1401_HPCI-lecture4.SNEOS.pptx
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- しらん とこたに
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1 極限物質の性質を決めるには? 超新星 : 状態方程式データテーブル
2 中性子星と超新星の状態方程式 中性子星 密度のみの関数 ほぼ中性子物質 ゼロ温度 冷えた中性子星 多くの状態方程式 原子核実験 中性子星質量 半径 超新星 密度だけでなく 電子の割合が変わる 有限温度 超新星爆発時 少ないデータテーブル 数値シミュレーション 中性子星合体にも
3 極限状態での物質の性質 状態方程式 (Equation of State; EOS) ν 1. 圧力 - 密度 星の構造 ダイナミクス 2. 温度 ( エントロピー ) ν- エネルギー分布, 平均エネルギー 3. 組成 ( 陽子, 中性子, ヘリウム, 原子核 ) 原子核反応 ニュートリノ反応率 状態方程式データテーブル 密度 : 10 0 ~ g/cm 3 陽子の割合 : 0 ~ 0.6 温度 : 0 ~ 100 MeV (ρ, T, Y e ) : ε, p, S, µ n, µ p, X i, m *, ちなみに 原子核物質密度 : n 0 =0.17 fm -3 (ρ 0 =3x10 14 g/cm 3 ) 温度 : 1 MeV ~ K
4 Nuclear physics Astrophysics Z Stable nuclei Stable Unstable 4 He: Y p =0.50 Dripline 56 Fe: Y p = Pb: Y p = Pb 100Sn neutron rich nuclei 50 56Ni Ni 4He 16O 8 40Ca Li 8 He O 50 N 82 Unstable nuclei 24 O: Y p = Li: Y p = He: Y p =0.25 neutron stars supernovae Y p =0~0.4 Nuclear Chart 1993 by Chiharu Tanihata 65% for one page 核図表と超新星
5 理化学研究所 RI ビームファクトリー 不安定原子核を作り出す加速器施設 自然界には存在しない原子核 宇宙 / 星の進化に登場する原子核 極限状態での原子核の研究が可能 131 Ag の発見 (2013) Z=47, N=84 Z/A=0.358 超新星コアには近い
6 超新星爆発における状態方程式 系統的な研究のための状態方程式 Takahara-Sato Baron-Cooperstein-Kahana 数値シミュレーション用の状態方程式データ Wolff-Hillebrandt Lattimer-Swesty EOS (LS) 質量公式の拡張 Relativistic EOS (Shen) 相対論的核子多体理論 (RMF), 不安定核データ 状態方程式データの改良 GShen, Hempel, Furusawa 3 次元計算 多核種混合 相互作用改善など Non-relativistic EOS 変分法による核子多体理論, 核子間ポテンシャル ハドロン クォーク物質への拡張 Hyperon EOS RMF+Λ, Σ, Ξ 粒子の混入 Quark-Hadron phase transition RMF+Bag model 広い範囲の密度 温度 組成 一貫した枠組みで取り扱う 実験データによるチェック 状態方程式の違い ダイナミクス ν 反応 爆発メカニズムへの影響
7 Baron-Cooperstein-Kahana EOS Analytic formula Polytrope at high density: P = Kρ 0 9γ P ρ γ + $ -&,- % ρ ' ) ( ρ 0 γ. 10 / 0 Behavior at neutron-rich Takahara-Sato EOS Combination of polytrope K(Y p ) = K sym [1 α(1 2Y p ) 2 ] ρ 0 (Y p ) = ρ 0 sym [1 β(1 2Y p ) 2 ] P = C i ρ γ i Incompressibility K Adiabatic index Γ = d log P d log ρ Takahara Sato, ApJ (1988) Glendenning, PRL (1986)
8 状態方程式の影響の例 (1980 年代後半 ) 解析的な式による状態方程式 Baron et al. PRL (1985) 衝撃波の発生と伝搬 鉄コア K 0 : 非圧縮率, ρ 0 : 核物質密度 パラメータによる系統的な研究 Takahara (1985), Bruenn (1989)!!! 中心コア 状態方程式が柔らかい K 0 : MeV 対称エネルギーが大きい A sym : MeV 中心コアの質量が大きく 半径が小さい方が良い 重力エネルギーの解放 鉄の分解での消費を抑える 実際には 衝撃波は鉄のコアの途中で停滞 (stall) してしまう 11
9 Lattimer-Swesty equation of state LS-EOS Lattimer & Swesty Nucl. Phys. A535 (1991) 331 Extension of compressible liquid drop model Energy of uniform matter is given by a function of density E bulk (n,y p,t) = Σ 2 τ i 2m + [a + 4bx(1 x)]n 2 + cn 1+δ xnδ Based on Skyrme Hartree-Fock results Inputs: saturation properties B/A=16 MeV, A sym =29.3 MeV, K=180, 220, 375 MeV x = n p n Two zone model (liquid+gas) Minimize free energy Under phase equilibrium Subroutine nuclei n p, n n gas n p, n n, n α r
