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GJG160842_O.QXD

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

活動銀河核ジェットの 電波観測のレビュー

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 ) 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

(高エネルギー) 広がったTEVガンマ線源VER J のX線観測による放射機構の研究

広がった TeV ガンマ線源 VER J2019+368 の X 線観測 2016 年 9 月 14 日日本天文学会秋季年会 @ 愛媛大学 田中慎之 ( 広島大学 ) 水野恒史 高橋弘充 勝田隼一郎 ( 広島大学 ) 林克洋 ( 名古屋大学 ) 山崎了 ( 青山学院大学 ) 1 目次 Introduction 4P VER J2019+368 の過去の観測 XMM の解析 2P イメージスペクトル

V懇_2017.key

z > 4 Radio-loud 2 Z. -Q. Shen VLBI 2017 @ J1427+3312; z = 6.1 160 pc Frey et al. 2008 Figure 1. VLBI images at 1.6 GHz of three very high-redshift q left), J1427+3312 (z = 6.12, middle), and J1429+5447

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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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宇宙科学 II ( 電波天文学 ) 第 10 回 ブラックホール (2) 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てブラックホール 宇宙の階層構造 ログスケールで表示した宇宙の大きさ 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

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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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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:

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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

第?回基礎ゼミ

Outer Rotation Curve プロジェクト ~ 現状と今後の展望 ~ ( 鹿児島の桜島 ) 本日の発表内容 1. 概要 2. 研究背景の紹介 3. 研究方法 4. これまでの研究結果 5. 議論 6. 今後 2010/09/16: 第八回 VERA ユーザーズミーティング @ 三鷹 鹿児島大学 M2 坂井伸行 1. 概要 銀河系の質量分布を明らかにするために進めている Outer Rotation

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!

高等学校学習指導要領

高等学校学習指導要領

O1-1 O1-2 O1-3 O1-4 O1-5 O1-6

O1-1 O1-2 O1-3 O1-4 O1-5 O1-6 O1-7 O1-8 O1-9 O1-10 O1-11 O1-12 O1-13 O1-14 O1-15 O1-16 O1-17 O1-18 O1-19 O1-20 O1-21 O1-22 O1-23 O1-24 O1-25 O1-26 O1-27 O1-28 O1-29 O1-30 O1-31 O1-32 O1-33 O1-34 O1-35

大学VLBI連携及び日韓VLBI観測網の偏波観測モードの現状について

大学 VLBI 連携及び日韓 VLBI 観測網 の偏波観測モードの現状について 新沼浩太郎 ( 山口大学 ) イントロ AGN の偏波 偏光観測 特に Blazars 国内 VLBI 観測網の偏波観測の現状 日韓 VLBI 観測網について まとめ Highlight AGN の偏光観測 (VLBI, 可視 ) VLBI を用いた偏波観測 偏光している成分の同定が可能 ( 直接撮像 ) VLBI 最大の強み

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

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

Kumamoto University Center for Multimedia and Information Technologies Lab. 熊本大学アプリケーション実験 ~ 実環境における無線 LAN 受信電波強度を用いた位置推定手法の検討 ~ InKIAI 宮崎県美郷

熊本大学アプリケーション実験 ~ 実環境における無線 LAN 受信電波強度を用いた位置推定手法の検討 ~ InKIAI プロジェクト @ 宮崎県美郷町 熊本大学副島慶人川村諒 1 実験の目的 従来 信号の受信電波強度 (RSSI:RecevedSgnal StrengthIndcator) により 対象の位置を推定する手法として 無線 LAN の AP(AccessPont) から受信する信号の減衰量をもとに位置を推定する手法が多く検討されている

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

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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

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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

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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

Touching the event horizons of BHs AGN core is most-likely a super-massive black hole. Yet, there is no confirmation of existence of event horizon Fuk

