重力 重力波物理学 イラスト Tom Haruyama 安東正樹 ( 京都大学理学系研究科 ) 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 )
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1 重力 重力波物理学 イラスト Tom Haruyama 安東正樹 ( 京都大学理学系研究科 ) 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 )
2 第 2 章重力波の検出 重力波の検出原理 重力波検出器 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 2
3 重力波検出実験のこれまで 一般相対性理論 ( アインシュタイン, 1916) 重力波の予言 ( アインシュタイン, 1916) 連星パルサーの発見 ( ハルス テイラー, 1974) 重力波存在の証明 ( ハルス テイラー, 1979) 共振型アンテナ ( ウェーバー, 1960-) 重力波観測の報告 ( ウェーバー, 1969) 低温アンテナ (Explorer etc, 1990-) 極低温アンテナ (Nautilus etc, 1996-) 国際共同観測 (IGEC, 1997-) 干渉計型アンテナ (1970 頃 -) 大型干渉計の建設 (1995 頃 -) TAMA による観測開始 (1999-) LIGO による観測開始 (2002-) 共同観測観測 (2003-) 望遠鏡による観測 ( ガリレオ, 1609) 宇宙放射線の発見 ( ヘス, 1912) 銀河中心からの電波観測 ( ジャンスキー, 1931) さそり座 X 線源の観測 ( ジャコーニ, 1962) 宇宙背景放射の発見 ( ペンジアス ウィルソン, 1964) 太陽ニュートリノ観測 ( デービス, 1964) 超新星爆発からのニュートリノ観測 ( 小柴, 1987) 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 3
4 第 2 章重力波の検出 重力波の検出原理 重力波検出器 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 4
5 重力波の効果 重力波 重力波の効果自由質点間の距離の変化大きさを持った物体への潮汐力 z y 重力波の振幅 h : 無次元の歪み量 h = m の距離が m 伸縮する x 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 5
6 重力波による位相変化 x 軸上を往復する光 ( 角周波数 Ω) を考える 4 次元線素の式 移項して両辺を積分 h の 1 次の効果まで考慮 z 重力波 y x 角周波数 Ω の光 重力波による位相変化 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 6
7 周波数応答 光の滞在時間の増大 滞在時間が長すぎると 重力波信号の積算 信号のキャンセルが起こる 重力波による位相変化 フーリエ変換 重力波に対する周波数応答 10 0 応答関数 重力波の波長と最適な基線長の関係 Response Cut off freq. 光の往復の間に重力波が半波長通過 Frequency [Hz] (1kHz の重力波 基線長 75km) 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 7
8 重力波源と検出器 Craig Hogan, Quarks to Cosmos, PGW09 (July 2009) 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 8
9 第 2 章重力波の検出 重力波の検出原理 重力波検出器 共振型アンテナレーザー干渉計ドップラートラッキングパルサータイミング CMB B-mode 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 9
10 第 2 章重力波の検出 重力波の検出原理 重力波検出器 共振型アンテナレーザー干渉計ドップラートラッキングパルサータイミング CMB B-mode 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 10
11 共振型検出器 重力波による潮汐効果を弾性体の振動を利用 弾性体の振動モードに注目 重力波による潮汐力 弾性体の動的 4 重極モーメント 調和振動子の運動方程式 換算質量 減衰係数 ばね定数 共振周波数 で高い感度をもつ 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 11
12 重力波検出の最初の試み 共振型重力波検出器 (1960 年 - ジョセフ - ウェーバー ) 重力波による潮汐力変動 弾性体振動として検出 質量 : 1.4 ton 共振周波数 : 1.66 khz PZT トランスデューサ常温に設置メリーランド大学, アルゴンヌ国立研究所の 2 台での観測 ウェーバーイベント (1969 年 ) ウェーバーによる重力波検出の報告 1000km 離れた 2 台の検出器での同時信号 1 日に数回のイベント銀河中心方向から多くのイベント 否定的な結論頻度 振幅が大きすぎる : エネルギー放出レートが 1000 万年で銀河が消滅する程度に相当追試 (~19 台 ) では検出されなかった 重力波検出実験が始まる契機となった 坪野公夫 時空のさざ波 より 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 12
13 共振型検出器の雑音 感度を制限する要因 熱雑音 弾性体の熱振動 揺動散逸定理 弾性体の温度と機械損失で決まる揺動力 低温化 揺動力 ボルツマン定数 温度 トランスデューサの雑音 弾性体振動の読み取り雑音センサの変位雑音, 等価雑音力 ( 弾性体への反作用力 ) 減衰係数換算質量 ばね定数 高感度センサ 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 13
14 共振型アンテナネットワーク IGEC-1 ( ) 4 年間の観測 4 台 : 29 days 3 台 : 178 days 2 台 : 713 days IGEC-2 (2005-) 2005 年に半年間の観測約 3 倍の感度の向上 (~10-21 /Hz 1/2 の感度 ) 3 台 : 130 days From presentation of Stan Whitcomb (2007) 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 14
15 第 2 章重力波の検出 重力波の検出原理 重力波検出器 共振型アンテナレーザー干渉計ドップラートラッキングパルサータイミング CMB B-mode 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 15
16 レーザー干渉計型重力波検出器 基本 : マイケルソン干渉計レーザー光源からの光を直交する 2 方向に分岐 それぞれ 鏡で打ち返し干渉させる干渉光を光検出器で観測する 重力波が入射 腕の長さの差動変動を干渉光量の変動として検出 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 16
17 マイケルソン干渉計 直交する 2 方向からの光の干渉 (2 方向で逆符号の位相変化を受ける ) 重力波信号 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 17
18 世界の重力波検出器 稼働中のレーザー干渉計型検出器 : 6 台 (4 プロジェクト ) LIGO (USA) 4km x GEO (GER-UK) 600m TAMA (JPN) 300m VIRGO (ITA-FRA) 3km 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 18
19 TAMA300 基線長 300m のレーザー干渉計型重力波検出器 1995 年建設開始, 1999 年観測開始銀河系内を見渡せる感度 ( 世界最高感度 年 ) 他の干渉計に先駆けた観測運転 (3000 時間を超える観測データ ) 銀河系内の連星中性子星合体の探査 9 回目の観測運転 ( ) 観測可能距離 : 73kpc 観測時間 : 486 hours 検出効率 : 69% 重力波は見つからずイベント頻度への上限値 20 events/year (C.L. 90%) 基線長 300m 国立天文台三鷹キャンパス航空写真 ( 理論予測値 : 10-5 events/yr) その他 : バースト波探査, パルサー探査, ブラックホール準固有振動探査など 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 19
20 TAMA300 (2) Center Room Beam tube NM2 Injection Bench MC1 RM BS NM1 300m Tube 10W Laser Output Bench End Room EM1 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 20
21 TAMA300 (3) Mirror suspension 10W laser source Fused silica Mirror 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 21
22 LIGO 基線長 4km 2 台, 2km 1 台のレーザー干渉計重力波検出器 2002 年観測開始計画通りの感度を実現 ( 世界最高感度 ) 連星中性子星 14Mpc まで観測可能長期連続観測 1 年以上の 3 台同時観測データ (S5: 2005 年 11 月 年 10 月 ) 連星中性子星探査イベントレート上限値 : 2.5 events/yr/gal (S4) バースト波探査銀河中心付近の超新星爆発に, なんとか届く感度パルサー探査既知のパルサー : h<3x10-25 (PSR J ) (Crab パルサー : 理論的上限値より厳しい制限 ) 全天探査 : h< 2x10-24 その他 : LMXB, パルスの無い中性子星バックグラウンド重力波探査 Ω GW <6.5x10-5 ( ビックバン元素合成上限に迫る ) Vuk Mandic (GWDAW 2007) 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 22
23 GEO600 Interferometer with 600 m arms, located near Hannover LIGO-G v2 Fujihara Seminar 23
24 GEO600: Signal Recycling Signal Recycling Mirror Location of Signal Recycling Mirror Changes Frequency Response (Frequency of Maximum Sensitivity) LIGO-G v2 Fujihara Seminar 24
25 The Importance of Length Displacement Sensitivity Measure of Experimenter s skill Strain Sensitivity Measure of Experiment s funding LIGO-G v2 Fujihara Seminar 25
26 Virgo Collaboration of France, Italy, Netherlands, Poland One interferometer with 3 km arms, located near Pisa LIGO-G v2 Fujihara Seminar 26
27 Virgo Interferometer Advanced suspension/seismic isolation system ( Super-attenuator )» Greatest low frequency capability Fabry-Perot Michelson configuration with power-recycling» Similar to LIGO and TAMA LIGO-G v2 Fujihara Seminar 27
