観測的宇宙論WS2013.pptx

ニュートン重力理論.pptx

3 ニュートン重力理論 1. ニュートン重力理論の基本 : 慣性系とガリレイ変換不変性 2. ニュートン重力理論の定式化 3. 等価原理 4. 流体力学方程式とその基礎 3.1 ニュートン重力理論の基本 u ニュートンの第一法則 = 力がかからなければ 等速直線運動を続ける u 等速直線運動に見える系を 慣性系 と呼ぶ ² 直線とはどんな空間の直線か? ニュートン理論では 3 次元ユークリッド空間

1 ( ) Einstein, Robertson-Walker metric, R µν R 2 g µν + Λg µν = 8πG c 4 T µν, (1) ( ds 2 = c 2 dt 2 + a(t) 2 dr 2 ) + 1 Kr 2 r2 dω 2, (2) (ȧ ) 2 H 2

1 ( ) Einstein, Robertson-Walker metric, R µν R 2 g µν + Λg µν = 8πG c 4 T µν, (1) ( ds 2 = c 2 dt 2 + a(t) 2 dr 2 ) + 1 Kr 2 r2 dω 2, (2) (ȧ ) 2 H 2 = 8πG a 3c 2 ρ Kc2 a 2 + Λc2 3 (3), ä a = 4πG Λc2 (ρ

有限密度での非一様なカイラル凝縮と クォーク質量による影響

空間的に非一様なカイラル凝縮に対する current quark mass の影響 東京高専 前段眞治 東京理科大学セミナー 2010.9.6 1 1.Introduction 低温 高密度における QCD の振る舞い 中性子星 compact star クォーク物質の理解に重要 T 0 での QCD の基底状態 カイラル対称性の破れた相 カラー超伝導相 μ 2 有限密度において fermionic

図 宇宙論解析の流れ 次元データの CMB の例 宇宙論ゆらぎ場 F (θ) の測定 左上図 ゆらぎ場のフーリエ波数分解 右上図 右下図は パ ワースペクトル推定の結果 灰色点は各波数ビンでの測定値 エラーバーを伴う青点は 複数の波数ビンで測定値を平均した結果 エラーバーとして 有限数のフーリエモー

FEATURE Kavli IPMU CMB IPMU CMB CMB?? F(θ) CMB F(θ) [T(θ) T ]/T T(θ) θ CMB T CMB 3 F(θ) F(θ) CMB Planck 5 3 40 000 CMB 500 F(θ) 3 3 /60 40 Kavli IPMU News No 6 June 04 図 宇宙論解析の流れ 次元データの CMB の例 宇宙論ゆらぎ場

18 2 F 12 r 2 r 1 (3) Coulomb km Coulomb M = kg F G = ( ) ( ) ( ) 2 = [N]. Coulomb

r 1 r 2 r 1 r 2 2 Coulomb Gauss Coulomb 2.1 Coulomb 1 2 r 1 r 2 1 2 F 12 2 1 F 21 F 12 = F 21 = 1 4πε 0 1 2 r 1 r 2 2 r 1 r 2 r 1 r 2 (2.1) Coulomb ε 0 = 107 4πc 2 =8.854 187 817 10 12 C 2 N 1 m 2 (2.2)

剛体過去問解答例 2 1.1) 長さの棒の慣性モーメントは 公式より l I G = Ml /12 A 点のまわりは平行軸の定理より 2 2 I A = Ml /12 + M ( l / 2) = Ml 2 / 3 B y 2) 壁からの垂直抗力を R, 床からの垂直抗力と摩擦力を N,f とすると

剛体過去問解答例. 長さの棒の慣性モーメントは 公式より l G l A 点のまわりは平行軸の定理より A l l l B y 壁からの垂直抗力を R, 床からの垂直抗力と摩擦力を N,f とすると 運動方程式は 方向 : R f, y 方向 : y N l 回転 : G { N f R cos } A 静止しているとき 方向の力と 力のモーメントがつり合うので y ~ より R ' また 摩擦力が最大静止摩擦力より大きいとはしごは動き出すので

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!