10 Relativistic equation of state for supernovae Shen EOS Shen, Toki, Oyamatsu & Sumiyoshi, 1998, NPA, PTP Relativistic Mean Field + Local-Density Approx. Based on relativistic Brueckner Hartree-Fock (RBHF) theory Checked by exp. data of n-rich unstable nuclei Nuclear structure: mass, charge radius, neutron skin, EOS data table (~60MB) covers Density: 10 5 ~ g/cm 3 Proton fraction: 0 ~ 0.56 Temperature: 0 ~ 100 MeV Extended studies on EOS table With hyperons (Ishizuka-Tsubakihara-Ohnishi, 2006) With quarks (Nakazato) With mixed nuclei (Furusawa)
11 Relativistic Mean Field Theory - Effective Lagrangian * 1 τ L RMF = Ψ iγ µ µ M g σ σ g ω γ µ ω µ g ρ γ µ τ a ρ aµ eγ µ A µ 3 - +, 2. / Ψ µσ µ σ 1 2 m 2 σσ g 2σ g 3σ 4 Serot, Walecka H µν H µν m 2 ωω µ ω µ c ( 3 ω µ ω µ ) G a µνg aµν m 2 ρρ a µ ρ aµ 1 4 F µν F µν Rel. Brueckner HF Parameters determined by nuclear data (masses, radii) TM1: Sugahara, Toki Nucl. Phys. A 579 (1994) 557 Nuclear structure calculations EOS calculations
12 Relativistic Brueckner Hartree-Fock Theory Brockmann-Machleidt (1990) Rel. Saturation point Non-rel density
13 RMF lagrangian (σ, ω, ρ) with non-linear σ & ω terms Serot-Walecka, Boguda-Bodmer, Sugahara Non-linear ω term to reproduce behavior of rel. Brueckner HF (RBHF) Scalar & vector potentials Nuclear matter EOS [MeV] Non-linear ω E/A [MeV] [MeV] Sugahara, Toki Nucl. Phys. A 579 (1994) 557 density
14 Interaction determined by masses and radii: TM1 Binding energy of isotopes Matter radius of isotopes Sugahara, Toki NPA 579 (1994)
15 Temperature T [MeV] 15 高温高密度物質の相図 Mixture of n, p, α, nuclei Uniform & non-uniform matter n+p Boltzmann gas 10 n+p+α gas 0 5 n+p+α+a gas n+p uniform matter hyperons quarks Density Log 10 (ρ B ) g/cm 3 n 0
16 Local density approximation in cell Wigner-Seitz Cell Charge neutral BCC lattice Minimize Free energy density In cell Non-uniform & Uniform Mix of: Neutron Proton Alpha Nucleus Shen et al. PTP (1998)
17 Local density approximation in cell Free energy density: f Free energy per cell: F Bulk energy: Surface energy: Coulomb energy:
18 Local density approximation in cell 非一様分布 & 一様分布 temperature 混合物質 ( 陽子, 中性子, ヘリウム, 原子核 ) 温度が高くなると原子核が溶けていく Shen et al. PTP (1998)