28 Combined Observations In 2007, Virgo and the LIGO Scientific Collaboration (including GEO) signed an agreement to jointly analyze all future data Beginning in May 2007, took 5 months of joint data (LIGO S5, Virgo VSR1) Analysis still underway LIGO-G v2 Fujihara Seminar 28
29 地上重力波検出器の現状 検出の試み : 1960 年代より行われる現在, 大型検出器が稼働中レーザー干渉計型 : 5 台, 共振型検出器 : 3 台 TAMA Auriga LIGO Hanford LIGO Livingstone 国際的観測ネットワーク 検出の信頼度向上, 波源の方向特定, 重力波偏波の分離 1 年を超える観測データが取得されている 連星中性子星合体イベント : 50kpc~14Mpc の観測レンジ 我々の銀河, 近傍銀河でイベントがあれば検出可能 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 29
30 第 2 章重力波の検出 重力波の検出原理 重力波検出器 共振型アンテナレーザー干渉計ドップラートラッキングパルサータイミング CMB B-mode 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 30
31 ドップラートラッキング 地球 - スペースクラフト間のマイクロ波通信を利用 通信の往復時間 ( 位相変化 ) を測定 干渉計の応答と同様に考えることができる z 重力波 観測周波数帯 重力波による位相変化 低周波数 電磁波の往復期間 (~10 4 sec) 高周波数帯 増幅器の雑音 y 地球 S/C x 感度を制限する要因 星間プラズマ, 電離層遅延, 太陽風, 衛星軌道誤差 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 31
32 深宇宙探査機による観測 探査機 ULYSSES 1992 年の木星スイングバイ時約 40 日間の観測 の周波数帯で重力波信号の上限値 Ulysses 探査機 ( 想像図 ESA) スペースシャトルから放出された直後の Ulysses 探査機 (1990 年 ) 探査機 CASSINI (1997 年打ち上げ 土星探査 ) CASSINI 探査機 ( 想像図, ESA) 年約 40 日間の観測 x 3 回 周波数 (X-band 8.4Ghz, Ka-band 32GHz) 観測により星間プラズマの影響を補正電波の往復時間 sec 感度 それまでの上限値を 3 桁向上 (~ 数 mhz 帯 ) Armstrong et al., Ap. J 599 (2003) Frequency [Hz] 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 32
33 第 2 章重力波の検出 重力波の検出原理 重力波検出器 共振型アンテナレーザー干渉計ドップラートラッキングパルサータイミング CMB B-mode 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 33
34 パルサータイミング パルサーは精度の良い時計 パルスタイミングの変動から重力波を検出 ( 地球 パルサー間の位相変化を検出 ) 自転 観測者 パルス周波数 パルスタイミングのずれ (Timing Residual) 中性子星 パルスタイミング : 観測開始からのパルス数 スピンダウンの効果 電波望遠鏡による長期間の観測 低周波数での重力波観測 ( 背景重力波, 大質量 BH 連星の合体 ) 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 34
35 タイミング誤差 感度を制限する要因パルサー自身の変動グリッチ, 形状変化パルサー軌道の変動伴星の影響, 母銀河の運動星間物質の影響地球近辺の影響軌道精度観測器の誤差時計の精度, 非線形性, 校正誤差, 受信機の雑音 Timing Residuals for PSR J Manchester (2009) 46 個のミリ秒パルサーについて高品質のデータ (rms Residual < 2.5 μs) が得られている Parkes Observatory 1.2 years data span 211 TOAs, each 64 min observation time 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 35
36 パルサータイミングによる制限 複数のパルサーの観測結果をまとめる 8 年間の観測 Janet et al. (2006) (C.L. 95%) Manchester (2009) 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 36
37 パルサータイミングアレー 複数のパルサー観測 相関解析 背景重力波, 超巨大 BH 合体からの重力波の検出を目指す 要求条件 20 個の安定なミリ秒パルサー 100nsec の精度 5-10 年毎週の観測 European Pulsar Timing Array (EPTA) 電波望遠鏡 Westerbork, Effelsberg, Nancay, JodrellBank, (Cagliari) 普段は個別に運用 高感度が必要な時に同時観測 9 個の安定パルサー (rms Residual < 2.5 μs) Manchester (2009) North American pulsar timing array (NANOGrav) Arecibo and Green Bank のデータを使用 17 個の安定パルサー Parkes Pulsar Timing Array (PPTA) Parkes 64m 電波望遠鏡 (Australia) 20 個の安定パルサー 30 MSPs being timed in PTA projects world-wide Circle size ~ (rms residual)-1 12 MSPs being timed at more than one observatory 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 37
38 The Square Kilometre Array Next Generation Radio Telescope Built in South Africa or Western Australia in ~ x sensitivity of current best interferometer Key science project: Strong field tests of gravity using pulsars and black holes - will be used as a gravitational wave telescope George Hobbs Australia Telescope National Facility george.hobbs@csiro.au 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 )
39 第 2 章重力波の検出 重力波の検出原理 重力波検出器 共振型アンテナレーザー干渉計ドップラートラッキングパルサータイミング CMB B-mode 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 39
40 CMB B-mode 偏光 宇宙背景放射 (CMB, Cosmic Microwave Background) B-mode 偏光成分から重力波を観測 初期宇宙 ( インフレーション期 ) からの重力波 Masashi Hazumi Fujihara Seminar (2009) B-mode E-mode ~2deg Temperature Anisotropy W. Hu et al. astro-ph/ 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 40
41 その他の検出法 原子干渉計レーザー冷却された原子の干渉を利用 1Hz 以下の低周波数帯をターゲットにする散射雑音 ( 有限の原子数に起因 ) で感度が制限 天体の固有振動天体の固有振動の重力波による励起を観測地球については 地震計ネットワークを利用して観測が行われている 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 41
42 まとめ 第 2 章重力波の検出 重力波の検出原理 潮汐力を観測自由質点間の距離を観測 重力波検出器共振型検出器レーザー干渉計検出器ドップラートラッキングパルサータイミング CMB 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 42
43 第 2 章終わり 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 43
44 重力波検出器 共振型重力波検出器 弾性体に働く潮汐力を検出 大きな弾性体 (Al5056, 重さ 2ton, 長さ 3m) 低雑音トランスデューサ低温 0.1 K 共振周波数 1kHz 付近 自由質点型検出器自由質点間の距離を測定 ( レーザー干渉計型検出器 ) 長基線長レーザー干渉計 (300m 4km) 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 44
45 重力波観測の現状 ( まとめ ) 国際的観測ネットワーク ( レーザー干渉計型 : 6 台, 共振型検出器 : 3 台 ) 検出の信頼度向上, 波源の方向特定, 重力波偏波の分離 1 年を超える観測データが取得されている TAMA Auriga LIGO Hanford LIGO Livingstone 幸運であれば重力波を検出できる天文学に貢献できる成果が生まれつつある 連星中性子星合体イベント : 70kpc~14Mpcの観測レンジ 近傍銀河でイベントがあれば検出可能超新星爆発銀河中心付近のイベントをなんとか検出できるパルサー理論的上限値より厳しい制限バックグラウンド重力波探査ビックバン元素合成上限に迫る 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 45
46 3. 将来計画 地上での観測 宇宙からの観測 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 46
47 重力波による本格的な天文学 将来計画 稼働中の重力波検出器 : 近傍銀河でイベントがあれば検出可能ただ そのようなイベントは極めて稀 (10-5 event/yr/gal) 本格的な天文学への 2 つの方向 高感度化より多くの銀河をカバーする感度 10 倍向上 イベント数は 1000 倍年間数回以上の重力波イベント 広帯域観測さまざまな対象を観測重力波の周波数 : 天体変動のスケールに依存定常的な重力波の観測 Strain [1/Hz 1/2 ] LISA 大質量ブラックホール連星合体 銀河系内連星 銀河系内連星バックグラウンド雑音 初期宇宙からの重力波 (Ω gw=10-14 ) 中性子星連星合体 パルサー (1yr) DECIGO 基線長 10 7 m, マス 100kg, レーザー光 10W, 波長 532nm テレスコープ径 1m 重力場変動雑音 ( 地上検出器 ) 重力崩壊型超新星爆発 ScoX-1 (1yr) LCGT Frequency [Hz] 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 47
48 高感度化の価値 重力波の振幅 --- 距離に反比例 Enhanced LIGO ~2009 LIGO today 感度が 10 倍向上 イベントレートは 1000 倍得られるサイエンス Initial LIGO 1 年間の観測 ~ Advanced LIGO 3 時間の観測 100 million light years Advanced LIGO ~2014 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 48
