複数のシェルが独立に光ればよい Intrnal Shock Modl
41 おさらい 光源静止系シェルの厚さ : 放射継続時間 T / c 放射エネルギー E 外部座標系 / ローレンツ収縮 T / 時間の遅れ c R 半径 ct E E ブースト 観測量 継続時間 T obs R /( c /( c) / c ) 光度 L obs E / E / T T obs E / T L xt L Inv.
42 変動の時間スケール早いシェルと遅いシェルの衝突 r M s M r s m 初期時間差 src t 追いつく半径は src m obs s s r s r src ) ( t c R t R R c R c t c + β β エンジンの活動時間スケールと観測される変動スケールは同程度 R
43 相対論的なジェット の形成
44 巨星の運命 金属量 Hgr t al. 003 質量
45 ニュートリノ対消滅による火の玉? 0.76 sin rg cm sin sin 3 W 3 49 W 4 W 4 θ θ + θ ± π σ µ µ F F G c p p G h 回転が必要? 金属量が多いと星風により角運動量を失う 低金属環境? ただし星風で質量を失った方がジェットが突き抜けやすい関口氏スライド
46 シミュレーション 大量の電子 陽電子 光子を含む相対論的ガスの膨張シミュレーション
47 加速メカニズム? E mc?? / ( v / c) > 00 BH E mc 多数の粒子が解放した重力エネルギー ( 熱 輻射 磁場 ) を少数の粒子に配分 BH そのものからエネルギーを引き抜く
48 火の玉と輻射優勢宇宙 分布関数のパラメータ :[n, T] [μ,t] 激しく γ + γ + + 反応が起きていて 熱平衡となっている μ0( 黒体輻射的 ) n ± 4 3 π mt πh ζ(3) h xp 火の玉は断熱膨張し 輻射優勢宇宙と同様に振舞う 3/ T c 3 for mc T T >> for m c T << m c 温度のみで書ける
49 断熱膨張 全エネルギー : rg 初期温度 : m c 相対論的温度! 流体静止系 (Comoving) で考える膨張と共に温度が下がっていくエントロピー (RT) 3 RTconst. バリオンを少し混ぜておく : η 全エネルギー / バリオン静止エネルギー
50 流体力学的取り扱い ( ) ( ) ( ) ( ) / 4 3/ + + ρ + + ρ + ρ + ρ U r r r t c r U r r r U t c U r r r t c P/3, : 輻射のエネルギー密度, ρ: バリオンのエネルギー密度 β U
51 流体力学的取り扱い 光速程度で運動していると考えると 爆発現象も定常解と r- 依存性はそう変わらず r ρ const., r ρ const., r 3/ 4 const. Piran, Shmi, & Narayan 993
52 輻射優勢の時 >>ρ r, ρ r 3, r 4 加速膨張していく Comoving 系 r Obsrvr 系 r Δrr/ Lorntz 収縮 一様な火の玉 シェルの厚みは一定
53 バリオン優勢の時 (/ρ) 0 η 0 となった所で ρ になる ρ>> r 0, ρ r, r 8/3 Δr 一定 シェルの厚みを一定に保ち Coasting している
54 Firball の進化 r 4 晴れ上がり ρ r 3 η r ρ r T const. T / 3 r. r 8 / 3 光球放射 r
55 衝撃波と粒子加速
56 なぜベキ乗分布なのか? ベキ乗分布の光子 -> 光を放っている電子もベキ乗分布 熱的分布に比べて高エネルギー粒子の割合が大きい
57 衝撃波統計加速 磁気乱流 磁気乱流 磁気乱流 磁気乱流 磁気乱流
58 無衝突系 我々の周りの環境空気分子 :0 9 回 /s 衝突している平均自由行程 : 0-5 cm 瞬時に緩和 熱化 等方化が達成される 一方 星間空間では TV, 個 /cc クーロン衝突による平均自由行程 : ~ 0 4 cm どうやって衝撃波や乱れた磁場を作るか?
59 乱れた磁場と粒子の相互作用 l r C 荷電粒子は細かい曲がりは感じない磁力線 粒子軌道 l r C 荷電粒子は磁力線の曲がりに沿って運動 l~ r C 荷電粒子は磁力線の曲がりによって散乱される ラーマー半径 R L ~ 磁場の乱れのスケール
60 ω p 4 πn 4 m p /s for n /cc Downstram Upstram Spitkovsky 008
61 Maxwll s Maxwll
62 衝撃波 n v P n v P 粒子 Flux [ nβ] n β n β 0 Momntum [ ] [ ] T ( ε + P) β 0 Enrgy [ ] [ ] 0 T ( ε + P) β + P 0 Non-rla ρv γˆ ˆ γ [ ] [ ] nv 0, + P 0, P + ρv 0
63 相対論的衝撃波 ) ) / ( / ( >> c v 3 ) )( ( ) )( (, ) )( ( ) )( ( P P P P P c v P P P P c v 上流と下流の相対速度 ) )( ( ) )( (, ) )( ( ) )( ( P P P P P P P P c v / 3, / 4/3, ˆ,, / c v P P P n mc P s >> << γ ) ( 3, 4 ) )( ˆ ( ˆ ] ) ( ˆ )[ ( U mc n mc n U n n γ γ γ
64 相対速度がもたらす加速 上流 β 上流から見たエネルギー E E( βcosθ) E θ 下流静止系 磁場によってエネルギーを保ったまま方向を変える E θ E 下流から見たエネルギー E ( + βcosθ ) E ( βcosθ)( + βcosθ )
65 衝撃波統計加速 v Shock Front Shockd Rgion Magntic Fild 粒子 ローレンツ変換より E E u v c 流体静止系では磁場のみ 磁場は仕事をしない v cosθ + cos 下 θ 上 c
66 衝撃波面を横切る加速粒子の数 下流静止系 v rl u 上流に戻る条件 + c cosθ > 0 < cosθ < u / c 上流 下流 & n u / c dncr v d cosθ rl d cosθ ( c u) 4c n CR v n CR θ 下流に戻る量 u 波面 & n 等方, ほとんど光速 u / c d dncr n CR d cosθ dncr cosθ v rl P sc ( c d cosθ n& n& + u) 4c n CR
67 衝撃波 非相対論的衝撃波 相対論的衝撃波 上流 下流 4v Pv sc 3 ( c + v / 3) c 4c ( v / 3) 4c 上流 v / 3 c / 3 n n CR CR P sc 下流 3 ( c + c / 3) 4 4c ( c c / 3) 4c n n CR CR 波面 波面
68 衝撃波 上流 非相対論的衝撃波 v E E v v cos θ + cos 下 θ上 c c < 下 下流 cos θ > / 3 cos 0 下 上流 相対論的衝撃波 / ( v / c) >> < θ下 下流 θ cos > 3/ 4 cos θ 下 / 3 v / 3 c / 3 波面 cos θ 下 波面 cos θ 下
69 衝撃波 上流 非相対論的衝撃波 cos θ > / 3 < 上 cos θ 上 0 cos θ 上 E E v v v cos θ + cos 下 θ上 c c 下流 上流 相対論的衝撃波 cos θ < 上 cos θ 上 v / c cos θ 上 下流 > ( a fw/ ) 4v / 3 波面 波面
70 衝撃波 非相対論的衝撃波 相対論的衝撃波 E E 4v 3c E E a fw 上流 下流 上流 下流 v v / 3 c / 3 波面 波面
71 衝撃波統計加速 n 回往復する確率 : γ log( P log( + ( P sc ) E n log En / E0 log + ξ ( ) n 回衝突後のエネルギー : n ) ξ) sc ( ) N ( > En ) m n ( n P N ( > sc n + ξ E, 0 ξ E ) n m ) ( P Psc E Psc E sc n 0 ) n n( E) E E γ E γ
72 ベキ乗分布 非相対論的な場合 Psc γ ξ n(e) 相対論的な場合でも同じくらい E 特徴的なエネルギースケールなし E
73 ガンマ線 放射メカニズム
74 ガンマ線放射 プラズマ静止系ではX 線 それがローレンツブーストされて ガンマ線として観測されている 他の高エネルギー天体でベキ乗光子を見ると だいたい最初にシンクロトロンを考える GRBもシンクロトロンだろうか?? 内部衝撃波で運動エネルギーを効率よく光子に変えられるだろうか?