サブ課題Cの目標 大規模な宇宙論的構造形成シミュレーションの共分散解析による広域銀 河サーベイの統計解析 (吉田 石山) ブラックホール降着円盤の一般相対論的輻射磁気流体シミュレーション及 びグローバルシミュレーション 松元 大須賀 大規模なプラズマ粒子シミュレーションによる磁気再結合と高エネルギー

多次元高精度ブラソフソルバーの開発 素粒子 原子核 宇宙 京からポスト京に向けて シンポジウム 2017年2月17日 筑波大学 東京キャンパス 筑波大学 計算科学研究センター 吉川 耕司 サブ課題Cの目標 大規模な宇宙論的構造形成シミュレーションの共分散解析による広域銀 河サーベイの統計解析 (吉田 石山) ブラックホール降着円盤の一般相対論的輻射磁気流体シミュレーション及 びグローバルシミュレーション

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1 目... 4... 5 用... 6 用... 8 子 入... 10... 13 2 ... 13... 13 子... 16 子... 18... 19... 22 3 用 子 子 4 子 子 5 用 用 子 用 6 用 1. 2. 用 3. 4. 5. 面 行行 7 用 用 子 用 8 用 1. 2. 用 3. 4. 自 5. 9 子 入 方 見見 見見 入 入 入 子 子 子 10 見見

5. 変分法 (5. 変分法 汎関数 : 関数の関数 (, (, ( =, = では, の値は変えないで, その間の に対する の値をいろいろと変えるとき, の値が極地をとるような関数 ( はどのような関数形であるかという問題を考える. そのような関数が求められたとし, そのからのずれを変分 δ と

Arl, 6 平成 8 年度学部前期 教科書 : 力学 Ⅱ( 原島鮮著, 裳華房 金用日 :8 限,9 限, 限 (5:35~8: 丸山央峰 htt://www.orootcs.mech.ngo-u.c.j/ Ngo Unverst, Borootcs, Ar L 5. 変分法 (5. 変分法 汎関数 : 関数の関数 (, (, ( =, = では, の値は変えないで, その間の に対する の値をいろいろと変えるとき,

, 0707

始原的ガス雲の non-biased カタログ : 始原星の初期質量関数 平野信吾 1 細川隆史 1 吉田直紀 1,2 千秋元 1 梅田秀之 1 et al 1 東京大学 2 Kavli IPMU 初代星 初代銀河研究会 2014@ 鹿児島大学 (2014/01/22-24) 始原星の質量 : 星形成過程 始原星 ( 種族 III の星 ; zero-metallicity star) 宇宙の初期進化を左右

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008 年度冬学期 量子化学 Ⅲ 章量子化学の応用 4.4. 相対論的効果 009 年 月 8 日 担当 : 常田貴夫准教授 相対性理論 A. Einstein 特殊相対論 (905 年 ) 相対性原理: ローレンツ変換に対して物理法則の形は不変 光速度不変 : 互いに等速運動する座標系で光速度は常に一定 ミンコフスキーの4 次元空間座標系 ( 等速系のみ ) 一般相対論 (96 年 ) 等価原理

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

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 =

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

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暫定版修正 加筆の可能性あり ( 付録 ) デルタ関数. ローレンツ関数. ガウス関数 3. Sinc 関数 4. Sinc 関数 5. 指数関数 6. 量子力学 : デルタ関数 7. プレメリの公式 8. 電磁気学 : デルタ関数 9. デルタ関数 : スケール 微分 デルタ関数 (delta function) ( ) δ ( ) ( ), δ ( ), δ ( ), δ ( ) f x x dx

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

1 I 1.1 ± e = = - = C C MKSA [m], [Kg] [s] [A] 1C 1A 1 MKSA 1C 1C +q q +q q 1

1 I 1.1 ± e = = - =1.602 10 19 C C MKA [m], [Kg] [s] [A] 1C 1A 1 MKA 1C 1C +q q +q q 1 1.1 r 1,2 q 1, q 2 r 12 2 q 1, q 2 2 F 12 = k q 1q 2 r 12 2 (1.1) k 2 k 2 ( r 1 r 2 ) ( r 2 r 1 ) q 1 q 2 (q 1 q 2

Techniques for Nuclear and Particle Physics Experiments Energy Loss by Radiation : Bremsstrahlung 制動放射によるエネルギー損失は σ r 2 e = (e 2 mc 2 ) 2 で表される為

