Results from Super-Kamiokande
|
|
|
- うのすけ にばし
- 4 years ago
- Views:
Transcription
1 研究会 ニュートリノフロンティアの融合と進化 2013 年 4 月 21 日 東京大学 超新星ニュートリノ及び低エネルギー宇宙 ニュートリノ観測 中畑雅行 Kamioka observatory, ICRR/IPMU
2 SN1987A 超新星ニュートリノ
3 重力崩壊型超新星の爆発機構 コアを重力崩壊させ その解放された重力エネルギーで外層を吹き飛ばす 重力崩壊 ニュートリノ トラッピング コアのバウンス He H C+O Si Fe n n n n n n n 超新星爆発 衝撃波が外に伝播 衝撃波がコアで発生 中性子星 n 図は佐藤勝彦先生より n n n n
4 超新星爆発からのニュートリノ放出 解放される重力エネルギー : ~3x10 53 erg ニュートリノが99% のエネルギーを輸送する 期待される時間発展 中性子化バースト 爆発の運動エネルギー photon 等のエネルギーは 高々 1%(~10 51 erg) 程度 Livermore シミュレーション T.Totani, K.Sato, H.E.Dalhed and J.R.Wilson, ApJ.496,216(1998) (x=m,t) 平均ニュートリノエネルギー (x=m,t)
5 Total Binding Energy SN1987A: supernova at LMC(50kpc) Kamiokande-II IMB-3 BAKSAN Feb.23, 1987 at 7:35UT Kam-II (11 evts.) IMB-3 (8 evts.) Baksan (5 evts.) 24 events total 95 % CL Contours Theory from G.Raffelt _ Spectral n e Temperature
6 C. neutrino 2012
7 C. neutrino 2012
8 C. neutrino 2012
9 SASI によるニュートリノ信号の変化 SASI=standing accretion shock instability luminosity 2-D(axially symmetric) simulation with PROMETHEUS-VERTEX code Supernova at 10kpc IceCube event rate energy T.Lund et al., Phys. Rev. D82, (2010).
10 Super-K, IceCube, Hyper-K の比較 Super-K(SK), Hyper-K(HK) は event by event IceCube(IC) は PMT の single rate の増加として捉える Volume ratio は SK:IC:HK = 32kt: 1Gt:0.74Mt = 1 : : 20 Photo-coverage ratio は SK:IC:HK = 20 PMT/0.7m/0.7m:10 PMT/17m/125m: 20 PMT/1m/1m = 1 : ~6x10-5 : 0.5 Number of detected photons (Volume x coverage) は SK:IC:HK= 1 : ~1.8 : 10 SK では典型的に 1 反応が ~100p.e. に対し IC では 1 反応が 1p.e. なので統計的な有意性は IC の方が ~10 倍いい ただ IC は PMT dark noise が ~1000/msec, SK は background free.
11 C. neutrino 2012 Collapse of Rapidly Rotating Iron Core
12 銀河超新星までの距離 Mirizzi, Raffelt and Serpico, JCAP 0605,012(2006), astro-ph/ パルサーの分布から予想 Type Ia 重力崩壊型平均 : 10.7 kpc 標準偏差 : 4.9 kpc 0 10kpc 20kpc 7% の確率で < 3.16 kpc > x10 の統計量 16% の確率で < 5 kpc > x 4 の統計量 3% の確率で > 20 kpc < 1/4 の統計量
13 超新星爆発による素粒子物理 :Mass hierarchy (1) G. L. Fogli, E. Lisi, A. Mirizzi, and D. Montanino, JCAP 0504, 002 (2005), arxiv:hepph/ 電子密度 N e, つまり matter potential V, の変化により イベント頻度に時間変化が現れる可能性がある Inverted Hierarchy の場合に
14 超新星爆発による素粒子物理 :Mass hierarchy (2) ニュートリノ振動を考慮したスペクトル Normal hierarchy ~0.69 Inverted hierarchy F 0 : original flux ~0.31 Adiabatic case n e は立ち上がりが遅く n X (n,t) は立ち上がりが早い P H : crossing probability at H resonance (P H =0: adiabatic) C. D. Ott et al., arxiv: (Neutrino 2012 proceedings)
15 Collective Neutrino oscillations (nu-nu effect) による影響 n e Inverted Hierarchy ne nx n x Normal Hierarchy 点線 :before the effect 実線 :after the effect いずれも MSW effect を入れる前 Dasgupta, Dighe, Raffelt & Smirnov, arxiv:
16 Supernova burst detectors in the world (running and near future experiments) 300ton liq.sci. Borexino LVD Super-Kamiokande Baksan SNO+ 1000ton liq.sci. 330ton liq.sci. 32,000ton water KamLAND (under construction) 1000ton liq. sci. HALO 1000ton liquid scintillator (liq.sci.) 76 ton Pb Giga-ton ice (not event by event) IceCube
17 Summary of current supernova n detectors # of events expected for 10kpc. Directionality Baksan (1980-) LVD (1992-) Super-K (1996-) KamLAND (2002-) ICECUBE (2005-) BOREXINO (2007-) HALO (2010-) 330 ton liquid scintillator ~100 n e p e + n events ton liquid scintillator. 840 counters 1.5m 3 each. 4 MeV thres., ~50% eff. for tagging decayed signal. ~300 n e p e + n events. 32,000 tons of water target. ~7300 n e p e + n, ~300 ne ne scattering events ton liquid scintillator, single volume. ~300 n e p, several 10 CC on 12 C, ~60 NC g, ~300 np np Gigaton ice target. By coherent increase of PMT single rates. High precision time structure measurement. 300 ton liquid scintillator, single volume. ~100 n e p, ~10 CC on 12 C, ~20 NC g, ~100 np np SNO 3 He neutron detectors with 76 ton lead target. ~40 events expected. No No Yes No No No No