75 古典的電磁波放射 Maxwll q. 4π µ µ A j A µ t c A 0 電場の定義 E A derad dωds c c t ( n β) c Eˆ ( ω), 3 R de kin dt R β R [ n {( n β) v& }] Eˆ ( ω) q a 3 3c π (, β) E( t) iωt dt
76 相対論的 Baming 静止系等方放射角度のローレンツ変換 ' ' βµ β µ µ + + / ' ' ' ) (, ' ' ' ) ( 4 4 rciv 3 4 mit Ω Ω Ω Ω d dt de dtd de d dt de dtd de βµ βµ
77 普通のシンクロトロン放射 γmc B R L / γ t t ω obs typ s c mc B t / γ 3γ B mc θ / γ s R γ L
78 シェルの厚さ ( v v ) ( ) v v R / c R / f f s s t s シェル内の速い部分 : 遅い部分 : f s 前に導いた放射時間の関係 / R ct
79 光子エネルギー密度 シェル幅 R c t しかしこれはローレンツ収縮している R c t 3 R V 4πR 4π 4πR c t L t プラズマ静止系では プラズマ静止系での体積 ガンマ線の総エネルギーはだが これもローレンツブーストされてる プラズマ静止系でのエネルギー エネルギー密度は E / V U t がキャンセルして 注 : シェルが R E E / L t / L 4πcR より薄ければ もっと大きくなれる
80 典型的なパラメーター ΔRR/ R R 0 4 cm, 300, L 0 5 rg/s Photons: Luminosity L In th comoving fram Enrgy Dnsity: Magntic Fild: U 4π L cr 3 0 B 0. 8πU 8600 G 7 rg/cc
81 典型的な電子のエネルギー 放射はシンクロトロン放射だと思われる ε pak hb m c γ m 電子のローレンツ因子 kv U rg/cc B 0. 8πU γ m G ε pak 光子エネルギーの 0% が磁場だと仮定しても 電子のローレンツ因子は 3000 が必要とされる
82 内部衝撃波合体描像早いシェルと遅いシェルの衝突エネルギー保存 m int s r s s r r ) / ( c E M M M M 運動量保存 ) / ( m int s r s s r r c E M M M M s s r r s s r r m M M M M + + / / もし mass が同じなら s r m 内部エネルギー r M s M r s m
83 エネルギー解放効率 効率 f ( M r r E / m int r s / s + M ss ) c + r / s r 等質量 If r / s f0.057 r / s 0 f0.43 r >> s 00 に 000 のシェルをぶつけるイメージ
84 ショックをまじめに解くなら + r s s r rl 衝突前の二つのシェルの相対ローレンツ因子 Shockd Rgion 3 4 F R r n s n ( ) ( ) r R p R 3 4 n n m c n n n
85 電子の γ m は? Unshockd rgion Shockd Fram E sh m c sh Elctron Proton E p sh m p c r s rl < ~ 5, rl > sh ~ a fw + << 3000 s r
86 陽子から電子へのエネルギー輸送 shm p c Enrgy Fraction ε γ m ε ( ) p 3 0 ( ) sh m sh m Rquird Valus ε 0.5 全ての電子が加速されている?? 極限プラズマ特有の現象? Proton n n p Elctron
87 典型的な電子のエネルギー p p n d n n γ γ γ γ m 0 ) ( m p n p c m d c m n γ γ γ γ γ ε m 0 ) ( m ) ( 60 ) ( sh sh p m ε ε γ m m p p 数密度エネルギー密度
88 小さな加速電子の割合 sh m p c Elctron γ m p p 3 m εsh >> 0 m n,acc n この場合は小さな磁場で良い Proton n << n p Thrmal いずれにせよ 大きな光度から 衝撃波で散逸されたエネルギーは効率よく電子に運ばれると考えられている しかしそのメカニズムは謎
89 磁場の起源? Wibl 不安定性 PIC シミュレーション 背景磁場無し Kato & Takab, ApJ, 008, 68, L93 イオン数密度 磁場 背景磁場なし
90 Wibl 不安定性のメカニズム 電子軌道 y B z 電流密度 正味の電流密度 電子ビーム B z 磁場の揺らぎ B z x y B z 不安定性 x B z 電流により 最初の揺らぎを大きくする方向の磁場が作られる 電子だけが動くと考える 加藤恒彦氏スライド
91 ダイナモによる磁場生成 井上剛志氏スライド B t ( v B) 乱流のエネルギー 磁場のエネルギー
92 強磁場ジェット? 小さな磁場を仮定すると 電子のローレンツ因子を大きくしなくてはいけない 最低この程度 0 4 G 4 cm の磁場が必要だろう 外部座標系での磁場 :B>0 6 G 中心エンジンの大きさは恒星質量ブラックホールだと思えば 0km0 6 cm 程度 B R 0 4 G 強磁場エンジンが要求される そうでなければ 放射領域で磁場が増幅されているはず ちなみに 0 5 rg のジェットを磁場で打ち出すためには 00km スケールに 0 6 G の磁場が必要
93 冷却時間 B 8600 G, γ m 3000 E E& πmc s σ B γ T m << t あっという間に冷える この γ m 3000 は何で決まっているのか? 少なくとも加速時間はこれより短い時間スケールのはず t acc ξr L / c ξ3000m c / ξ s
94 Powr-law 電子からの放射 n γ (ε) /3 ε n (γ) γ p ε ( p +)/ ε hb m c γ ε
95 冷却の影響 電子のローレンツファクター γ& γ n(γ) 電子の分布 γ- 空間での連続の式 ( ( )) γ& n γ n &( γ) + n& ( γ) inj γ 定常 n& p ( γ) γ n( γ) inj γ ( p+ ) γ
96 冷却の影響 ~ 低エネルギー側 電子のローレンツファクター γ& γ n(γ) 点で Injction γ- 空間での連続の式 ( ( )) γ& n γ n &( γ) + n& ( γ) inj γ 定常 n& ( γ) δ( γ γ ) n( γ) inj inj γ γ inj γ ( 両辺を積分 )
97 Effctiv な電子の分布 n(γ) γ c : p n& (γ) γ for γ γ m inj 冷却時間 Dynamical な時間スケールとなる γ p γ n(γ) γ γ ( p +) γ ( p +) γ m γ c Slow Cooling γ γc γm Fast Cooling γ
98 Photon のスペクトル f n / ε Fast / 3 / p / f n / ε / 3 Slow p p / 自己吸収 νa νc Prompt Emission Early Aftrglow νm νa νm νc Aftrglow
99 予想されるブレークエネルギー シンクロトロン放射 r r / / s s 0 sh sh.08 E.57 brak hqb m c γ m E brak ( sh ) なので ブレークには大きな分散が期待される
100 独立な Shll が光ってるはずなのに