Techniques for Nuclear and Particle Physics Experiments.. Energy Loss by Radiation : Bremsstrahlung 制動放射によるエネルギー損失は σ r e = (e mc ) で表される為 質量に大きく依存する Ex) 電子の次に質量の小さいミューオンの制動放射によるエネルギー損失 m e 0.5 MeV, m

1 (Berry,1975) 2-6 p (S πr 2 )p πr 2 p 2πRγ p p = 2γ R (2.5).1-1 : : : : ( ).2 α, β α, β () X S = X X α X β (.1) 1 2

2005 9/8-11 2 2.2 ( 2-5) γ ( ) γ cos θ 2πr πρhr 2 g h = 2γ cos θ ρgr (2.1) γ = ρgrh (2.2) 2 cos θ θ cos θ = 1 (2.2) γ = 1 ρgrh (2.) 2 2. p p ρgh p ( ) p p = p ρgh (2.) h p p = 2γ r 1 1 (Berry,1975) 2-6

A

A04-164 2008 2 13 1 4 1.1.......................................... 4 1.2..................................... 4 1.3..................................... 4 1.4..................................... 5 2

物性基礎

水素様原子 水素原子 水素様原子 エネルギー固有値 波動関数 主量子数 角運動量 方位量子数 磁気量子数 原子核 + 電子 個 F p F = V = 水素様原子 古典力学 水素様原子 量子力学 角運動量 L p F p L 運動方程式 d dt p = d d d p p = p + dt dt dt = p p = d dt L = 角運動量の保存則 ポテンシャルエネルギー V = 4πε =

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米田 戸倉川月 7 限 193~21 西 5-19 応用数学 A 積分定理 Gaussの定理 divbd = B nds Stokesの定理 E bds = E dr Green の定理 g x f y dxdy = fdx + gdy = f e i + ge j dr Gauss の発散定理 S n FdS = Fd 1777-1855 ドイツ Johann arl Friedrich Gauss

( ) Note WMAP > 100Mpc [ ] dr ds 2 = c 2 dt 2 a(t) kr 2 + r2 (dθ 2 + sin 2 θdφ 2 ) (1) a(t)

( ) Note 7 19 12 6 7 7.1 1922 1929 1947 WMAP 2003 1. > 100Mpc 2. 10 5 3. 1. [ ] dr ds 2 c 2 dt 2 a(t) 2 2 1 kr 2 + r2 (dθ 2 + sin 2 θdφ 2 ) (1) a(t) (r, θ, φ) * 1) a(t) 2. v H 0 dz v dz H 0 H(0){ H(t)

.2 ρ dv dt = ρk grad p + 3 η grad (divv) + η 2 v.3 divh = 0, rote + c H t = 0 dive = ρ, H = 0, E = ρ, roth c E t = c ρv E + H c t = 0 H c E t = c ρv T

NHK 204 2 0 203 2 24 ( ) 7 00 7 50 203 2 25 ( ) 7 00 7 50 203 2 26 ( ) 7 00 7 50 203 2 27 ( ) 7 00 7 50 I. ( ν R n 2 ) m 2 n m, R = e 2 8πε 0 hca B =.09737 0 7 m ( ν = ) λ a B = 4πε 0ħ 2 m e e 2 = 5.2977

Formulation and constraints on decaying dark matter with finite mass daughter particles

有限質量をもつ娘粒子へ崩壊する 暗黒物質モデルとその観測的制限 名古屋大学大学院理学研究科理論天体物理学研究室 (AT 研 ) 修士 2 年 青山尚平 共同研究者 : 市來淨與 新田大輔 杉山直 今回の発表結果は下記の研究成果に基づくものです S.A., K.Ichiki, D.Nitta and N.Sugiyama, ArXiv(2011) [1106.1984] 目次 1. Introduction

On the X-ray and Mass Distribution in the Merging Galaxy Cluster 1E

衝突銀河団に関する話題 : 質量分布 質量評価 磁場進化 滝沢元和 ( 山形大学理学部物理学科 ) 研究会 : マクロでミクロな銀河団 (2007.10.24 26@ 26@ 山形蔵王 たかみや瑠璃倶楽リゾート ) 目次 Introduction ダークマター分布 vs ガス分布 質量評価の不定性について 銀河団磁場の進化 まとめ Introduction(1): 銀河団衝突の痕跡 (X 線 weak