18 超新星との方向分布による電子散乱事象の選別 n+e n+e SN at 10kpc ne+p ne+p 電子散乱事象を使うことによって超新星の方向を ~5 度の精度で決定できる n+e n+e 電子散乱事象を角度分布から統計的に選び出すことができる ne+p ne+p Neutrino flux and spectrum from Livermore simulation
19 超新星頻度の見積もり R. Diehl et al., astro-ph/ , Nature 439:45-47, Al(t 1/2 =2x10 5 yr) による見積もり
20 超新星背景ニュートリノ 宇宙には 個の恒星がある (10 10 個の銀河 星 / 銀河 ) 全恒星の約 0.3% が超新星爆発に至る したがって 宇宙の開闢から今までに約 回の超新星爆発がおきてきたことになる それにともなうニュートリノ ( 超新星背景ニュートリノ ) は宇宙に満ちている 超新星背景ニュートリノのスペクトル ( 理論的な計算 ) S.Ando et al., Astrophys.J.607:20-31,2004. 超新星背景ニュートリノ (Supernova Relic Neutrino(SRN)) が観測されれば 大質量星形成の歴史を探ることができる
21 超新星背景ニュートリノ (SRN) のスペクトル SRN flux の計算は Horiuchi et al. PRD, 79, (2009) SRN 予想スペクトル (n e fluxes) 期待される SRN 信号の数 events/year/22.5kt (10-30MeV) SK の有効体積 大きなターゲット質量と高いバックグラウンド除去能力が必要とされる
22 Captures on Gd Gd による中性子タグ ガドリニウムは中性子捕獲断面積が大きい物質 捕獲後 総計 8MeV のガンマ線が放出される n e p e + n Gd γ 100% 80% 0.1% Gd で 90% の中性子捕獲効率 Super-K においては約 100 トンの GdCl 3 か Gd 2 (SO 4 ) 3 8 MeV ΔT~20μs Vertices within 50cm 60% 40% 20% 0% % 0.001% 0.01% 0.1% 1% Gd in Water
23 期待される信号と大気ニュートリノ B.G. invisible muon B.G. が中性子タグで 1/5 になったと仮定 中性子捕獲効率 90% カット効率 74% を仮定 10 年のデータ取得で 10~45 の SRN 事象を期待 (E vis =10-30 MeV)
24 超新星爆発との方向分布 中性子タグをしない場合 n+e n+e ne+p ne+p n+e n+e ne+p ne+p SN at 10kpc Neutrino flux and spectrum from Livermore simulation
25 超新星との方向分布 n+e n+e 中性子タグをして タグされたイベントを落とした場合 (80% のタグ効率を仮定 ) ne+p ne+p ne+p n+e ne+p n+e SN at 10kpc Neutrino flux and spectrum from Livermore simulation
26 Number of supernovae 超新星爆発の方向決定精度 1000 のシミュレーションによる方向決定精度 中性子タグの効率と方向決定精度 (90% CL) tag eff. = 1.0 tag eff. = 0.8 tag eff. = 0.0 振動なし 振動あり ( 正階層性 ) 振動あり ( 逆階層性 ) 中性子タグすることによって 方向の精度を 2 倍近く向上できる
27 EGADS ( ガドリニウム溶解の試験 ) 200 m 3 SUS タンク 15 m 3 プラスチックタンク ( 溶解槽 ) 水循環システム Gd 純化装置 SK 純水装置の近くに新たな実験室を作り ガドリニウムの試験を推進している 2010 年度には 試験用 200 トンタンク Gd 溶解槽 水循環システムを導入した 2011 年度には Gd 溶解槽と循環システムとで Gd 水をまわし Gd 水は SK での純水のレベル近くまで到達してる (SK 純水 best condition の ~86% ) 現在は 200m 3 タンクを通した循環をおこなっており 今年の夏には PMT の取り付けを行う予定 15m の距離での測定チェレンコフ光量 SK での超純水のレベル ナノフィルターの交換 SK での純水のレベル近くまで到達してる SK 純水 best condition の ~86% 陰イオン交換樹脂 AJ4400 による処理を追加
28 太陽ニュートリノ
29 太陽ニュートリノ実験の結果と予想値 ( 振動あり ) の比較 SAGE Ga GALLEX +GNO 7 Be Borexino oscillated oscillated /-4.1 SNU 70 SNU 69.3+/-5.5 SNU 48 /day/100t 49±5 /day/100t 37 Cl Homestake oscillated 2.9 SNU /-0.23 solar best fit parameter Dm 2 =6.3x 10-5 ev 2 sin 2 q=0.29 (tan 2 q 12 =0.42) Kamiokande H 2 O Super-K oscillated (2.80±0.38)x10 6 /cm 2 /s 2.30x10 6 /cm 2 /s (2.35±0.08)x10 6 /cm 2 /s D 2 O SNO CC SNO ES SNO NC 1.70x10 6 /cm 2 /s (1.70±0.06)x10 6 /cm 2 /s 2.30x10 6 /cm 2 /s (2.14±0.15)x10 6 /cm 2 /s 5.30x10 6 /cm 2 /s (5.25±0.31)x10 6 /cm 2 /s Oscillated prediction Experimental results
30 Solar global : q 12 - Dm 21 2 sin 2 q13 is fixed at Filled area: 3σ May 2012 Preliminary KamLAND only 5σ 4σ Solar global Solar global + KamLAND Filled area: 3σ 30
31 8 B energy spectrum (SK combined) sin 2 q13 is fixed at hep flux is constrained to 7.88 (1+/-0.16) [ 10 3 /cm 2 /s] χ 2 sin 2 θ12=0.304, SK spec: Δm 2 = ev 2 (global: 82.55) sin 2 θ12=0.314, SK spec: Δm 2 = ev 2 (global: 79.33) φ8 B [/cm 2 /s] ( ) ( ) Preliminary May 2012 For vertical scale: φ8b= φhep= [/cm 2 /s] flat probability SK spec flat prob., dσ ratio SK spec (Energy dependence of survival probability and ds m / ds e distortion) unoscillated shape favored by ~1.1 to 1.9 σ Recoil electron kinetic energy (MeV) 31
32 SNO (all phases combined analysis) Fit spectrum with the following neutrino survival probability RMS spread 8 B Flux: % x 10-6 cm 2 s -1
33 Models which predict non-upturn Sterile neutrino MaVaN Miranda, Tortola and Valle, JHEP 0610:008,2006. (hep-ph/ ) Non standard Interaction Holanda and Smirnov, Phys.Rev.D69(2004) (hep-ph/ ) Barger, Huber and Marfatia, Phys.Rev.Lett.95:211802,2005 (hep-ph/ ) Gonzalez- Garcia,Holanda,Zukano vich,funchal, JCAP 0806:019,2008. (hep-ph/ ) Unparticle Friedland, Lunardini, Pena-Garay PLB594(2004)347(hep-ph/ )