101 残光
102 いつ衝撃波が発達するか? 真空なら 一定で shll が移動するだけ Shll 静止系 下流では粒子 個当たり (-)mc の熱エネルギーをもらう c/3 上流 :
103 残光放射が始まる半径 粒子 個当たり (-)mc の熱エネルギーを持った流体が ローレンツ因子 で流れてくる 星間物質静止系 Shock 面 sh 衝撃波は質量 M のガスに Mc のエネルギーを与える 元々のOutflowのエネルギーが EMc であれば M/の質量を掃き集めたとき Outflowはヘタり始める 衝撃波の形成 M E 3 n ISMmpc R 典型的にはR d d 0 6 cmくらいか c
104 Blandford & Mck 解 相対論的な場合 光速度 c が入ってくるので 面倒 Jump Condition から 観測者から見たシェルの密度 n sh 4 nism 質量保存から 4π R 3 3 n ISM 4πR n sh R 4 sh 4 nismmpc n ISM R n sh
105 Blandford & Mck 解 断熱を仮定 E sh 4πR R 3 R 4πn 3/ const. ISM 3E m c t p 3/ Photon R cδt t obs R 4 c Obsrvr
106 Shock propagation: Blandford-McK(976) 3/8, /8 /8 5 / /, 4 / 4 / / 9 3 cm π π h obs obs p h obs p obs t n E t c nm E t n E nc m Et R p ISM π m c n E R に obs ct R をかけて /4 乗根観測量との関係
107 正確な Blandford & Mck 解 R 3 4πn ISM 3E m c R p 3/ t 3/ は前と同じだが 流体の式より ( r) n ( R) χ ( R) n ( R) n / ISM ISM χ 7 / 4 m c p χ χ + 6ξ 9/ ξ r R
108 典型的な振動数 γ p p 3/8 m ε ( ) 60 ( ) obs ε t p m Comoving 系 m 4n m c, ε B ISM p B B / 8π, B t / 3/8 obs シンクロトン放射による冷却では 3mc R tcool tdyn γc 4σTBγ c 6εBσ qb 光子のエネルギー ν γ t πm c ν ν m c ε ε / B ε /3 B E E / 5 / 5 t n 3/ d t T 3/ 4 obs Hz / d 3m m c p γ Hz 3 n ISM t obs t /8 obs 7 / 6 tq 0εB εe5n days
109 Maximum Flux Comoving n B 4n / F ISM max, P max de dtdε NP 4n max max ISM m p c n V 3 3 B sin α πhmc B, V R R 3 3 /, const. Tim-dilation で / 光子到達時間差で Fast Cooling Slow Cooling
110 Photon のスペクトル f n / ε Fast / 3 / p / f n / ε / 3 Slow p p / 自己吸収 νa νc Prompt Emission Early Aftrglow νm νa νm νc Aftrglow
111 Aftrglow の観測 GRB 日後 Radio Optical X-ray
112 Flux Dcay > > > > ν ν m 4 )/ (3 c m 4 / / 6 ν ν ν ν ν p c t t t F > > > > ν ν c 4 )/ (3 m c 4 )/ 3( / ν ν ν ν ν p p m t t t F Fast Cooling Slow Cooling days 0 5 n t E B m c ε ε
113 ジェットブレーク 音速 c/3 0.5 で横に広がる (comoving) Rθ 0 t c / 3 tc / R / θ / 0 Stank t al. 000
114 急激な減速 4πn R 3E E iso θ 0, Eiso 3 mpc R0 θ ISM R 0 const. d dr j j 0 より E E j Mc const. M / d dm E j dm, 3/ dr M dr c dr d R nismmpc π dr E 3 l jt と近似すると xp / j / c R 0 4πR R l jt l n jt ISM, m l p jt 3Ej 4πnISMmpc /3 開き角度 で広がる 急激に減速するので 上の近似は良い近似
115 Jt Brak 後の減光 ν t obs m R c qb γ max ν 3 qb m c obs γ, 4 m tobs c c πmc π 4 Collimationの効果 ν c tobs 3 4πR( t) nism / N, B, S πd Slow Cooling F 3 NB / S R t R R R γ γ γ /3 p p / t t t obs γ c const. /3 obs p obs t p obs 3 obs t Bamingの効果 Jt-Brak 前にも本当はあった でも結局 Collimationと相殺
116 ジェットブレークシミュレーション Zhang & MacFadyn
117 だいたい OK
118 Swift 以前
119 Swift 以後 f X t α Nardini t al. 009 Racusin t al. 009
120 X 線フレア GRB 05050B Short GRB Barthlmy t al. 005 Falcon t al. 006
121 レポート課題. 半径 0 6 cm 総エネルギー 0 50 rg の火の玉がある パラメータ ηe tot /Mc を大きくすれば最終的な は大きくなる傾向があるが それには上限がある 上限の を求めよ. 初期条件として半径 R i から で膨張しているシェルがある シェルの厚さを R i / とした時 Comoving 系で速度 v のショックが前から後ろに伝播している ショックが完全にシェルを横断したとき 放射が終わるとする 放射の終わる半径を求めよ 速度 v0.c の場合と v~c の二通りで考えよ ただしシェルの厚さは一定とする 3. 球対称に相対論的速度で膨張する薄いシェルがある Comoving 系で等方に放射があるとすれば 半分の光子はシェルの後ろから出て行くことになる しかしこの光子の運動方向を外部観測者系に変換すると 多くの光子は前に運動している この一見した矛盾を解きほぐし 一旦シェルから出た光子の定性的な軌道を論ぜよ 4. エネルギー ε の光子が等方に飛び回っている輻射場にローレンツ因子 γ の電子が飛び込んできた この電子に逆コンプトン散乱を受けた光子の平均エネルギーは幾つか? ただし電子静止系で光子は等方に散乱されるとする 5. 講義では等質量の場合について合体後のシェルの と効率 f を求めた 等エネルギーの場合について同じ計算をせよ 6. ジェットを正面から見た時 最初はこちらに向かってくるジェットからの放射しか見えない しかし反対側へ飛んでいるジェットからの放射も ジェットの速度が非相対論的になった時に見えてくる このカウンタージェットからの放射が見えはじめる時刻を求めよ 7. 星間ガスの密度分布が n ISM R - の時の残光の振る舞いを求めよ 特に ν m ν c について講義と同様の関係を求めよ
122 未解決問題と 代替モデル
123 ブレークエネルギーの奇妙な相関 E p ~L iso / E p ~E iso / Yontoku(03) Ghirlanda+(08)