領域シンポ発表

1 次元の減衰運動の中の強制振動 ) ( f d d d d d e f e ce ) ( si ) ( 1 ) ( cos ω =ω -γ とおくと 一般解は 外力 f()=f siω の場合 f d d d d si f ce f ce si ) cos( cos si ) cos( この一般解は 1 φ は外力と変位との間の位相差で a 時間が経つと 第 1 項は無視できる この場合の振幅を

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?

64 3 g=9.85 m/s 2 g=9.791 m/s 2 36, km ( ) 1 () 2 () m/s : : a) b) kg/m kg/m k

63 3 Section 3.1 g 3.1 3.1: : 64 3 g=9.85 m/s 2 g=9.791 m/s 2 36, km ( ) 1 () 2 () 3 9.8 m/s 2 3.2 3.2: : a) b) 5 15 4 1 1. 1 3 14. 1 3 kg/m 3 2 3.3 1 3 5.8 1 3 kg/m 3 3 2.65 1 3 kg/m 3 4 6 m 3.1. 65 5

Minoda190311

(arxiv:1812.00730, submitted to MNRAS Letters) 本日の内容 イントロ 21-cm 線のグローバルシグナルについて 原始磁場について 計算手法 計算結果 1. Introduction 本日の内容 イントロ 21-cm 線のグローバルシグナルについて 原始磁場について 計算手法 計算結果 1. Introduction 21-cm 線について 線は 中性水素原子

高校電磁気学 ~ 電磁誘導編 ~ 問題演習

高校電磁気学 ~ 電磁誘導編 ~ 問題演習 問 1 磁場中を動く導体棒に関する問題 滑車 導体棒の間隔 L m a θ (1) おもりの落下速度が のとき 導体棒 a に生じる誘導起電力の 大きさを求めよ 滑車 導体棒の間隔 L m a θ 導体棒の速度 水平方向の速度 cosθ Δt の時間に回路を貫く磁束の変化 ΔΦ は ΔΦ = ΔS = LcosθΔt ΔΦ ファラデーの法則 V = N より

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)

重力渦動による反重力推進の可能性 ( 電磁型フォワード エンジンの検討 ) ToM Possibility of Antigravity Propulsion by Gravitational Vortex 1. 序論 R.L. フォワードは Guidelines to Antigravity (1

重力渦動による反重力推進の可能性 ( 電磁型フォワード エンジンの検討 ) ToM Possibility of Antigravity Propulsion by Gravitational Vortex 1. 序論 R.L. フォワードは Guidelines to Antigravity (1) で 加速された大質量による非ニュートン的な重力効果を利用した 図 1に示す重力マシンの可能性について検討している

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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

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原始惑星系円盤内でロスビー波不安定性によって形成される渦 小野智弘 ( 京都大 ), 武藤恭之 ( 工学院大 ), 富田賢吾 ( 大阪大 ), 野村英子 ( 東工大 ) Dec. 20th, 2016 理論懇シンポジウム 2016@ 東北大 1 様々な原始惑星系円盤構造 若い星の周りにあるガス円盤 円盤内のダストが合体成長し 惑星を形成 近年 詳細な円盤構造が明らかになってきている ALMA によるダスト連続光観測

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彩層磁場観測に基づく 非線形 force- free 磁場 (NLFFF) モデリング : フレア コロナ質量量放出研究の 方向性 塩 田 大幸 名古屋 大学太陽地球環境研究所 草野完也 今 田晋亮亮 井上諭 日本天 文学会 2014 年年秋季年年会 A07a @ 山形 大学 2014. 9.13 太陽フレア コロナ質量量放出(CME) コロナ質量量放出(CME) 太陽フレア Hinode 太陽フレア

