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- しのぶ しどり
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1 小惑星の可視 近赤外反射スペクトル解析法とその応用 二村徳宏 日時 : 202 年 2 月 8 日水曜日 5:00-6:00 場所 : CPS セミナー室
2 目次 はじめに 宇宙風化モデル 鉱物の吸収帯の特徴を組み込んだ修正ガウス関数モデル 目的 6 Hebe 433 Eros 2543 Itokawaの宇宙風化度および組成の推定と解釈
3 はじめに 固体天体の岩石 それを構成する鉱物鉱物 鉱物を構成する化学組成化学組成 レゴリスの レゴリスの粒子サイズ粒子サイズ および宇宙風化作用宇宙風化作用等の物質科学に関する研究 対象天体が起源と進化の過程において経験した温度 圧力 および化学環境を理解 小惑星の物質科学探査から 遠隔探査において この物質科学的特徴を解明するための観測手段可視 近赤外反射スペクトル測定 太陽系の起源と進化を解明する これまで 衛星 探査機および地上観測による精力的な調査が行われている [e.g. Chapman and Gaffey 979; McFadden 984; Xu 994; Xu et al. 995; Bus 999; Burbine 2000; Binzel et al. 200ab; Bus and Binzel 2002ab; Burbine and Binzel 2002; Binzel et al. 2004abc]
4 固体天体表面物質の可視 近赤外反射スペクトル Asteroid S (I) S (II) Apollo sample 622 S (III) S (IV) 449 S (V) S (VI) 2023 S (VII) µm および 2 µm 付近に特徴的な吸収 可視 近赤外反射スペクトル解析には 2 つの問題点がある
5 可視 近赤外反射スペクトル解析の問題点 宇宙風化作用大気のない固体天体表面に太陽風 宇宙線 および微小隕石が衝突することによって生じる効果の総称 Noble (2004) Ph.D. Thesis
6 宇宙風化作用が可視 近赤外反射スペクトル解析に与える影響 暗化 赤化 吸収帯の弱化 Re eflectance Wavelength (nm) 鉱物の特徴的な吸収を解析することが困難
7 可視 近赤外反射スペクトル解析の問題点 2 主要珪酸塩鉱物の可視 近赤外反射スペクトル Olivine Plagioclase Low-Ca Pyroxene High-Ca Pyroxene Common Silicates (RELAB) 多種の鉱物に起因する複数の幅広い吸収帯が接近して複合吸収帯を形成
8 問題点のまとめ Reflectance Wavelength (nm) 宇宙風化作用 解決方策暗化 赤化 吸収帯の弱化 Olivine Low-Ca の原因物質は何か? Pyroxene Plagioclase High-Ca Pyroxene Common Silicates その物質が可視 近赤外反射スペクトルに与える影響をモデル化する ( 宇宙風化モデルの作成複合吸収帯 )
9 宇宙風化作用の生成物 月試料中のナノ還元鉄微粒子 (npfe 0 ) (Keller & McKay 993). 00nm npfe 0 月試料 (Photo courtesy Sarah Noble ).
10 宇宙風化作用モデル粒子 d w 宇宙風化層 D Host particle Noble et al. (2002) d h d w D : レゴリスの直径 d h : Host particle の直径 d w : 宇宙風化層の厚さ npfe 0 の体積濃度 (φ w )
11 宇宙風化層の吸収係数 Host Fe n h Maxwell-Garnett effective medium model K Kw = nw + ikw (Hiroiand Pieters 994) w = K h Refractive Index K 3φ w K + K φw K Kh + 2Kh K + 2K ( ) K = ( n + ik ) K = ( n + ik ) h α w h = Fe Fe h 4πk λ Fe Fe w h Fe h Fe Fe n Fe k Fe (Johnson and Christy 974)
12 Surface reflectance r0w Maxwell-Garnett effective medium model rwh 宇宙風化層 rw0 pw=exp( =exp(-αwdw) Host particle rhw ph=exp( =exp(-αhdh)
13 Parallel Plate Model for Vapor Coating Layer (-r0w)(-rw0)rwhpw 2 r0w =s0w 宇宙風化層 Host particle (-r0w)(-rwh wh)pw =t0w
14 Parallel Plate Model for Vapor Coating Layer 2 (-r0w)(-rw0 w0)pw 宇宙風化層 =thw r0w (-r0w)(-rwh)pw 2 Host particle =shw
15 Scattering and transmitting efficiencies t0wshwthwph 2 S0w t0wthwph t0wshw 2 thwph 3
16 Single scattering albedo 宇宙風化層 w : Q E w = = Q Q S E Q T Single scattering albedo Host particle (Hiroi and Pieters 994) モデル粒子
17 物質の反射物質の反射物質の反射物質の反射 (Hapke 993) (Hapke 993) (Hapke 993) (Hapke 993) ( ) ( ) ( ) w w H H w w R e i e i g e i 4 µ µ µ µ θ θ θ + = ( ) ( ) ln = µ µ µ w r r r w w H = w r e e i i θ µ θ µ cos = cos =. R 反射率モデル反射率 : c: 暗化係数 (e.g. 表面の凹凸 ガラス化 ) ( ) ( ) = = w R w R R g e i g e i C θ θ θ θ θ θ M cr C R θi θe R M
18 Results Model fitting of four Apollo soil sites spectra Apollo 2 suite FeO= 5.3 wt.% Apollo 4 suite FeO= 0.23 wt.% Measured Calculation Measured Calculation Apollo 6a suite FeO= 4.56 wt.% Apollo 6b suite FeO= 5.8 wt.% Measured Calculation Measured Calculation Measured spectra data from Fischer (995)
19 Optimized values of d w plotted against I s /FeO for four Apollo soil suites. (Christoffersen et al. 996) d w =30 nm d w has a good positive correlation with the I s /FeO.