124 Short はやはり別種族か?
125 低エネルギースペクトルの問題 低エネルギーでは冷えた電子からの放射が卓越するはず n γ E.5 仮に冷えなくてもシンクロトロン放射には限界 n γ E / 3 Thortical Prdiction Limit from synch.-thory がある
126 標準的な描像 ショック面 冷え切った電子が下流に流されていく 単調に放射冷却しながら下流に流れていく 上流 冷却終了 電子の加速領域ほぼ Prompt Injction
127 代替モデル 逆コンプトン散乱 種光子はシンクロトロン (Liang 997, Liang t al. 997) 種光子は自己吸収されたシンクロトロン (Ghisllini & Clotti 999; Panaitscu & Mszaros 000;Kumar t al. 006) 種光子はThrmal 成分 (Mszaros & Rs 000; Mszaros t al. 00; P r t al. 005, 006) Jittr 放射 電子が冷えなければ OK だが冷えるのでやはり駄目
128 cm Asaf P r and Bing Zhang 006 / 0. c ω p cm 電子は冷えず 放射せず そのまま下流へ 偶然の一致? 磁場が消えるスケール 電子が冷えるスケール >0 0 cm
129 冷却過剰になると駄目 0-5 νf ν B300 G, γ,m 3900, t c 0.0 s, l/c30 s, t c ε.5 t c ε 0. t c t sim 0.0 t c ε [V] 磁場が消失すると考えるのは悪くないが
130 二次加速 E θ θ β ξ E E γ ( βcos θ + βcos θ β cos θ cos θ ) cos θ 0, cos θ β / 3 ξ ( ) + β / 3 4β / 3 for << γ β 相対論的なガスの音速 β / 3 ξ / 3
131 Canonball モデル 星表面 000 V 光子 BH τ V MV
132 Photosphr モデル Firball が加速の途中で晴れ上がる 大部分のエネルギーが輻射として放たれる Firball の初期温度がそのままピークエネルギーに Ioka t al. 007 Mszaros & Rs (000) tc.
133 Nakd Ey GRB GRB 08039B
134 Nakd Ey のスペクトル
135 Nakd Ey の残光
136 二成分ジェットモデル
137 ホストは本当に超新星か? GRB z rg 超新星が見えない!? 56 Ni<8 0-4 Msun
138 可視偏光の検出 GRB 0900 t60s 以後 f t -.5 0% の偏光! Rvrs Shock 起源?
スライド 1
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:
スライド 1
相対論的プラズマにおける PIC シミュレーションに伴う数値チェレンコフ不安定の特性ついて 宇宙物理学研究室 4 年池谷直樹 研究背景と目的 0 年 Ie Cube 国際共同実験において超高エネルギーニュートリノを検出 780Tev-5.6PeV 890TeV-8.5PeV 相互作用が殆んど起こらないため銀河磁場による軌道の湾曲が無く 正確な到来方向の情報 を得られる可能性がある ニュートリノから高エネルギー宇宙線の起源を追う
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
素材
七夕星の色とスペクトル 福江純 ( 大阪教育大学 ) 光とスペクトル 光の分解 ( 分光 ) ニュートン 2011/7/13 天体色彩学入門 2 X 線 電磁波のスペクトル 可視光 赤外線 電波 ガンマ線 2011/7/13 天体色彩学入門 3 色の認識 2011/7/13 天体色彩学入門 4 連続スペクトル 白熱電球 ホタル 2011/7/13 天体色彩学入門 5 こと座 α 星ベガ alphalyr.dat
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
A
A04-164 2008 2 13 1 4 1.1.......................................... 4 1.2..................................... 4 1.3..................................... 4 1.4..................................... 5 2
Microsoft PowerPoint - qchem3-9
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
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
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!
Unit 1
Unt 3. プラズマ中の衝突過程 衝突 nutral 原子により遮られる割合 n ndx + d = (1 n ndx) d/dx = n n = xp( n nx) = xp( x / mfp) mfp = 1/(n n) man fr path = mfp / v collson tm = 1/ = n nv collson frquncy ( 電子の速度分布について平均 ) 電離 再結合水素原子を考える
回転駆動型パルサー -10 L sd = I -12 log Pdot [s/s] L sd =10 38 erg s erg s erg s -1 ATNF のデータより I : 慣性モーメント Ω=2π/P 回転速度の減少は星が持つ
![回転駆動型パルサー -10 L sd = I -12 log Pdot [s/s] L sd =10 38 erg s erg s erg s -1 ATNF のデータより I : 慣性モーメント Ω=2π/P 回転速度の減少は星が持つ](/thumbs/84/90168183.jpg "回転駆動型パルサー -10 L sd = I -12 log Pdot [s/s] L sd =10 38 erg s erg s erg s -1 ATNF のデータより I : 慣性モーメント Ω=2π/P 回転速度の減少は星が持つ")
パルサー磁気圏 構造とパルス放射 木坂将大 (KEK) 回転駆動型パルサー -10 L sd = I -12 log Pdot [s/s] -14-16 -18-20 L sd =10 38 erg s -1 10 34 erg s -1 10 30 erg s -1 ATNF のデータより I : 慣性モーメント Ω=2π/P 回転速度の減少は星が持つ磁場が原因 -3-2 -1 0 1 log P
×××××××××× ×××××××××××××××
Hoizon-penetating Tansonic Accetion Disks aound Rotating Black Holes with Causal Viscosity 高橋労太 ( 東大総合文化 ) ホライズンの内側まで解かれた ADAF の遷音速流のサンプル解 (4 元速度の 成分 ) 要旨 ブラックホール周りの定常降着流の遷音速解を外側の領域からホライズンの中まで計算できるようになった
素粒子物理学2 素粒子物理学序論B 2010年度講義第4回
素粒子物理学 素粒子物理学序論B 010年度講義第4回 レプトン数の保存 崩壊モード 寿命(sec) n e ν 890 崩壊比 100% Λ π.6 x 10-10 64% π + µ+ νµ.6 x 10-8 100% π + e+ νe 同上 1. x 10-4 Le +1 for νe, elμ +1 for νμ, μlτ +1 for ντ, τレプトン数はそれぞれの香りで独立に保存
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
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
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
Techniques for Nuclear and Particle Physics Experiments Energy Loss by Radiation : Bremsstrahlung 制動放射によるエネルギー損失は σ r 2 e = (e 2 mc 2 ) 2 で表される為
Techniques for Nuclear and Particle Physics Experiments.. Energy Loss by Radiation : Bremsstrahlung 制動放射によるエネルギー損失は σ r e = (e mc ) で表される為 質量に大きく依存する Ex) 電子の次に質量の小さいミューオンの制動放射によるエネルギー損失 m e 0.5 MeV, m
Microsoft PowerPoint - siryo7
. 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/
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..................
