活動銀河核ジェットの 電波観測のレビュー
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- ゆき ちゃわんや
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1 活動銀河核ジェットの 電波観測のレビュー 永井洋 ( 国立天文台 )
2 自己紹介 2007 年総研大博士課程修了 現在 国立天文台チリ観測所特任助教 大型ミリ波サブミリ波電波望遠鏡 ALMA プロジェクトに関わる 東アジア地域センターでユーザーサポート業務 ( 特に PI データ解析の取りまとめ ) と チリの現場で科学評価活動を行う ( 特に偏波観測を担当 ) VLBI ALMA を使った高解像度電波観測で活動銀河核ジェットの研究を行う 多波長連携にも力を注ぐ
3 プレゼンを作るにあたって 以下の方々のプレゼン資料も参考にさせていただいています ALMAワークショップ ALMAで挑むブラックホールの高エネルギー現象 當真賢二 活動銀河核ワークショップ~2020 年代への展望 ~ 土居明広 天文学会 2012 秋季年会記者会見秋山和徳
4 宇宙ジェット 中心の天体システムから双方向に噴出している 細く絞られたプラズマの噴流 活動する宇宙 第 9 章より ( 福江純 ) 活動銀河核 ( 超巨大 BH) X 線連星 (BH 中性子星 ) 原始星 超新星 中性子星 γ 線バースト
5 AGN の統一モデル 大雑把にいって ジェットは radio-loud objects に付随すると考えられれてきた セントラルエンジン (=SMBH+ 降着流 )+α からなるシステム 本質的な性質の違い セントラルエンジンの性質 ( M dot ) ジェットの規模 ( black hole spin? あまりよくわかっていない ) 見かけ上の違い トーラスごしにセントラルエンジンを見込む角度の違い
6 AGN ジェットの基本的性質 最大の特徴 Kinetic Power L j L edd Bulk Lorentz factor: Γ~ Highly collimated up to ~100 kpc Γ=1/sqrt(1-β 2 ) これらの特徴を如何に実現するかが ジェット研究の基本的な目的
7 AGN ジェットの基本的性質 MS C kpc 130 pc McNamara Color: HI gas ジェットと銀河 銀河団ガスとの激しい相互作用 銀河 ブラックホールの共進化に寄与するか? Morganti+ 2014
8 電波観測が果たす役割 多波長研究の一端を提供する ( あたりまえ ) 干渉計観測 (VLBI を含む ) によって 高い解像度 (λ/d 干渉計の場合 D は基線長 ) でモロフォロジー 偏波 固有運動などの情報を提供する
9 1. ジェットの駆動機構に迫る
10 駆動機構 前述のジェットの観測的特徴を再現することのできるモデルの構築は ジェット研究の長年の課題 電磁場駆動 (Blandford & Znajek 77, Blandford & Payne 81, Uchida & Shibata 85, Koide+ 02, McKinney 06, Komissarov+ 07;09, ) ( 輻射 ) 熱エネルギー駆動 (Paczynski 1990, Iwamoto & Takahara 02;04, Asano & Takahara 07;09, Toma & Takahara 2012) Uchida+ Iwamoto & Takahara 観測では モデルと直接比較が可能な空間スケールを分解しつつある
11 おとめ座銀河団の cd 銀河 D=16.7 Mpc (Jordan+ 2005) M 87 M BH = 3 or 6 x 10 9 M sun (Macchetto+ 97, Gebhardt & Tomas 09, Walsh+ 13) 0.1 mas = pc = 12.8 r s SgrA* に続いて最もブラックホール視直系が大きいため VLBI 観測によって計算機実験の世界に迫ることができる Hada, HN+ 2011, Nature
12 収束プロファイル 幅 z r 1.7 z r 1 ジェットの幅を場所場所で測定 10 5 r s までは放物形状 以降は円錐形状 10 5 r s はちょうど Bondi 半径程度に相当し HST-1 という不思議な成分が確認されている Asada & Nakamura 2012 Cheung Hada, HN+ 2013
13 電磁流体モデルとの比較 磁力線と密度 Poynting flux Kinetic flux Komissarov 電流とローレンツ因子 Poynting flux Bulk Lorentz factor 理論的にはフープストレスだけでは収束は維持できない (Okamoto 99, Nakamura+ 06, Toma & Takahara 13) Komissarov+ 07/09では z r 3/2 ( 放物形状 ) の外壁を設定することで 効率よくジェットを加速できることを示した 前頁の <10 5 r s の収束プロファイルとほぼ一致