20 Results Model fitting of four Apollo soil sites spectra Apollo 2 suite FeO= 5.3 wt.% Apollo 4 suite FeO= 0.23 wt.% Measured Calculation Measured Calculation Apollo 6a suite FeO= 4.56 wt.% Apollo 6b suite FeO= 5.8 wt.% Measured Calculation Measured Calculation Measured spectra data from Fischer (995)
21 Reflectance spectra of four lunar soils except space weathering effect R h Apollo 6b Apollo 6a Apollo 4 Apollo 2
22 問題点のまとめ 解決方策 Reflectance 各鉱物の吸収帯の特徴を定式化 Plagioclase Olivine Low-Ca Pyroxene High-Ca Pyroxene Common Silicates Wavelength (nm) 宇宙風化作用 複合吸収帯
23 カンラン石の可視 近赤外反射スペクトル解析 M M M2 [Dyar et al. 2009] 2 3
24 カンラン石の 3 つの吸収帯の中心波長 band 3 band 2 band µ = L Fa + oli oli L oli
25 カンラン石の 3 つの吸収帯の幅 band 3 band band 2 σ = M Fa + oli Fai M oli
26 カンラン石の 3 つの吸収帯の吸収帯強度比 band 3 band 2 band band 2 M site M2 site s = + N s oli ( N Fa ) Fai oli ol 2
27 鉱物の吸収帯の特徴を組み込んだ MGM 従来の MGM (Sunshine et al. 990) α Band Band 2 Band 3 ( µ ol µ ol 2 µ ol 3 σ σ σ ol µ s ol ol s ol2 ol2 s ol3 ol3 ) カンラン石の吸収帯の特徴を組み込んだ MGM µ = L Fa + oli Fai σ = M Fa + oli Fai s = + oli L M oli oli ( N Fai Fa Noli ) sol 2 = 3 i s oli exp ( λ µ 2σ oli 2 oli ) 2 変数は Fa および s ol2 のみ
28 レゴリス粒子の吸収係数 Host particle α w α h Q E w = α ol ivine α low -Ca pyroxene α high-ca pyroxene α plagioclase = Q Q S Q E w : Single scattering albedo T (Hiroi and Pieters 994)
29 鉱物混合物の Single scattering albedo カンラン石 低 Ca 輝石 高 Ca 輝石 斜長石の割合が m ol :m opx :m cpx :m pl とすると w j = j m Q j m Q j Sj E = m m ol ol Q Q Sol Eol + m + m opx opx Q Q Sopx Eopx + + m m cpx cpx Q Q Scpx Ecpx + m + m pl pl Q Q Spl Epl
30 物質の反射物質の反射物質の反射物質の反射 (Hapke 993) (Hapke 993) (Hapke 993) (Hapke 993) ( ) ( ) ( ) w w H H w w R e i e i g e i 4 µ µ µ µ θ θ θ + = ( ) ( ) ln = µ µ µ w r r r w w H = w r e e i i θ µ θ µ cos = cos =. R 反射率モデル反射率 : c: 暗化係数 (e.g. 表面の凹凸 ガラス化 ) ( ) ( ) = = w R w R R g e i g e i C θ θ θ θ θ θ M cr C R θi θe R M
31 可視 近赤外反射スペクトル解析法で用いる変数 Name of parameter Number 暗化係数 (c) 宇宙風化層の厚さ (d w ) ナノ還元鉄微粒子 (npfe 0 ) の体積濃度 (φ w ) Host particle の直径 (d h ) 鉱物混合比 (v ol :v low-ca :v high-ca :v pl ) 4 コンティニウム (c 0h c h ) 2 4 カンラン石の band 2 の吸収帯強度 (s ol2 ) 輝石の band 2 の吸収帯強度 (s px s px2 ) 2 2 斜長石の band の吸収帯強度 (s pl ) カンラン石の Fa#(Fa#) 輝石の Wo#(Wo#) 2
32 6 Hebe 433 Eros 2543 Itokawaの宇宙風化度および組成の推定と解釈
33 解析に用いた小惑星の可視 近赤外反射スペクトル 6 Hebe 主ベルト小惑星 H コンドライト的 24 色および 52 色小惑星サーベイ [e.g. Chapman and Gaffey 979; McFadden et al. 984] 433 Eros 2543 Itokawa 近地球小惑星 LL コンドライト的 小型主ベルト小惑星分光サーベイ (SMASS) [Binzel et al. 200; Rivkin et al. 2004] はやぶさ探査機の NIRS のデータ (2543 Itokawa) [Abe et al. 2006]
34 モデルの可視 近赤外反射スペクトルへの応用 6 Hebe 2543 Itokawa (Telescopic) 433 Eros 2543 Itokawa (Hayabusa NIRS)
35 2543 Itokawa の可視 近赤外反射スペクトル解析 ナノ還元鉄微粒子 (npfe 0 ) の体積濃度 φ w =. vol.% Zone I (npfe を含むコーティング層 ) =5-5 nm d h =60µm Noguchi [20] Tsuchiyama [20] d h d w φ w Mg# olivine low-ca pyroxene high-ca pyroxene Plagiocla se 60 µm 8 nm.vol.% % 2 % 6 % 5 %
36 モデルの応用結果 6 Hebe (Telescopic) 433 Eros (Telescopic) 2543 Itokawa (Telescopic) 2543 Itokawa (Hayabusa NIRS) d h (µm) d w (nm) φ w (vol. %) Mg# (mol%) ol:op:cp:pl 43:39:6:2 58:9:5:8 62:2:5: 58:2:6:5 d h Mg# Host φ w d h =Host particle の直径 d w = 宇宙風化層の厚さ φ w = 宇宙風化層中の npfe 0 の体積濃度 ol:op:cp:pl= 鉱物比 ( 体積比 ) d w
