次期Ｘ線天文衛星 「ASTRO-H《概要
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- つづる みおか
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1 次期 X 線天文衛星 Astro-H 概要 宇宙物理学研究室 X 線グループ國枝秀世
2 U 研 X 線グループの研究の概略 1. すざく衛星による観測的宇宙物理学 (1) 活動的銀河核 (2) 超新星残骸 Tycho SNR (3) 銀河団 2. 硬 X 線撮像気球観測 (1) 硬 X 線撮像望遠鏡の技術実証多層膜レプリカ鏡量産 Astro-H HXT (2)25-45 kev で天体撮像観測 3.Astro-H ミッション (2014- ) (1) 目指すサイエンス (2) ミッション概要 (3) 硬 X 線望遠鏡の開発 4. 将来計画 (1)International X-ray Observatory (2)FFAST (3)DIOS
3 1. すざく衛星による観測的宇宙物理学 あすか すざく搭載 X 線望遠鏡の開発 これまでの X 線観測 あすか 宇宙物理学の成果 次の課題
4 鉄輝線 1. すざく衛星による観測的宇宙物理学 (1) 活動的銀河核 円盤放射 Thermal 直接光 Power law 逆 Compton 吸収トーラス BH の重力場の効果 反射 ( 再放射 ) 成分 Scattering, fluorescence MCG 高エネルギー電子雲 降着円盤
5 1. すざく衛星による観測的宇宙物理学 (1) 活動的銀河核 MCG 観測スペクトル Powerlaw model(γ=2.2) に対するデータの比反射成分 軟 X 線超過 幅広い鉄ライン PIN Warm Absorber ベキ型成分 XIS
6 1. すざく衛星による観測的宇宙物理学 (1) 活動的銀河核時間変動解析から Size cδt 0.5-2keV Soft Excess 変動が早ければ kev Offset Reflection 2-10 kev Power Law 硬 X 線高感度観測必要 2-10 kev Power Law T. Miyazawa 次の次のトーク 高エネルギー電子雲 降着円盤
7 1. すざく衛星による観測的宇宙物理学 (1) 活動的銀河核強い吸収を受けた SMBH SWIFT J reflection Strong Absorption ( H/cm 2 ) Very week scatter(<0.5%) Small cone angle(<20 ) Thomson 散乱 硬 X 線高感度観測必要 XIS HXD Ueda et al. QuickTimeý Dz TIFFÅiîÒà èkåj êlí ÉvÉçÉOÉâÉÄ Ç Ç±ÇÃÉsÉNÉ`ÉÉǾå ÇÈÇžÇ½Ç ÇÕïKóvÇ Ç ÅB
8 1. すざく衛星による観測的宇宙物理学 (1) 活動的銀河核宇宙を探る ( 背景放射 ) CXB and possible contributions 硬 X 線高感度撮像観測必要 Compton thin absorbed AGN Compton thin AGN Compton thick AGN Gilli et al. 2007
9 1. すざく衛星による観測的宇宙物理学 (2) 超新星残骸 Tycho SNR Tycho SNR with Suzaku 8 arcmin
10 1. すざく衛星による観測的宇宙物理学 (2) 超新星残骸 Tycho SNR Tycho SNR with Suzaku ΔV Fe ~ 3000 km/s Radial expansion Inner 8 arcmin エネルギー分解能 速度 すざく 140eV ~3000km/s Astro-H 5 ev 130km/s 高分解能分光観測必要 A. Furuzawa ( 次のトーク )
11 1. すざく衛星による観測的宇宙物理学 (2) 超新星残骸 Tycho SNR 非熱的成分
12 1. すざく衛星による観測的宇宙物理学 (2) 超新星残骸 Tycho SNR 非熱的成分 10 arcsec Narrow Rim Non-thermal emission Compressed B region?
13 1. すざく衛星による観測的宇宙物理学 (2) 超新星残骸 RXJ1713 SNR 非熱的成分 圧縮磁場 高効率荷電粒子加速現場 Uchiyama et al.