Microsoft PowerPoint - komaba ppt [互換モード]
![Microsoft PowerPoint - komaba ppt [互換モード]](/thumbs/93/112479182.jpg "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
Recent results from Swift
Some recent results from Swift Masaki Mori Goro Sato, presentation for Ph.D. thesis defense (January 2006) P. Jakobsson et al., A&A 447, 897 (2006) N. Kawai et al., astro-ph/0512052 ICRR CANGAROO group
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
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
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
K E N Z U 2012 7 16 HP M. 1 1 4 1.1 3.......................... 4 1.2................................... 4 1.2.1..................................... 4 1.2.2.................................... 5................................
スライド 1
宇宙論的磁場の起源 高橋慶太郎名古屋大学 2010 年 3 月 15 日 @ 鹿児島大学 目次 1 イントロダクション 2 密度ゆらぎによる磁場生成 3 高エネルギー天体による微弱宇宙磁場の観測 概要 宇宙には様々なスケールの天体に磁場が存在 起源は? どうやって検証するのか? 宇宙の歴史を磁場を通して探りたい 1 イントロダクション 磁場の観測方法 1 Zeeman 効果磁場によって縮退していたエネルギー準位が分裂する現象
PowerPoint プレゼンテーション
モニタリング観測からわかった電波銀河 3C111 の γ 線活動期と電波ノットの噴出時期との関係 VLBI 懇談会シンポジウム 12 月 27 日 ( 火 ) 山口大学 B4 塩谷康允共同研究者 : 藤澤健太 新沼浩太郎 導入 AGN 統一モデル AGN 電波で明るい (10 %) 超大質量 BH+ 降着円盤 電波で暗い (90 %) 莫大なエネルギー放射 (10 6-14 L ) 0 いくつかの種類に大別される
FPWS2018講義千代
千代勝実(山形大学) 素粒子物理学入門@FPWS2018 3つの究極の 宗教や神話 哲学や科学が行き着く人間にとって究極の問い 宇宙 世界 はどのように始まり どのように終わるのか 全てをつかさどる究極原理は何か 今日はこれを考えます 人類はどういう存在なのか Wikipediaより 4 /72 千代勝実(山形大学) 素粒子物理学入門@FPWS2018 電子レンジ 可視光では中が透け
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)
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
Microsoft Word - 素粒子物理学Ｉ.doc
. 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
Microsoft Word
第 9 回工学基礎ミニマム物理試験問題.. 日立 水戸 正解は各問の選択肢 (,, ) の中からつだけ選び, その番号をマークシートにマークせよ この際,HBまたはBの鉛筆またはシャープペンシルを使うこと ボールペンは不可 正解が数値の場合には, 選択肢の中から最も近い値を選ぶこと 正解が選択肢の中に無い場合には, 番号ゼロを選択せよ 学生番号, 氏名を指定された方法でマークシートの所定の欄に記入せよ
: (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)
Microsoft Word - note02.doc
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
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?
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
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)
Microsoft PowerPoint - qchem3-11
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
相対性理論入門 1 Lorentz 変換 光がどのような座標系に対しても同一の速さ c で進むことから導かれる座標の一次変換である. (x, y, z, t ) の座標系が (x, y, z, t) の座標系に対して x 軸方向に w の速度で進んでいる場合, 座標系が一次変換で関係づけられるとする
相対性理論入門 Lorentz 変換 光がどのような座標系に対しても同一の速さ で進むことから導かれる座標の一次変換である. x, y, z, t ) の座標系が x, y, z, t) の座標系に対して x 軸方向に w の速度で進んでいる場合, 座標系が一次変換で関係づけられるとすると, x A x wt) y y z z t Bx + Dt 弨弱弩弨弲弩弨弳弩弨弴弩 が成立する. 図 : 相対速度
物性基礎
水素様原子 水素原子 水素様原子 エネルギー固有値 波動関数 主量子数 角運動量 方位量子数 磁気量子数 原子核 + 電子 個 F p F = V = 水素様原子 古典力学 水素様原子 量子力学 角運動量 L p F p L 運動方程式 d dt p = d d d p p = p + dt dt dt = p p = d dt L = 角運動量の保存則 ポテンシャルエネルギー V = 4πε =
1 12 CP 12.1 SU(2) U(1) U(1) W ±,Z [ ] [ ] [ ] u c t d s b [ ] [ ] [ ] ν e ν µ ν τ e µ τ (12.1a) (12.1b) u d u d +W u s +W s u (udd) (Λ = uds)
![1 12 CP 12.1 SU(2) U(1) U(1) W ±,Z [ ] [ ] [ ] u c t d s b [ ] [ ] [ ] ν e ν µ ν τ e µ τ (12.1a) (12.1b) u d u d +W u s +W s u (udd) (Λ = uds)](/thumbs/103/157838498.jpg "1 12 CP 12.1 SU(2) U(1) U(1) W ±,Z [ ] [ ] [ ] u c t d s b [ ] [ ] [ ] ν e ν µ ν τ e µ τ (12.1a) (12.1b) u d u d +W u s +W s u (udd) (Λ = uds)")
1 1 CP 1.1 SU() U(1) U(1) W ±,Z 1 [ ] [ ] [ ] u c t d s b [ ] [ ] [ ] ν e ν µ ν τ e µ τ (1.1a) (1.1b) u d u d +W u s +W s u (udd) (Λ = uds) n + e + ν e d u +W u + e + ν e (1.a) Λ + e + ν e s u +W u + e
PowerPoint Presentation
ガンマ線バースト : ブラックホールの誕生 井岡邦仁 ( 天体核 ) E=mc 2 = = 原子爆弾 太陽 ~10 33 g GRB ~10 52 erg 太陽が一生かけて出すエネルギーを数秒で放出 GRB は宇宙一明るい謎の天体 電磁波 高エネルギー宇宙物理 1967 Vela 衛星が発見核実験の監視衛星ところが γ 線は地球外から! 1973 発表 偶然の発見 高度 12 万 km 周期 5 日
(Compton Scattering) Beaming 1 exp [i (k x ωt)] k λ k = 2π/λ ω = 2πν k = ω/c k x ωt ( ω ) k α c, k k x ωt η αβ k α x β diag( + ++) x β = (ct, x) O O x
![(Compton Scattering) Beaming 1 exp [i (k x ωt)] k λ k = 2π/λ ω = 2πν k = ω/c k x ωt ( ω ) k α c, k k x ωt η αβ k α x β diag( + ++) x β = (ct, x) O O x](/thumbs/104/162595168.jpg "(Compton Scattering) Beaming 1 exp [i (k x ωt)] k λ k = 2π/λ ω = 2πν k = ω/c k x ωt ( ω ) k α c, k k x ωt η αβ k α x β diag( + ++) x β = (ct, x) O O x")
Compton Scattering Beaming exp [i k x ωt] k λ k π/λ ω πν k ω/c k x ωt ω k α c, k k x ωt η αβ k α x β diag + ++ x β ct, x O O x O O v k α k α β, γ k γ k βk, k γ k + βk k γ k k, k γ k + βk 3 k k 4 k 3 k
2009 2 26 1 3 1.1.................................................. 3 1.2..................................................... 3 1.3...................................................... 3 1.4.....................................................