37 隕石の鉱物比 433 Eros (Telescopic) 6 Hebe (Telescopic) 2543 Itokawa (Hayabusa NIRS) 2543 Itokawa (Telescopic) 2543 Itokawa (Telescopic) 6 Hebe (Telescopic) 2543 Itokawa (Hayabusa NIRS) 433 Eros (Telescopic) 2543 Itokawa 試料の結果 [Tsuchiyama 20]
38 小惑星および南極隕石のカンラン石および輝石中の Fe 量 C 433 Eros (Telescopic) 2543 Itokawa (Telescopic and Hayabusa NIRS) Nakamura (20) 6 Hebe (Telescopic)
39 モデルの応用結果 6 Hebe (Telescopic) 433 Eros (Telescopic) 2543 Itokawa (Telescopic) 2543 Itokawa (Hayabusa NIRS) d h (µm) d w (nm) φ w (vol. %) Mg#(mol%) ol:op:cp:pl 43:39:6:2 58:9:5:8 62:2:5: 58:2:6:5 Meteorite H LL LL LL type d h Mg# Host φ w d h =Host particle の直径 d w = 宇宙風化層の厚さ φ w = 宇宙風化層中の npfe 0 の体積濃度 ol:op:cp:pl= 鉱物比 ( 体積比 ) d w
40 H および LL コンドライト的小惑星間の違い 結果 宇宙風化層内の npfe 0 の体積濃度 (φ w ) が 6 Hebeは.6 vol.% と433 Eros(.3 vol.%) および 2543 Itokawa(0.9-. vol.%) に比べて大きい解釈 H コンドライトは LL コンドライトよりも金属鉄に富むために 微小隕石の衝突や太陽風によるスパッターリングによって生成された蒸気が Fe に富むようになったためであると考えられる
41 LL コンドライト的な小惑星 433 Eros および 2543 Itokawa 結果 宇宙風化層の厚さ (d w ) 2543 Itokawa(8-9 nm)>433 Eros (7 nm) 解釈 2543 Itokawa の方が 433 Eros より長時間近地球軌道に存在した可能性 2543 Itokawa は 岩石や粗いレゴリスが長時間宇宙風化を受けている (2543 Itokawaは433 Eros より重力が小さく細かいレゴリスを保持できない )
42 結果 LL コンドライト的な小惑星 433 Eros および 2543 Itokawa 宇宙風化層の npfe 0 の体積濃度 433 Eros (.3 vol. %)>2543 Itokawa(0.9-. vol.%) 解釈 322 Eros の方が 2543Itokawa よりも細かいレゴリスが存在し 金属鉄が珪酸塩から分離して 珪酸塩ほど細粒にならない金属鉄が表面に濃集 NEAR-Shomaker 探査機で観測された Pond はそのような金属鉄に富む部分である可能性 (Dombard et al. 200)
43 まとめ本研究の手法の斬新性 従来の研究 宇宙風化作用の効果を考慮していない 未知変数が多い 端成分鉱物を仮定しなければいけない 本研究 宇宙風化モデルを考慮 宇宙風化層の厚さ 宇宙風化層内の npfe 0 の体積濃度 鉱物の吸収帯の特徴を定式化 未知の固体天体表面物質から 物質科学的情報 ( 粒子サイズ 宇宙風化作用 組成等 ) を得ることができるモデルの構築に成功
44 まとめ 新しく得られた知見 H および LL コンドライト的な小惑星の間で宇宙風化層中の npfe 0 の体積濃度に違い 組成の違いによる宇宙風化作用のしやすさ 組成 サイズ 軌道要素の違いと 同じ LL コンドライト的でも 宇宙風化の関係 宇宙風化層の厚さ および npfe 0 の体積濃度に違い 天体のサイズ ( 軌道要素 ) の違いによる宇宙風化作用の違い
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日本の小惑星探査候補天体の地上観測 安部正真西原説子北里宏平猿楽祐樹長谷川直 観測の目的 探査対象となりうる Itokawa より始原的な小惑星を探す (2543) Itokawa 小惑星探査機 HAYABUSA 次期小惑星探査計画では 始原的タイプの小惑星での サンプルリターンを目指す 今まで探査機が訪れた小惑星 小惑星のタイプ スペクトルタイプ 表面組成を反映している 小惑星は隕石の故郷と考えられる
高軌道傾斜角を持つメインベルト 小惑星の可視光分光観測
高軌道傾斜角を持つメインベルト小惑星の可視光分光観測 天文 天体物理夏の学校 @ 福井神戸大学 M2 岩井彩 背景 小惑星岩石質の太陽系小天体であり 彗星活動を行わない 分類軌道長半径による空間分布可視光波長域のスペクトル形状 ( 大きく 5 種類 ) 空間分布による分類 メインベルト ( 小惑星帯 ) 太陽から 2.1-3.3AU 離れた環状の領域軌道が確定した小惑星の約 9 割が存在 トロヤ群木星のラグランジュ点
i ii iii iv v vi vii ( ー ー ) ( ) ( ) ( ) ( ) ー ( ) ( ) ー ー ( ) ( ) ( ) ( ) ( ) 13 202 24122783 3622316 (1) (2) (3) (4) 2483 (1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10) (11) 11 11 2483 13
2
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 I II III 11 IV 12 V 13 VI VII 14 VIII. 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31 32 _ 33 _ 34 35 36 37 38 39 40 41 42 43 44 45 46 47 48 49 50 VII 51 52 53 54 55 56 57 58 59
untitled
i ii iii iv v 43 43 vi 43 vii T+1 T+2 1 viii 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31 32 33 34 35 36 37 38 39 40 41 42 43 44 45 46 47 48 49 50 a) ( ) b) ( ) 51
c 2009 i
I 2009 c 2009 i 0 1 0.0................................... 1 0.1.............................. 3 0.2.............................. 5 1 7 1.1................................. 7 1.2..............................