34 Day/Night asymmetry Preliminary sin 2 θ 12 =0.314 sin 2 θ 13 =0.025 Best Fit 1σ Stat. 1σ Stat. + Sys. 1σ Solar 1σ Kamland
35 超新星爆発ニュートリノ まとめ SN1987Aの観測により超新星爆発の基本的なシナリオは証明されたが 爆発メカニズムの解明のためには次なるニュートリノデータがほしい 銀河超新星に際しては 世界の多くの検出器が観測できる 特に Super-K, IceCube, Hyper-Kは爆発過程の詳細を捉えることができる 超新星背景ニュートリノ 宇宙初めからの超新星爆発を探ることができる イベント数はSKで10 年に数 10イベントが期待される SKでの観測のためにR&D 研究 (EGADS) をおこなっている 太陽ニュートリノ エネルギースペクトルのupturnはまだ測定されていない 単に統計がたりないだけか new physicsか? Day/nightによって nu_e によるDm 2 12の測定ができる Reactor(anti_nu_e) とのconsistencyのチェック
nakajima_
SK-Gd (ICRR) 30 2018 12 21 SK-Gd SK!2 !3 ls of SK Solar ν measurement rvation of day-night asymmetry far, B8, 2.5σ indication Hep reported at NEUTRINO2014) nalizing all SK-IV data very of the transition
untitled
masato@icrr.u-tokyo.ac.jp 996 Start 997 998 999 000 00 00 003 004 005 006 007 008 SK-I Accident Partial Reconstruction SK-II Full reconstruction ( SK-III ( ),46 (40%) 5,8 (9%),9 (40%) 5MeV 7MeV 4MeV(plan)
スライド 1
スーパーカミオカンデの将来 中畑雅行東京大学宇宙線研究所神岡宇宙素粒子研究施設カブリ数物連携宇宙研究機構 スーパーカミオカンデ (SK) これまで 19 96 19 97 19 98 19 99 00 01 02 03 04 05 06 07 08 09 10 11 12 13 14 15 16 SK-I SK-II SK-III SK-IV 事故 11146 ID PMTs (40% 被覆率 )
スーパーカミオカンデにおける 高エネルギーニュートリノ研究
2009 11 20 Cosmic Ray PD D M P4 ? CR M f M PD MOA M1 ν ν p+p+p+p 4 He +2e - +2ν e MeV e - + p n+ ν e γ e + + e - ν x + ν x p + p, γ + p π + X π µ + ν µ e + ν µ + ν e TeV p + p π + X π µ + ν µ e + ν µ +
Microsoft PowerPoint - okamura.ppt[読み取り専用]
![Microsoft PowerPoint - okamura.ppt[読み取り専用]](/thumbs/103/160632752.jpg "Microsoft PowerPoint - okamura.ppt[読み取り専用]")
TKK の物理的可能性 an extension of the TK neutrino oscillation experiment with a far detector in Korea 岡村直利 ( 京大 基研 ) 関西セミナーハウス (007/03/7( 007/03/7) based on hep-ph/050406 [Phys.Lett.B637,66 (006)] hep-ph/060755
T2K 実験 南野彰宏 ( 京都大学 ) 他 T2Kコラボレーション平成 25 年度宇宙線研究所共同利用成果発表会 2013 年 12 月 20 日 1
T2K 実験 南野彰宏 ( 京都大学 ) 他 T2Kコラボレーション平成 25 年度宇宙線研究所共同利用成果発表会 2013 年 12 月 20 日 1 T2K 実験 J- PARC でほぼ純粋な ν µμ ビームを生成 生成点直後の前置検出器と 295km 離れたスーパーカミオカンデでニュートリノを観測 ニュートリノ振動の精密測定 T2K 実験における振動モード 1. ν µμ ν e (ν e
RCNP A Super-Kamiokande KamLAND, LVD, AMANDA/IceCube
RCNP A Super-Kamiokande KamLAND, LVD, AMANDA/IceCube SN1987A M.Koshiba Kamiokande-II detector neutrino Inner counter: 2140 tons 948 20-inch PMTs Anti-counter 123 20-inch PMTs e Vander Velde IMB-3 Kamiokande
KamLAND (µ) ν e RSFP + ν e RSFP(Resonant Spin Flavor Precession) ν e RSFP 1. ν e ν µ ν e RSFP.ν e νµ ν e νe µ KamLAND νe KamLAND (ʼ4). kton-day 8.3 < E ν < 14.8 MeV candidates Φ(νe) < 37 cm - s -1 P(νe
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
A05班合宿 超新星爆発ニュートリノ
A05 班合宿 超新星爆発ニュートリノ 2013 年 1 月 8 日 石野宏和 @ 熱海 contents Supernova (SN) neutrino burst introduction detection studies at Super-Kamiokande other experiments Latest result of a search for relic SN neutrinos
21 Daya Bay θ 13 Lawrence Berkeley National Laboratory Brookhaven National Laboratory 2012 ( 24 ) Daya Bay 2011
21 Daya Bay θ 13 Lawrence Berkeley National Laboratory YNakajima@lbl.gov Brookhaven National Laboratory thide@bnl.gov 2012 ( 24 ) 5 16 1 Daya Bay 2011 12,, θ 13, 55 2012 3 sin 2 2θ 13 Daya Bay sin 2 2θ
HK-Yokoyama-ICRR2013.key
100 for Hyper-Kamiokande Working Group 5 013/1/0 Supernova ν Sun ν Multi-purpose detector ハイパーカミオカンデ ν Proton Decays arxiv:1109.36 [hep-ex] Hyper-K ν x5 ν 標的 & 核子崩壊ソース x50 of TK! for νcp より大強度のνビーム (J-PARCアップグレード)
05/09/2009
05/09/2009 * DoubleChooz, RENO, Dayabay * ν ν "(# e + p $ e + + n) ν ν ν ν are produced in β-decays of fission products. ~ 6!10 20 " e / s / reactor ν E " ~ 4 +4 #2 MeV 090314 F.Suekane, TIPP09 3 ( ) $
Hasegawa_JPS_v6
ATLAS W, トップクォークの相互作用と W ボゾン偏極 トップ(t)クォーク 素粒子中で最大質量(73.3.9 GeV) 崩壊事象中に New physics の寄与が期待できる ハドロン化の前に崩壊 素粒子として性質を検証できる t SM V-A interaction + NP SM + New Physics SM+NP Contribution from NP Longitudinal
PowerPoint Presentation
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 (?)