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1. ベクトル ベクトル : 方向を持つ量 ベクトルには 1 方向 2 大きさ ( 長さ ) という 2 つの属性がある ベクトルの例 : 物体の移動速度 移動量電場 磁場の強さ風速力トルクなど 2. ベクトルの表現 2.1 矢印で表現される 矢印の長さ : ベクトルの大きさ 矢印の向き : ベクトルの方向 2.2 2 個の点を用いて表現する 始点 () と終点 () を結ぶ半直線の向き : ベクトルの方向

Curvature perturbation from Ekpyrotic collapse with multiple fields

研究会 宇宙初期における時空と物質の進化 @ 東京大学 2007. 5. 29 Curvature perturbations from Ekpyrotic collapse with multiple fields 水野俊太郎 (RESCEU, 東大 ) with 小山和哉 ( ポーツマス大 ) David Wands ( ポーツマス大 ) arxiv:0704.1152 1.Introduction

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65 1 1.1 1.1.1 1.1 H H () = E (), (1.1) H ν () = E ν () ν (). (1.) () () = δ, (1.3) μ () ν () = δ(μ ν). (1.4) E E ν () E () H 1.1: H α(t) = c (t) () + dνc ν (t) ν (), (1.5) H () () + dν ν () ν () = 1 (1.6)

: (a) ( ) A (b) B ( ) A B 11.: (a) x,y (b) r,θ (c) A (x) V A B (x + dx) ( ) ( 11.(a)) dv dt = 0 (11.6) r= θ =

1 11 11.1 ψ e iα ψ, ψ ψe iα (11.1) *1) L = ψ(x)(γ µ i µ m)ψ(x) ) ( ) ψ e iα(x) ψ(x), ψ(x) ψ(x)e iα(x) (11.3) µ µ + iqa µ (x) (11.4) A µ (x) A µ(x) = A µ (x) + 1 q µα(x) (11.5) 11.1.1 ( ) ( 11.1 ) * 1)

銀河風の定常解

2011年 国立天文台プラズマセミナー 2011/12/02 球対称定常銀河風の遷音速解 銀河の質量密度分布との関係 筑波大学 教育研究科 教科教育専攻 つちや まさみ 理科教育コース ２年 土屋 聖海 共同研究者 森正夫 筑波大学 新田伸也 筑波技術大学 発表の流れ はじめに 銀河風とは 流出過程 エネルギー源 周囲に及ぼす影響 研究内容 問題の所在 研究の目的 方法 理論 銀河の質量密度分布 研究成果

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

<4D F736F F D20824F B CC92E8979D814696CA90CF95AA82C691CC90CF95AA2E646F63>

1/1 平成 23 年 3 月 24 日午後 6 時 52 分 6 ガウスの定理 : 面積分と体積分 6 ガウスの定理 : 面積分と体積分 Ⅰ. 直交座標系 ガウスの定理は 微分して すぐに積分すると元に戻るというルールを 3 次元積分に適用した定理になります よく知っているのは 簡単化のため 変数が1つの場合は dj ( d ( ににします全微分 = 偏微分 d = d = J ( + C d です

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13 13.1 O r F R = m d 2 r dt 2 m r m = F = m r M M d2 R dt 2 = m d 2 r dt 2 = F = F (13.1) F O L = r p = m r ṙ dl dt = m ṙ ṙ + m r r = r (m r ) = r F N. (13.2) N N = R F 13.2 O ˆn ω L O r u u = ω r 1 1:

ii 3.,. 4. F. (), ,,. 8.,. 1. (75% ) (25% ) =9 7, =9 8 (. ). 1.,, (). 3.,. 1. ( ).,.,.,.,.,. ( ) (1 2 )., ( ), 0. 2., 1., 0,.

23(2011) (1 C104) 5 11 (2 C206) 5 12 http://www.math.is.tohoku.ac.jp/~obata,.,,,.. 1. 2. 3. 4. 5. 6. 7.,,. 1., 2007 ( ). 2. P. G. Hoel, 1995. 3... 1... 2.,,. ii 3.,. 4. F. (),.. 5.. 6.. 7.,,. 8.,. 1. (75%

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Non-linea factue mechanics き裂先端付近の塑性変形 塑性域 R 破壊進行領域応カ特異場 Ω R R Hutchinson, Rice and Rosengen 全ひずみ塑性理論に基づいた解析 現段階のひずみは 除荷がないとすると現段階の応力で一義的に決まる 単純引張り時の応カーひずみ関係 ( 構成方程式 ): ( ) ( ) n () y y y ここで α,n 定数, /