19 Collapse ρ c ~10 10 g/cm 3 T c ~1 MeV Y e ~0.42 ν-trapping ρ c ~10 12 g/cm 3 T c ~2 MeV Y e ~0.40 ρ n ρ n p Nuclei, p Nuclei, p, e - p, n, e -, ν e ρ Core-Bounce n ρ c ~3x10 14 g/cm 3 T c ~10 MeV Y e ~0.30 ρ Explosion, Neutron stars n ρ c ~5x10 14 g/cm 3 T c ~15 MeV Y e <0.20 p p, n, p, n, (Λ, q) e -, ν e e -, ν i, ν i p
20 Shen EOS table for supernovae H. Shen, Toki, Oyamatsu & Sumiyoshi NPA, PTP(1998), ApJS (2012) Covers wide range of Density: ~ g/cm 3 Proton fraction: 0 ~ 0.65 Temperature: 0 ~ 400 MeV Data table ~140 MB (110 x 66 x 92 points) Quantities: ε, p, S, µ i, X i, m* One of the standard EOS table over 660 citations ( ) Shen-EOS Implementation to simulations Interpolation from EOS table
21 Model Comparison of EOSs (1) LS-EOS Compressible liquid drop model Shen-EOS Rel. Mean Field + Local-Density Approx. Bulk EOS Skyrme -like RMF (RBHF) Interaction Saturation Nucl. Data partly n-skin --- Yes M* --- Yes Mass, R c, R n Yes (incl. unstable) Info Subroutine Data table
22 Comparison of EOSs (2) LS-EOS Shen-EOS K [MeV] 180, 220, A sym [MeV] Max. NS mass [M sol ] 1.8, 2.0,
23 symmetry energy [MeV] energy per baryon [MeV] n 0 Shen-EOS LS-EOS 0.2 A sym =36.9 MeV A sym =29.3 MeV 0.3 K=281 MeV K=180 MeV 0.4 baryon density [fm -3 ] Sumiyoshi et al. NPA730 (2004) Y p =0.0 sym Y p = Shen-EOS vs LS-EOS 堅い状態方程式 cf. non-rel コアバウンスへ影響 中性子星の性質 対称エネルギー効果が大きい 不安定核で検証済み 組成の違いへ影響 - e-capture, ν-reaction rates M g [M solar ] M max =2.2M sol cold NS M max =1.8M sol ρ c [g/cm 3 ]
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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 (?)
EOS EOS
EOS EOS SN1987A Crab nebula (SN1054) A.K.Mann "Shadow of a Star" From http://hubblesite.org 重力崩壊型超新星爆発 中性子星 ブラックホールの誕生 重元素の起源 rプロセス 爆発的元素合成 銀河の進化 宇宙線 ガンマ線バースト 重力波 爆発メカニズムの解明 重力崩壊 コアバウンス 3 10 Explosion
42 3 u = (37) MeV/c 2 (3.4) [1] u amu m p m n [1] m H [2] m p = (4) MeV/c 2 = (13) u m n = (4) MeV/c 2 =
![42 3 u = (37) MeV/c 2 (3.4) [1] u amu m p m n [1] m H [2] m p = (4) MeV/c 2 = (13) u m n = (4) MeV/c 2 =](/thumbs/73/68712188.jpg "42 3 u = (37) MeV/c 2 (3.4) [1] u amu m p m n [1] m H [2] m p = (4) MeV/c 2 = (13) u m n = (4) MeV/c 2 =")
3 3.1 3.1.1 kg m s J = kg m 2 s 2 MeV MeV [1] 1MeV=1 6 ev = 1.62 176 462 (63) 1 13 J (3.1) [1] 1MeV/c 2 =1.782 661 731 (7) 1 3 kg (3.2) c =1 MeV (atomic mass unit) 12 C u = 1 12 M(12 C) (3.3) 41 42 3 u
EOS and Collision Dynamics Energy of nuclear matter E(ρ, δ)/a = E(ρ, )/A + E sym (ρ)δ 2 δ = (ρ n ρ p )/ρ 1 6 E(ρ, ) (Symmetric matter ρ n = ρ p ) E sy
Nuclear collision dynamics and the equation of state We want to measure EOS. Measure T, P and ρ of matter... Prepare matter in the state we want to measure HI collisions What are taking place in collisions?