2 内容 大気ニュートリノ スーパーカミオカンデ ニュートリノ振動の発見 検証 今後のニュートリノ振動の課題
1 SK-I 大気ニュートリノにおける ニュートリノ振動の発見 石塚正基 ( 東京工業大学 ) 2016 年 2 月 20 日 第 29 回宇宙ニュートリノ研究会 東京大学宇宙線研究所 2 内容 大気ニュートリノ スーパーカミオカンデ ニュートリノ振動の発見 検証 今後のニュートリノ振動の課題 3 大気ニュートリノ 大気ニュートリノ生成 From SK website p π µ + ν µ e +
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
Μ粒子電子転換事象探索実験による世界最高感度での 荷電LFV探索 第3回機構シンポジューム 2009年5月11日 素粒子原子核研究所 三原 智
µ COMET LFV esys clfv (Charged Lepton Flavor Violation) J-PARC µ COMET ( ) ( ) ( ) ( ) B ( ) B ( ) B ( ) B ( ) B ( ) B ( ) B 2016 J- PARC µ KEK 3 3 3 3 3 3 3 3 3 3 3 clfv clfv clfv clfv clfv clfv clfv
1 223 KamLAND 2014 ( 26 ) KamLAND 144 Ce CeLAND 8 Li IsoDAR CeLAND IsoDAR ν e ν µ ν τ ν 1 ν 2 ν MNS m 2 21
1 3 KamLAND shimizu@awa.tohoku.ac.jp 014 ( 6 ) 1 31 1 KamLAND 144 Ce CeLAND 8 Li IsoDAR CeLAND IsoDAR.1 ν e ν µ ν τ ν 1 ν ν 3 3 3 MNS m 1 = 7.5 10 5 ev m 31 m 3 =.3 10 3 ev 100 m ν e [1] 71 Ga SAGEGallex
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
Slide 1
LHC-ATLAS 実験におけるタウレプトン対 に崩壊するヒッグス粒子の探索 中村浩二, 塙慶太 A, 田中純一, 増渕達也, 山村大樹東大素セ, 筑波大数理 A 2011 年 9 月 16 日日本物理学会 @ 弘前大 1 ヒッグス探索とタウチャンネル 直接探索では mh
JPS-Niigata pptx
l l 1916 Ø 2016/12/10 日本物理学会新潟支部 2 l l 1916 Ø l 2016/12/10 日本物理学会新潟支部 3 l 2015 9 14 UTC Ø Advanced LIGO l 2016 2 11 2 12 Ø LIGO & Virgo https://losc.ligo.org/events/gw150914/ http://media1.s-nbcnews.com/
Microsoft PowerPoint - Ppt ppt[読み取り専用]
![Microsoft PowerPoint - Ppt ppt[読み取り専用]](/thumbs/91/105115556.jpg "Microsoft PowerPoint - Ppt ppt[読み取り専用]")
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!
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
(e ) (µ ) (τ ) ( (ν e,e ) e- (ν µ,µ ) µ- (ν τ,τ ) τ- ) ( ) ( ) ( ) (SU(2) ) (W +,Z 0,W ) * 1) [ ] [ ] [ ] ν e ν µ ν τ e µ τ, e R,µ R,τ R (2.1a
![(e ) (µ ) (τ ) ( (ν e,e ) e- (ν µ,µ ) µ- (ν τ,τ ) τ- ) ( ) ( ) ( ) (SU(2) ) (W +,Z 0,W ) * 1) [ ] [ ] [ ] ν e ν µ ν τ e µ τ, e R,µ R,τ R (2.1a](/thumbs/100/144882653.jpg "(e ) (µ ) (τ ) ( (ν e,e ) e- (ν µ,µ ) µ- (ν τ,τ ) τ- ) ( ) ( ) ( ) (SU(2) ) (W +,Z 0,W ) * 1) [ ] [ ] [ ] ν e ν µ ν τ e µ τ, e R,µ R,τ R (2.1a")
1 2 2.1 (e ) (µ ) (τ ) ( (ν e,e ) e- (ν µ,µ ) µ- (ν τ,τ ) τ- ) ( ) ( ) ( ) (SU(2) ) (W +,Z 0,W ) * 1) [ ] [ ] [ ] ν e ν µ ν τ e µ τ, e R,µ R,τ R (2.1a) L ( ) ) * 2) W Z 1/2 ( - ) d u + e + ν e 1 1 0 0
LHC-ATLAS Hà WWà lνlν A A A A A A
LHC-ATLAS Hà WWà lνlν A A A A A A 2011 1 Introduction 1fb -1 results and physics motivation -- ATLAS combined results with 1 fb -1 ZZà llnunu WWà lnulnu ZZà llll WWà lnuqq ATLAS official ATLAS 200-300
スーパーカミオカンデにおける超新星観測用DAQの開発と遠い超新星爆発探索の最適化
スーパーカミオカンデにおける超新星観測用 DAQ の開発 森正光高エネルギー物理学研究室 Iceppシンポジウム 24 1 スライドの構成 1. 超新星爆発 2. スーパーカミオカンデの概要 3. 新 DAQの開発 4. まとめと展望 2 超新星爆発について 太陽の 8 倍以上の質量をもつ恒星がその生涯を終えるときに大爆発を起こす現象 そのエネルギーの総量は 10 53 erg に達する エネルギーの
スライド 1
WIMP 対消滅ニュートリノ探索 2009 年度宇宙グループ研究発表会 名古屋大学太陽地球環境研究所 CR 研田中隆之 Introduction 1 ダークマター : 宇宙に存在し自力で光を発しておらず観測が困難な物質 様々なダークマターの存在示唆 銀河団の観測 銀河の回転速度の観測 銀河形成シミュレーション 宇宙マイクロ波放射の観測 etc しかしながらその正体は 70 年来の謎! Introduction
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
スライド 1
1/6 ニュートリノ振動の解明に向けて 首都大学東京理工学研究科物理学専攻安田修 013 年 4 月 1 日 @ 東大本郷ニュートリノフロンティアの融合と進化 1. 序 n ν 振動 n パラメーター縮退. 標準的 3 世代シナリオ n 混合角度 n 質量パターン n CP 位相 3. 非標準的シナリオ n ステライル ν n 非標準的相互作用 n ユニタリー性の破れ 4. まとめ /6 1. 序
MEG μ + e + γ ( ) ( MEGA) = (BSM) MEG μ + e + γ ( : a few ) 180 γ μ + e +
MEG ( ) 2011 9 10 MEG μ + e + γ ( ) (1.2 10-11 MEGA) = (BSM) MEG μ + e + γ ( : a few 10-13 ) 180 γ μ + e + μ eγ @MEG DC μ + (590MeV 1.3MW @ ) γ: e + : MEG (900L) (VUV) 846 PMT : PMT : PMT PMT (DRS4) particle
150518_shin_gakujutsu
γ ( ) 3 B2 215 5 18 @ 1 KamLAND ( ) Double Chooz ( / ) CANDLES ( ) ~ Double Chooz: (θ13 ) (νe + p e + + n) BG BG CANDLES: (5-1MeV) (n,γ) 2 (n,γ) CANDLES (n,γ) Geant4 (n,γ) 3 (n,γ) : γ n + A ZX ( A+1 ZX)*