i
14 i ii iii iv v vi 14 13 86 13 12 28 14 16 14 15 31 (1) 13 12 28 20 (2) (3) 2 (4) (5) 14 14 50 48 3 11 11 22 14 15 10 14 20 21 20 (1) 14 (2) 14 4 (3) (4) (5) 12 12 (6) 14 15 5 6 7 8 9 10 7
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31 32 33 () - 1 - - 2 - - 3 - - 4 - - 5 - 34 35 36 37 38 39 40 41 42 43 44 45 46 47 48 49 50 51 52 53 54 55 56 57
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小惑星探査ミッション はやぶさ 2 第 回宇宙科学シンポジウム 年 月 日 宇宙航空研究開発機構宇宙科学研究所 吉川真 ( ) はやぶさ 2 プロジェクト準備チーム 1 現状のまとめ はやぶさ のカプセルが地球帰還し はやぶさ ミッションの経験がフルに生かせる状況になった 来年度 (H23 年度 ) に はやぶさ 2 の予算が認められた 今年度内のプロジェクト移行を目指して いろいろな作業を継続している
ライトカーブ観測から何がわかるか
2004.7.2 M 2.5log F F 10 0.4*M M F S= (abc)[sin 2 A(sin 2 ( )/a 2 +cos 2 ( )/b 2 )+cos 2 (A)/c 2 ] 1/2 a,b,c A aspect angle S M = (abc)[sin 2 (A)/b 2 +cos 2 (A)/c 2 ] 1/2 S m = (abc)[sin 2 (A)/a 2 +cos
入門ガイド
ii iii iv NEC Corporation 1998 v P A R 1 P A R 2 P A R 3 T T T vi P A R T 4 P A R T 5 P A R T 6 P A R T 7 vii 1P A R T 1 2 2 1 3 1 4 1 1 5 2 3 6 4 1 7 1 2 3 8 1 1 2 3 9 1 2 10 1 1 2 11 3 12 1 2 1 3 4 13
<4D6963726F736F667420506F776572506F696E74202D208376838C835B83938365815B835683878393312E707074205B8CDD8AB78382815B83685D>
i i vi ii iii iv v vi vii viii ix 2 3 4 5 6 7 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31 32 33 34 36 37 38 39 40 41 42 43 44 45 46 47 48 49 50 51 52 53 54 55 56 57 58 59 60
SC-85X2取説
I II III IV V VI .................. VII VIII IX X 1-1 1-2 1-3 1-4 ( ) 1-5 1-6 2-1 2-2 3-1 3-2 3-3 8 3-4 3-5 3-6 3-7 ) ) - - 3-8 3-9 4-1 4-2 4-3 4-4 4-5 4-6 5-1 5-2 5-3 5-4 5-5 5-6 5-7 5-8 5-9 5-10 5-11
M41 JP Manual.indd
i ii iii iv v vi vii 1 No / A-B EQ 2 MIC REC REC00001.WAV Stereo CH:01 0:00:00 1:50:00 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 1 1 F F A A 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31 32 33 34 Φ 35 36 37 38
Ｃ型小惑星の探査における可視・近赤外分光の役割
36 日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 1, 2010 特集 始原天体研究のこれまでとこれから : 探査を仲介とした異分野交流 C 型小惑星の探査における可視 近赤外分光の役割 廣井孝弘 1 2, 杉田精司 ( 要旨 ) 現在, 近地球 C 型小惑星の探査および試料回収が検討されている. 本稿は, それが実現したときに得られるであろう科学的知見を可視 近赤外反射分光によるリモートセンシングの観点から考えることを目的とする.
DVIOUT-ar
1 4 μ=0, σ=1 5 μ=2, σ=1 5 μ=0, σ=2 3 2 1 0-1 -2-3 0 10 20 30 40 50 60 70 80 90 4 3 2 1 0-1 0 10 20 30 40 50 60 70 80 90 4 3 2 1 0-1 -2-3 -4-5 0 10 20 30 40 50 60 70 80 90 8 μ=2, σ=2 5 μ=1, θ 1 =0.5, σ=1
Introduction Jones & Palme (2000), Jones & Hood (990), Mueller et al. (988) ρ~3.34g/cm 3, MI~0.39 (<400km) Nakamura et al. (982), Kuskov & Kronrod (99
Introduction Jones & Palme (2000), Jones & Hood (990), Mueller et al. (988) ρ~3.34g/cm 3, MI~0.39 (
SPring-8ワークショップ_リガク伊藤
GI SAXS. X X X X GI-SAXS : Grazing-incidence smallangle X-ray scattering. GI-SAXS GI-SAXS GI-SAXS X X X X X GI-SAXS Q Y : Q Z : Q Y - Q Z CCD Charge-coupled device X X APD Avalanche photo diode - cps 8
LLG-R8.Nisus.pdf
d M d t = γ M H + α M d M d t M γ [ 1/ ( Oe sec) ] α γ γ = gµ B h g g µ B h / π γ g = γ = 1.76 10 [ 7 1/ ( Oe sec) ] α α = λ γ λ λ λ α γ α α H α = γ H ω ω H α α H K K H K / M 1 1 > 0 α 1 M > 0 γ α γ =
Q = va = kia (1.2) 1.2 ( ) 2 ( 1.2) 1.2(a) (1.2) k = Q/iA = Q L/h A (1.3) 1.2(b) t 1 t 2 h 1 h 2 a
1 1 1.1 (Darcy) v(cm/s) (1.1) v = ki (1.1) v k i 1.1 h ( )L i = h/l 1.1 t 1 h(cm) (t 2 t 1 ) 1.1 A Q(cm 3 /s) 2 1 1.1 Q = va = kia (1.2) 1.2 ( ) 2 ( 1.2) 1.2(a) (1.2) k = Q/iA = Q L/h A (1.3) 1.2(b) t
森羅万象2018のコピー
PD Stellar Irradiation Mineral Atmosphere Na, K, SiO, O 2, O gas (MgO, Al, AlO, FeO etc ) https://www.nasa.gov/topics/universe/features/rocky_planet.html / (2018.5.9) Magma Ocean Ito et al. (2015) (HRE)
( ) 2002 1 1 1 1.1....................................... 1 1.1.1................................. 1 1.1.2................................. 1 1.1.3................... 3 1.1.4......................................
スライド 1
第 1 回 SPring-8 カ ラス セラミックス研究会 (2010/8/27) ソーダライムガラス中の鉄イオンの 構造解析 XAFS 解析からの試み 日本板硝子株式会社技術研究所 a 兼 BP 研究開発部 b 長嶋廉仁 a, b 白木康一 a 2 目次 1. 実用ガラスにとっての鉄イオンの構造の重要性 2. ガラス中での鉄イオンの構造光吸収およびその他の方法による解析 3. XAFS 測定からの解析の試み
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......................