49 将来計画 LIGO 地上検出器より遠くを観測 (10-1kHz) TAMA CLIO Virgo 宇宙検出器長基線長がとれる低周波数帯の重力波を観測 2010 Enhanced LIGO Advanced LIGO LCGT Advanced Virgo LPF LPF DECIGO DPF 2015 Ad. LIGO LCGT ET LISA LISA Pre- DECIGO 2020 ~10 event/yr のイベントレート 0.1mHz-10mHz 確実な重力波源 DECIGO 2025 ET BBO 0.1Hz 帯宇宙論的な重力波 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 49
50 LIGO の高感度化 Enhanced LIGO 現在の LIGO のアップデート感度を 2 倍に観測可能距離 : 30Mpc Advanced LIGO 技術の先行導入高出力レーザー光源, 入射光学系光学系の熱歪み対策信号検出法 2009 年観測開始 Advanced LIGO 現在の LIGO の 10 倍の感度低周波数感度の向上観測可能距離 : 350Mpc 干渉計方式, 信号検出法の変更高出力レーザー光源熱雑音の低減高性能防振装置 年観測開始 Enhanced LIGO LIGO Advanced LIGO 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 50
51 LCGT LCGT (Large-scale cryogenic Gravitational-wave Telescope) Advanced LIGO と同等の感度 ( 検出可能距離 ~200Mpc) 低温干渉計地下に設置大型干渉計 鏡の温度 : 20K 熱雑音の低減神岡鉱山 ( 地下 1000m) 地面振動の低減, 安定な連続動作基線長 3km x 2 台, 高出力レーザー コインシデンス解析による偽イベントの除去 2014 年頃観測開始を目指す Suspension system Vacuum is common SAS: three stages with inverted pendulum Outer shield of cryostat Heat links extend to the inner shield heat anchor. SPI sub-mirror Sapphire fiber suspending mirror Main mirror 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 51
52 ET ET (Einstein Gravitational-Wave Telescope) ヨーロッパの計画基線長 30kmの低温 地下干渉計 Advanced LIGO/ LCGT の10 倍の感度を目指す 2021 年観測開始? Image: J. van den Brand / K. Huyser / NIKHEF Initial LIGO / Virgo AdvLIGO / AdVirgo / LCGT / AIGO Einstein Telescope M. Punturo, GW Advanced Detector Worksohp, May 2008 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 52
53 観測周波数帯と観測対象 地上干渉計 : 10Hz - 1kHz 中性子星など DECIGO : 0.1-1Hz 中間質量 BHなど, 初期宇宙からの重力波 LISA : 1mHz 10mHz 大質量 BHなど Strain [1/Hz 1/2 ] LISA 銀河系内連星バックグラウンド雑音 大質量ブラックホール連星合体 銀河系内連星 DECIGO 基線長 10 7 m, マス 100kg, レーザー光 10W, 波長 532nm テレスコープ径 1m 初期宇宙からの重力波 (Ω gw=10-14 ) DPF limit 中性子星連星合体 パルサー (1yr) 重力場変動雑音 ( 地上検出器 ) 重力崩壊型超新星爆発 ScoX-1 (1yr) LCGT Frequency [Hz] 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 53
54 DECIGO DECIGO (DECI-hertz interferometer Gravitational wave Observatory) スペース重力波アンテナ 0.1Hz 付近の重力波の観測を行う (LISA と地上検出器の狭間の周波数帯 ) 互いに 1000km 離れた試験質量 ( 鏡 ) の間の距離をレーザー干渉計によって精密測距 試験質量は S/C 内に非接触保持 太陽輻射圧変動などの外乱を避ける 試験質量の位置を基準に S/C 位置を制御する : ドラッグフリー制御 光共振型マイケルソン干渉計アーム長 : 1000 km レーザーパワー : 10 W, レーザー波長 : 532 nm ミラー直径 : 1 m 重力波検出器の原理 ( 自由質点間の距離変動を観測 ) を ほぼそのまま実現 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 54
55 LCGT と Ad. LIGO LCGT (JPN) 2 detectors (3km) (2 close detectors) Scale Advanced LIGO (USA) 3 detectors (4km) (2 close, 1 separated) Long baseline Better seismic attenuation system Underground site Seismic noise reduction Long baseline Better seismic attenuation system Suburban site Low-mechanical-loss mirrors and suspensions Cryogenic (20k) High-power laser source Low-loss optics Broad-band RSE config. Thermal noise reduction Quantum noise reduction Low-mechanical-loss mirrors and suspensions Flat-top beam High-power laser source Low-loss optics Detuned RSE config. 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 55
56 LIGO/LCGT で重力波は見つかるか? Richard O Shaughnessy, V. Kalogera, K. Belczynski (GWDAW-12, 2007) Probability of detecting compact binary coalescence with enhanced LIGO O Shaughnessy et al astro-ph/ Voss and Tauris (2003) 連星進化モデルをもとに シミュレーションを行い, 検出確率を推定 BH-BH BH-NS NS-NS All Binaries 推定された検出確率 (1 年間の観測 ) : 確率分布 Enhanced LIGO (27Mpc) Initial LIGO (15Mpc) Initial LIGO ( 現在 ): % Enhanced LIGO (2009): 34% Advanced LIGO (2014): 99.9% Log( イベントレート ) One detection/year 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 56
57 イベントレート Ad.LIGO 40/yr LCGT ~few/yr Rate (10-170)x10-6 [events/ yr/l 10 ] 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 57
58 LISA LISA (Laser Interferometer Space Antenna) 3 機のスペースクラフトで構成された基線長 500 万 km の干渉計 0.1mHz - 1Hz の周波数帯をターゲット超巨大ブラックホールの合体 ブラックホールまでの距離の測定星の巨大ブラックホールへの落下 時空のマッピング情報銀河系内連星 ( 確実な波源 ) 強い潮汐相互作用, 質量移動への知見 ESA/NASA 共同で 2014 年以降に打ち上げ予定 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 58
59 LISA の状況 LISA の状況 BEPAC (Beyond Einstein Program Assessment Committee) Beyond Einstein ミッションのどれを最初に打ち上げるかを検討 Constellation-X Laser Interferometer Space Antenna Joint Dark Energy Mission Inflation Probe Black Hole Finder probe 9 月にレポートをまとめた JDEM/SNAP を最初に打ち上げる LISA も当面サポートする On purely scientific grounds LISA is the mission that is the most promising and least scientifically risky Thus, the committee gave LISA its highest scientific ranking. The committee believes it is more responsible technically and financially to propose a LISA new start after the Pathfinder results are taken into account. 得られるサイエンスは高く評価 LPF(2009 年 ) の結果を受けて新しいスタートをするのが良い 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 59
60 DECIGO の感度 重力波に対する感度 地上干渉計 : 10Hz - 1kHz 中性子星など DECIGO : 0.1-1Hz 中間質量 BHなど, 初期宇宙からの重力波 LISA : 1mHz 10mHz 大質量 BHなど Strain [1/Hz 1/2 ] LISA 銀河系内連星バックグラウンド雑音 大質量ブラックホール連星合体 銀河系内連星 DECIGO 基線長 10 7 m, マス 100kg, レーザー光 10W, 波長 532nm テレスコープ径 1m 初期宇宙からの重力波 (Ω gw=10-14 ) DPF limit 中性子星連星合体 パルサー (1yr) 重力場変動雑音 ( 地上検出器 ) 重力崩壊型超新星爆発 ScoX-1 (1yr) LCGT Frequency [Hz] 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 60
61 DECIGO の狙う重力波源とサイエンス S.Kawamura (2007) 巨大ブラックホール形成のメカニズム解明 インフレーションの検証 ダークエネルギーの制限 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 61
62 DECIGO によるダークエネルギーの制限 Standard Siren 中性子星連星までの距離 赤方偏移関係からモデルに制限 宇宙の加速膨張の情報 Ω, Ω, w 1% で決定 m w 距離 : チャープシグナルから 直接決定赤方偏移 : host galaxyを特定角度分解能 ~10arcmin (1 台 ) at z=1 ~10arcsec (3 台 ) Strain Expansion +Acceleration? NS-NS (z~ 1) Template (No Acceleration) Real Signal? GW Phase Delay ~1sec (10 years) Time DECIGO Output Seto, Kawamura, Nakamura, PRL 87, (2001) 標準光源としての比較 絶対光度 超新星観測 近傍の観測からの経験則 中性子星連星観測 相対論 イベント数年間 2000 個 (SNAP) < 年間 個 (DECIGO) 距離の決定精度約 10% 母銀河の特定簡単? その他ダスト減光による不定性 < 物質による吸収 散乱は無視 < ~ > 約 10% at z=1 1 台では厳しい複数台あれば可能? 高橋龍一氏 (2006) 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 62