6 2 T γ T B (6.4) (6.1) [( d nm + 3 ] 2 nt B )a 3 + nt B da 3 = 0 (6.9) na 3 = T B V 3/2 = T B V γ 1 = const. or T B a 2 = const. (6.10) H 2 = 8π kc2
![6 2 T γ T B (6.4) (6.1) [( d nm + 3 ] 2 nt B )a 3 + nt B da 3 = 0 (6.9) na 3 = T B V 3/2 = T B V γ 1 = const. or T B a 2 = const. (6.10) H 2 = 8π kc2](/thumbs/92/109118076.jpg "6 2 T γ T B (6.4) (6.1) [( d nm + 3 ] 2 nt B )a 3 + nt B da 3 = 0 (6.9) na 3 = T B V 3/2 = T B V γ 1 = const. or T B a 2 = const. (6.10) H 2 = 8π kc2")
1 6 6.1 (??) (P = ρ rad /3) ρ rad T 4 d(ρv ) + PdV = 0 (6.1) dρ rad ρ rad + 4 da a = 0 (6.2) dt T + da a = 0 T 1 a (6.3) ( ) n ρ m = n (m + 12 ) m v2 = n (m + 32 ) T, P = nt (6.4) (6.1) d [(nm + 32 ] )a
FPWS2018講義千代
千代勝実(山形大学) 素粒子物理学入門@FPWS2018 3つの究極の 宗教や神話 哲学や科学が行き着く人間にとって究極の問い 宇宙 世界 はどのように始まり どのように終わるのか 全てをつかさどる究極原理は何か 今日はこれを考えます 人類はどういう存在なのか Wikipediaより 4 /72 千代勝実(山形大学) 素粒子物理学入門@FPWS2018 電子レンジ 可視光では中が透け
natMg+86Krの反応による生成核からのβ線の測定とGEANTによるシミュレーションとの比較
nat Mg+ 86 Kr の反応による生成核からの β 線の測定と GEANT によるシミュレーションとの比較 田尻邦彦倉健一朗 下田研究室 目次 実験の目的 nat Mg+ 86 Kr 生成核からの β 線の測定 @RCNP 実験方法 実験結果 GEANT によるシミュレーション 解析 結果 まとめ 今後の課題 実験の目的 偏極した中性子過剰 Na アイソトープの β-γ-γ 同時測定実験を TRIUMF
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
[pb/gev] T d / dp Data/Theory 6 5.5 0.5 0 0 00 00 00 500 600 p [GeV] T anti-k jets, R=0.6, y jet L dt=7 nb ( s=7 TeV) Systematic Uncertainties.8 NLO-pQCD (CTEQ 6.6)+ Non pert. corr. 0 00 00 00 500 600
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
PowerPoint プレゼンテーション
XMASS 検出器を用いた超新星ニュートリノの観測 東京大学宇宙線研究所 2016 年 1 月 6-7 日 平出克樹 新学術 地下素核研究 第 2 回超新星ニュートリノ研究会 富山商工会議所 1 内容 XMASS 実験の紹介 ニュートリノ 原子核コヒーレント弾性散乱 XMASS 検出器を用いた超新星ニュートリノの観測 2 XMASS 実験 神岡地下 1,000m で行う大型液体キセノン検出器を用いた多目的宇宙素粒子実験
目次 T2K 実験 ニュートリノ振動解析 外挿 ( 前置検出器 後置検出器 ) の 手法 Toy MCによるデモンストレーション まとめ 2
T2K 実験における新しい外挿法に よるニュートリノフラックス予測 日本物理理学会第 67 回年年次 大会 ( 関 西学院 大学 西宮上ケ原キャンパス ) 京 大理理, 高エ研 A 村上明, 市川温 子, 久保 一, 坂下健 A, 鈴鈴 木研 人, 中平武 A, 中家剛, 丸 山和純 A, 他 T2K Collaboration 1 目次 T2K 実験 ニュートリノ振動解析 外挿 ( 前置検出器 後置検出器
BESS Introduction Detector BESS (BESS-TeVspectrometer) Experimetns Data analysis (1) (2) Results Summary
Measurements of Galactic and Atmospheric Cosmic-Ray Absolute Fluxes BESS Introduction Detector BESS (BESS-TeVspectrometer) Experimetns Data analysis (1) (2) Results Summary Introduction 90% 9% 100~10 6
SN 2007bi Yoshida, T. & Umeda, H., MNRAS 412, L78-L82 (2011)
SN 2007bi Yoshida, T. & Umeda, H., MNRAS 412, L78-L82 (2011) SN 2007bi SN 2007bi (Gal-Yam et al. 2009) 2007 4 6.5 Type Ic subluminous dwarf galaxy Z ~ (0.2-0.4) Z (Young et al. 2010) 36 (Young et al. 2010)
大面積Micro Pixel Chamberの開発 9
Introduction µ-pic と電場構造 ガス増幅 Simulation 信号波形の再現 まとめと今後 京都大学宇宙線研究室髙田淳史 2 次元ガスイメージング検出器プリント基板技術で製作ピクセル間隔 :4 μm 個々のピクセルでガス増幅大面積 : cm 2 and 3 3 cm 2 大きな増幅率 :max ~15 高い位置分解能 :RMS ~12 μm 均一な応答 :RMS ~5% ( cm
スーパーカミオカンデ実験
スーパーカミオカンデ実験 作田誠 ( 岡大 ) ICRR 共同利用研究発表会 27 年 12 月 15 日 1. 検出器現状 (SK-III) 2. 最近の物理結果 3. Electronics Upgrade (28) 4. まとめ 共同研究機関 (27 年 4 月 ) ( 日本 米国 韓国 中国 ポーランド 約 15 名 ) 東大宇宙線研究所 神岡宇宙素粒子観測施設 ニュートリノ観測情報融合センター
総研大恒星進化概要.dvi
The Structure and Evolution of Stars I. Basic Equations. M r r =4πr2 ρ () P r = GM rρ. r 2 (2) r: M r : P and ρ: G: M r Lagrange r = M r 4πr 2 rho ( ) P = GM r M r 4πr. 4 (2 ) s(ρ, P ) s(ρ, P ) r L r T
JPS_draft.pptx
LHC-ATLAS 実験における高い運動量を持つジェットの b- タグの開発及び評価 小林愛音 江成祐二 A 川本辰男 A 東大理 東大素セ A 9pSK-6 9th September 4 日本物理学会 4 年秋季大会 Introduction 5 年から始まる LHC の運転では高い運動量を持った物理の解析が重要 新しい重いレゾナンスの探索 (à WW, tt, hhà jets) VHà bb
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
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!
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
極めて軽いダークマターの 新しい検出方法 In preparation
極めて軽いダークマターの新しい検出方法 In preparation Hajime Fukuda, T.T. Yanagida, S. Matsumoto Kavli IPMU, U. Tokyo August 1, 2017 Introduction DM は最も確立した BSM の一つ 質量は? Particle DM Mass Range dsph m > M Pl Vast Region!