EHT VERA+KVN Mareki Honma Mizusawa VLBI observatory, NAOJ ALMA phasing team Touching the event horizons of BHs AGN core is most-likely a super-massive black hole. Yet, there is no confirmation of existence

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

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

1. z dr er r sinθ dϕ eϕ r dθ eθ dr θ dr dθ r x 0 ϕ r sinθ dϕ r sinθ dϕ y dr dr er r dθ eθ r sinθ dϕ eϕ 2. (r, θ, φ) 2 dr 1 h r dr 1 e r h θ dθ 1 e θ h

IB IIA 1 1 r, θ, φ 1 (r, θ, φ)., r, θ, φ 0 r

Gmech08.dvi

51 5 5.1 5.1.1 P r P z θ P P P z e r e, z ) r, θ, ) 5.1 z r e θ,, z r, θ, = r sin θ cos = r sin θ sin 5.1) e θ e z = r cos θ r, θ, 5.1: 0 r

70 : 20 : A B (20 ) (30 ) 50 1

70 : 0 : A B (0 ) (30 ) 50 1 1 4 1.1................................................ 5 1. A............................................... 6 1.3 B............................................... 7 8.1 A...............................................

Fermi ( )

Fermi ( ) Outline Introduction Blazar Spectral Energy Distribution (SED) Predictions for the Fermi mission (Prospects for CTA) Summary The Blazar Sequence and the Cosmic Gamma-ray Background Radiation

4 4 θ X θ P θ 4. 0, 405 P 0 X 405 X P 4. () 60 () 45 () 40 (4) 765 (5) 40 B 60 0 P = 90, = ( ) = X

4 4. 4.. 5 5 0 A P P P X X X X +45 45 0 45 60 70 X 60 X 0 P P 4 4 θ X θ P θ 4. 0, 405 P 0 X 405 X P 4. () 60 () 45 () 40 (4) 765 (5) 40 B 60 0 P 0 0 + 60 = 90, 0 + 60 = 750 0 + 60 ( ) = 0 90 750 0 90 0

#A A A F, F d F P + F P = d P F, F y P F F x A.1 ( α, 0), (α, 0) α > 0) (x, y) (x + α) 2 + y 2, (x α) 2 + y 2 d (x + α)2 + y 2 + (x α) 2 + y 2 =

#A A A. F, F d F P + F P = d P F, F P F F A. α, 0, α, 0 α > 0, + α +, α + d + α + + α + = d d F, F 0 < α < d + α + = d α + + α + = d d α + + α + d α + = d 4 4d α + = d 4 8d + 6 http://mth.cs.kitmi-it.c.jp/

抄録／抄録１　　　　（１）Ｖ

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38 5 Cauchy.,,,,., σ.,, 3,,. 5.1 Cauchy (a) (b) (a) (b) 5.1: 5.1. Cauchy 39 F Q Newton F F F Q F Q 5.2: n n ds df n ( 5.1). df n n df(n) df n, t n. t n = df n (5.1) ds 40 5 Cauchy t l n mds df n 5.3: t

O-1-1

ALMA 最長基線による VLBIスケールでの大質量原始星観測元木業人 ( 山口大学 ) Co-I: 廣田朋也 (NAOJ), 町田正博 ( 九州大学 ), 米倉覚則 ( 茨城大学 ) 本間希樹 (NAOJ) 高桑繁久 ( 鹿児島大学 ), 松下聡樹 (ASIAA) 2018.12. 1 V コン @ 熊本大学 絶好調 二日酔いです 世はALMA時代 星形成の高分解能観測はALMA抜きには語れ ない

日本内科学会雑誌第98巻第4号

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

ｎｓｇ０２－１３／ｋｙ０４５０５９３０１６０００３３２１０

φ φ φ φ κ κ α α μ μ α α μ χ et al Neurosci. Res. Trpv J Physiol μ μ α α α β in vivo β β β β β β β β in vitro β γ μ δ μδ δ δ α θ α θ α In Biomechanics at Micro- and Nanoscale Levels, Volume I W W v W

ｔｎｂｐ５９－２１＿Ｗｅｂ：Ｐ２／ｋｙ１３２３７９５０９６１０００２９４４

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)

×××××××××× ×××××××××××××××

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

日本内科学会雑誌第97巻第7号

1 3 1.1.......................... 3 1............................... 3 1.3....................... 5 1.4.......................... 6 1.5........................ 7 8.1......................... 8..............................