14 1. すざく衛星による観測的宇宙物理学 Acceleration Processes Synchrotron emission Radio - X-rays Inverse-Compton TeV γ-rays ev electrons in SNR Electron energy ev(snr) ev(clusters)? B mgauss mgauss Size 10 pc 1Mpc Highest energy of acceleration is V x B x L Hard X-ray imaging of acceleration site
15 Maximum Electron Energy (ev) 1. すざく衛星による観測的宇宙物理学 荷電粒子最大加速エネルギー Crab Nebula SN1006 Blazar 10 9 Solar Flare Radio Lobes Diffusive shock process: a large B xl means a 10 6 good confinement Auroral Substorm Direct electric acceleration: vbl is 10 3 simply the inductive Reverse Field Pinch Machine electric field, v B L (volts) Hillas (1984) Makishima (1999) Clusters of galaxies? Magnetized WDs? 硬 X 線高感度撮像観測必要
16 1. すざく衛星による観測的宇宙物理学 Science Requirements from Suzaku for future missions 硬 X 線撮像観測高感度 撮像 AGNの時間変動背景放射の起源 --> 吸収の強いAGN SMBHの進化の探査 SNR, 銀河団の加速領域 高分解能分光輝線分光 BH 近傍時空探査プラズマ物理学 運動学 SNR, 銀河団進化
17 2. 硬 X 線撮像気球観測 日米共同 InFOCuS 実験 最初の硬 X 線撮像観測技術的実証観測的実証 QuickTimeý Dz TIFFÅià èkç»çµåj êlí ÉvÉçÉOÉâÉÄ Ç Ç±ÇÃÉsÉNÉ`ÉÉǾå ÇÈÇžÇ½Ç ÇÕïKóvÇ Ç ÅB Pt/C 多層膜スーパーミラー硬 X 線望遠鏡 ( 名大 : 口径 40cm 焦点距離 8m) 硬 X 線撮像検出器 (NASA.GSFC) 姿勢系 ( 名大 :star camera) ゴンドラ (NASA/GSFC) July 2001, May 2004 September 2004 May 2010(Australia)
18 2. 硬 X 線撮像気球観測 日米共同 InFOCuS 実験 XMM 有効面積 ( 実測 ) InFOCuS (one tele.) Chandra Suzaku
19 2. 硬 X 線撮像気球観測 日米共同 InFOCuS 実験 Pt/C 多層膜スーパーミラー硬 X 線望遠鏡 ( 名大 : 口径 40cm 焦点距離 8m) 硬 X 線撮像検出器 (NASA.GSFC) 姿勢系 ( 名大 :star camera) ゴンドラ (NASA/GSFC) 高度 40 km Payload of 1.5 ton QuickTimeý Dz TIFFÅià èkç»çµåj êlí ÉvÉçÉOÉâÉÄ Ç Ç±ÇÃÉsÉNÉ`ÉÉǾå ÇÈÇžÇ½Ç ÇÕïKóvÇ Ç ÅB X0115 (25-50keV)
20 2. 硬 X 線撮像気球観測 日米共同 InFOCuS 実験 Hard X-ray Imaging observation of Cyg X-1 (20-40keV) Radio Continuum (1.4GHz) Lobe 200 kpc Cyg X 1 Jet Inverse Compton scattering of visible light from the star Pic A (AGN) X-ray(Gray) Radio(Contour)
21 これまでの観測からの要請 Science Requirements for future missions 硬 X 線撮像観測高感度 撮像 AGNの時間変動背景放射の起源 --> 吸収の強いAGN SMBHの進化の探査 SNR, 銀河団の加速領域 高分解能分光輝線分光 BH 近傍時空探査プラズマ物理学 運動学 SNR, 銀河団進化
22 1. すざく衛星による観測的宇宙物理学 あすか すざく搭載 X 線望遠鏡の開発 これまでの X 線観測 あすか 宇宙物理学の成果 次の課題 d d λ λ 新しい観測機器の開発 硬 X 線撮像 分光
23 (1) 目指すサイエンス 核エネルギー 3.Astro-H ミッション 宇宙のエネルギーの流れ 星 銀河 物質 熱的宇宙を究める熱的成分 プラズマ 高分散分光 銀河団 輻射 衝撃波 運動 重力エネルギー 磁場 AGN 非熱的成分 加速 硬 X 線撮像 非熱的宇宙の扉を開く 軟ガンマ線観測
24 12 m FL 6 m FL fixed bench (2) ミッション概要 硬 X 線撮像系 3.Astro-H ミッション 名古屋大学 軟 X 線撮像系 Astro-H 2014 Extension 硬 X 線撮像検出器 カロリメータ 高分解能分光器 軟 γ 線検出器
25 3.Astro-H ミッション 伸展式光学台 (EOB) 試作 要求性能焦点距離 12/9m 搭載望遠鏡外径 50cm4 台 230 kg(4 台合計 ) アラインメント位置度 2.5mm 傾斜角 1 分角以内
26 (2) ミッション概要 3.Astro-H ミッション SUZAKU 新提案 Astro-H
27 3.Astro-H ミッション (3) 硬 X 線望遠鏡の開発 斜入射光学系 Diameter 45cm Focal length 12m Ang. Res. ~1 Seff(30keV) ~300cm 2 with multilayers 斜入射角 <1 度硬 X 線ほど多重薄板構造小さくなる 0.2tの円錐 ~200 枚同軸配置 超高効率 X 線望遠鏡