* 1 1 (i) (ii) Brückner-Hartree-Fock (iii) (HF, BCS, HFB) (iv) (TDHF,TDHFB) (RPA) (QRPA) (v) (vi) *
* 1 1 (i) (ii) Brückner-Hartree-Fock (iii) (HF, BCS, HFB) (iv) (TDHF,TDHFB) (RPA) (QRPA) (v) (vi) *1 2004 1 1 ( ) ( ) 1.1 140 MeV 1.2 ( ) ( ) 1.3 2.6 10 8 s 7.6 10 17 s? Λ 2.5 10 10 s 6 10 24 s 1.4 ( m
0406_total.pdf
59 7 7.1 σ-ω σ-ω σ ω σ = σ(r), ω µ = δ µ,0 ω(r) (6-4) (iγ µ µ m U(r) γ 0 V (r))ψ(x) = 0 (7-1) U(r) = g σ σ(r), V (r) = g ω ω(r) σ(r) ω(r) (6-3) ( 2 + m 2 σ)σ(r) = g σ ψψ (7-2) ( 2 + m 2 ω)ω(r) = g ω ψγ
実験と観測で解き明かす中性子星の核物質 Hyperons, mesons, quarks 高密度領域 (A 班 ) ハイパー核 K 中間子核 YN, YY 相互作用 有効相互作用 ( 重イオン衝突 ) Asym. nuclear matter +elec.+μ Nuclei+neutron gas+
中性子星と核物質の理論研究 ( 研究計画 D01) 京大基研 大西 明 新学術領域研究 実験と観測で解き明かす 中性子星の核物質 キックオフシンポジウム 2012 年 10 月 26-27 日 協賛 理研理事長ファンド準備研究 理論物理とＸ線観測の連 携に基づく超高密度天体の構造解明 初田哲男 橋本幸士 玉川徹 大西, 中性子星核物質キックオフ @ 理研, Oct. 26-27, 2012 1 実験と観測で解き明かす中性子星の核物質
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
positron 1930 Dirac 1933 Anderson m 22Na(hl=2.6years), 58Co(hl=71days), 64Cu(hl=12hour) 68Ge(hl=288days) MeV : thermalization m psec 100
positron 1930 Dirac 1933 Anderson m 22Na(hl=2.6years), 58Co(hl=71days), 64Cu(hl=12hour) 68Ge(hl=288days) 0.5 1.5MeV : thermalization 10 100 m psec 100psec nsec E total = 2mc 2 + E e + + E e Ee+ Ee-c mc
Kaluza-Klein(KK) SO(11) KK 1 2 1
Maskawa Institute, Kyoto Sangyo University Naoki Yamatsu 2016 4 12 ( ) @ Kaluza-Klein(KK) SO(11) KK 1 2 1 1. 2. 3. 4. 2 1. 標準理論 物質場 ( フェルミオン ) スカラー ゲージ場 クォーク ヒッグス u d s b ν c レプトン ν t ν e μ τ e μ τ e h
磁性物理学 - 遷移金属化合物磁性のスピンゆらぎ理論
email: [email protected] May 14, 2009 Outline 1. 2. 3. 4. 5. 6. 2 / 262 Today s Lecture: Mode-mode Coupling Theory 100 / 262 Part I Effects of Non-linear Mode-Mode Coupling Effects of Non-linear
Microsoft PowerPoint Aug30-Sept１基研研究会熱場の量子論.ppt
原子核における α 粒子の Bose-Einstein 凝縮 大久保茂男 S. Ohkubo ( 高知女子大 環境理学科 ) @ 1999 クラスター模型軽い領域だけでなく重い領域 40 Ca- 44 Ti 領域での成立理論 実験 1998 PTP Supplement 132 ( 山屋尭追悼記念 ) 重い核の領域へのクラスター研究 44 Ti fp 殻領域 40 Ca α の道が切り開かれた クラスター模型の歴史と展開