Microsoft PowerPoint - 20111029第8回ライトカーブ研究会_並木則行.ppt
小 惑 星 探 査 における ダストその 場 観 察 並 木 則 行, 小 林 正 規, 千 秋 博 紀, 和 田 浩 二 2011 年 10 月 29 日 第 8 回 ライトカーブ 研 究 会 国 立 天 文 台 三 鷹 キャンパス 本 日 の 予 定 惑 星 探 査 研 究 センターの 紹 介 小 惑 星 ダスト 観 測 の 科 学 はやぶさの 成 果 を 発 展 させるために, 次 に 日 本
修士論文
SAW 14 2 M3622 i 1 1 1-1 1 1-2 2 1-3 2 2 3 2-1 3 2-2 5 2-3 7 2-3-1 7 2-3-2 2-3-3 SAW 12 3 13 3-1 13 3-2 14 4 SAW 19 4-1 19 4-2 21 4-2-1 21 4-2-2 22 4-3 24 4-4 35 5 SAW 36 5-1 Wedge 36 5-1-1 SAW 36 5-1-2
The Physics of Atmospheres CAPTER :
The Physics of Atmospheres CAPTER 4 1 4 2 41 : 2 42 14 43 17 44 25 45 27 46 3 47 31 48 32 49 34 41 35 411 36 maintex 23/11/28 The Physics of Atmospheres CAPTER 4 2 4 41 : 2 1 σ 2 (21) (22) k I = I exp(
262014 3 1 1 6 3 2 198810 2/ 198810 2 1 3 4 http://www.pref.hiroshima.lg.jp/site/monjokan/ 1... 1... 1... 2... 2... 4... 5... 9... 9... 10... 10... 10... 10... 13 2... 13 3... 15... 15... 15... 16 4...
これわかWord2010_第1部_100710.indd
i 1 1 2 3 6 6 7 8 10 10 11 12 12 12 13 2 15 15 16 17 17 18 19 20 20 21 ii CONTENTS 25 26 26 28 28 29 30 30 31 32 35 35 35 36 37 40 42 44 44 45 46 49 50 50 51 iii 52 52 52 53 55 56 56 57 58 58 60 60 iv
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i 1 1 2 2 3 3 4 4 4 5 7 8 8 9 9 10 11 13 14 15 16 17 19 ii CONTENTS 2 21 21 22 25 26 32 37 38 39 39 41 41 43 43 43 44 45 46 47 47 49 52 54 56 56 iii 57 59 62 64 64 66 67 68 71 72 72 73 74 74 77 79 81 84
これでわかるAccess2010
i 1 1 1 2 2 2 3 4 4 5 6 7 7 9 10 11 12 13 14 15 17 ii CONTENTS 2 19 19 20 23 24 25 25 26 29 29 31 31 33 35 36 36 39 39 41 44 45 46 48 iii 50 50 52 54 55 57 57 59 61 63 64 66 66 67 70 70 73 74 74 77 77
t χ 2 F Q t χ 2 F 1 2 µ, σ 2 N(µ, σ 2 ) f(x µ, σ 2 ) = 1 ( exp (x ) µ)2 2πσ 2 2σ 2 0, N(0, 1) (100 α) z(α) t χ 2 *1 2.1 t (i)x N(µ, σ 2 ) x µ σ N(0, 1
t χ F Q t χ F µ, σ N(µ, σ ) f(x µ, σ ) = ( exp (x ) µ) πσ σ 0, N(0, ) (00 α) z(α) t χ *. t (i)x N(µ, σ ) x µ σ N(0, ) (ii)x,, x N(µ, σ ) x = x+ +x N(µ, σ ) (iii) (i),(ii) z = x µ N(0, ) σ N(0, ) ( 9 97.
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)
1... 1... 1... 3 2... 4... 4... 4... 4... 4... 6... 10... 11... 15... 30
1 2420128 1 6 3 2 199103 189/1 1991031891 3 4 5 JISJIS X 0208, 1997 1 http://www.pref.hiroshima.lg.jp/site/monjokan/ 1... 1... 1... 3 2... 4... 4... 4... 4... 4... 6... 10... 11... 15... 30 1 3 5 7 6 7
44 4 I (1) ( ) (10 15 ) ( 17 ) ( 3 1 ) (2)
(1) I 44 II 45 III 47 IV 52 44 4 I (1) ( ) 1945 8 9 (10 15 ) ( 17 ) ( 3 1 ) (2) 45 II 1 (3) 511 ( 451 1 ) ( ) 365 1 2 512 1 2 365 1 2 363 2 ( ) 3 ( ) ( 451 2 ( 314 1 ) ( 339 1 4 ) 337 2 3 ) 363 (4) 46
i ii i iii iv 1 3 3 10 14 17 17 18 22 23 28 29 31 36 37 39 40 43 48 59 70 75 75 77 90 95 102 107 109 110 118 125 128 130 132 134 48 43 43 51 52 61 61 64 62 124 70 58 3 10 17 29 78 82 85 102 95 109 iii
平成18年版 男女共同参画白書
i ii iii iv v vi vii viii ix 3 4 5 6 7 8 9 Column 10 11 12 13 14 15 Column 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 Column 27 28 29 30 Column 31 32 33 34 35 36 Column 37 Column 38 39 40 Column 41 42 43 44 45
178 5 I 1 ( ) ( ) 10 3 13 3 1 8891 8 3023 6317 ( 10 1914 7152 ) 16 5 1 ( ) 6 13 3 13 3 8575 3896 8 1715 779 6 (1) 2 7 4 ( 2 ) 13 11 26 12 21 14 11 21
I 178 II 180 III ( ) 181 IV 183 V 185 VI 186 178 5 I 1 ( ) ( ) 10 3 13 3 1 8891 8 3023 6317 ( 10 1914 7152 ) 16 5 1 ( ) 6 13 3 13 3 8575 3896 8 1715 779 6 (1) 2 7 4 ( 2 ) 13 11 26 12 21 14 11 21 4 10 (
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
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
１
10 200 15 20 50 (1) (2) 45 A4 JICA 15 WS 1 [] a. b. 10 A 30 15 15 NGO PC 5 15 15 15 15 NGO 1948 1970 10 NGO 90 AB 40 40 WS 1 NGO 40 WS Q 43 63 73 15 9 8 5 5 4 63 17 9 8 6 6 4 2000 14 15 100 2000 1
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