28 (3) 硬 X 線望遠鏡の開発 3.Astro-H ミッション 多層膜スーパーミラー 硬 X 線反射鏡 λ d λ d Diameter 45cm Focal length 12m Ang. Res. ~1 Seff(30keV) ~300cm 2 with multilayers Astro-H HXT Astro-H SXT スーパーミラー
29 3.Astro-H ミッション (3) 硬 X 線望遠鏡の開発 アルミ薄板 + レプリカ溶融ガラスの滑らかな面を転写より高い結像性能 (3.6-->2.0 HPD) Astro-E すざく衛星 口径 40cm 焦点距離 4.75m アルミ基板アルミ基板エポキシエポキシ 多層膜多層膜 ガラス母型 アルミ基板 (0.15mm) エポキシ (50μm) 多層膜 (~100nm) ガラス 円筒
30 3.Astro-H ミッション (3) 硬 X 線望遠鏡の開発 高等研究院 5 階クリーンルーム
31 3.Astro-H ミッション (3) 硬 X 線望遠鏡の開発 多層膜成膜装置 高等研究院 5 階クリーンルーム
32 3.Astro-H ミッション (3) 硬 X 線望遠鏡の開発 Spray 熱硬化 圧着 レプリカ鏡 剥離 高等研究院 5 階クリーンルーム
33 3.Astro-H ミッション (3) 硬 X 線望遠鏡の開発 完成した多層膜反射鏡 Housing への取り付け 高等研究院 5 階クリーンルーム 完成した硬 X 線望遠鏡 ( 気球用 )
34 3.Astro-H ミッションスケジュール
35 3.Astro-H ミッションチーム構成
36 将来計画 IXO : International X-ray Observatory Detector deck Extensible Optical bench To be launched in 2020 JAXA, ESA, NASA Effective area kev 2-5 arcsec resolution Telescope Hard X-ray Response E 60 kev
37 将来計画 IXO : International X-ray Observatory Search for the first generation of SMBH z= M (known QSOs) z=11 XEUS Limit 10 6 M Mini-QSOs Black Hole Hasinger z=15-20
38 将来計画 IXO : International X-ray Observatory Cosmic X-ray Background (Γ 1.4) Integration of AGN at different distance Seyfert I (Γ 1.7) Strongly absorbed Seyfert II Galaxies Hard X-ray Survey Evolution of SMBH without absorption bias 10 kev
39 U 研 X 線グループメンバー 國枝秀世 田原譲 古澤彰浩 石橋和紀 松本浩典 ( 着任 ) 杉田聡司 幅良統 森英之 (ISAS/JAXA) 宮澤拓也 加納康史扇拓矢 松田賢治 酒井理人 仁木大祐 大石和 寺島慎二石田洋輔 山根宏大 山根伸幸 原慎二 紅林優樹姚有為 ( 同済大学 M2: 短期滞在 ) 石田直樹 ( 派遣 )
40 (2) 超新星残骸 Tycho SNR 多波長観測 電波 (CO) 赤外線 (Akari) X 線 By Ishihara
ASTRO-H衛星計画
ASTRO-H 衛星計画 松本浩典 ( 名古屋大学 KMI) 1 目次 ASTRO-H について カロリメーター SXS 硬 X 線望遠鏡 HXT 硬 X 線イメージャー (HXI), 軟 X 線望遠鏡 (SXT), X 線 CCD (SXI), 軟ガンマ線検出器 (SGD) ASTRO-H で進めるサイエンス 2 ASTRO-H 計画 (2014 年打ち上げ予定 ) 日本で 6 番目の X 線天文衛星
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
新星 晩期型星 or 赤色巨星 (IR ~ Optical) 白色矮星 (X-rays) 降着円盤 (Optical ~ UV) 2/59
http://photojournal.jpl.nasa.gov/archive/pia09221.mov X 線による古典新星の研究 突発的押し掛けセミナー @ 京都大学 武井大 ( 立教大学 ) 新星 晩期型星 or 赤色巨星 (IR ~ Optical) 白色矮星 (X-rays) 降着円盤 (Optical ~ UV) 2/59 http://photojournal.jpl.nasa.gov/archive/pia09221.mov
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
イメージング分光によるMeVガンマ線天文学の展望
髙田淳史 ( 京大理 ) 元素合成 SNR : 放射性同位体銀河面 : 26 Al 電子陽電子対消滅線粒子加速ジェット (AGN) : シンクロトロン + 逆コンプトン強い重力場 Black hole : 降着円盤, π 0 Etc. ガンマ線パルサー, 太陽フレア 1-30 MeV MeV sky map CGRO/COMPTEL Bad Sensitivity Good erg / (cm 2
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 )
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予稿より 宇宙 X 線観測と宇宙線物理学 寺澤敏夫 ( 東大宇宙線研 ) 100 年前のHessによる宇宙線 ( 宇宙粒子線 ) の発見は 宇宙が非熱的現象に満ちていることに 人類が最初に気づいたきっかけであったと言える 現在の multi-messenger ut 天文学へと連なる過程で 80 年前の宇宙電波の発見 (Jansky) 50 年前の宇宙 X 線の発見... が続いたことは言うまでもない
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