24 10 10 1 2 1.1............................ 2 2 3 3 8 3.1............................ 8 3.2............................ 8 3.3.............................. 11 3.4........................ 12 3.5.........................
Mathews Grant J. (University of Notre Dame) Boyd Richard N. (Lawrence Livermore National Laboratory) 2009/5/21
Mathews Grant J. (University of Notre Dame) Boyd Richard N. (Lawrence Livermore National Laboratory) 2009/5/21 Abstract strongly interacting massive particles (SIMPs, X) Big Bang (BBN) X heavy colored
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
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
global global mass region (matter ) & (I) M3Y semi-microscopic int. Ref.: H. N., P. R. C68, ( 03) N. P. A722, 117c ( 03) Proc. of NENS03 (to be
Gogny hard core spin-isospin property @ RCNP (Mar. 22 24, 2004) Collaborator: M. Sato (Chiba U, ) ( ) global global mass region (matter ) & (I) M3Y semi-microscopic int. Ref.: H. N., P. R. C68, 014316
余剰次元のモデルとLHC
余剰次元のモデルと LHC 松本重貴 ( 東北大学 ) 1.TeraScale の物理と余剰次元のモデル.LHC における ( 各 ) 余剰次元モデル の典型的なシグナルについて TeraScale の物理と余剰次元のモデル Standard Model ほとんどの実験結果を説明可能な模型 でも問題点もある ( Hierarchy problem, neutrino mass, CKM matrix,
PowerPoint プレゼンテーション
T2K 実験の最新結果と 系統誤差 5% への道 木河達也 ( 京都大学 ) for the T2K collaboration 新学術領域 ニュートリノフロンティアの融合と進化 研究会 2013 2013 年 12 月 7 日 T2K 実験 2 J-PARC でほぼ純粋な ν μ ビームを生成 生成点直後の前置検出器と 295km 離れたスーパーカミオカンデでニュートリノを観測 ニュートリノ振動の精密測定
500 6 LHC ALICE ( 25 ) µsec MeV QGP
5 6 LHC ALICE shigaki@hiroshima-u.ac.jp chujo.tatsuya.fw@u.tsukuba.ac.jp gunji@cns.s.u-tokyo.ac.jp 3 ( 5 ) 5. µsec MeV QGP 98 RHIC QGP CERN LHC. LHC ALICE LHC p+p RHIC QGP ALICE 3 5 36 3, [, ] ALICE [,
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)
Microsoft PowerPoint - TominagaHokudai.ppt [互換モード]
![Microsoft PowerPoint - TominagaHokudai.ppt [互換モード]](/thumbs/104/161778573.jpg "Microsoft PowerPoint - TominagaHokudai.ppt [互換モード]")
2 nd Mar 2011 恒星進化 星形成から探る銀河の形成 進化の研究宇宙最初の星から太陽系形成まで Fe Si NS/BH Massive Star (>10M ) e - -capture SNe (8-10M ) O C He H SN Ic SN Ib SN II Temp [10 8 K] 0.2 1.5 7 15 30 40 50 Burning Stage H He C Ne
( ) Note Ω m = 1 Ω m : ( ) r-process α 1: 2 32T h(t 1/2 = y) 2 38U(t 1/2 = y) 2 35U(t 1/2 = 7.038
( ) Note 4 19 11 22 6 6.1 1 Ω m = 1 Ω m.3 6.1.1 : ( ) r-process α 1: 2 32T h(t 1/2 = 1.45 1 1 y) 2 38U(t 1/2 = 4.468 1 9 y) 2 35U(t 1/2 = 7.38 1 8 y) 2 44Pu(t 1/2 = 8.26 1 7 y) β / (J.A.Johnson and M.Bolte:
Strangeness spin in the proton studied with neutrino scattering
研究会 ２００８年４月７ ８日 理研 Neutrino Scattering Experiment, Tokyo Tech Proton Spin Problem and Δs SU(3) flavor symmetry Nucleon Form Factors Neutrino Scattering and Δs E734, MiniBooNE, SciBooNE Model calculation
発表済み論文 K. Abe et al. / Physics Letters B 79 (23) 78 82 8 Light WIMP search Physics Letters B 79 (23) 78 82 Data DAMA/LIBRA等で示唆さ れる軽い暗黒物質探索 8GeV signal MC XMASSで観測したevent rateを上回る領域を排除 select these events
untitled
TOF ENMA JAEA-RMS) TOF Pre-scission JAERI-RMS (m-state 16 O + 27 Al 150MeV d TOF Nucl. Phys. A444, 349-364 (1985). l = m d Pre-scission Scission 10-19 (Post_scission) (Pre-scission) Proton_fission Alpha_fission
PowerPoint プレゼンテーション
IceCube の高エネルギーニュートリノと素粒子現象論 渡邊篤史 ( 京都産業大学益川塾 ) 2015 年 9 月 16 日素粒子物理学の進展 2015 京都大学基礎物理学研究所 あらすじ 最近の IceCube 結果と Lμ Lτ ゲージ対称性モデルについてお話します 導入 動機 IceCube 実験 典型的な天体物理のシナリオ 最近の IceCube の結果 強度 スペクトラム 方向依存性 フレーバー比など
LHC ALICE (QGP) QGP QGP QGP QGP ω ϕ J/ψ ALICE s = ev + J/ψ
8 + J/ψ ALICE B597 : : : 9 LHC ALICE (QGP) QGP QGP QGP QGP ω ϕ J/ψ ALICE s = ev + J/ψ 6..................................... 6. (QGP)..................... 6.................................... 6.4..............................