80 4 r ˆρ i (r, t) δ(r x i (t)) (4.1) x i (t) ρ i ˆρ i t = 0 i r 0 t(> 0) j r 0 + r < δ(r 0 x i (0))δ(r 0 + r x j (t)) > (4.2) r r 0 G i j (r, t) dr 0

79 4 4.1 4.1.1 x i (t) x j (t) O O r 0 + r r r 0 x i (0) r 0 x i (0) 4.1 L. van. Hove 1954 space-time correlation function V N 4.1 ρ 0 = N/V i t 80 4 r ˆρ i (r, t) δ(r x i (t)) (4.1) x i (t) ρ i ˆρ i t

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. 化学反応と溶液 - 遷移状態理論と溶液論 -.. 遷移状態理論 と溶液論 7 年 5 月 5 日 衝突論と遷移状態理論の比較 + 生成物 原子どうしの反応 活性錯体 ( 遷移状態 ) は 3つの並進 つの回転の自由度をもつ (1つの振動モードは分解に相当 ) 3/ [ ( m m) T] 8 IT q q π + π tansqot 3 h h との並進分配関数 [ πmt] 3/ [ ] 3/

ଗȨɍɫȮĘർǻ 図 : a)3 次元自由粒子の波数空間におけるエネルギー固有値の分布の様子 b) マクロなサイズの系 L ) における W E) と ΩE) の対応 として与えられる 周期境界条件を満たす波数 kn は kn = πn, L n = 0, ±, ±, 7) となる 長さ L の有限

: Email: mizushima@mp.es.osaka-u.ac.jp, D38 0 08 5 S = k B ln W ) W n [] [] 5 N. 6 d h m dx ϕ nx) = E n ϕ n x) ) L 5 ϕ n x = 0) = ϕ n x = L) = 0, N k n ϕ n = N sink n x), E n = h k n m 3) k n = nπ, n =,,

様々なミクロ計量モデル†

担当 : 長倉大輔 ( ながくらだいすけ ) この資料は私の講義において使用するために作成した資料です WEB ページ上で公開しており 自由に参照して頂いて構いません ただし 内容について 一応検証してありますが もし間違いがあった場合でもそれによって生じるいかなる損害 不利益について責任を負いかねますのでご了承ください 間違いは発見次第 継続的に直していますが まだ存在する可能性があります 1 カウントデータモデル

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

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

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

φ 4 Minimal subtraction scheme 2-loop ε 2008 (University of Tokyo) (Atsuo Kuniba) version 21/Apr/ Formulas Γ( n + ɛ) = ( 1)n (1 n! ɛ + ψ(n + 1)

φ 4 Minimal subtraction scheme 2-loop ε 28 University of Tokyo Atsuo Kuniba version 2/Apr/28 Formulas Γ n + ɛ = n n! ɛ + ψn + + Oɛ n =,, 2, ψn + = + 2 + + γ, 2 n ψ = γ =.5772... Euler const, log + ax x

電磁気学 A 練習問題 ( 改 ) 計 5 ページ ( 以下の問題およびその類題から 3 題程度を定期試験の問題として出題します ) 以下の設問で特に断らない限り真空中であることが仮定されているものとする 1. 以下の量を 3 次元極座標 r,, ベクトル e, e, e r 用いて表せ (1) g

電磁気学 A 練習問題 ( 改 ) 計 5 ページ ( 以下の問題およびその類題から 題程度を定期試験の問題として出題します ) 以下の設問で特に断らない限り真空中であることが仮定されているものとする. 以下の量を 次元極座標,, ベクトル e, e, e 用いて表せ () gad () ot A (). 以下の量を 次元円柱座標,, z 位ベクトル e e, e, z 用いて表せ () gad ()

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折戸の物理 演習プリント N.15 43. 目的 : 電磁誘導は, 基本を理解すれば問題はそれほど難しくない! ということを学ぶ 問 1 の [ ] に適切な数値または数式を入れ, 問 に答えよ 図 1 のように, 紙面に垂直で一様な磁界が 0 の領域だけにある場合について考える 磁束密度は Wb/m で, 磁界は紙面の表から裏へ向かっている 図のように,1 辺の長さが m の正方形のコイル を,