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

(1) D = [0, 1] [1, 2], (2x y)dxdy = D = = (2) D = [1, 2] [2, 3], (x 2 y + y 2 )dxdy = D = = (3) D = [0, 1] [ 1, 2], 1 {

7 4.., ], ], ydy, ], 3], y + y dy 3, ], ], + y + ydy 4, ], ], y ydy ydy y y ] 3 3 ] 3 y + y dy y + 3 y3 5 + 9 3 ] 3 + y + ydy 5 6 3 + 9 ] 3 73 6 y + y + y ] 3 + 3 + 3 3 + 3 + 3 ] 4 y y dy y ] 3 y3 83 3

B

B07557 0 0 (AGN) AGN AGN X X AGN AGN Geant4 AGN X X X (AGN) AGN AGN X AGN. AGN AGN Seyfert Seyfert Seyfert AGN 94 Carl Seyfert Seyfert Seyfert z < 0. Seyfert I II I 000 km/s 00 km/s II AGN (BLR) (NLR)

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ガンマ線 ( と可視光 ) で見る宇宙 水野恒史広島大学理学部物理科学科高エネルギー宇宙研究室 @ 岡山大学 量子の世界と宇宙 2009 年 10 月 30 日 ( 金 ) Fermi ガンマ線衛星 かなた 望遠鏡 Tsunefumi Mizuno 1 Contents ( 目次 ) 1. 高エネルギー光子による宇宙観測 2. Fermiガンマ線衛星と かなた 可視望遠鏡 3. 最新の成果の紹介 :

85 4

85 4 86 Copright c 005 Kumanekosha 4.1 ( ) ( t ) t, t 4.1.1 t Step! (Step 1) (, 0) (Step ) ±V t (, t) I Check! P P V t π 54 t = 0 + V (, t) π θ : = θ : π ) θ = π ± sin ± cos t = 0 (, 0) = sin π V + t +V

N cos s s cos ψ e e e e 3 3 e e 3 e 3 e

3 3 5 5 5 3 3 7 5 33 5 33 9 5 8 > e > f U f U u u > u ue u e u ue u ue u e u e u u e u u e u N cos s s cos ψ e e e e 3 3 e e 3 e 3 e 3 > A A > A E A f A A f A [ ] f A A e > > A e[ ] > f A E A < < f ; >

anan.pptx

ALMA で分解する黒点振動 ALMA 太陽観測ワークショップ @ 京都 2012 年 10 月 3 日京都 京都大学阿南徹 黒点振動 ひので /SOT CAⅡH 飛騨 /DST HeⅠ10830Å 2/21 周期 3 分 17GHz 彩層 遷移層 Chorley et al. 2010 FeⅠ6302Å 光球 5 分 周期の変動 OⅤ629Å 遷移層 Thomas et al. 1982 時間 [

目次 1 イントロダクション 宇宙磁場の起源 2 宇宙論的磁場の生成 3 ガンマ線エコー 4 電波による磁場観測 5 Square Kilometer Array 6 SKAで探る銀河 宇宙進化

宇宙磁場の起源と SKA 高橋慶太郎熊本大学 2011 年 11 月 9 日 @ 筑波大学 目次 1 イントロダクション 宇宙磁場の起源 2 宇宙論的磁場の生成 3 ガンマ線エコー 4 電波による磁場観測 5 Square Kilometer Array 6 SKAで探る銀河 宇宙進化 1 イントロダクション 宇宙磁場の起源 地球磁場の起源 地球磁場の起源は現代物理学最大の謎の 1 つである しかし地球だけでなく宇宙の様々な天体が固有の磁場を持っている