63 ミッション重力波天文学構成DECIGO のロードマップ Figure: S.Kawamura 目的R&D Fabrication DECIGO Pathfinder (DPF) 根幹技術の宇宙実証銀河系内観測 R&D Fabrication Pre-DECIGO 重力波の検出 ( 最小限のスペック ) S/C 間でのFP 干渉計実証 R&D Fabrication DECIGO 小型衛星 1 機短基線長 FP 共振器 1 台 S/C 3 台干渉計 1 台 S/C 3 機干渉計 3 台 (3-4 ユニット ) 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 63
64 4. 結論 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 64
65 結論 重力波天文学の見通し ( 個人的見解 ) 2016 年前後 : 重力波の検出 (Advanced LIGO/LCGT/Advanced Virgo) 年間 10 回程度の連星中性子星合体の検出 相対論の検証中性子星の状態方程式, ガンマ線バーストの起源? 重力崩壊星からの重力波 超新星爆発のメカニズム 2020 年前後 : 重力波による天体観測 (LISA, 地上からの観測 ) 巨大ブラックホール連星合体 銀河形成への知見星の巨大ブラックホールへの落下 ブラックホール時空への知見銀河系内連星観測 白色矮星などへの知見パルサーの観測 2025 年前後 : 重力波による宇宙論 (DECIGO, LISA, ET など地上からの観測 ) 遠方の連星の観測 インフレーション, ダークエネルギーへの知見中間質量ブラックホール連星合体 銀河形成への知見全く新しい重力波の発見 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 65
66 第 1 部 終わり 特別講義 (2009 年 9 月 29 日, 京都大学 ) 66
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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/
TAMA --> CLIO ---> LCGT TAMA 300m基線長 三鷹(NAOJ) CLIO 100m 神岡 低温鏡 年5月17日火曜日
LCGT LCGT 2011/5/17, 1 TAMA --> CLIO ---> LCGT TAMA 300m基線長 三鷹(NAOJ) CLIO 100m 神岡 低温鏡 2 2011年5月17日火曜日 LCGT (Large-scale Cryogenic Gravitational wave Telescope) Underground in Kamioka, Japan Silent & Stable
目次 1. イントロダクション 2. 重力波 3. 微小距離重力 4. まとめ
重力 重力波物理学 安東正樹 ( 京都大学理学研究科 ) 目次 1. イントロダクション 2. 重力波 3. 微小距離重力 4. まとめ 1. イントロダクション 重力 重力波物理学 研究目標 重力 重力波物理学 重力という普遍的な対象を, 先進的な実験手法で研究 宇宙の成り立ちと進化対する新しい知見. イラスト Tom Haruyama 重力と重力波 一般相対性理論 L. Cadonati 重力を時空の性質と解釈
重力波望遠鏡KAGRAで聞く！ ブラックホール誕生の声
新潟大学大学院自然科学研究科電気情報工学専攻 2016 年 10 月 5 日 電気情報工学特別講義 第 6 回 道村唯太東京大学大学院理学系研究科物理学専攻 講義スケジュール 10 月 3 日 ( 月 ) 3 限第 1 回重力波の初検出について 4 限第 2 回重力波望遠鏡 KAGRA の紹介 10 月 4 日 ( 火 ) 2 限第 3 回干渉計と共振器の原理 3 限第 4 回パワースペクトルと伝達関数
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広帯域制御のためのフォトメカニカルアクチュエータの開発とその応用 東京大学新領域創成科学研究科物質系専攻三尾研究室 M2 町田幸介 重力波研究交流会 (2009 2/6) 1 発表の流れ 実験の背景 広帯域制御のためのアクチュエータ 実験の目的 実験 電磁アクチュエータの作製 電磁アクチュエータの評価 電磁アクチュエータの応用 ( 位相雑音補償と共振器長制御 ) まとめ 2 広帯域制御のためのアクチュエータ
eLISAによる重力波コスモグラフィーとHubbleパラメータ問題
elisa による 重力波コスモグラフィーと Hubble パラメータ問題 理化学研究所 ithes 久徳浩太郎共同研究者 : 瀬戸直樹 ( 京大 ) Kyutoku, Seto MNRAS 462 2177-2183 (2016) Kyutoku, Seto arxiv:1609.07142 2016/11/26 第 5 回観測的宇宙論ワークショップ 1 目次 1. Hubble tension(hubbleパラメータ問題
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宇宙重力波重力波望遠鏡 DECIGO イラスト / KAGAYA 安東正樹 ( 東京大学理学系研究科 ) 川村静児 ( 国立天文台 ), 中村卓史 ( 京大理 ), 坪野公夫 ( 東大理 ), 瀬戸直樹 ( カリフォルニア大 ), 長野重夫 (NICT), 田中貴浩 ( 京大理 ), 石川毅彦 (JAXA), 植田憲一 ( 電通大 ), 武者満 ( 電通大 ), 佐藤孝 ( 新潟大工 ), 細川瑞彦
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
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重力波の初検出 (GW150914) の持つ意義 - 初代星起源説と電磁波対応天体 - 田中貴浩 ( 京大院理 ) 1 重力波の初検出 (GW150914) の持つ意義 - 初代星起源説と電磁波対応天体 - このお題は 中村卓史さんから頂いたものです 最初はこのインフォーマルミーティングで中村さんが話す予定でしたが 私が学会に行く予定であると話したところ それじゃぁ話してきて となった次第です しかしながら
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最終講義 時空のさざ波 - 重力波を求めて 小柴ホール March 12, 2013 坪野公夫 東京大学理学系研究科物理学専攻 重力波研究はここから始まった 2 1969 年物理学教室年次報告 3 Weber による 重力波発見 の報告 (1969) メリーランドとアルゴンヌにある 2 台の重力波検出器にコインシデンスが現れた J. Weber, Phys. Rev. Lett. 24 (1969)
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宇宙科学 II ( 電波天文学 ) 第 11 回 パルサー 前回の復習 1 10 0 10 3 10 6 10 9 10 12 10 15 10 18 10 21 10 24 10 27 単位 (m) 人間太陽近傍の恒星地球太陽太陽系銀河系 銀河銀河団宇宙の果宇宙の階層構造 ログスケールで表示した宇宙の大きさ ブラックホールの想像図てブラックホールの想像図 銀河中心ブラックホール 連星系ブラックホール
大宇宙
大宇宙 銀河団 大規模構造 膨張宇宙 銀河群 数個 ~ 数十個の銀河の群れ 天の川銀河 250 万光年 アンドロメダ銀河 局所銀河群 http://www.astronomy.com/en/web%20extras/2005/02/ Dominating%20the%20Local%20Group.aspx 銀河団 100 個程度以上の集まり 銀河群との明確な区別はない 天の川銀河 6200 万光年
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小型重力波検出器 DECIGO パスファインダー 安東正樹, 川村静児, 船木一幸, 高島健, 坂井真一郎, 神田展行, 佐藤修一, 植田憲一, 武者満, 森脇成典, 田中貴浩, 山川宏, 高橋龍一, 中村卓史, 坪野公夫, 沼田健司, 瀬戸直樹, 青柳巧介, 我妻一博, 阿久津智忠, 阿久津朋美, 浅田秀樹, 麻生洋一, 新井宏二, 荒瀬勇太, 新谷昌人, 井岡邦仁, 池上健, 石川毅彦, 石徹白晃治,
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年度 物理化学 Ⅱ 講義ノート. 二原子分子の振動. 調和振動子近似 モデル 分子 = 理想的なバネでつながった原子 r : 核間距離, r e : 平衡核間距離, : 変位 ( = r r e ), k f : 力の定数ポテンシャルエネルギー ( ) k V = f (.) 古典運動方程式 [ 振動数 ] 3.3 d kf (.) dt μ : 換算質量 (m, m : 原子, の質量 ) mm
BlueLine
LCGTの主干渉計設計 麻生 洋一 宗宮健太郎 宮川治, 山元一広 道村唯太, 辰巳大輔 阿久津智忠, 我妻一博, 西田恵里奈 陳タン, 安東正樹 新井宏二, 山本博章 LCGT Collaboration 東大理, その他いろいろ 2011年9月18日 日本物理学会秋季大会 弘前大学文京町キャンパス LCGT 日本の次世代重力波検出器 神岡鉱山の地下, 低温鏡, 基線長3km 連星中性子星合体:
様式 C-19 科学研究費補助金研究成果報告書 平成 23 年 5 月 13 日現在 機関番号 :13101 研究種目 : 基盤研究 (C) 研究期間 :2008~2010 課題番号 :20540260 研究課題名 ( 和文 ) 数値相対論による重力波テンプレートの構築と重力波データ解析法の研究研究課題名 ( 英文 ) Making gravitational wave templates by numerical
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宇宙科学 II ( 電波天文学 ) 第 6 回 ビッグバン宇宙 ( 続 ) & 主系列星 前回の復習 1 黒体放射 黒体 ( すべての周波数の電磁波を吸収し 再放射する仮想的物体 ) から出る放射 黒体輻射の例 : 溶鉱炉からの光 電波領域 可視光 八幡製鉄所 黒体輻射の研究は 19 世紀末に溶鉱炉の温度計測方法として発展 Bν のプロット (10 0 ~ 10 8 K) 黒体輻射関連の式 すべて温度で決まる
日本物理学会第 69 回年次大会宇宙線 宇宙物理領域 理論核物理領域合同シンポジウム重力波源とその電磁波 ニュートリノ対応天体 連星中性子星 (NS- NS) 合体からの 重力波 電磁波 ニュートリノ放射 仏坂健太 ( 京都大学 )
日本物理学会第 69 回年次大会宇宙線 宇宙物理領域 理論核物理領域合同シンポジウム重力波源とその電磁波 ニュートリノ対応天体 連星中性子星 (NS- NS) 合体からの 重力波 電磁波 ニュートリノ放射 仏坂健太 ( 京都大学 ) Outline 連星中性子星合体の重力波天文学 連星中性子星合体に付随する電磁波 まとめ ü ショートガンマ線バースト ü 質量放出に伴う電磁波放射 ü Short GRB
Proposal of a next-generation GW detector using huge mirrors abstract April 10, introduction 1 2 design parameters and sensitivity 2 3 mirror c
Proposal of a next-generation GW detector using huge mirrors abstract April 10, 2001 1 introduction 1 2 design parameters and sensitivity 2 3 mirror considerations 3 3.1 huge substrate availability.....................................