main.dvi
MICE Sci-Fi 2 15 3 7 1 1 5 1.1 MICE(Muon Ionization Cooling Experiment)............. 5 1.1.1........................... 5 1.1.2............................... 7 1.1.3 MICE.......................... 10
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
<4D F736F F F696E74202D205A FC82C982E682E B18E CC95A8979D2E >
宇宙線研究による素粒子天体物理学 荒船次郎 於日本物理学会 2012.9.12 京都産業大学 2012.9.12 物理学会荒船 1 宇宙線の多様な観測方法 2012.9.12 物理学会荒船 2 宇宙線のエネルギーと共に減る強度 E Lab 10 倍 頻度 1/100 10TeV 気球 1 日 10 16 ev 小面積 AS1 年 10 20 ev 大面積 AS1 年 Gaisser & Yodh,
d > 2 α B(y) y (5.1) s 2 = c z = x d 1+α dx ln u 1 ] 2u ψ(u) c z y 1 d 2 + α c z y t y y t- s 2 2 s 2 > d > 2 T c y T c y = T t c = T c /T 1 (3.
![d > 2 α B(y) y (5.1) s 2 = c z = x d 1+α dx ln u 1 ] 2u ψ(u) c z y 1 d 2 + α c z y t y y t- s 2 2 s 2 > d > 2 T c y T c y = T t c = T c /T 1 (3.](/thumbs/92/109966568.jpg "d > 2 α B(y) y (5.1) s 2 = c z = x d 1+α dx ln u 1 ] 2u ψ(u) c z y 1 d 2 + α c z y t y y t- s 2 2 s 2 > d > 2 T c y T c y = T t c = T c /T 1 (3.")
5 S 2 tot = S 2 T (y, t) + S 2 (y) = const. Z 2 (4.22) σ 2 /4 y = y z y t = T/T 1 2 (3.9) (3.15) s 2 = A(y, t) B(y) (5.1) A(y, t) = x d 1+α dx ln u 1 ] 2u ψ(u), u = x(y + x 2 )/t s 2 T A 3T d S 2 tot S
nenmatsu5c19_web.key
KL π ± e νe + e - (Ke3ee) Ke3ee ν e + e - Ke3 K 0 γ e + π - Ke3 KL ; 40.67(%) Ke3ee K 0 ν γ e + π - Ke3 KL ; 40.67(%) Me + e - 10 4 10 3 10 2 : MC Ke3γ : data K L real γ e detector matter e e 10 1 0 0.02
橡実験IIINMR.PDF
(NMR) 0 (NMR) 2µH hω ω 1 h 2 1 1-1 NMR NMR h I µ = γµ N 1-2 1 H 19 F Ne µ = Neh 2mc ( 1) N 2 ( ) I =1/2 I =3/2 I z =+1/2 I z = 1/2 γh H>0 2µH H=0 µh I z =+3/2 I z =+1/2 I z = 1/2 I z = 3/2 γh H>0 2µH H=0
Y. Nambu and G. Jona-Lasinio, A Dynamical Model of Elementary Particles Based on an Analogy with Superconductivity I, Phys. Rev. 122, 345 (1961). http://prola.aps.org/pdf/pr/v122/i1/p345_1 Y. Nambu and
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
tsuchiya_090307
2/26 雷活動からのX線やガンマ線(1) 短時間バースト 継続時間:ミリ秒かそれ以下 自然の雷放電および誘来放電からの観測 衛星による大気上層からの観測(TGFs) Dwyer et al. 2003 Smith et al. 2005 長時間バースト もんじゅ 継続時間:数秒から数分 もんじゅHPより 雷放電に必ずしも同期しない おもに雷雲中 日本海側の冬季や高山で観測 される McCarthy
Akira MIZUTA(KEK) AM, Nagataki, Aoi (ApJ, , 2011) AM + (in prep)
Akira MIZUTA(KEK) AM, Nagataki, Aoi (ApJ, 732 26, 2011) AM + (in prep) 2011.12.28 GRB GRB. ex. GRB980425/SN1998bw, GRB030329/SN2003dh XRF060218/SN2006aj. GRB091127/SN2009nz XRF100316D/SN2010bh Spectrum
T2K実験とは T2K実験 東海-神岡295km 長基線ニュートリノ振動実験 T2K実験の目的 1. νe appearanceの探索 T2K俯瞰図 νe SK 295km J-PARC θ13 の測定 (感度 sin 2θ13>0.006) P(νμ νe) = s223sin22θ13sin2(
Of-Axis前置検出器を用いたT2K実験 ニュートリノビーム測定 2011/03/26 関西高エネルギー発表会, 大阪大学 矢野孝臣 原俊雄 鈴木州 青木茂樹A 家城佳B 南野彰宏B 中 家剛B 他T2K-SMRDグループ 神大理 神大発A 京大理B 1 T2K実験とは T2K実験 東海-神岡295km 長基線ニュートリノ振動実験 T2K実験の目的 1. νe appearanceの探索 T2K俯瞰図
理論懇2014
Proposal for a project of high-precision stellar radial velocity work, Struve (1952)! But there seems to be no compelling reason why the hypothetical stellar planets should not, in some instances, be much
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
¼§À�ÍýÏÀ – Ê×ÎòÅŻҼ§À�¤È¥¹¥Ô¥ó¤æ¤é¤® - No.7, No.8, No.9