Solar Flare neutrino for Super Novae Conference

KamLAND 2019/01/07-08 KamLAND KamLAND 1. 10 2 ~10 3 sec 10 32 ~10 33 erg (http://www.isas.jaxa.jp/home/solar/yohkoh/) X,γ ( ) νe,νe,νµ,νµ. 2. p π ν/x /γ N π 0, π ± 2.22 MeV from 1 H(n,γ) 2 H p,n Solar

測光 分光同時モニター観測によるアウトフローの電離状態変動シナリオの検証 信州大学大学院総合工学系研究科 D1 堀内貴史

測光 分光同時モニター観測によるアウトフローの電離状態変動シナリオの検証 信州大学大学院総合工学系研究科 D1 堀内貴史 目次 導入 研究の目的 観測 結果 電離状態変動シナリオの考察 展望 まとめ アウトフローガスの重要性 クェーサーの降着円盤より放出される アウトフローは 1) 降着円盤より角運動量を排除し 新たなガスの降着を促進する. そのため クェーサーの成長に不可欠な要素である (Murray

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有効理論を用いた vector like クォーク模型に対する B 中間子稀崩壊からの制限 (Work in progre) 広大院理 高橋隼也 共同研究者 : 広大院理, 広大 CORE-U 広大院理 島根大総合理工 両角卓也 清水勇介 梅枝宏之 導入 標準模型 (SM) のクォーク 標準模型は 6 種類のクォークの存在を仮定 アップタイプ ダウンタイプ u c t d 更にクォークが存在する可能性は?

さくらの個別指導 ( さくら教育研究所 ) A a 1 a 2 a 3 a n {a n } a 1 a n n n 1 n n 0 a n = 1 n 1 n n O n {a n } n a n α {a n } α {a

... A a a a 3 a n {a n } a a n n 3 n n n 0 a n = n n n O 3 4 5 6 n {a n } n a n α {a n } α {a n } α α {a n } a n n a n α a n = α n n 0 n = 0 3 4. ()..0.00 + (0.) n () 0. 0.0 0.00 ( 0.) n 0 0 c c c c c

Chap3.key

区分求積法. 面積 ( )/ f () > n + n, S 長方形の和集合で近似 n f (n ) リーマン和 f (n ) 区分求積法 リーマン和 S S n n / n n f ()d リーマン積分 ( + ) + S (, f ( )) 微分の心 Zoom In して局所的な性質を調べる 積分の心 Zoom Ou して大域的な性質を調べる 曲線の長さ 領域の面積や体積 ある領域に含まれる物質の質量

Report10.dvi

[76 ] Yuji Chinone - t t t = t t t = fl B = ce () - Δθ u u ΔS /γ /γ observer = fl t t t t = = =fl B = ce - Eq.() t ο t v ο fl ce () c v fl fl - S = r = r fl = v ce S =c t t t ο t S c = ce ce v c = ce v

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

2 Hermite-Gaussian モード 2-1 Hermite-Gaussian モード 自由空間を伝搬するレーザ光は次のような Hermite-gaussian Modes を持つ光波として扱う ことができる ここで U lm (x, y, z) U l (x, z)u m (y, z) e

Wavefront Sensor 法による三角共振器のミスアラインメント検出 齊藤高大 新潟大学大学院自然科学研究科電気情報工学専攻博士後期課程 2 年 214 年 8 月 6 日 1 はじめに Input Mode Cleaner(IMC) は Fig.1 に示すような三角共振器である 懸架鏡の共振などにより IMC を構成する各ミラーが角度変化を起こすと 入射光軸と共振器軸との間にずれが生じる