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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
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1 星の死 ( パルサー 超新星 ) 宇宙科学 II ( 電波天文学 ) 第 9 回宇宙の階層構造 ログスケールで表示した宇宙の大きさ 10 0 10 3 10 6 10 9 10 12 10 15 10 18 10 21 10 24 10 27 単位 (m) 人間地球太陽太陽系太陽近傍の恒星銀河系 銀河銀河団宇宙の果て 星の死 星の進化の末期 質量に応じて 最大で Fe まで燃焼が進む H He
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京都大学 MU レーダーで宇宙ごみの姿を捉える ~ 観測波長より小さいスペースデブリのサイズやスピンの推定に成功 ~ 概要高度数百 km の地球周回軌道上にあるスペースデブリ ( 宇宙ごみ ) のうち レーダー観測装置の波長と比較して 大きさが同程度以下のスペースデブリのサイズ スピン 概形等の状態の推定をする観測手法を提案し 大型大気レーダーである京都大学生存圏研究所 MU レーダー ( 周波数
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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:
l ηµν hµν g µν = η µν + h µν, h µν 1 l Transvers-Traceless (TT) h TT 0µ = 0, η ij i h TT jk = 0, η ij h TT ij = 0, η µν µ ν h TT ij = 2 c 2 t + Δ 2 h TT = 0 ij 2 Polarization l From the TT condition, h
Title ブラックホールと重力波天文学 Author(s) 長峯, 健太郎 Citation 高大連携物理教育セミナー報告書. 28 Issue Date Text Version publisher URL DO
Title ブラックホールと重力波天文学 Author(s) 長峯, 健太郎 Citation 高大連携物理教育セミナー報告書. 28 Issue Date 2017-03 Text Version publisher URL http://hdl.handle.net/11094/60516 DOI rights Osaka University Knowledge Archive : OUKA
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物理計測法特論 No.1 第 1 章 : 信号と雑音 本講義の主題 雑音の性質を理解することで 信号と雑音の大きさが非常に近い状態での信号の測定技術 : 微小信号計測 について学ぶ 講義の Web http://www.g-munu.t.u-tokyo.ac.jp/mio/note/sig_mes/tokuron.html 物理学の基本は実験事実の積み重ねである そして それは何かを測定することから始まる
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スペース重力波アンテナ DECIGO 計画 IX (DECIGO パスファインダー ) 安東正樹, 川村静児, 高橋龍一, 中村卓史, 坪野公夫, 田中貴浩, 瀬戸直樹, 沼田健司, 船木一幸, 森本睦子, 佐藤修一, 青柳巧介, 我妻一博, 阿久津智忠, 阿久津朋美, 浅田秀樹, 麻生洋一, 新井宏二, 荒瀬勇太, 新谷昌人, 井岡邦仁, 池上健, 石川毅彦, 石徹白晃治, 市來淨與, 伊東宏之,
BH BH BH BH Typeset by FoilTEX 2
GR BH BH 2015.10.10 BH at 2015.09.07 NICT 2015.05.26 Typeset by FoilTEX 1 BH BH BH BH Typeset by FoilTEX 2 1. BH 1.1 1 Typeset by FoilTEX 3 1.2 2 A B A B t = 0 A: m a [kg] B: m b [kg] t = t f star free
新たな宇宙基本計画における宇宙科学・宇宙探査の位置付け及び主な関連事業の概要
2. 我が国の主要な宇宙科学 宇宙探査 有人宇宙活動プログラムの概要 ( 宇宙科学プログラム ) 1. 宇宙物理学 天文学 1.1 X 線天文学 1.1.1 X 線天文衛星 すざく (ASTRO-EII) 1.1.2 次期 X 線天文衛星 (ASTRO-H) 1.2 赤外線天文学 1.2.1 赤外線天文衛星 あかり (ASTRO-F) 1.2.2 次期赤外線天文衛星 (SPICA) 2. 太陽系科学
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
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5-3 Photonic Antennas and its Application to Radio-over-Fiber Wireless Communication Systems LI Keren, MATSUI Toshiaki, and IZUTSU Masayuki In this paper, we presented our recent works on development of
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PID 制御の基礎 ON/OFF 制御 PID 制御 P 制御 過渡特性を改善しよう PD 制御と P-D 制御 定常特性を改善しよう PI-D 制御 4.2 節 I-PD 制御 角度制御実験装置 0 [deg] 30 [deg] 角度制御実験装置 目標値 コントローラ ( マイコン ) アクチュエータ (DC モータ ) 制御対象 ( アーム ) 角度 センサ ( ロータリエンコーダ ) ON/OFF
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ガンマ線バースト : ブラックホールの誕生 井岡邦仁 ( 天体核 ) E=mc 2 = = 原子爆弾 太陽 ~10 33 g GRB ~10 52 erg 太陽が一生かけて出すエネルギーを数秒で放出 GRB は宇宙一明るい謎の天体 電磁波 高エネルギー宇宙物理 1967 Vela 衛星が発見核実験の監視衛星ところが γ 線は地球外から! 1973 発表 偶然の発見 高度 12 万 km 周期 5 日
第 4 週コンボリューションその 2, 正弦波による分解 教科書 p. 16~ 目標コンボリューションの演習. 正弦波による信号の分解の考え方の理解. 正弦波の複素表現を学ぶ. 演習問題 問 1. 以下の図にならって,1 と 2 の δ 関数を図示せよ δ (t) 2
第 4 週コンボリューションその, 正弦波による分解 教科書 p. 6~ 目標コンボリューションの演習. 正弦波による信号の分解の考え方の理解. 正弦波の複素表現を学ぶ. 演習問題 問. 以下の図にならって, と の δ 関数を図示せよ. - - - δ () δ ( ) - - - 図 δ 関数の図示の例 δ ( ) δ ( ) δ ( ) δ ( ) δ ( ) - - - - - - - -
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スペース重力波アンテナ DECIGO 計画 (33) DECIGO/DPF 安東正樹 ( 京都大学理学研究科 ) 他, DECIGO/DPF ワーキンググループ DECIGO/DPF メンバー 安東正樹, 川村静児, 瀬戸直樹, 中村卓史, 坪野公夫, 佐藤修一, 田中貴浩, 船木一幸, 沼田健司, 神田展行, 井岡邦仁, 高島健, 横山順一, 青柳巧介, 我妻一博, 阿久津智忠, 浅田秀樹, 麻生洋一,
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http://utapen4.phys.s.u-tokyo.ac.jp/~suto/mypresentation_2006j.html 一般相対論の心 東京大学理学部一般相対論講義第 13 回 2006 年 7 月 11 日須藤靖 目次 一般相対論講義のまとめ 一般相対論をめぐるいくつかのトピックの補足 白色矮星 中性子星 重力レンズ 暗黒エネルギー 重力波 Things that I would
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宇宙科学 II ( 電波天文学 ) 第 1 回 国立天文台本間希樹 今日の内容 今日は初回なのでお話が中心 自己紹介 自分の研究紹介 VERA サブミリ波 VLBI ( 電波天文学の入門をかねて ) 1 自己紹介など 氏名 : 本間希樹 ( ほんままれき ) 所属 : 国立天文台水沢 VLBI 観測所 連絡先 : 181-8588 8588 三鷹市大沢 2-21-1 メール : mareki. honma
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)
Plastic Package (Note 12) Note 1: ( ) Top View Order Number T or TF See NS Package Number TA11B for Staggered Lead Non-Isolated Package or TF11B for S
Overture 68W ( ) 0.1 (THD N) 20Hz 20kHz 4 68W 8 38W SPiKe (Self Peak Instantaneous Temperature ( Ke)) SOA (Safe Operating Area) SPiKe 2.0 V ( ) 92dB (min) SN 0.03 THD N IMD (SMTPE) 0.004 V CC 28V 4 68W