14 HST-1 の解釈 Cheung ジェットは断熱膨張により内圧 (p jet ) が減少 一方で外圧 (p ISM ) の減りが緩やかな場合 ある程度の距離になると p jet < p ISM になり過収束が起こる Recollimation shock (Sanders 1983) 実際に 多くの観測で銀河のコア半径以内での ISM の分布はフラット HST-1 で観測される超光速ノットの描像とも合う (Cheung+ 2007)
15 <100 r s で遷移? 100r s よりも内側でわずかに収束プロファイルが変化している可能性がある 収束が弱い 理論的にはこのあたりに fast-magnetosonic point があり この点よりも下流で強く収束される magnetic nozzle effect (Li et al. 1992; Vlahakis & Konigl 2003) さらなる分解能が必要
16 速度プロファイル 破線はパラボラ形状を仮定した場合の MHD 数値実験 Asada, HN の距離レンジでノットの速度が測定されている 10 5 r s に向かって漸近的な加速 以降減速 収束プロファイルが変化する場所と一致 MHD モデルでは収束と加速が同時に起こるという点で MHD モデルの予測と一致する
17 BH 極近傍に迫る :Event Horizon Telescope Global network of mm/sub-mm VLBI to Image BH shadow, jet-root etc. Target source : Sgr A*, M87, Blazars, etc. Target resolution : ~20 uas or higher Green land Hawaii CARMA LMT SMTO Pico Veleta ALMA ASTE/APEX Planned Array around 2015 Phase-up ALMA joining in ~2015
18 Credit: 秋山和徳 ( 東大 ) EHT 230 GHz 放射体の大きさが測れた段階 撮像はこれから (ALMA の VLBI 化が必要 )
19 2. 多波長放射 ( 特に高エネルギー放射と電波放射の関係 )
20 HE/VHE Gamma-ray Sources Fermi/LAT 5-yr (GeV) Cherenkov (>100GeV) Extragalactic HE gamma-ray sources ~ 1000 Extragalactic VHE gamma-ray sources ~ 50 ほとんどはブレーザー わずかながら電波銀河 NLSy1 など
21 γ 線放射の基本的理解 Inoue & Takahara 1996 低エネ側のシンクロトロン光子 (and/or 外部光子 ) を逆コンプトンすることで γ 線を作る ( 相対論的ビーミングが必要 Γ~10)
22 BL Lac γ 線放射源はどこか? core knot Marscher+ 2008, Nature 1-10 pc ( r s ) from BH 超光速ノットが電波コアを通過する際に γ 線フレア その直前に可視光偏光角の回転起こる
23 電波銀河 M87 の場合 22GHz VERITAS(TeV) Fermi SMA 電波コアからの距離 (mas) Hada, HN γ 線放射領域は約 60r s 以内 No superluminal motion! 22GHz (GENJI+ 共同利用 ) β app =(0.58±0.10) EVN VERA 共同 43GHz GENJI/VERA 22GHz EVN 43GHz( 共同利用 ) β app =(0.40±0.04) 時間 (year)
24 Perseus A (3C 84) HN pc v~0.3c (see also Chida s presentation) γ 線が検出されている数少ない電波銀河 長期的には電波コアと γ 線の活動に相関がある γ 線放射領域はコア付近 COS-B γ-ray Radio EGRET Abdo+2009 Fermi
25 Perseus A (3C 84) γ 線ライトカーブ (Fermi 2-yr) Brown&Adams 回の顕著なガンマ線フレア ~days-weeks スケールの変動 これに対応した電波変動は発見できなかった 単一鏡ライトカーブと VLBI ライトカーブのトレンドはよく一致しているので 単一鏡で見られる増光成分は VLBI スケールに起因していると考えてよい 電波ライトカーブ VLBI イメージ HN+ 2012