α β *2 α α β β α = α 1 β = 1 β 2.2 α 0 β *3 2.3 * *2 *3 *4 (µ A ) (µ P ) (µ A > µ P ) 10 (µ A = µ P + 10) 15 (µ A = µ P +
Armitage 1 1.1 2 t *1 α β 1.2 µ x µ 2 2 2 α β 2.1 1 α β α ( ) β *1 t t 1 α β *2 α α β β α = α 1 β = 1 β 2.2 α 0 β 1 0 0 1 1 5 2.5 *3 2.3 *4 3 3.1 1 1 1 *2 *3 *4 (µ A ) (µ P ) (µ A > µ P ) 10 (µ A = µ P
陦ｨ邏・3
研 究 ニ ュ ー ス 地震波で覗いた マントル最下部まで沈んだ 表面地殻の岩石質 ロバート ゲラー 地球惑星科学専攻 教授 私たちの立っている地殻のもとには D" 層はマントル対流における熱境界層 行った 図 1 その結果 他の地域で 地球の全体積の 8 割を超える 岩石で であり そこでは温度の不均質や組成の の D 領域構造と異なる S 波速度の 構成されているマントル そしてさらに 分化の可能性が示唆されており
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
TOP URL 1
TOP URL http://amonphys.web.fc.com/ 3.............................. 3.............................. 4.3 4................... 5.4........................ 6.5........................ 8.6...........................7
#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/
1. 2 P 2 (x, y) 2 x y (0, 0) R 2 = {(x, y) x, y R} x, y R P = (x, y) O = (0, 0) OP ( ) OP x x, y y ( ) x v = y ( ) x 2 1 v = P = (x, y) y ( x y ) 2 (x
. P (, (0, 0 R {(,, R}, R P (, O (0, 0 OP OP, v v P (, ( (, (, { R, R} v (, (, (,, z 3 w z R 3,, z R z n R n.,..., n R n n w, t w ( z z Ke Words:. A P 3 0 B P 0 a. A P b B P 3. A π/90 B a + b c π/ 3. +
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/
2000年度『数学展望 I』講義録
2000 I I IV I II 2000 I I IV I-IV. i ii 3.10 (http://www.math.nagoya-u.ac.jp/ kanai/) 2000 A....1 B....4 C....10 D....13 E....17 Brouwer A....21 B....26 C....33 D....39 E. Sperner...45 F....48 A....53
III
III 1 1 2 1 2 3 1 3 4 1 3 1 4 1 3 2 4 1 3 3 6 1 4 6 1 4 1 6 1 4 2 8 1 4 3 9 1 5 10 1 5 1 10 1 5 2 12 1 5 3 12 1 5 4 13 1 6 15 2 1 18 2 1 1 18 2 1 2 19 2 2 20 2 3 22 2 3 1 22 2 3 2 24 2 4 25 2 4 1 25 2
iii iv v vi vii viii ix 1 1-1 1-2 1-3 2 2-1 3 3-1 3-2 3-3 3-4 4 4-1 4-2 5 5-1 5-2 5-3 5-4 5-5 5-6 5-7 6 6-1 6-2 6-3 6-4 6-5 6 6-1 6-2 6-3 6-4 6-5 7 7-1 7-2 7-3 7-4 7-5 7-6 7-7 7-8 7-9 7-10 7-11 8 8-1
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i 1 1 2 3 5 5 6 7 7 8 9 9 10 11 11 11 12 2 13 13 14 15 15 16 17 17 ii CONTENTS 18 18 21 22 22 24 25 26 27 27 28 29 30 31 32 36 37 40 40 42 43 44 44 46 47 48 iii 48 50 51 52 54 55 59 61 62 64 65 66 67 68
温泉の化学 １
H O 1,003 516 149 124 2,237 1974 90 110 1km 2,400 ( 100 Mg 200 (98 ) 43,665 mg 38,695 mg 19,000 mg 2000 2000 Na-Ca-Cl 806 1970 1989 10 1991 4 ph 1 981 10,000 1993... (^^; (SO_4^{2-}) " " 1973-1987 1970
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ミクロ組織に基づくフェライト セメンタイト鋼の脆性破壊発生予測 柴沼一樹東京大学大学院工学系研究科 ミクロ組織に基づくフェライト セメンタイト鋼の脆性破壊発生予測 柴沼一樹 東京大学 大学院工学系研究科システム創成学専攻 113-8656 東京都文京区本郷 7-3-1 shibanuma@struct.t.-u-tokyo.ac.jp 近年, 構造物に使用される鋼材の高張力化や使用環境の過酷化が進み,
II (No.2) 2 4,.. (1) (cm) (2) (cm) , (
II (No.1) 1 x 1, x 2,..., x µ = 1 V = 1 k=1 x k (x k µ) 2 k=1 σ = V. V = σ 2 = 1 x 2 k µ 2 k=1 1 µ, V σ. (1) 4, 7, 3, 1, 9, 6 (2) 14, 17, 13, 11, 19, 16 (3) 12, 21, 9, 3, 27, 18 (4) 27.2, 29.3, 29.1, 26.0,
A = A x x + A y y + A, B = B x x + B y y + B, C = C x x + C y y + C..6 x y A B C = A x x + A y y + A B x B y B C x C y C { B = A x x + A y y + A y B B
9 7 A = A x x + A y y + A, B = B x x + B y y + B, C = C x x + C y y + C..6 x y A B C = A x x + A y y + A B x B y B C x C y C { B = A x x + A y y + A y B B x x B } B C y C y + x B y C x C C x C y B = A
3
3 Introduction... Ceres, Juno, Vesta, Ida, Mathilde, Eros, Gaspra, Itokawa Ceres Juno, Vesta, Ida, Eros, Gaspra. Surface Color Variation of Ida and Vesta Ida: 48-49 37-40 352-355 337-341 307-311 277-280
三木研授業2009.key
( ) 1980 1.54A 1.54A ( ) 1A 0.98A 2.29A ( ) 2dsinθ = λ (2d hkl sinθ hkl = λ) ()? Bragg 2dsinθ = λ 2θ 1 d sinθ = λ 2d Bragg 2dsinθ = λ? Bragg? 2dsinθ = λ? λ 2 I t 3 λ 2 exp( µt) UW Arndt, J. Appl. Cryst.