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入出射光学系 Input/Output Optics subgroup Current Members S. TELADA (AIST) S. MIYOKI (ICRR) T. UCHIYAMA (ICRR) O. MIYAKAWA (ICRR) N. MIO (U-Tokyo) S. MORIWAKI (U-Tokyo) N. OHMAE (U-Tokyo) K. IZUMI (U-Tokyo)
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GW RSS Amplitude and Detector Noise Level [1/Hz 1/2 ] 10 18 10 20 10 22 10 24 100pc events 10kpc events 10 2 10 3 Frequency [Hz] TAMA noise level (DT9) LCGT design sensitivity 宇宙重力波望遠鏡 DECIGO / Pre-DECIGO
inflation.key
2 2 G M 0 0-5 ϕ / M G 0 L SUGRA = 1 2 er + eg ij Dµ φ i Dµ φ j 1 2 eg2 D (a) D +ieg ij χ j σ µ Dµ χ i + eϵ µνρσ ψ µ σ ν Dρ ψ σ 1 4 ef (ab) R F (a) [ ] + i 2 e λ (a) σ µ Dµ λ (a) + λ (a) σ µ Dµ λ (a) 1
2009 年 11 月 16 日版 ( 久家 ) 遠地 P 波の変位波形の作成 遠地 P 波の変位波形 ( 変位の時間関数 ) は 波線理論をもとに P U () t = S()* t E()* t P() t で近似的に計算できる * は畳み込み積分 (convolution) を表す ( 付録
遠地 波の変位波形の作成 遠地 波の変位波形 ( 変位の時間関数 ) は 波線理論をもとに U () t S() t E() t () t で近似的に計算できる は畳み込み積分 (convolution) を表す ( 付録 参照 ) ここで St () は地震の断層運動によって決まる時間関数 1 E() t は地下構造によって生じる種々の波の到着を与える時間関数 ( ここでは 直達 波とともに 震源そばの地表での反射波や変換波を与える時間関数
自然現象とモデル_ pptx
光と物質の相互作用入門 統合自然科学科 深津 晋 The University of Tokyo, Komb Grdute School of Arts nd Sciences 0. 光は電磁波 振動しながら進行する電磁場 波長 λ γ線 0.1nm 10 nm 380 nm 780 nm 1 µm 10 µm 100 µm 1mm 1cm 1 m 1,000 m 単位の変換関係 X線 真空紫外 深紫外
電力線重畳型機器認証技術
1 電力線重畳型認証技術 RFID over Power Line System ソニー株式会社コーポレート R&D 新規事業創出部門ホームエネルギーネットワーク事業開発部 和城賢典 2012 年 4 月 17 日 2 内容 イントロダクション 基本構造 測定結果 EV 充電スタンドへの取り組み 3 内容 イントロダクション 基本構造 測定結果 EV 充電スタンドへの取り組み 4 RFID の原理
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
暫定版修正 加筆の可能性あり ( 付録 ) 準備 : 非線形光学効果 (). 絵解き : 第二高調波発生. 基本波の波動方程式 3. 第二高調波の波動方程式 4. 二倍分極振動 : ブランコ 5. 結合波動方程式へ 6. 補足 : 非線形電気感受率 ( 複素数 ) 付録 43 のアプローチ. 分極振動とは振動電場に誘われて伸縮する電気双極子の集団運動. 電気感受率と波動方程式の関係を明らかにする 3.
ねじれ振り子を用いた光学浮上の安定性
巨視的量子力学の検証に向けた光輻射圧による浮上手法の開発 東京大学理学系研究科物理学専攻安東研究室和田祥太郎 1 今回の発表の概要 mg スケールでの量子力学の検証のために 光学浮上の実現を目指す 光学浮上の一つの方式である サンドイッチ型の水平方向の安定性検証のためにねじれ振り子を用いる 水平方向 今回は安定性の検証に必要な ねじれ振り子の共振周波数測定 ねじれ振り子をリリースした状態での共振器制御に成功し
圧電型加速度センサ Piezoelectric Acceleration sensor 特長 Features 圧電素子に圧電型セラミックを用いた加速度センサは 小型堅牢 高感度で広帯域を特長としております 従って 低い周波数の振動加速度から衝突の様な高い加速度の測定まで 各分野で 幅広く使用されて
圧電型加速度センサ 小型タイプ φ3.5 5.85 2.5(H)mm 加速度 MAX100,000m/s 2 高温タイプ MAX250 小型 3 軸タイプ 8 7 5.5(H)mm Super miniature type φ3.5 5.85 2.5(H)mm 100,000m/s 2 High temperature resistance type MAX250 and Triaxial type
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
4 ( ) (1 ) 3 ( ) ( ) ( ) 3) () α 0.75 ( 8 pc 2 7 ) 10 pc ( 3 3 ) % 10 pc 10 1 (10 ) km ( ) 1 1/ ( ) ( )
JASMINE 2-21-1 JASMINE Project Office, National Astronomical Observatory of Japan, 2-21-1 Osawa, Mitaka, Tokyo, Japan E-mail: naoteru.gouda@nao.ac.jp (astrometry) (infrared), (satellite), (Milky Way Galaxy).
2. TMT TMT TMT 1 TMT 3 1 TMT TMT PI PI PI SA PI SA SA PI SA PI SA
TMT TMT 181 8588 2 21 1 e-mail: n.kashikawa@nao.ac.jp TMT TMT TMT * 1 TMT TMT TMT SAC Science Advisory Committee 2012 8 13 1 1. 1 2 3 20 * 1 609 2. TMT TMT TMT 1 TMT 3 1 TMT 8 3 4 TMT PI 1 10 50 2.1 PI
特別企画 人類初の 重力波 直接観測が期待される最先端プロジェクトが 東京大学宇宙線研究所を中心に進行中 重力波 の初検出を目指す 大型低温重力波望遠鏡 か ぐら K A G R A オープンクリーンシステム KOACH が かぐら の最先端技術に必要不可欠なクリーン環境をつくる 重力波 とは 質量
特別企画 人類初の 重力波 直接観測が期待される最先端プロジェクトが 東京大学宇宙線研究所を中心に進行中 重力波 の初検出を目指す 大型低温重力波望遠鏡 か ぐら K A G R A オープンクリーンシステム KOACH が かぐら の最先端技術に必要不可欠なクリーン環境をつくる 重力波 とは 質量をもつ物体が運動をすることに かぐら の施設の一部にはクリーン環境が必要であ より時空にできた歪みが
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No.001 CO 2 CO 2 LASER OPTICS For CO Laser 2 Processing 01 住友電工はCO2レーザ加工機の発振器系から伝送系 集光系まですべての光学部品をご提供します Sumitomo Electric provides all optical components including resonator optics, beam delivery optics
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OPA OPA OPA OPA OPA OPA OPA OPA OPA TM µ Ω ± ± ± ± + OPA OPA OPA Offset Trim Offset Trim Out A V+ Out A Out D In +In V+ Output In A +In A A B Out B In B In A +In A A D In D +In D V NC V +In B V+ V +In
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SuMIRe/PFS 村山斉 (IPMU & Berkeley) Subaru Users Meeting @ 国立天文台 2011.1.19 PFS HSC 5 PFS (FIRST) HSC PFS weak lensing BAO dark energy PFS cf. white paper UM UM PFS exciting SAC HSC UM Eric Prieto (Marseille)
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
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低温科学 A レーザーによる希薄原子気体の冷却と ボース アインシュタイン凝縮 物理第一教室量子光学研究室 http://yagura.scphys.kyoto-u.ac.jp 高橋義朗 yitk@scphys.kyoto-u.ac.jp 5 号館 203 号室 講義予定 1. イントロダクションレーザー冷却からボース アインシュタイン凝縮へ 2. 光と原子の相互作用 3. レーザー冷却 トラップの原理
研究業績リスト 氏名安東正樹 1. 原著論文 (1) Refereed 1. K. Kawabe, S. Nagataki, M. Ando, K. Tochikubo, N. Mio, K. Tsubono, Demonstration of a Recombined Fabry-Perot-Mi
安東正樹博士の研究業績概要 安東博士の専門分野は 重力波の探査実験である 一般相対論の予言の検証をめざし またコンパクト天体の物理学や 宇宙初期における時空の急激な膨張 ( インフレーション ) に迫るべく 同博士は超高精度のファブリ ペロー型マイケルソン干渉計を開発し それを用いて 宇宙から到来する重力波を精力的に探査してきた 安東博士の研究業績は おもに時間順に以下の6 点にまとめられる 1.