26 円筒構造 -> 多層構造の示唆 3C84 で観測された limb brightening 5 pc 1 pc VLBA 43GHz ( 分解能 ~0.3mas) HN 軸 (spine) と鞘 (sheath) で速度の異なる流れ 電波放射 :sheath からのシンクロトロン γ 線放射 :sheath または spine からの種光子を逆コンプトン Spine からの種光子の量が変化した場合 γ 線光度は変動するが電波は変動しない Spine-Sheath model (Ghisellini+ 2005)
27 Reid+ M87 でも円筒構 造が見えている Walker+
28 ここまでのまとめ γ 線フレアには個性があるが 大局的には以下のようにまとめられる ブレーザー ( 視線角が小さいジェット ) γ 線フレアと電波増光は密接に関係 超光速電波ノットが出現 電波銀河 ( 視線角が大きいジェット ) M87:VHE γ 線フレアに呼応した電波コアの増光 しかし ジェットは準相対論的 3C 84:HE/VHEγ 線フレアに呼応した顕著な電波変動は見られない ジェットは準相対論的? 電波銀河ではクリアな相関がない傾向 視線角によって 電波と γ 線の相関の度合いが変わる 多層構造が有力な解釈
29 電磁場優勢 vs. 物質優勢 ブレーザー ( ジェットの根元 ) の SED Inoue & Takahara 1996 ジェットの多波長 SED Synchrotron + Synchroton-self Compton (SSC) Large scale jet の SED 研究から得られた磁場 Kataoka & Stawarz 2005 L SSC /L syn u e /u B ジェットの根元 (blazar zone) では粒子のエネルギーが約 10 倍卓越 BH 近傍で電磁場卓越であっても 放射領域までに物質優勢になっていなければならない kpc スケールのノット ホットスポット ローブでも おおよそ u e >u B 下流に至るまで物質優勢の状態が保たれる 理論の主流 (MHD) との整合性は悪い
30 多層構造を考慮した場合の u e /u B 1 pc 3C 84, M 87 のように円筒構造は 太さ方向に流れの速度が変化する多層構造を示唆する HN Ghisellini+ 2005
31 Large scale jet の場合 Uchiyama PKS Uchiyama Synch+IC ではなく double Synchrotron でも SED が表現できることが示された Synch + IC( と そこから導かれた粒子卓越 ) の描像に疑問を投げかける 驚くべきことに 下流と上流で低エネ成分と高エネ成分の比が変化する 一成分では説明が難しい
32 ALMA によるディープイメージング ALMA Band 3 image of PKS Cycle 0 アーカイブデータ PKS phase calibrator として観測 ATCA ALMA 70 kpc Spitzer しっかりと イメージングすると large scale jet が浮かび上がった センチ波 (ATCA) と赤外線 (Spitzer) は単一のシンクロトロンで結ぶのは困難 kpc ジェットにおける新たな SED 研究の幕開けの予感 今後 ALMA で発展が期待される分野 Uchiyama で示された SED フィット
33 3. 様々な AGN 種族の電波放射 ( アラカルト )
34 AGN jets in LIRG この天体の場合 エネルギー源が AGN である可能性は残る NGC 6240 UGC 5101 VLBA 1.7 GHz Lonsdale et al. (2003) MERLIN 1.7 GHz Gallimore et al. (2004) VLBA 1.6 GHz
35 SNRs in LIRG Lonsdale et al VLBA+Y27+GBT+Arecibo+EVN 1.6 GHz Arp 220 約 50 の微弱点源 ( 超新星クラスター ) エネルギー源は nuclear starburst か
36 Radio-quiet QSO (RQQ) 複数の RQQ で確認 TB>10^8 K の放射 AGN ジェット起源 RLQ と本質的には変わらない 1.7, 5, 8.4 GHz Blundell et al. 1998, Ulvestad et al. 2005
37 Superluminal motion in RQQ Blundell et al VLBA+Y27 PG 日のうちに構造の劇的な変化 ドップラーファクター δ>10 の相対論的ジェットを示唆
38 Seyfert galaxy NGC3516 中心核フラックス ~3mJy 高感度イメージングすると しっかりとした電波ローブが浮かび上がる 同様の Seyfet の報告例多数 (Giroletti+ 09, Orienti+ 10, Nagar+ 05) 中心核パワーによらず 比較的大きな電波構造を作れることを示唆? FR1.5-like morphology ジェットパワーが非対称? HN, Noda+ in prep.