No.7, No.8, No.9 email: takahash@sci.u-hyogo.ac.jp Spring semester, 2012 Introduction (Critical Behavior) SCR ( b > 0) Arrott 2 Total Amplitude Conservation (TAC) Global Consistency (GC) TAC 2 / 25 Experimental
75 unit: mm Fig. Structure of model three-phase stacked transformer cores (a) Alternate-lap joint (b) Step-lap joint 3 4)
3 * 35 (3), 7 Analysis of Local Magnetic Properties and Acoustic Noise in Three-Phase Stacked Transformer Core Model Masayoshi Ishida Kenichi Sadahiro Seiji Okabe 3.7 T 5 Hz..4 3 Synopsis: Methods of local
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
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
( ) Note (e ) (µ ) (τ ) ( (ν e,e ) e- (ν µ, µ ) µ- (ν τ,τ ) τ- ) ( ) ( ) (SU(2) ) (W +,Z 0,W ) * 1) 3 * 2) [ ] [ ] [ ] ν e ν µ ν τ e
![( ) Note (e ) (µ ) (τ ) ( (ν e,e ) e- (ν µ, µ ) µ- (ν τ,τ ) τ- ) ( ) ( ) (SU(2) ) (W +,Z 0,W ) * 1) 3 * 2) [ ] [ ] [ ] ν e ν µ ν τ e](/thumbs/98/136160482.jpg "( ) Note (e ) (µ ) (τ ) ( (ν e,e ) e- (ν µ, µ ) µ- (ν τ,τ ) τ- ) ( ) ( ) (SU(2) ) (W +,Z 0,W ) * 1) 3 * 2) [ ] [ ] [ ] ν e ν µ ν τ e")
( ) Note 3 19 12 13 8 8.1 (e ) (µ ) (τ ) ( (ν e,e ) e- (ν µ, µ ) µ- (ν τ,τ ) τ- ) ( ) ( ) (SU(2) ) (W +,Z 0,W ) * 1) 3 * 2) [ ] [ ] [ ] ν e ν µ ν τ e µ τ, e R, µ R, τ R (1a) L ( ) ) * 3) W Z 1/2 ( - )
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
Drift Chamber
Quench Gas Drift Chamber 23 25 1 2 5 2.1 Drift Chamber.............................................. 5 2.2.............................................. 6 2.2.1..............................................
1 (T 1MeV, ρ > 1 14 g/cm 3 ) τ weak τ dyn ν n ν n γ n e λ ν λ γ, λ e, λ N (neutrinosphere) 3 6 (ν e, ν e,ν µ, ν µ,ν τ, ν τ ) T < O(1MeV) = m µ n e n µ
21.3.12 @KEK H He CO ONeMg Fe Si M>8M '! " # $ % & 1 (T 1MeV, ρ > 1 14 g/cm 3 ) τ weak τ dyn ν n ν n γ n e λ ν λ γ, λ e, λ N (neutrinosphere) 3 6 (ν e, ν e,ν µ, ν µ,ν τ, ν τ ) T < O(1MeV) = m µ n e n µ,
: 8.2: A group (i.e. a very small cluster) of galaxies superimposed on a x-ray image from the ROSAT satellite
1 8 8.1 8.1.1 8.1: ( Ω = ρ/ρ c ) (Fukugita, M. et al., APJ 503 (1998) 518) ( 15%) (z 0 ) 1.................. 0.0026 h 1 0.0043 h 1 0.0014 h 1 A 2..................... 0.00086 h 1 0.00129 h 1 0.00051 h
観測的宇宙論workshop.pptx
名古屋 大学宇宙論論研究室 嵯峨承平 ( 共同研究者 : 市來來淨與, 杉 山直 ) 2013/12/4 観測的宇宙論論 workshop 1/20 目次 1. イントロ 2. 2 次摂動論論 3. 重 力力波 ( 線形摂動 ) 4. 重 力力波 (2 次摂動 ) 5. まとめ 2/20 1. イントロ 非ガウス性 重 力力レンズ効果 2 次ドップラー効果 2 次重 力力波 磁場 Mode coupling
自己紹介 南野彰宏 大学院 : 東大宇宙線研神岡グループ 暗黒物質探索 (XMASS) ( ニュートリノ (SK K2K)) 研究員 助教 : 京大高エネ ニュートリノ (T2K SK Hyper- K AXEL) 2
神岡地下での中性子測定 南野 ( 京大 ) 第 3 回 B02 班若手ミニ研究会 2015 年 5 月 17 日 @ 神戸大 1 自己紹介 南野彰宏 大学院 : 東大宇宙線研神岡グループ 暗黒物質探索 (XMASS) ( ニュートリノ (SK K2K)) 研究員 助教 : 京大高エネ ニュートリノ (T2K SK Hyper- K AXEL) 2 はじめに 12 年前にやった実験なので ほとんど忘れてます
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.............................
TeV b,c,τ KEK/ ) ICEPP
TeV b,c,τ KEK/ ) ICEPP 2 TeV TeV ~1930 ~1970 ~2010 LHC TeV LHC TeV LHC TeV CKM K FCNC K CP violation c b, τ B-B t B CP violation interplay 6 Super B Factory Super KEKB LoI (hep-ex/0406071) SLAC Super B