WFMOS で期待されるサイエンス ( ダークエネルギー編 ) 2008 年度光学赤外線天文連絡会シンポジウム 地上大型望遠鏡計画 :2020 年のための決心 2008 年 8 月 22 国立天文台 東京大学大学院理学系研究科物理学専攻須藤靖 1
WFMOS で期待されるサイエンス ( ダークエネルギー編 ) 2008 年度光学赤外線天文連絡会シンポジウム 地上大型望遠鏡計画 :2020 年のための決心 2008 年 8 月 22 日 @ 国立天文台 東京大学大学院理学系研究科物理学専攻須藤靖 1 ダークエネルギーと 21 世紀の物理 宇宙のサイズ 宇宙の加速膨張 137 億年 減速膨張 時間 万有斥力? 宇宙定数? ダークエネルギー? 一般相対論の破綻?
page NAOJ NEWS 国立天文台ニュース C O N T E N T S 表紙 国立天文台カレンダー 特集重力波天文学が拓く宇宙 ~ TAMA300 から KAGRA へ ~ Ⅰ. 重力波天文学への
National Astronomical Observatory of Japan No.247 2 2014 2014 02 page 03 04 06 10 15 16 20 22 33 34 35 36 02 NAOJ NEWS 国立天文台ニュース C O N T E N T S 表紙 国立天文台カレンダー 特集重力波天文学が拓く宇宙 ~ TAMA300 から KAGRA へ ~ Ⅰ. 重力波天文学への招待
自然界に思いをはせる ( エーテル = 第 5 元素 ) 地と天は異なる組成 古代ギリシャの四元素説空気 火 木 地も天も同じ組成 古代中国の五行説 火 土土水 ( いずもりよう : 須藤靖 ものの大きさ 図 1.1 より ) 金 水 2
Ⅳ 宇宙の組成 ~ 宇宙の主成分 : ダークマターと ダークエネルギー ~ 元素 ( バリオン ) 自然界に思いをはせる ( エーテル = 第 5 元素 ) 地と天は異なる組成 古代ギリシャの四元素説空気 火 木 地も天も同じ組成 古代中国の五行説 火 土土水 ( いずもりよう : 須藤靖 ものの大きさ 図 1.1 より ) 金 水 2 ものは何からできているのだろうか? 古代ギリシャの 4 元説
スライド 1
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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1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 590nm 2200nm 0 1.739 1.713 5 1.708 1.682 10 1.678 1.652 0-10 0.061061 0.061061 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 1.0 x1.0 0.5 x0.5 0.2 x0.2 0.1 x0.1 bg/30ms
宇宙のダークエネルギーとは何か
宇宙のダークエネルギー とは何か 東京大学院理学系研究科物理学専攻須藤靖 東邦大学理学部物理学科公開講座 ミクロの物質とマクロの宇宙 2007 年 7 月 7 日 http://www-utap.phys.s.u-tokyo.ac.jp/~suto/mypresentation_2007j.html イタリアの青空 夜来たる 6 つの太陽をもつ惑星ラガッシュに 2049 年に一度の夜が訪れる ( すばる観測所
資料 GHz 以上の人体のばく露評価について 平田晃正 名古屋工業大学 生体電磁環境に関する検討会報告書 ( 案 ) 先進的な無線システムに関する電波防護について 解説資料からの抜粋
資料 32-3 6GHz 以上の人体のばく露評価について 平田晃正 名古屋工業大学 生体電磁環境に関する検討会報告書 ( 案 ) 先進的な無線システムに関する電波防護について 解説資料からの抜粋 1. 局所 SAR と入射電力密度とのギャップ 2 我が国では 6 GHz から 300 GHz までの周波数において 電波放射源より 10 cm 未満における指針値はない 高い周波数帯については 電波の体内部への浸透が減って体表の吸収となるため
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
エラー動作 スピンドル動作 スピンドルエラーの計測は 通常 複数の軸にあるセンサーによって行われる これらの計測の仕組みを理解するために これらのセンサーの 1つを検討する シングル非接触式センサーは 回転する対象物がセンサー方向またはセンサー反対方向に移動する1 軸上の対象物の変位を測定する 計測
LION PRECISION TechNote LT03-0033 2012 年 8 月 スピンドルの計測 : 回転数および帯域幅 該当機器 : スピンドル回転を測定する静電容量センサーシステム 適用 : 高速回転対象物の回転を計測 概要 : 回転スピンドルは 様々な周波数でエラー動作が発生する これらの周波数は 回転スピード ベアリング構成部品の形状のエラー 外部影響およびその他の要因によって決定される
ADC121S Bit, ksps, Diff Input, Micro Pwr Sampling ADC (jp)
ADC121S625 ADC121S625 12-Bit, 50 ksps to 200 ksps, Differential Input, Micro Power Sampling A/D Converter Literature Number: JAJSAB8 ADC121S625 12 50kSPS 200kSPS A/D ADC121S625 50kSPS 200kSPS 12 A/D 500mV
第31回天文教育研究会（2017年天文教育普及研究会年会） 集録
特別講演 系外惑星最前線 第二の地球 を探して 佐々木貴教 ( 京都大学 ) Search for Earths in Exoplanets Takanori Sasaki (Kyoto University) Abstract Since the first discovery in 1995, over 3,600 exoplanets have been identified so far.
三菱電線工業時報 第 105 号 2008 年 10 月 1 High-speed disaster prevention radio information system R-LCX50-4SL-75 LANIEEE b/g R-LCX50-4SL D 2 1
1 GHz GHz 帯長距離漏洩同軸ケーブルを用いた高速防災無線情報システムの研究開発 High Speed Communication System for Emergencies Using Long-distance GHz Leaky Coaxial Cables 長野県工業技術総合センター 国立大学法人信州大学 株式会社サーキットデザイン 加賀電子株式会社 菱星通信システム株式会社ネットワーク技術部
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第 3 回 音声音響信号処理 ( 線形予測分析と自己回帰モデル ) 亀岡弘和 東京大学大学院情報理工学系研究科日本電信電話株式会社 NTT コミュニケーション科学基礎研究所 講義内容 ( キーワード ) 信号処理 符号化 標準化の実用システム例の紹介情報通信の基本 ( 誤り検出 訂正符号 変調 IP) 符号化技術の基本 ( 量子化 予測 変換 圧縮 ) 音声分析 合成 認識 強調 音楽信号処理統計的信号処理の基礎
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SWIMmn/SDS-1 による重力波観測 いぶき 搭載カメラによる SDS-1 写真 (by JAXA) 試験マスモジュール 安東正樹 ( 京都大 ), 穀山渉 ( 東京大 ), 高島健 (JAXA), 他 SWIM チーム 概要 小型実証衛星 SDS-1 には 大学研究室が中心となって開発した 超小型重力波観測モジュール SWIMmn も搭載されていた. SWIMmn では 当初設定された成功基準を大きく上回り
LMC6022 Low Power CMOS Dual Operational Amplifier (jp)
Low Power CMOS Dual Operational Amplifier Literature Number: JAJS754 CMOS CMOS (100k 5k ) 0.5mW CMOS CMOS LMC6024 100k 5k 120dB 2.5 V/ 40fA Low Power CMOS Dual Operational Amplifier 19910530 33020 23900
第 109 回 火山噴火予知連絡会資料 2008 年 2 月 15 日 東北大学大学院理学研究科
第 19 回 火山噴火予知連絡会資料 28 年 2 月 15 日 学大学院理学研究科 (a) 5 4 微動活動と震源分布 昨年の夏以降, 岩手火山における火山性微動 低周波地震の活動がやや活発になっている. Tremor & LF at Iwate Volcano DURATION DURATION (MIN) 3 2 AMPLITUDE ( 1microm/s) 1 (b) 1995 1996 1997
On the Wireless Beam of Short Electric Waves. (VII) (A New Electric Wave Projector.) By S. UDA, Member (Tohoku Imperial University.) Abstract. A new e
On the Wireless Beam of Short Electric Waves. (VII) (A New Electric Wave Projector.) By S. UDA, Member (Tohoku Imperial University.) Abstract. A new electric wave projector is proposed in this paper. The
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日本物理学会第 70 回年次大会 スペース重力波アンテナ DECIGO 計画 (64): DECIGO 計画の概要 安東正樹 ( 東京大学 / 国立天文台 ) + DECIGO WG 1 DECIGO WG Members 安東正樹, 川村静児, 瀬戸直樹, 中村卓史, 坪野公夫, 佐藤修一, 田中貴浩, 船木一幸, 沼田健司, 神田展行, 井岡邦仁, 高島健, 横山順一, 阿久津智忠, 武者満,
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6- - E-mail: tam@ishss.doshisha.ac.jp, {skaneda,hhaga}@mail.doshisha.ac.jp ON, OFF.5[m].5[m].8[m] 9 8% Human Location/Height Detection using Analog type Pyroelectric Sensors Shinya OKUDA, Shigeo KANEDA,