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GPPU 宇宙創成物理学概論 2017.5.9 r- プロセス元素合成と中性子過剰核 萩野浩一物理学専攻原子核理論研究室 1. 重元素の合成 : s- プロセスと r- プロセス 2.r- プロセスと原子核物理 - 核図表 - β 崩壊 - 魔法数 3. 中性子過剰核の物理 4. まとめ 元素の周期表 Nh Mc Ts Og 地球上のすべての物質は元素からできている どのようにして出来たのか ( 元素合成
,, Andrej Gendiar (Density Matrix Renormalization Group, DMRG) 1 10 S.R. White [1, 2] 2 DMRG ( ) [3, 2] DMRG Baxter [4, 5] 2 Ising 2 1 Ising 1 1 Ising
![,, Andrej Gendiar (Density Matrix Renormalization Group, DMRG) 1 10 S.R. White [1, 2] 2 DMRG ( ) [3, 2] DMRG Baxter [4, 5] 2 Ising 2 1 Ising 1 1 Ising](/thumbs/94/118770363.jpg ",, Andrej Gendiar (Density Matrix Renormalization Group, DMRG) 1 10 S.R. White [1, 2] 2 DMRG ( ) [3, 2] DMRG Baxter [4, 5] 2 Ising 2 1 Ising 1 1 Ising")
,, Andrej Gendiar (Density Matrix Renormalization Group, DMRG) 1 10 S.R. White [1, 2] 2 DMRG ( ) [3, 2] DMRG Baxter [4, 5] 2 Ising 2 1 Ising 1 1 Ising Model 1 Ising 1 Ising Model N Ising (σ i = ±1) (Free
中性子星の組成 MR 曲線と状態方程式 Hyperons, mesons, quarks Asym. nuclear matter+elec.+μ Nuclei+neutron gas+elec. Nuclei + elec. 質量 (M) 高密度物質 質量観測 TOV 方程式 状態方程式 (EOS
中性子星と状態方程式 京大基研 大西 明 実験と観測で解き明かす中性子星の核物質 日本物理学会第 67 回年次大会 関西学院大学 2012 年 3 月 26 日 Introduction なぜ今 中性子星か 対称エネルギー YY 力 2 M 中性子星 冷却曲線 高密度物質状態方程式と中性子星 中性子星質量パズル 何が中性子星を支えるか Summary 1 中性子星の組成 MR 曲線と状態方程式 Hyperons,
C el = 3 2 Nk B (2.14) c el = 3k B C el = 3 2 Nk B
I [email protected] 217 11 14 4 4.1 2 2.4 C el = 3 2 Nk B (2.14) c el = 3k B 2 3 3.15 C el = 3 2 Nk B 3.15 39 2 1925 (Wolfgang Pauli) (Pauli exclusion principle) T E = p2 2m p T N 4 Pauli Sommerfeld
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
SUSY DWs
@ 2013 1 25 Supersymmetric Domain Walls Eric A. Bergshoeff, Axel Kleinschmidt, and Fabio Riccioni Phys. Rev. D86 (2012) 085043 (arxiv:1206.5697) ( ) Contents 1 2 SUSY Domain Walls Wess-Zumino Embedding
4/15 No.