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

03実習2・松井.pptx

(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

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

スライド 1

非線形数理秋の学校 パターン形成の数理とその周辺 - 反応拡散方程式理論による時 空間パターンの解析を中心に - 2007 年 9 月 25 日 -27 日 モデル方程式を通してみるパターン解析ー進行波からヘリカル波の分岐を例としてー 池田勉 ( 龍谷大学理工学部 ) 講義概要, 講義資料, 講義中に使用する C 言語プログラムと初期値データ, ヘリカル波のアニメーションをウェブで公開しています :

<4D F736F F F696E74202D20836F CC8A C58B858B4F93B982A882E682D1978E89BA814091B28BC68CA48B E >

バットの角度 打球軌道および落下地点の関係 T999 和田真迪 担当教員 飯田晋司 目次 1. はじめに. ボールとバットの衝突 -1 座標系 -ボールとバットの衝突の前後でのボールの速度 3. ボールの軌道の計算 4. おわりに参考文献 はじめに この研究テーマにした理由は 好きな野球での小さい頃からの疑問であるバッテングについて 角度が変わればどう打球に変化が起こるのかが大学で学んだ物理と数学んだ物理と数学を使って判明できると思ったから

P1_お歳暮2015

2015 W15-110 3,000 W15-120 5,000 W15-130 2,500 W15-140 3,500 W15-150 3,000 1 X mas W15-210 3,000 W15-220 3,500 W15-230 3,000 W15-240 4,000 2 X mas X mas W15-330 3,100 W15-340 3,400 3,500 W15-320 3,000

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数値計算で学ぶ物理学 4 放物運動と惑星運動 地上のように下向きに重力がはたらいているような場においては 物体を投げると放物運動をする 一方 中心星のまわりの重力場中では 惑星は 円 だ円 放物線または双曲線を描きながら運動する ここでは 放物運動と惑星運動を 運動方程式を導出したうえで 数値シミュ

数値計算で学ぶ物理学 4 放物運動と惑星運動 地上のように下向きに重力がはたらいているような場においては 物体を投げると放物運動をする 一方 中心星のまわりの重力場中では 惑星は 円 だ円 放物線または双曲線を描きながら運動する ここでは 放物運動と惑星運動を 運動方程式を導出したうえで 数値シミュレーションによって計算してみる 4.1 放物運動一様な重力場における放物運動を考える 一般に質量の物体に作用する力をとすると運動方程式は

S. Yamauchi

S. Yamauchi 2017 7 22 1 1 2 2 2.1............................................. 2 2.2............................................. 3 2.3.......................................... 5 3 7 4 () 9 5 11 5.1.............................................

Gmech08.dvi

63 6 6.1 6.1.1 v = v 0 =v 0x,v 0y, 0) t =0 x 0,y 0, 0) t x x 0 + v 0x t v x v 0x = y = y 0 + v 0y t, v = v y = v 0y 6.1) z 0 0 v z yv z zv y zv x xv z xv y yv x = 0 0 x 0 v 0y y 0 v 0x 6.) 6.) 6.1) 6.)

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 )

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

ブラックホール近傍の相対論的光軌道

ラックホールに落下するガスの blob 2014 年 2 月 2 日京都大学宇宙物理学教室修士 1 年森山小太郎 本研究 遠方 S 降着円盤 B ガスの塊 ( 以降 spot) 最内縁安定円軌道からずれて BH に落ち込むガスの塊について考える 遠方からどう観測されるか理論的に研究する a の決定に用いる 円運動する Spot からの 光のエネルギーフラックス スタート地点 B S a=0.9981m

第90回日本感染症学会学術講演会抄録（I）

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

Ł\”ƒ-2005

( ) 2.1. C. (1) x 4 dx = 1 5 x5 + C 1 (2) x dx = x 2 dx = x 1 + C = 1 2 x + C xdx (3) = x dx = 3 x C (4) (x + 1) 3 dx = (x 3 + 3x 2 + 3x +