ii p ϕ x, t = C ϕ xe i ħ E t +C ϕ xe i ħ E t ψ x,t ψ x,t p79 やは時間変化しないことに注意 振動 粒子はだいたい このあたりにいる 粒子はだいたい このあたりにいる p35 D.3 Aψ Cϕdx = aψ ψ C Aϕ dx
i B5 7.8. p89 4. ψ x, tψx, t = ψ R x, t iψ I x, t ψ R x, t + iψ I x, t = ψ R x, t + ψ I x, t p 5.8 π π π F e ix + F e ix + F 3 e 3ix F e ix + F e ix + F 3 e 3ix dx πψ x πψx p39 7. AX = X A [ a b c d x
01_.g.r..
I II III IV V VI VII VIII IX X XI I II III IV V I I I II II II I I YS-1 I YS-2 I YS-3 I YS-4 I YS-5 I YS-6 I YS-7 II II YS-1 II YS-2 II YS-3 II YS-4 II YS-5 II YS-6 II YS-7 III III YS-1 III YS-2
ii iii iv CON T E N T S iii iv v Chapter1 Chapter2 Chapter 1 002 1.1 004 1.2 004 1.2.1 007 1.2.2 009 1.3 009 1.3.1 010 1.3.2 012 1.4 012 1.4.1 014 1.4.2 015 1.5 Chapter3 Chapter4 Chapter5 Chapter6 Chapter7
untitled
I...1 II...2...2 III...3...3...7 IV...15...15...20 V...23...23...24...25 VI...31...31...32...33...40...47 VII...62...62...67 VIII...70 1 2 3 4 m 3 m 3 m 3 m 3 m 3 m 3 5 6 () 17 18 7 () 17 () 17 8 9 ()
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メタマテリアルの光応答 量子物性科学講座 冨田知志 メタマテリアルとは meta-: higher, beyond Oxford ALD Pendry, Contemporary Phys. (004) メタマテリアル (meta-material): 波長 λ に対して十分小さい要素を組み合わせて 自然界には無い物性を実現した人工物質 ( 材料 ) 通常の物質 :, は構成原子に起因 メタ物質 :
ii
ii iii 1 1 1.1..................................... 1 1.2................................... 3 1.3........................... 4 2 9 2.1.................................. 9 2.2...............................
t = h x z z = h z = t (x, z) (v x (x, z, t), v z (x, z, t)) ρ v x x + v z z = 0 (1) 2-2. (v x, v z ) φ(x, z, t) v x = φ x, v z
I 1 m 2 l k 2 x = 0 x 1 x 1 2 x 2 g x x 2 x 1 m k m 1-1. L x 1, x 2, ẋ 1, ẋ 2 ẋ 1 x = 0 1-2. 2 Q = x 1 + x 2 2 q = x 2 x 1 l L Q, q, Q, q M = 2m µ = m 2 1-3. Q q 1-4. 2 x 2 = h 1 x 1 t = 0 2 1 t x 1 (t)
Ni PLD GdBa 2 Cu 3 O 7 x 2 6
Ni PLD GdBa 2 Cu 3 O 7 x 2 6 1 1 1.1.................................. 1 1.2................................ 2 1.2.1......................... 3 1.3 RE 1 Ba 2 Cu 3 O 7 x...................... 3 1.3.1...............................
18 2 20 W/C W/C W/C 4-4-1 0.05 1.0 1000 1. 1 1.1 1 1.2 3 2. 4 2.1 4 (1) 4 (2) 4 2.2 5 (1) 5 (2) 5 2.3 7 3. 8 3.1 8 3.2 ( ) 11 3.3 11 (1) 12 (2) 12 4. 14 4.1 14 4.2 14 (1) 15 (2) 16 (3) 17 4.3 17 5. 19
1 3 1.1.......................... 3 1............................... 3 1.3....................... 5 1.4.......................... 6 1.5........................ 7 8.1......................... 8..............................