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
Microsoft PowerPoint - Ppt ppt[読み取り専用]
![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!
PowerPoint Presentation
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
.2 ρ dv dt = ρk grad p + 3 η grad (divv) + η 2 v.3 divh = 0, rote + c H t = 0 dive = ρ, H = 0, E = ρ, roth c E t = c ρv E + H c t = 0 H c E t = c ρv T
NHK 204 2 0 203 2 24 ( ) 7 00 7 50 203 2 25 ( ) 7 00 7 50 203 2 26 ( ) 7 00 7 50 203 2 27 ( ) 7 00 7 50 I. ( ν R n 2 ) m 2 n m, R = e 2 8πε 0 hca B =.09737 0 7 m ( ν = ) λ a B = 4πε 0ħ 2 m e e 2 = 5.2977
Microsoft PowerPoint - takaahara
相対論的ジェット 高原文郎 ( 阪大理 ) Dec.27 2005 理論懇シンポ ( 基研 ) BH 天体に普遍的 GRB 超相対論的 AGN( 電波銀河 ) 相対論的 AGN( セイファート ) 非相対論的 マイクロクェーサー 準相対論的 アクリションとのとの相関 エネルギー源は重力 光学的に薄い高温高温プラズマプラズマに起源 Fender & Belloni (2004) 1915+105 Willott
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
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
(1.2) T D = 0 T = D = 30 kn 1.2 (1.4) 2F W = 0 F = W/2 = 300 kn/2 = 150 kn 1.3 (1.9) R = W 1 + W 2 = = 1100 N. (1.9) W 2 b W 1 a = 0
1 1 1.1 1.) T D = T = D = kn 1. 1.4) F W = F = W/ = kn/ = 15 kn 1. 1.9) R = W 1 + W = 6 + 5 = 11 N. 1.9) W b W 1 a = a = W /W 1 )b = 5/6) = 5 cm 1.4 AB AC P 1, P x, y x, y y x 1.4.) P sin 6 + P 1 sin 45
H 0 H = H 0 + V (t), V (t) = gµ B S α qb e e iωt i t Ψ(t) = [H 0 + V (t)]ψ(t) Φ(t) Ψ(t) = e ih0t Φ(t) H 0 e ih0t Φ(t) + ie ih0t t Φ(t) = [
![H 0 H = H 0 + V (t), V (t) = gµ B S α qb e e iωt i t Ψ(t) = [H 0 + V (t)]ψ(t) Φ(t) Ψ(t) = e ih0t Φ(t) H 0 e ih0t Φ(t) + ie ih0t t Φ(t) = [](/thumbs/99/141438442.jpg "H 0 H = H 0 + V (t), V (t) = gµ B S α qb e e iωt i t Ψ(t) = [H 0 + V (t)]ψ(t) Φ(t) Ψ(t) = e ih0t Φ(t) H 0 e ih0t Φ(t) + ie ih0t t Φ(t) = [")
3 3. 3.. H H = H + V (t), V (t) = gµ B α B e e iωt i t Ψ(t) = [H + V (t)]ψ(t) Φ(t) Ψ(t) = e iht Φ(t) H e iht Φ(t) + ie iht t Φ(t) = [H + V (t)]e iht Φ(t) Φ(t) i t Φ(t) = V H(t)Φ(t), V H (t) = e iht V (t)e
9 1. (Ti:Al 2 O 3 ) (DCM) (Cr:Al 2 O 3 ) (Cr:BeAl 2 O 4 ) Ĥ0 ψ n (r) ω n Schrödinger Ĥ 0 ψ n (r) = ω n ψ n (r), (1) ω i ψ (r, t) = [Ĥ0 + Ĥint (
9 1. (Ti:Al 2 O 3 ) (DCM) (Cr:Al 2 O 3 ) (Cr:BeAl 2 O 4 ) 2. 2.1 Ĥ ψ n (r) ω n Schrödinger Ĥ ψ n (r) = ω n ψ n (r), (1) ω i ψ (r, t) = [Ĥ + Ĥint (t)] ψ (r, t), (2) Ĥ int (t) = eˆxe cos ωt ˆdE cos ωt, (3)
微分積分 サンプルページ この本の定価 判型などは, 以下の URL からご覧いただけます. このサンプルページの内容は, 初版 1 刷発行時のものです.