4/15 No. 1 4/15 No. 4/15 No. 3 Particle of mass m moving in a potential V(r) V(r) m i ψ t = m ψ(r,t)+v(r)ψ(r,t) ψ(r,t) = ϕ(r)e iωt ψ(r,t) Wave function steady state m ϕ(r)+v(r)ϕ(r) = εϕ(r) Eigenvalue problem
( ) ) AGD 2) 7) 1
( 9 5 6 ) ) AGD ) 7) S. ψ (r, t) ψ(r, t) (r, t) Ĥ ψ(r, t) = e iĥt/ħ ψ(r, )e iĥt/ħ ˆn(r, t) = ψ (r, t)ψ(r, t) () : ψ(r, t)ψ (r, t) ψ (r, t)ψ(r, t) = δ(r r ) () ψ(r, t)ψ(r, t) ψ(r, t)ψ(r, t) = (3) ψ (r,
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
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
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)
19 σ = P/A o σ B Maximum tensile strength σ % 0.2% proof stress σ EL Elastic limit Work hardening coefficient failure necking σ PL Proportional
19 σ = P/A o σ B Maximum tensile strength σ 0. 0.% 0.% proof stress σ EL Elastic limit Work hardening coefficient failure necking σ PL Proportional limit ε p = 0.% ε e = σ 0. /E plastic strain ε = ε e
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)
TQFT_yokota
, TY, Naito, Phys. Rev. B 99, 115106 (2019),, 2019 9 2 1 (DFT) (DFT)? HΨ(x 1,, x N ) = EΨ(x 1,, x N ) N DFT! Hohenberg, Kohn, PR (1964) Kohn, Sham, PRA (1965) (EDF) E[ρ] = F[ρ] + dxv(x)ρ(x) δe[ρ] δρ(x)
1 2 1 a(=,incident particle A(target nucleus) b (projectile B( product nucleus, residual nucleus, ) ; a + A B + b a A B b 1: A(a,b)B A=B,a=b 2 1. ( 10
1 2 1 a(=,incident particle A(target nucleus) b (projectile B( product nucleus, residual nucleus, ) ; a + A B + b a A B b 1: A(a,b)B A=B,a=b 2 1. ( 10 14 m) ( 10 10 m) 2., 3 1 =reaction-text20181101b.tex
QCD 1 QCD GeV 2014 QCD 2015 QCD SU(3) QCD A µ g µν QCD 1
QCD 1 QCD GeV 2014 QCD 2015 QCD SU(3) QCD A µ g µν QCD 1 (vierbein) QCD QCD 1 1: QCD QCD Γ ρ µν A µ R σ µνρ F µν g µν A µ Lagrangian gr TrFµν F µν No. Yes. Yes. No. No! Yes! [1] Nash & Sen [2] Riemann
スライド 1
Matsuura Laboratory SiC SiC 13 2004 10 21 22 H-SiC ( C-SiC HOY Matsuura Laboratory n E C E D ( E F E T Matsuura Laboratory Matsuura Laboratory DLTS Osaka Electro-Communication University Unoped n 3C-SiC
untitled
8- My + Cy + Ky = f () t 8. C f () t ( t) = Ψq( t) () t = Ψq () t () t = Ψq () t = ( q q ) ; = [ ] y y y q Ψ φ φ φ = ( ϕ, ϕ, ϕ,3 ) 8. ψ Ψ MΨq + Ψ CΨq + Ψ KΨq = Ψ f ( t) Ψ MΨ = I; Ψ CΨ = C; Ψ KΨ = Λ; q
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東北大学サイクロトロン ラジオアイソトープセンター測定器研究部内山愛子 2 電子の永久電気双極子能率 EDM : Permanent Electric Dipole Moment 電子のスピン方向に沿って生じる電気双極子能率 標準模型 (SM): クォークを介した高次の効果で電子 EDM ( d e ) が発現 d e SM < 10 38 ecm M. Pospelov and A. Ritz,
輻射の量子論、選択則、禁制線、許容線