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日本物理学会第 70 回年次大会 スペース重力波アンテナ DECIGO 計画 (59): DECIGO/DPF の概要 安東正樹 ( 東京大学 / 国立天文台 ) + DECIGO WG 1 DECIGO WG Members 安東正樹, 川村静児, 瀬戸直樹, 中村卓史, 坪野公夫, 佐藤修一, 田中貴浩, 船木一幸, 沼田健司, 神田展行, 井岡邦仁, 高島健, 横山順一, 阿久津智忠, 武者満,
Microsoft PowerPoint - pp601-1.ppt
特長 パッケージ 製品の特長 ダブルエンドタイプ 黒色可視光カット樹脂 光電流 : 4.8μA TYP. (V R =5V,Ee=0.5mW/cm 2 ) 可視光カット樹脂 (700nm 以下カット品 ) 鉛フリー製品 RoHS 対応 ピーク感度波長指向半値角素子材質はんだ付け方法 ESD 出荷形態 950nm 130 deg. Si 半田ディップ マニュアルはんだ実装工程に対応 はんだ付けについては
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
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
Microsoft PowerPoint - 阪大XFELシンポジウム_Tono.ppt [互換モード]
![Microsoft PowerPoint - 阪大XFELシンポジウム_Tono.ppt [互換モード]](/thumbs/95/123239072.jpg "Microsoft PowerPoint - 阪大XFELシンポジウム_Tono.ppt [互換モード]")
X 線自由電子レーザーシンポジウム 10 月 19 日大阪大学レーザー研 X 線自由電子レーザーを用いた利用研究 登野健介 理研 /JASRI X 線自由電子レーザー計画合同推進本部 1 科学の基本中の基本 : 光 ( 電磁波 ) による観察 顕微鏡 望遠鏡 細胞の顕微鏡写真 赤外望遠鏡 ( すばる ) で観測した銀河 2 20 世紀の偉大な発明 : 2 種類の人工光源 レーザー LASER: Light
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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 :
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第 5 章周波数特性 回路が扱える信号の周波数範囲の解析 1 5.1 周波数特性の解析方法 2 周波数特性解析の必要性 利得の周波数特性 増幅回路 ( アナログ回路 ) は 信号の周波数が高くなるほど増幅率が下がり 最後には 増幅しなくなる ディジタル回路は 高い周波数 ( クロック周波数 ) では論理振幅が小さくなり 最後には 不定値しか出力できなくなる 回路がどの周波数まで動作するかによって 回路のスループット
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
プラズマ バブルの到達高度に関する研究 西岡未知 齊藤昭則 ( 京都大学理学研究科 ) 概要 TIMED 衛星搭載の GUVI によって観測された赤道異常のピーク位置と 地上 GPS 受信機網によって観測されたプラズマ バブルの出現率や到達率の関係を調べた 高太陽活動時と低太陽活動時について アジア
プラズマ バブルの到達高度に関する研究 西岡未知 齊藤昭則 ( 京都大学理学研究科 ) 概要 TIMED 衛星搭載の GUVI によって観測された赤道異常のピーク位置と 地上 GPS 受信機網によって観測されたプラズマ バブルの出現率や到達率の関係を調べた 高太陽活動時と低太陽活動時について アジア地域とアメリカ地域においてそれらの関係を調べたところ 赤道異常高度とプラズマ バブルの出現頻度に強い相関が見られたのは
LT 低コスト、シャットダウン機能付き デュアルおよびトリプル300MHz 電流帰還アンプ
µ µ LT1398/LT1399 V IN A R G 00Ω CHANNEL A SELECT EN A R F 3Ω B C 97.6Ω CABLE V IN B R G 00Ω EN B R F 3Ω 97.6Ω V OUT OUTPUT (00mV/DIV) EN C V IN C 97.6Ω R G 00Ω R F 3Ω 1399 TA01 R F = R G = 30Ω f = 30MHz
Appendix 1. CRC 13 Appendix Appendix LCGT 18 DECIGO 18 XMASS 19 GADZOOKS! 20 NEWAGE(
CRC 22 1 3 2 4 2-1 2-2 2-3 2-4 3 9 3-1 3-2 3-3 3-4 3-5 4 12 Appendix 1. CRC 13 Appendix 2. 14 Appendix 3. 17 LCGT 18 DECIGO 18 XMASS 19 GADZOOKS! 20 NEWAGE( ) 21 22 24 CTA (Cherenkov Telescope Array) 25
ASJ32008p.ppt
KAGAYA studio スペース重力波アンテナ DECIGO 計画 (11) 安東正樹, 川村静児, 高橋龍一, 中村卓史, 坪野公夫, 田中貴浩, 瀬戸直樹, 沼田健司, 船木一幸, 森本睦子, 佐藤修一, 青柳巧介, 我妻一博, 阿久津智忠, 阿久津朋美, 浅田秀樹, 麻生洋一, 新井宏二, 荒瀬勇太, 新谷昌人, 井岡邦仁, 池上健, 石川毅彦, 石徹白晃治, 市來淨與, 伊東宏之, 伊藤洋介,
Microsoft PowerPoint - nsu_01hubble_d_p
物理学 ( 銀河 宇宙のふしぎ ) 補足資料 天体観測 : 天球の構造 赤経 赤緯 : 地球の経緯度を投影赤経 : 春分点を原点 星座と神話, 産経デラックス 1977 年 1 国立天文台天文現象情報 1930 年国際天文連合天球を88に区切り世界共通化 88 星座の一覧 http://www.nao.ac.jp/astro/sky/2019/ 2 Physics_nsu_01hubble, S.
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/ 2008/04/04 Ferran Salleras 1 2 40Gb/s 40Gb/s PC QD PC: QD: e.g. PCQD PC/QD 3 CP-ON SP T CP-OFF PC/QD-SMZ T ~ps, 40Gb/s ~100fJ T CP-ON CP-OFF 500µm500µm Photonic Crystal SMZ K. Tajima, JJAP, 1993. Control
<4D F736F F F696E74202D2091AA88CA91E589EF8D E9197BF62208E E707074>
RTK-GPS/GLONASS における 受信機間 inter-channel bias の calibration とその評価 東京海洋大学山田英輝 発表内容 研究の背景と目的 バイアス較正実験概要 実験結果及び考察 RTK 測位への適用 まとめ 移動体 RTK 測位結果 ( 周波 + 瞬時 AR) Only GPS Fix solution: 5 % Float solution: 4 % NovAtel
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宇宙科学 II ( 電波天文学?) 第 9 回 太陽系外惑星 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白色矮星 2013/6/21 宇宙の階層構造 ログスケールで表示した宇宙の大きさ 太陽質量の 8 倍程度までの星は 最後に炭素のコアが残り
スライド 1
膨張宇宙と銀河形成 千葉柾司 ( 理学研究科天文学専攻 ) 膨張宇宙と銀河形成 宇宙論の発展 宇宙の加速膨張の発見 宇宙の構造形成と銀河形成 宇宙論の発展 アルバート アインシュタイン 1879 年 ~1955 年 ドイツ 1916 年一般相対性理論 宇宙は引力でつぶれてしまう 1917 年宇宙項の導入と静止宇宙 宇宙は静止しているべきである 1931 年宇宙項の撤回 アレクサンドル フリードマン
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宇宙環境エネルギーを利用した 宇宙システムの実現を目指して 京都大学生存圏研究所スペースグループ 宇宙圏航行システム工学分野 山川研究室福原始 UNISEC WORKSHOP 2009 @ 慶應義塾大学 11/28-29 テーマは宇宙の環境とエネルギー NASA 太陽からのエネルギー 太陽光 太陽風 太陽がどのように地球近傍の環境へ影響しているか? 太陽と地球が形成する環境を利用して新たな推進システム
Microsoft PowerPoint - 第０６章振幅変調.pptx
通信システムのモデル コミュニケーション工学 A 第 6 章アナログ変調方式 : 振幅変調 変調の種類振幅変調 () 検波出力の信号対雑音電力比 (S/N) 送信機 送信メッセージ ( 例えば音声 ) をアナログまたはディジタル電気信号に変換. 変調 : 通信路で伝送するのに適した周波数帯の信号波形へ変換. 受信機フィルタで邪魔な雑音を除去し, 処理しやすい電圧まで増幅. 復調 : もとの周波数帯の電気信号波形に変換し,
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 )
dr-timing-furukawa4.pptx[読み取り専用]
![dr-timing-furukawa4.pptx[読み取り専用]](/thumbs/93/112106674.jpg "dr-timing-furukawa4.pptx[読み取り専用]")
< kazuro.furukawa @ kek.jp > 1 2 Remote controlled automatic pattern arbitrator" Manual pattern generator" Recent typical operation. ~37Hz for KEKB LER (3.5GeV e+) ~12.5Hz for KEKB HER (8GeV e ) ~0.5Hz
CF-7200 ポータブルFFT アナライザ「打撃試験で周波数応答関数を測定する操作手順」
CF-7200 ポータブル FFT アナライザ 打撃試験で周波数応答関数を測定する操作手順 簡易操作手順書 CF-7200 ポータブル FFT アナライザ 打撃試験で周波数応答関数を測定する操作手順 GK-3100 インパルスハンマと NP-3211 加速度ピックアップを CF7200 へ直接接続し 4 画面表示で打撃波形と応答波形を確認しながら 周波数応答関数測定と半値幅法による減衰比を求める場合を例に