1: : Voyager 1 : Keck 1) : 2) 10 1( ) 15 1/3 50% 3) 1990 adaptive optics ( )
( Nakajima Kensuke ) 1 ( 1 ) [m/s 2 ] 1.35 9.8 23.2 [W/m 2 ] 15 1380 50 N 2 N 2, O 2 H 2, He [K] 95 280 1300( ) [ ] 1.5 1.0 1000( ) 70% [kg/m 2 ] 1.1 10 5 10 4 4 10 6 ( ) [km] 18 8 40 [K/km] 1.35 10 2
化学結合が推定できる表面分析 Ｘ線光電子分光法
1/6 ページ ユニケミー技報記事抜粋 No.39 p1 (2004) 化学結合が推定できる表面分析 X 線光電子分光法 加藤鉄也 ( 技術部試験一課主任 ) 1. X 線光電子分光法 (X-ray Photoelectron Spectroscopy:XPS) とは物質に X 線を照射すると 物質からは X 線との相互作用により光電子 オージェ電子 特性 X 線などが発生する X 線光電子分光法ではこのうち物質極表層から発生した光電子
AccessflÌfl—−ÇŠš1
ACCESS ACCESS i ii ACCESS iii iv ACCESS v vi ACCESS CONTENTS ACCESS CONTENTS ACCESS 1 ACCESS 1 2 ACCESS 3 1 4 ACCESS 5 1 6 ACCESS 7 1 8 9 ACCESS 10 1 ACCESS 11 1 12 ACCESS 13 1 14 ACCESS 15 1 v 16 ACCESS
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
(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
ELECTRONIC IMAGING IN ASTRONOMY Detectors and Instrumentation 5 Instrumentation and detectors
ELECTRONIC IMAGING IN ASTRONOMY Detectors and Instrumentation 5 Instrumentation and detectors 4 2017/5/10 Contents 5.4 Interferometers 5.4.1 The Fourier Transform Spectrometer (FTS) 5.4.2 The Fabry-Perot
(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
all.dvi
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
活用ガイド （ソフトウェア編）
(Windows 95 ) ii iii iv NEC Corporation 1999 v P A R T 1 vi P A R T 2 vii P A R T 3 P A R T 4 viii P A R T 5 ix x P A R T 1 2 3 1 1 2 4 1 2 3 4 5 1 1 2 3 4 6 5 6 7 7 1 1 2 8 1 9 1 1 2 3 4 5 6 1 2 3 4
さくらの個別指導 ( さくら教育研究所 ) A 2 2 Q ABC 2 1 BC AB, AC AB, BC AC 1 B BC AB = QR PQ = 1 2 AC AB = PR 3 PQ = 2 BC AC = QR PR = 1
... 0 60 Q,, = QR PQ = = PR PQ = = QR PR = P 0 0 R 5 6 θ r xy r y y r, x r, y x θ x θ θ (sine) (cosine) (tangent) sin θ, cos θ, tan θ. θ sin θ = = 5 cos θ = = 4 5 tan θ = = 4 θ 5 4 sin θ = y r cos θ =
1 (1) ( i ) 60 (ii) 75 (iii) 315 (2) π ( i ) (ii) π (iii) 7 12 π ( (3) r, AOB = θ 0 < θ < π ) OAB A 2 OB P ( AB ) < ( AP ) (4) 0 < θ < π 2 sin θ
1 (1) ( i ) 60 (ii) 75 (iii) 15 () ( i ) (ii) 4 (iii) 7 1 ( () r, AOB = θ 0 < θ < ) OAB A OB P ( AB ) < ( AP ) (4) 0 < θ < sin θ < θ < tan θ 0 x, 0 y (1) sin x = sin y (x, y) () cos x cos y (x, y) 1 c
3 5 18 3 5000 1 2 7 8 120 1 9 1954 29 18 12 30 700 4km 1.5 100 50 6 13 5 99 93 34 17 2 2002 04 14 16 6000 12 57 60 1986 55 3 3 3 500 350 4 5 250 18 19 1590 1591 250 100 500 20 800 20 55 3 3 3 18 19 1590
Gmech08.dvi
145 13 13.1 13.1.1 0 m mg S 13.1 F 13.1 F /m S F F 13.1 F mg S F F mg 13.1: m d2 r 2 = F + F = 0 (13.1) 146 13 F = F (13.2) S S S S S P r S P r r = r 0 + r (13.3) r 0 S S m d2 r 2 = F (13.4) (13.3) d 2
磁性物理学 - 遷移金属化合物磁性のスピンゆらぎ理論
email: takahash@sci.u-hyogo.ac.jp 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
A(6, 13) B(1, 1) 65 y C 2 A(2, 1) B( 3, 2) C 66 x + 2y 1 = 0 2 A(1, 1) B(3, 0) P 67 3 A(3, 3) B(1, 2) C(4, 0) (1) ABC G (2) 3 A B C P 6
1 1 1.1 64 A6, 1) B1, 1) 65 C A, 1) B, ) C 66 + 1 = 0 A1, 1) B, 0) P 67 A, ) B1, ) C4, 0) 1) ABC G ) A B C P 64 A 1, 1) B, ) AB AB = 1) + 1) A 1, 1) 1 B, ) 1 65 66 65 C0, k) 66 1 p, p) 1 1 A B AB A 67
1. 4cm 16 cm 4cm 20cm 18 cm L λ(x)=ax [kg/m] A x 4cm A 4cm 12 cm h h Y 0 a G 0.38h a b x r(x) x y = 1 h 0.38h G b h X x r(x) 1 S(x) = πr(x) 2 a,b, h,π
![1. 4cm 16 cm 4cm 20cm 18 cm L λ(x)=ax [kg/m] A x 4cm A 4cm 12 cm h h Y 0 a G 0.38h a b x r(x) x y = 1 h 0.38h G b h X x r(x) 1 S(x) = πr(x) 2 a,b, h,π](/thumbs/101/149329485.jpg "1. 4cm 16 cm 4cm 20cm 18 cm L λ(x)=ax [kg/m] A x 4cm A 4cm 12 cm h h Y 0 a G 0.38h a b x r(x) x y = 1 h 0.38h G b h X x r(x) 1 S(x) = πr(x) 2 a,b, h,π")
. 4cm 6 cm 4cm cm 8 cm λ()=a [kg/m] A 4cm A 4cm cm h h Y a G.38h a b () y = h.38h G b h X () S() = π() a,b, h,π V = ρ M = ρv G = M h S() 3 d a,b, h 4 G = 5 h a b a b = 6 ω() s v m θ() m v () θ() ω() dθ()
陸域環境研究センター報告 第11号
, No.11, 21 27, 2010 Environmental Conditions of Field Experimental Sites for Rock Weathering in the Abukuma Mountains * * ** Tsuyoshi HATTANJI *, Sanae AKIYAMA * and Yukinori MATSUKURA ** 19792008 Matsuoka,
困ったときのQ&A
ii iii iv NEC Corporation 1997 v P A R T 1 vi vii P A R T 2 viii P A R T 3 ix x xi 1P A R T 2 1 3 4 1 5 6 1 7 8 1 9 1 2 3 4 10 1 11 12 1 13 14 1 1 2 15 16 1 2 1 1 2 3 4 5 17 18 1 2 3 1 19 20 1 21 22 1