(.. C. ( d 5 5 + C ( d d + C + C d ( d + C ( ( + d ( + + + d + + + + C (5 9 + d + d tan + C cos (sin (6 sin d d log sin + C sin + (7 + + d ( + + + + d log( + + + C ( (8 d 7 6 d + 6 + C ( (9 ( d 6 + 8 d

6 6.1 L r p hl = r p (6.1) 1, 2, 3 r =(x, y, z )=(r 1,r 2,r 3 ), p =(p x,p y,p z )=(p 1,p 2,p 3 ) (6.2) hl i = jk ɛ ijk r j p k (6.3) ɛ ijk Levi Civit

6 6.1 L r p hl = r p (6.1) 1, 2, 3 r =(x, y, z )=(r 1,r 2,r 3 ), p =(p x,p y,p z )=(p 1,p 2,p 3 ) (6.2) hl i = jk ɛ ijk r j p k (6.3) ɛ ijk Levi Civita ɛ 123 =1 0 r p = 2 2 = (6.4) Planck h L p = h ( h

PRESS RELEASE 2019 年 4 月 3 日理化学研究所金沢大学国立天文台 ガンマ線バーストのスペクトルと明るさの相関関係の起源 - 宇宙最大の爆発現象の理論的解明へ前進 - 理化学研究所 ( 理研 ) 開拓研究本部長瀧天体ビッグバン研究室の伊藤裕貴研究員 長瀧重博主任研究員 数理創造プ

PRESS RELEASE 2019 年 4 月 3 日理化学研究所金沢大学国立天文台 ガンマ線バーストのスペクトルと明るさの相関関係の起源 - 宇宙最大の爆発現象の理論的解明へ前進 - 理化学研究所 ( 理研 ) 開拓研究本部長瀧天体ビッグバン研究室の伊藤裕貴研究員 長瀧重博主任研究員 数理創造プログラムのドナルド ウォレン研究員 金沢大学理工研究域数物科学系の米德大輔教授らの国際共同研究グループ

Ｐ１〜１４／稲　〃

さくらの個別指導 ( さくら教育研究所 ) A AB A B A B A AB AB AB B

1 1.1 1.1.1 1 1 1 1 a a a a C a a = = CD CD a a a a a a = a = = D 1.1 CD D= C = DC C D 1.1 (1) 1 3 4 5 8 7 () 6 (3) 1.1. 3 1.1. a = C = C C C a a + a + + C = a C 1. a a + (1) () (3) b a a a b CD D = D

vol5-honma (LSR: Local Standard of Rest) 2.1 LSR R 0 LSR Θ 0 (Galactic Constant) 1985 (IAU: International Astronomical Union) R 0 =8.5

2.2 1 2.2 2.2.1 (LSR: Local Standard of Rest) 2.1 LSR R 0 LSR Θ 0 (Galactic Constant) 1985 (IAU: International Astronomical Union) R 0 =8.5 kpc, Θ 0 = 220 km s 1. (2.1) R 0 7kpc 8kpc Θ 0 180 km s 1 270

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

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

日本内科学会雑誌第102巻第4号

Nosé Hoover 1.2 ( 1) (a) (b) 1:

1 watanabe@cc.u-tokyo.ac.jp 1 1.1 Nosé Hoover 1. ( 1) (a) (b) 1: T ( f(p x, p y, p z ) exp p x + p y + p ) z (1) mk B T p x p y p = = z = 1 m m m k BT () k B T = 1.3 0.04 0.03 0.0 0.01 0-5 -4-3 - -1 0

解析センターを知っていただく キャンペーン

005..5 SAS 問題設定 目的 PKパラメータ (AUC,Cmax,Tmaxなど) の推定 PKパラメータの群間比較 PKパラメータのバラツキの評価! データの特徴 非反復測定値 個体につき 個の測定値しか得られない plasma concentration 非反復測定値のイメージ図 測定時点間で個体の対応がない 着目する状況 plasma concentration 経時反復測定値のイメージ図