微分積分 サンプルページ この本の定価 判型などは, 以下の URL からご覧いただけます. ttp://www.morikita.co.jp/books/mid/00571 このサンプルページの内容は, 初版 1 刷発行時のものです. i ii 014 10 iii [note] 1 3 iv 4 5 3 6 4 x 0 sin x x 1 5 6 z = f(x, y) 1 y = f(x)
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 =,,
128 3 II S 1, S 2 Φ 1, Φ 2 Φ 1 = { B( r) n( r)}ds S 1 Φ 2 = { B( r) n( r)}ds (3.3) S 2 S S 1 +S 2 { B( r) n( r)}ds = 0 (3.4) S 1, S 2 { B( r) n( r)}ds
127 3 II 3.1 3.1.1 Φ(t) ϕ em = dφ dt (3.1) B( r) Φ = { B( r) n( r)}ds (3.2) S S n( r) Φ 128 3 II S 1, S 2 Φ 1, Φ 2 Φ 1 = { B( r) n( r)}ds S 1 Φ 2 = { B( r) n( r)}ds (3.3) S 2 S S 1 +S 2 { B( r) n( r)}ds
II ( ) (7/31) II ( [ (3.4)] Navier Stokes [ (6/29)] Navier Stokes 3 [ (6/19)] Re
![II ( ) (7/31) II ( [ (3.4)] Navier Stokes [ (6/29)] Navier Stokes 3 [ (6/19)] Re](/thumbs/94/118770263.jpg "II ( ) (7/31) II ( [ (3.4)] Navier Stokes [ (6/29)] Navier Stokes 3 [ (6/19)] Re")
II 29 7 29-7-27 ( ) (7/31) II (http://www.damp.tottori-u.ac.jp/~ooshida/edu/fluid/) [ (3.4)] Navier Stokes [ (6/29)] Navier Stokes 3 [ (6/19)] Reynolds [ (4.6), (45.8)] [ p.186] Navier Stokes I Euler Navier
物性物理学I_2.pptx
phonon U r U = nαi U ( r nαi + u nαi ) = U ( r nαi ) + () nαi,β j := nαi β j U r nαi r β j > U r nαi r u nαiuβ j + β j β j u β j n α i () nαi,β juβj 調和振動子近似の復習 極 小 値近傍で Tylor展開すると U ( x) = U ( x ) + (
18 I ( ) (1) I-1,I-2,I-3 (2) (3) I-1 ( ) (100 ) θ ϕ θ ϕ m m l l θ ϕ θ ϕ 2 g (1) (2) 0 (3) θ ϕ (4) (3) θ(t) = A 1 cos(ω 1 t + α 1 ) + A 2 cos(ω 2 t + α
18 I ( ) (1) I-1,I-2,I-3 (2) (3) I-1 ( ) (100 ) θ ϕ θ ϕ m m l l θ ϕ θ ϕ 2 g (1) (2) 0 (3) θ ϕ (4) (3) θ(t) = A 1 cos(ω 1 t + α 1 ) + A 2 cos(ω 2 t + α 2 ), ϕ(t) = B 1 cos(ω 1 t + α 1 ) + B 2 cos(ω 2 t
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
領域シンポ発表
1 次元の減衰運動の中の強制振動 ) ( f d d d d d e f e ce ) ( si ) ( 1 ) ( cos ω =ω -γ とおくと 一般解は 外力 f()=f siω の場合 f d d d d si f ce f ce si ) cos( cos si ) cos( この一般解は 1 φ は外力と変位との間の位相差で a 時間が経つと 第 1 項は無視できる この場合の振幅を
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......................
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/
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
: 8.2: A group (i.e. a very small cluster) of galaxies superimposed on a x-ray image from the ROSAT satellite
1 8 8.1 8.1.1 8.1: ( Ω = ρ/ρ c ) (Fukugita, M. et al., APJ 503 (1998) 518) ( 15%) (z 0 ) 1.................. 0.0026 h 1 0.0043 h 1 0.0014 h 1 A 2..................... 0.00086 h 1 0.00129 h 1 0.00051 h
大阪大学物理 8 を解いてみた Ⅱ. 問 ( g cosq a sin q ) m - 台 B 上の観測者から見ると, 小物体は, 斜面からの垂直抗力 N, 小物体の重力 mg, 水平左向きの慣性力 ma を受け, 台 B の斜面と平行な向きに運動する したがって, 小物体は台 B の斜面に垂直な方
大阪大学物理 8 を解いてみた Ⅰ. 問 g 最高点の座標を y max とすると, 力学的エネルギー保存則より \ y m mgy 補足 max g max 小物体の運動方向に対する仕事は重力 ( 保存力 ) の斜面に沿った成分のみであり, 垂直抗力 ( 非保存力 ) の仕事は である よって, 力学的エネルギー保存則が成り立つ これを確かめてみよう 小物体は重力の斜面に沿った外力を受けながらその運動エネルギーを失っていく
観測的宇宙論workshop.pptx
名古屋 大学宇宙論論研究室 嵯峨承平 ( 共同研究者 : 市來來淨與, 杉 山直 ) 2013/12/4 観測的宇宙論論 workshop 1/20 目次 1. イントロ 2. 2 次摂動論論 3. 重 力力波 ( 線形摂動 ) 4. 重 力力波 (2 次摂動 ) 5. まとめ 2/20 1. イントロ 非ガウス性 重 力力レンズ効果 2 次ドップラー効果 2 次重 力力波 磁場 Mode coupling
1 1 1 1-1 1 1-9 1-3 1-1 13-17 -3 6-4 6 3 3-1 35 3-37 3-3 38 4 4-1 39 4- Fe C TEM 41 4-3 C TEM 44 4-4 Fe TEM 46 4-5 5 4-6 5 5 51 6 5 1 1-1 1991 1,1 multiwall nanotube 1993 singlewall nanotube ( 1,) sp 7.4eV
医系の統計入門第 2 版 サンプルページ この本の定価 判型などは, 以下の URL からご覧いただけます. このサンプルページの内容は, 第 2 版 1 刷発行時のものです.
医系の統計入門第 2 版 サンプルページ この本の定価 判型などは, 以下の URL からご覧いただけます. http://www.morikita.co.jp/books/mid/009192 このサンプルページの内容は, 第 2 版 1 刷発行時のものです. i 2 t 1. 2. 3 2 3. 6 4. 7 5. n 2 ν 6. 2 7. 2003 ii 2 2013 10 iii 1987
. 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.........
A 99% MS-Free Presentation
A 99% MS-Free Presentation 2 Galactic Dynamics (Binney & Tremaine 1987, 2008) Dynamics of Galaxies (Bertin 2000) Dynamical Evolution of Globular Clusters (Spitzer 1987) The Gravitational Million-Body Problem
( ) 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:
X線天文学と 宇宙の高エネルギープラズマ
X 線天文学と宇宙の高エネルギープラズマ 名古屋大学 KMI 現象解析研究センター松本浩典 金沢大学集中講義 1 通常の天文学 ( 乙女座銀河団 ) 金沢大学集中講義 2 X 線でみると 金沢大学集中講義 3 目で見る世界と X 線の世界 SDSS RASS 銀河団 = 銀河の集団銀河団 = 数千万度の火の玉 世界観が変わった! 金沢大学集中講義 4 集中講義の内容 X 線 X 線放射過程 超新星残骸プラズマ
( ) Note WMAP > 100Mpc [ ] dr ds 2 = c 2 dt 2 a(t) kr 2 + r2 (dθ 2 + sin 2 θdφ 2 ) (1) a(t)
![( ) Note WMAP > 100Mpc [ ] dr ds 2 = c 2 dt 2 a(t) kr 2 + r2 (dθ 2 + sin 2 θdφ 2 ) (1) a(t)](/thumbs/103/157490836.jpg "( ) Note WMAP > 100Mpc [ ] dr ds 2 = c 2 dt 2 a(t) kr 2 + r2 (dθ 2 + sin 2 θdφ 2 ) (1) a(t)")
( ) Note 7 19 12 6 7 7.1 1922 1929 1947 WMAP 2003 1. > 100Mpc 2. 10 5 3. 1. [ ] dr ds 2 c 2 dt 2 a(t) 2 2 1 kr 2 + r2 (dθ 2 + sin 2 θdφ 2 ) (1) a(t) (r, θ, φ) * 1) a(t) 2. v H 0 dz v dz H 0 H(0){ H(t)
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/
多次元レーザー分光で探る凝縮分子系の超高速動力学
波動方程式と量子力学 谷村吉隆 京都大学理学研究科化学専攻 http:theochem.kuchem.kyoto-u.ac.jp TA: 岩元佑樹 iwamoto.y@kuchem.kyoto-u.ac.jp ベクトルと行列の作法 A 列ベクトル c = c c 行ベクトル A = [ c c c ] 転置ベクトル T A = [ c c c ] AA 内積 c AA = [ c c c ] c =
Probit , Mixed logit
Probit, Mixed logit 2016/5/16 スタートアップゼミ #5 B4 後藤祥孝 1 0. 目次 Probit モデルについて 1. モデル概要 2. 定式化と理解 3. 推定 Mixed logit モデルについて 4. モデル概要 5. 定式化と理解 6. 推定 2 1.Probit 概要 プロビットモデルとは. 効用関数の誤差項に多変量正規分布を仮定したもの. 誤差項には様々な要因が存在するため,
Hanbury-Brown Twiss (ver. 2.0) van Cittert - Zernike mutual coherence
Hanbury-Brown Twiss (ver. 2.) 25 4 4 1 2 2 2 2.1 van Cittert - Zernike..................................... 2 2.2 mutual coherence................................. 4 3 Hanbury-Brown Twiss ( ) 5 3.1............................................