Radiative Processes in Astrophysics 005/8/1 http://wwwxray.ess.sci.osaka- u.ac.jp/~hayasida Semi-Classical Theory of Radiative Transitions r r 1/ 4 H = ( cp ea) m c + + eφ nonrelativistic limit, Coulomb
36 th IChO : - 3 ( ) , G O O D L U C K final 1
36 th ICh - - 5 - - : - 3 ( ) - 169 - -, - - - - - - - G D L U C K final 1 1 1.01 2 e 4.00 3 Li 6.94 4 Be 9.01 5 B 10.81 6 C 12.01 7 N 14.01 8 16.00 9 F 19.00 10 Ne 20.18 11 Na 22.99 12 Mg 24.31 Periodic
ニュートリノ駆動型 超新星爆発シミュレーション ３Ｄと２Ｄの比較
2016/01/05 宇宙の歴史をひもとく地下素粒子原子核研究 第二回超新星ニュートリノ研究会 ニュートリノ観測による超新星爆発メカニズムの探求 滝脇知也 ( 理化学研究所 ) 1 2 Three phases of supernovae Presupernova phase Burst phase Accretion phase Cooling phase Kato+2015 吉田敬さん石徹白さん
(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
7 π L int = gψ(x)ψ(x)φ(x) + (7.4) [ ] p ψ N = n (7.5) π (π +,π 0,π ) ψ (σ, σ, σ )ψ ( A) σ τ ( L int = gψψφ g N τ ) N π * ) (7.6) π π = (π, π, π ) π ±
![7 π L int = gψ(x)ψ(x)φ(x) + (7.4) [ ] p ψ N = n (7.5) π (π +,π 0,π ) ψ (σ, σ, σ )ψ ( A) σ τ ( L int = gψψφ g N τ ) N π * ) (7.6) π π = (π, π, π ) π ±](/thumbs/91/106462075.jpg "7 π L int = gψ(x)ψ(x)φ(x) + (7.4) [ ] p ψ N = n (7.5) π (π +,π 0,π ) ψ (σ, σ, σ )ψ ( A) σ τ ( L int = gψψφ g N τ ) N π * ) (7.6) π π = (π, π, π ) π ±")
7 7. ( ) SU() SU() 9 ( MeV) p 98.8 π + π 0 n 99.57 9.57 97.4 497.70 δm m 0.4%.% 0.% 0.8% π 9.57 4.96 Σ + Σ 0 Σ 89.6 9.46 K + K 0 49.67 (7.) p p = αp + βn, n n = γp + δn (7.a) [ ] p ψ ψ = Uψ, U = n [ α
Big Bang Planck Big Bang 1 43 Planck Planck quantum gravity Planck Grand Unified Theories: GUTs X X W X 1 15 ev 197 Glashow Georgi 1 14 GeV 1 2
12 Big Bang 12.1 Big Bang Big Bang 12.1 1-5 1 32 K 1 19 GeV 1-4 time after the Big Bang [ s ] 1-3 1-2 1-1 1 1 1 1 2 inflationary epoch gravity strong electromagnetic weak 1 27 K 1 14 GeV 1 15 K 1 2 GeV
03J_sources.key
Radiation Detection & Measurement (1) (2) (3) (4)1 MeV ( ) 10 9 m 10 7 m 10 10 m < 10 18 m X 10 15 m 10 15 m ......... (isotope)...... (isotone)......... (isobar) 1 1 1 0 1 2 1 2 3 99.985% 0.015% ~0% E
W 1983 W ± Z cm 10 cm 50 MeV TAC - ADC ADC [ (µs)] = [] (2.08 ± 0.36) 10 6 s 3 χ µ + µ 8 = (1.20 ± 0.1) 10 5 (Ge
![W 1983 W ± Z cm 10 cm 50 MeV TAC - ADC ADC [ (µs)] = [] (2.08 ± 0.36) 10 6 s 3 χ µ + µ 8 = (1.20 ± 0.1) 10 5 (Ge](/thumbs/91/105929864.jpg "W 1983 W ± Z cm 10 cm 50 MeV TAC - ADC ADC [ (µs)] = [] (2.08 ± 0.36) 10 6 s 3 χ µ + µ 8 = (1.20 ± 0.1) 10 5 (Ge")
22 2 24 W 1983 W ± Z 0 3 10 cm 10 cm 50 MeV TAC - ADC 65000 18 ADC [ (µs)] = 0.0207[] 0.0151 (2.08 ± 0.36) 10 6 s 3 χ 2 2 1 20 µ + µ 8 = (1.20 ± 0.1) 10 5 (GeV) 2 G µ ( hc) 3 1 1 7 1.1.............................