39 Nagar, Falcke, Ulvestad, Anderson VLBI の感度向上により 低光度 AGN の高分解能イメージが見られるようになって来た (see also Nakahara s poster) All known LLAGNs of >1.5 mjy Results * 42/43 detected * Two types: core+weak jet FR-I core? * core: still unresolved 低光度 AGN
40 Pole-on Viewed UFOs/BAL? List of Known UFO sources Tombesi+2010a,b Chartas+2003 Reeves+2009 Markowitz+2006 Cappi+2009 Pounds+2003 Braito+2007 NGC 4151 IC4329A NGC 3783 NGC 3516 Mrk 509 Ark 120 Mrk 279 Mrk 79 NGC 4051 Mrk 766 Mrk 841 ESO 323+G77 1H Mrk 290 Mrk 205 PG MCG NGC 4507 NGC C 111 3C 120 3C APM PG PDS 456 NLS1 NLS1 NLS1 NLS1 NLS1 super-luminal RG super-luminal RG super-luminal RG BAL HiBAL NLS1 Intriguingly, many NLS1s including both of strong and weak radio sources ( Ohsuga+2009) including famous super-luminal radio galaxies Viewing angle 21, Opening angle 4 Gomez et al. (2008)
41 まだまだ混沌 LIRG と AGN の関係 Radio-quiet なのに Radio-loud と本質的に変わらない :RQQ, Seyfert, LLAGN 同じ種族に種別されているのに pole-on / edge-on がいる : BAL/UFO
42 まとめ AGN ジェットの電波観測で明らかになったことを中心に以下のトピックスについて紹介をした ジェット駆動機構 計算機実験と比較できる時代が到来した MHD モデルと一致する収束 加速プロファイルが明らかになりつつある (M87) 多波長放射 ブレーザー / 電波銀河で電波 -γ 線相関の度合いが違う ( ただし電波銀河は観測数が少ない ) 多層構造を示唆か Large-scale jet の SED でも多成分の必要性が示唆される アルマによって発展が期待される分野 様々な AGN 種族の電波放射 AGN の統一モデルとそぐわない例をどう説明するか?
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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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宇宙科学 II ( 電波天文学 ) 第 12 回 ブラックホール (II) 前回の復習 1 ブラックホール 強い重力により光さえ飲み込む暗黒の天体 ブラックホールの大きさ ( シュバルツシルト半径 ) R g = 2GM / c 2 無限遠から初速 0 で BH 近傍の円軌道まで物質を落とすと E = ¼ m c 2 という莫大なエネルギーが取り出せる ( ニュートン力学の近似 実際は静止質量の ~
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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
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)
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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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
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
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
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,
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
爆発的星形成? AGN関係を 生み出す物理機構の観測的示唆
Umemura, Fukue & Mineshige 1997, 1998 Ohsuga et al. 1998 R ring ~100pc dv r = v 2 ϕ dt r 1 dp ρ dr dφ 1 r d(rv ϕ ) dt = 3χE 2c typical timescale dr + χ c F r 3 2 Myr r R ring V ring 3χE 2c v ϕ Umemura,
_mizuno_plasma_seminar.ppt
相対論的ジェットにおけるキンク 不安定性 : ジェットの回転の影響 水野陽介 Institute of Astronomy ( 天文研究所 ) National Tsing-Hua University ( 國立清華大學 ) 共同研究者 P. E. Hardee (Univ of Alabama, Tuscaloosa), Y. Lyubarsky (Ben-Gurion Univ), K.-I.