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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
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2006 年度課題研究 P6 すざくSWG phaseの XIS 観測データの解析及びデータベースの作成 2007 年 3 月 19 日小川恵美子佐野武 もくじ 1 目的 2 すざく衛星と検出器 3 解析 ( スペクトル, ライトカーブ, イメージ ) 4 データベース作成 5 作成したデータベースから得られた成果 我々の課題研究の目的 すざくの SWG phase ( 約 1 年間 ) の XIS
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QuickTimeý Dz TIFFÅiîÒàèkÅj êlí ÉvÉçÉOÉâÉÄ Ç Ç±ÇÃÉsÉNÉ`ÉÉǾå ÇÈÇžÇ½Ç ÇÕïKóvÇ-ÇÅB QuickTimeý Dz TIFFÅiLZWÅj êlí ÉvÉçÉOÉâÉÄ Ç Ç±ÇÃÉsÉNÉ`ÉÉǾå ÇÈÇžÇ½Ç ÇÕïKóvÇ-ÇÅB Bernardini Ramazzini 1700 Occupational Dermatology
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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
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天体プラズマにおける粒子加速機構 無衝突系粒子シミュレーション 星野真弘理学系研究科 地惑惑星科学専攻 内容 ** PIC (Particle In Cell) シミュレーション ** プラズマ輸送係数の研究 (MHD では現象論的に扱う粘性 電気抵抗 熱伝導に関わる物理 ) 非熱的プラズマ ( 局所的熱平衡ではない物理 ) 電子とイオンのエネルギー分配 宇宙での高エネルギー粒子の観測 数値チェレンコフ問題
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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
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
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)
Telescope aperture 1.5mφ Telescope length Fit within the H-IIA nose fairing Spatial resolution 0.1" in UV 0.16" in Vis/NIR (Diffraction limit of 1.5mφ
, (NAOJ) (Kyoto U.) Telescope aperture 1.5mφ Telescope length Fit within the H-IIA nose fairing Spatial resolution 0.1" in UV 0.16" in Vis/NIR (Diffraction limit of 1.5mφ at 1µm ) FOV ~200" x 200" to cover
スライド 1
CTA 報告 18: 全体報告 Masahiro Teshima for CTA-Japan Consortium 観測天体 超新星残骸 連星系 銀河団 Cherenkov Telescope Array 超高エネルギー宇宙ガンマ線の研究 活動銀河核 狙う物理 ガンマ線バースト 宇宙線の起源 銀河系内 系外の高エネルギー天体の研究 赤外 可視背景放射 ( 宇宙の星形成史 ) の研究 暗黒物質対消滅からのガンマ線の探索
110 JAXA JAXA / /
109 JAXA 4 1 2015 3 31 15 40 27 82 / 7/13 6/2 9/13 22/28 13 8 12 8 8 7 10 9 1 1 21 20 19 17 1988 63 2000 15 5 2 26 5 1 10 0 10 3 8 4 6 4 8 13 2 110 JAXA JAXA 9 12 80 60 40 20 / 50 40 30 20 10 / 0 0 3 18
040308fukazawa.ppt
2004/03/08 @ICRR GLAST X MeV--GeV OSO-3 SAS-2 COS-B EGRET (CGRO) GLAST OSO-III (1967): SAS-2 (1972): 10 COS-B (1975): 3C273 EGRET(1991): E~10GeV 271 170 BLAZER 5 Isolated Neutron Star? CTA 1 SNR? EGRET
ロシア語便覧 １
- -È - - -ÚÂÎ Û Ë±ÚÂÎ, ÔËÒ ±ÚÂÎ - apple ÒÂÍappleÂÚ ±apple, Ë ÎËÓÚÂ±Í apple flì ±apple, Ù apple ±Î ÒÚÓ±Î, ÒÚÓÎ ± αÒ, ÎÂ±Ò ; ÎÂÒ ±, ÎÂÒÓ± ÁÛ±, ÁÛ± ; ÁÛ±, ÁÛ Ó± -, -Ë ÒÚÓÎ ±, ÊÛappleÌ ±Î, ÏÛÁ±Ë, ÒÎÓ appleë±
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
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
(5 ) C: AAO
C: MPIA (5 ) C: AAO C: AAO C: AAO C: NAOJ C: NAOJ 8.2 m C: Google map C: NAOJ 4200m! 1181 1054 1006 (1162-1241) 3 4 2 ( 1006 5 1 ) 1054 ( M1) C: NASA/HST C: NASA/Chandra 1006 1572 Stella Nova 1604 Astronomie+Populaire