1

自由集会時系列part2web.key

spurious correlation spurious regression xt=xt-1+n(0,σ^2) yt=yt-1+n(0,σ^2) n=20 type1error(5%)=0.4703 no trend 0 1000 2000 3000 4000 p for r xt=xt-1+n(0,σ^2) random walk random walk variable -5 0 5 variable

MW鹿児島

NGC1068 Dark Matter Halo baryon gas stars SMBH SMBH 1 SMBHs? (AGN) AGN Seyfertization Taniguchi 1987, ApJ, 317, L57 AGN The dead quasar problem (Rees 1990, Science, 247, 817) T AGN ~ 10 8 yrs AGN AGN

Microsoft Word - .....J.^...O.|Word.i10...j.doc

P 1. 2. R H C H, etc. R' n R' R C R'' R R H R R' R C C R R C R' R C R' R C C R 1-1 1-2 3. 1-3 1-4 4. 5. 1-5 5. 1-6 6. 10 1-7 7. 1-8 8. 2-1 2-2 2-3 9. 2-4 2-5 2-6 2-7 10. 2-8 10. 2-9 10. 2-10 10. 11. C

.( 斜面上の放物運動 ) 目的 : 放物運動の方向の分け方は, 鉛直と水平だけではない 図のように, 水平面から角 だけ傾いた固定した滑らかな斜面 と, 質量 の小球を用意する 原点 から斜面に垂直な向きに, 速さ V で小球を投げ上げた 重力の加速度を g として, 次の問い に答えよ () 小

折戸の物理 演習編 ttp://www.orito-buturi.co/ N..( 等加速度運動目的 : 等加速度運動の公式を使いこなす 問題を整理する能力を養う ) 直線上の道路に,A,B の 本の線が 5. の間隔で道路に 垂直に交差して引かれている この線上を一定の加速度で運 動しているトラックが通過する トラックの先端が A を通過してか ら後端が B を通過するまでの時間は.8s であった

2

from One 1 2 24 2 3 4 30 4 5 47 13 6 7 34 2 13 8 34.................................. 9 15-1-5 15-1-4 10 11 12 12 13 14 15 A ( 1) A A 2 B B 16 2 2 17 3 C C 18 3 19 ( ) 15 2 5 ( 56 2 16 20 2 5 ) (1) (2)

表1-表4_No78_念校.indd

mmmmmmmmmmmmmmmmmmmmmmmmmmmmmmmmm mmmmmmmmmmmmmmmmmmmmmmmmmmmmmmmmm Fs = tan + tan. sin(1.5) tan sin. cos Fs ccccccccccccccccccccccccccccccccccccccccccccccccccccccccccccc ccccccccccccccccccccccccccccccccccccccccccccccccccccccccccccc

Microsoft PowerPoint - Kawaguchi2013AugOIR.pptx

2020 年代の活動銀河核研究の展望 川口俊宏 ( 山口大学 ) 2013 年 8 月 6 日 ( 火 ) 光赤天連シンポジウム ダストトーラス 降着円盤 巨大ブラックホール (BH) 活動銀河核 (AGN) の模式図 1/23 2020 年前後の AGN 研究の ( 個人的 ) 展望まとめ 1. より遠くへ より低光度へ rare objects/events の統計 巨大ブラックホールの形成史

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..................

t θ, τ, α, β S(, 0 P sin(θ P θ S x cos(θ SP = θ P (cos(θ, sin(θ sin(θ P t tan(θ θ 0 cos(θ tan(θ = sin(θ cos(θ ( 0t tan(θ

4 5 ( 5 3 9 4 0 5 ( 4 6 7 7 ( 0 8 3 9 ( 8 t θ, τ, α, β S(, 0 P sin(θ P θ S x cos(θ SP = θ P (cos(θ, sin(θ sin(θ P t tan(θ θ 0 cos(θ tan(θ = sin(θ cos(θ ( 0t tan(θ S θ > 0 θ < 0 ( P S(, 0 θ > 0 ( 60 θ

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