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
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
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
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Mira 型変光星プロジェクト現状とKVN の利用 A.Nakagawa, T.Kurayama (Kagoshima University) Mira Project Observation Current Status KVN + VERA 大マゼラン雲 (LMC) のミラ型変光星周期光度関係 実視等級を元に得られた関係 距離に対してLMCの厚みは小さくすべて同じ距離にあるとみなせるため実視等級を利用できる
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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!
KOOLS-IFU 研究会 京都大学 KOOLS-IFU で探る AGN feedback 愛媛大学 D2 寺尾航暉 共同研究者 長尾透 ( 愛媛大学 ) 橋本哲也 ( 国立精華大学 ) 柳澤顕史 ( 国立天文台 ) 松岡健太 ( フィレンツェ大学 ) 松岡良樹 ( 愛媛大学 ) 鳥羽儀
KOOLS-IFU 研究会 /5 @ 京都大学 KOOLS-IFU で探る AGN feedback 愛媛大学 D 寺尾航暉 共同研究者 長尾透 ( 愛媛大学 ) 橋本哲也 ( 国立精華大学 ) 柳澤顕史 ( 国立天文台 ) 松岡健太 ( フィレンツェ大学 ) 松岡良樹 ( 愛媛大学 ) 鳥羽儀樹 (ASIAA) 山下拓時 ( 愛媛大学 ) 大西響子 ( 愛媛大学 ) 土居守 ( 東京大学 ) 小久保充
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宇宙科学 II ( 電波天文学 ) 第 11 回 パルサー 前回の復習 1 10 0 10 3 10 6 10 9 10 12 10 15 10 18 10 21 10 24 10 27 単位 (m) 人間太陽近傍の恒星地球太陽太陽系銀河系 銀河銀河団宇宙の果宇宙の階層構造 ログスケールで表示した宇宙の大きさ ブラックホールの想像図てブラックホールの想像図 銀河中心ブラックホール 連星系ブラックホール
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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
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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 [email protected] 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 =
×××××××××× ×××××××××××××××
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
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Evidence for jet structure in hadron product by e＋e－
G. Hanson et al. Phys. Rev. Lett. 5 (1975) 1609 Physcs Colloquum July 7th, 008 Evdence for Jet Structure n Hadron Producton by e + e - Annhlaton Contents: 1. Introducton. Exerment at SLAC. Analyss 4. Results
( )
1. 2. 3. 4. 5. ( ) () http://www-astro.physics.ox.ac.uk/~wjs/apm_grey.gif http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap950917.html ( ) SDSS : d 2 r i dt 2 = Gm jr ij j i rij 3 = Newton 3 0.1% 19 20 20 2 ( ) 3 3
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
円筒面で利用可能なＡＲマーカ
円筒面で利用可能な AR マーカ AR Marker for Cylindrical Surface 2014 年 11 月 14 日 ( 金 ) 眞鍋佳嗣千葉大学大学院融合科学研究科 マーカベース AR 二次元マーカはカメラ姿勢の推定, 拡張現実等広い研究分野で利用されている 現実の風景 表示される画像 デジタル情報を付加 カメラで撮影し, ディスプレイに表示 使用方法の単純性, 認識の安定性からマーカベース
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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
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
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)
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)
ダイポールアンテナ標準：校正の実際と不確かさ
ダイポールアンテナ標準 校正の実際と不確かさ ( 独 ) 産業技術総合研究所 森岡健浩 概要 アンテナ係数 3アンテナ法 ( 半自由空間と自由空間 ) 置換法 不確かさ積算 異なるアンテナ校正によるアンテナ係数の一意性 まとめ アンテナ係数の定義 z 波源 V 付属回路 受信アンテナ図 アンテナ係数の定義 V 測定量 : アンテナ係数 ( 水平偏波.0 m 高 または自由空間 ) 校正方法 : 3アンテナ法