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常深研究室 (X 線天文学グループ ) 2016/01/12,19 林田清 奈良星のくに 2014/07/24 これは何座? 写真 :MPE 提供 同じ星座です 写真 :MPE 提供 可視光 X 線 月 オリオン座 シリウス X 線天体物理学 = 熱い 宇宙の探求 (X 線天文学 ) Blackbody Radiation Brightness W/m 2 /str/s/m 10 36 10 32
CsI(Tl) 2005/03/
CsI(Tl) 2005/03/30 1 2 2 2 3 3 3.1............................................ 3 3.2................................... 4 3.3............................................ 5 4 6 4.1..............................................
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..................
) km 200 m ) ) ) ) ) ) ) kg kg ) 017 x y x 2 y 5x 5 y )
001 ) g 20 g 5 300 g 7 002 720 g 2 ) g 003 0.8 m 2 ) cm 2 004 12 15 1 3 1 ) 005 5 0.8 0.4 ) 6 006 5 2 3 66 ) 007 1 700 12 ) 008 0.315 ) 009 500 g ) kg 0.2 t 189 kg 17.1 kg 010 5 1 2 cm 3 cm )km 2-1 - 011
Electron Ion Collider と ILC-N 宮地義之 山形大学
Electron Ion Collider と ILC-N 宮地義之 山形大学 ILC-N ILC-N Ee Ee == 250, 250, 500 500 GeV GeV Fixed Fixed target: target: p, p, d, d, A A 33-34 cm-2 LL ~~ 10 1033-34 cm-2 ss-1-1 s s == 22, 22, 32 32 GeV GeV
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Atmospheric gas dynamics in the Perseus cluster observed with Hitomi
Atmospheric gas dynamics in the Perseus cluster observed with Hitomi Hitomi collaboration Shutaro Ueda, Yuto Ichinohe Ryuichi Fujimoto, Shota Inoue, Caroline Kilbourne, Tetsu Kitayama, Maxim Markevitch,
42 1 Fig. 2. Li 2 B 4 O 7 crystals with 3inches and 4inches in diameter. Fig. 4. Transmission curve of Li 2 B 4 O 7 crystal. Fig. 5. Refractive index
MEMOIRS OF SHONAN INSTITUTE OF TECHNOLOGY Vol. 42, No. 1, 2008 Li 2 B 4 O 7 (LBO) *, ** * ** ** Optical Scatterer and Crystal Growth Technology of LBO Single Crystal For Development with Optical Application
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宇宙のもう一つの顔 ~X 線で見た 熱い 宇宙 ~ 松本浩典 名古屋大学現象解析研究センター 1 /78 講義にあたって 講義中の質問 コメント 大歓迎です ぜひ質問してください メールアドレス [email protected] 2 /78 通常の天文学 ( 乙女座銀河団 ) 3 /78 X 線でみると 4 /78 目で見る世界と X 線の世界 SDSS 銀河団 = 銀河の集団
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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 (?)
Huawei G6-L22 QSG-V100R001_02
G6 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 1 2 3 17 4 5 18 UI 100% 8:08 19 100% 8:08 20 100% 8:08 21 100% 8:08 22 100% 8:08 ********** 23 100% 8:08 Happy birthday! 24 S S 25 100% 8:08 26 http://consumer.huawei.com/jp/
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コンパクト ERL におけるバンチ圧縮の可能性に関して 分子科学研究所,UVSOR 島田美帆日本原子力研究開発機構,JAEA 羽島良一 Outline Beam dynamics studies for the 5 GeV ERL 規格化エミッタンス 0.1 mm mrad を維持する周回部の設計 Towards user experiment at the compact ERL Short bunch
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