( ) ,
II 2007 4 0. 0 1 0 2 ( ) 0 3 1 2 3 4, - 5 6 7 1 1 1 1 1) 2) 3) 4) ( ) () H 2.79 10 10 He 2.72 10 9 C 1.01 10 7 N 3.13 10 6 O 2.38 10 7 Ne 3.44 10 6 Mg 1.076 10 6 Si 1 10 6 S 5.15 10 5 Ar 1.01 10 5 Fe 9.00
スライド 1
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
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
TOP URL 1
TOP URL http://amonphys.web.fc.com/ 1 19 3 19.1................... 3 19.............................. 4 19.3............................... 6 19.4.............................. 8 19.5.............................
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
( ) 2002 1 1 1 1.1....................................... 1 1.1.1................................. 1 1.1.2................................. 1 1.1.3................... 3 1.1.4......................................
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
超伝導状態の輸送方程式におけるゲージ不変性とホール効果
超伝導状態の輸送方程式におけるゲージ不変性とホール項 輸送方程式について 研究の歴史 微視的導出法 問題点 - 項 超伝導体の 効果の実験 北大 理 物理北孝文 非平衡状態の摂動論 の方法 輸送方程式の微視的導出と問題点 ゲージ不変性とホール項 まとめ バイロイト 月 - 月 カールスルーエ 月 - 月 カールスルーエのお城 モーゼル渓谷 ザルツカンマ - グート ( オーストリア ) バイロイト近郊
スライド 1
An extremely luminous X-ray outburst marking the birth of a normal supernova A. M. Soderberg, E. Berger, K. Page, P. Schady, J. Parrent, D. Pooley, X.-Y. Wang, E. Ofek, A. Cucchiara, A. Rau, E. Waxman,
Contents 1 Jeans (
Contents 1 Jeans 2 1.1....................................... 2 1.2................................. 2 1.3............................... 3 2 3 2.1 ( )................................ 4 2.2 WKB........................
Z: Q: R: C: sin 6 5 ζ a, b
Z: Q: R: C: 3 3 7 4 sin 6 5 ζ 9 6 6............................... 6............................... 6.3......................... 4 7 6 8 8 9 3 33 a, b a bc c b a a b 5 3 5 3 5 5 3 a a a a p > p p p, 3,
1 9 v.0.1 c (2016/10/07) Minoru Suzuki T µ 1 (7.108) f(e ) = 1 e β(e µ) 1 E 1 f(e ) (Bose-Einstein distribution function) *1 (8.1) (9.1)
1 9 v..1 c (216/1/7) Minoru Suzuki 1 1 9.1 9.1.1 T µ 1 (7.18) f(e ) = 1 e β(e µ) 1 E 1 f(e ) (Bose-Einstein distribution function) *1 (8.1) (9.1) E E µ = E f(e ) E µ (9.1) µ (9.2) µ 1 e β(e µ) 1 f(e )
/ 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,
ma22-9 u ( v w) = u v w sin θê = v w sin θ u cos φ = = 2.3 ( a b) ( c d) = ( a c)( b d) ( a d)( b c) ( a b) ( c d) = (a 2 b 3 a 3 b 2 )(c 2 d 3 c 3 d
A 2. x F (t) =f sin ωt x(0) = ẋ(0) = 0 ω θ sin θ θ 3! θ3 v = f mω cos ωt x = f mω (t sin ωt) ω t 0 = f ( cos ωt) mω x ma2-2 t ω x f (t mω ω (ωt ) 6 (ωt)3 = f 6m ωt3 2.2 u ( v w) = v ( w u) = w ( u v) ma22-9
n ξ n,i, i = 1,, n S n ξ n,i n 0 R 1,.. σ 1 σ i .10.14.15 0 1 0 1 1 3.14 3.18 3.19 3.14 3.14,. ii 1 1 1.1..................................... 1 1............................... 3 1.3.........................
K E N Z U 01 7 16 HP M. 1 1 4 1.1 3.......................... 4 1.................................... 4 1..1..................................... 4 1...................................... 5................................
master.dvi
4 Maxwell- Boltzmann N 1 4.1 T R R 5 R (Heat Reservor) S E R 20 E 4.2 E E R E t = E + E R E R Ω R (E R ) S R (E R ) Ω R (E R ) = exp[s R (E R )/k] E, E E, E E t E E t E exps R (E t E) exp S R (E t E )
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
all.dvi
I 1 Density Matrix 1.1 ( (Observable) Ô :ensemble ensemble average) Ô en =Tr ˆρ en Ô ˆρ en Tr  n, n =, 1,, Tr  = n n  n Tr  I w j j ( j =, 1,, ) ˆρ en j w j j ˆρ en = j w j j j Ô en = j w j j Ô j emsemble
高知工科大学電子 光システム工学科
卒業研究報告 題 目 量子力学に基づいた水素分子の分子軌道法的取り扱いと Hamiltonian 近似法 指導教員 山本哲也 報告者 山中昭徳 平成 14 年 月 5 日 高知工科大学電子 光システム工学科. 3. 4.1 4. 4.3 4.5 6.6 8.7 10.8 11.9 1.10 1 3. 13 3.113 3. 13 3.3 13 3.4 14 3.5 15 3.6 15 3.7 17