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![Microsoft PowerPoint - tabe_lecture_series_1 [互換モード]](/thumbs/86/94863273.jpg "Microsoft PowerPoint - tabe_lecture_series_1 [互換モード]")
素核宇宙融合レクチャーシリーズ 第 4 回 原子核殻模型の基礎と応用 阿部喬 ( 東大 CNS) 京大基研 2012 年 1 月 11,12 日 1 本講義の目的 対象 : 非専門家向け 内容 : 殻模型 < 核構造 < 低エネルギー原子核物理 目標 : 殻模型計算とは何かを ( なんとなく ) 知ってもらう 2 参考文献 ( オンライン ) 原子核物学理入門 高田健次郎 : インターネットセミナー
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TOP URL http://amonphys.web.fc.com/ 3.............................. 3.............................. 4.3 4................... 5.4........................ 6.5........................ 8.6...........................7
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)
Einstein 1905 Lorentz Maxwell c E p E 2 (pc) 2 = m 2 c 4 (7.1) m E ( ) E p µ =(p 0,p 1,p 2,p 3 )=(p 0, p )= c, p (7.2) x µ =(x 0,x 1,x 2,x
7 7.1 7.1.1 Einstein 1905 Lorentz Maxwell c E p E 2 (pc) 2 = m 2 c 4 (7.1) m E ( ) E p µ =(p 0,p 1,p 2,p 3 )=(p 0, p )= c, p (7.2) x µ =(x 0,x 1,x 2,x 3 )=(x 0, x )=(ct, x ) (7.3) E/c ct K = E mc 2 (7.4)
cm λ λ = h/p p ( ) λ = cm E pc [ev] 2.2 quark lepton u d c s t b e 1 3e electric charge e color charge red blue green qq
![cm λ λ = h/p p ( ) λ = cm E pc [ev] 2.2 quark lepton u d c s t b e 1 3e electric charge e color charge red blue green qq](/thumbs/89/98710373.jpg "cm λ λ = h/p p ( ) λ = cm E pc [ev] 2.2 quark lepton u d c s t b e 1 3e electric charge e color charge red blue green qq")
2007 2007 7 1. 2. 3. 4. 5. 6. 7. 8. 9. 10. 1 2007 2 4 5 6 6 2 2.1 1: KEK Web page 1 1 1 10 16 cm λ λ = h/p p ( ) λ = 10 16 cm E pc [ev] 2.2 quark lepton 2 2.2.1 u d c s t b + 2 3 e 1 3e electric charge
1/2 ( ) 1 * 1 2/3 *2 up charm top -1/3 down strange bottom 6 (ν e, ν µ, ν τ ) -1 (e) (µ) (τ) 6 ( 2 ) 6 6 I II III u d ν e e c s ν µ µ t b ν τ τ (2a) (
August 26, 2005 1 1 1.1...................................... 1 1.2......................... 4 1.3....................... 5 1.4.............. 7 1.5.................... 8 1.6 GIM..........................
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ドリップ線の外側の原子核 : 一粒子共鳴状態の性質 -ドリップ線の外側の原子核 - 共鳴状態の一般論 - 共鳴状態の様々な記述法 - 陽子放出崩壊 酸素同位体のドリップ線 酸素原子核 (Z=8) 安定同位体 : 16 O (99.757%), 17 O (0.038%), 18 O (0.205%) 24 O の発見 :A.G. Artukh et al., PL32B (1970) 43 N=2Z+2
Mｏｔｔ散乱によるParity対称性の破れを検証
Mott Parity P2 Mott target Mott Parity Parity Γ = 1 0 0 0 0 1 0 0 0 0 1 0 0 0 0 1 t P P ),,, ( 3 2 1 0 1 γ γ γ γ γ γ ν ν µ µ = = Γ 1 : : : Γ P P P P x x P ν ν µ µ vector axial vector ν ν µ µ γ γ Γ ν γ
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 )
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
@ τ weak 1 σ weak n target v relative sec ( T 10MeV ) 2 ( σ weak 4G2 F h2 c 2 π T 2, n target ρ m u, v relative c ( τ dyn 1 0.4msec
@ 2011.12.26 τ weak 1 σ weak n target v relative 8 10 8 sec ( T 10MeV ) 2 ( σ weak 4G2 F h2 c 2 π T 2, n target ρ m u, v relative c ( τ dyn 1 0.4msec Gρ ) 1/2 ρ 10 14 g/cm 3 ) 1 ρ 10 14 g/cm 3 (T 10MeV,
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