宇宙機工学　演習問題

宇宙システム工学演習 重力傾度トルク関連. 図に示すように地球回りの円軌道上を周回する宇宙機の運動 を考察する 地球中心座標系を 系 { } 軌道面基準回転系を 系 { } 機体固定系を 系 { } とする 特に次の右手直交系 : 地心方向単位ベクトル 軌道面内 : 進行方向単位ベクトル 軌道面内 : 面外方向単位ベクトル 軌道面外 を取る 特に この { } Lol Horiotl frme と呼ぶ

2. 2 P M A 2 F = mmg AP AP 2 AP (G > : ) AP/ AP A P P j M j F = n j=1 mm j G AP j AP j 2 AP j 3 P ψ(p) j ψ(p j ) j (P j j ) A F = n j=1 mgψ(p j ) j AP

1. 1 213 1 6 1 3 1: ( ) 2: 3: SF 1 2 3 1: 3 2 A m 2. 2 P M A 2 F = mmg AP AP 2 AP (G > : ) AP/ AP A P P j M j F = n j=1 mm j G AP j AP j 2 AP j 3 P ψ(p) j ψ(p j ) j (P j j ) A F = n j=1 mgψ(p j ) j AP

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2.3 pn 接合の整流作用 c 大豆生田利章 2015 1 2.3 pn 接合の整流作用 2.2 節では外部から電圧を加えないときの pn 接合について述べた. ここでは, 外部か らバイアス電圧を加えるとどのようにして電流が流れるかを電子の移動を中心に説明す る. 2.2 節では熱エネルギーの存在を考慮していなかったが, 実際には半導体のキャリアは 周囲から熱エネルギーを受け取る その結果 半導体のキャリヤのエネルギーは一定でな

19 σ = P/A o σ B Maximum tensile strength σ % 0.2% proof stress σ EL Elastic limit Work hardening coefficient failure necking σ PL Proportional

19 σ = P/A o σ B Maximum tensile strength σ 0. 0.% 0.% proof stress σ EL Elastic limit Work hardening coefficient failure necking σ PL Proportional limit ε p = 0.% ε e = σ 0. /E plastic strain ε = ε e

スライド 1

暫定版修正 加筆の可能性あり ( 付録 球面波 回折 (. グリーンの定理. キルヒホッフの積分定理 3. ホイヘンスの原理 4. キルヒホッフの回折公式 5. ゾンマーフェルトの放射条件 6. 補足 付録 (90~904 のアプローチ : 回折 (diffaction までの道標. 球面波 (pheical wave のみ対象 : スカラー表示. 虚数単位 i を使用する 3. お詫び : 自己流かつ説明が飛躍する場面があります

大阪大学物理 8 を解いてみた Ⅱ. 問 ( g cosq a sin q ) m - 台 B 上の観測者から見ると, 小物体は, 斜面からの垂直抗力 N, 小物体の重力 mg, 水平左向きの慣性力 ma を受け, 台 B の斜面と平行な向きに運動する したがって, 小物体は台 B の斜面に垂直な方

大阪大学物理 8 を解いてみた Ⅰ. 問 g 最高点の座標を y max とすると, 力学的エネルギー保存則より \ y m mgy 補足 max g max 小物体の運動方向に対する仕事は重力 ( 保存力 ) の斜面に沿った成分のみであり, 垂直抗力 ( 非保存力 ) の仕事は である よって, 力学的エネルギー保存則が成り立つ これを確かめてみよう 小物体は重力の斜面に沿った外力を受けながらその運動エネルギーを失っていく

‘¬”R.qx

Laplace2.rtf

=0 ラプラスの方程式は 階の微分方程式で, 一般的に3つの座標変数をもつ. ここでは, 直角座標系, 円筒座標系, 球座標系におけるラプラスの方程式の解き方を説明しよう. 座標変数ごとに方程式を分離し, それを解いていく方法は変数分離法と呼ばれる. 変数分離解と固有関数展開法. 直角座標系における 3 次元の偏微分方程式 = x + y + z =0 (.) を解くために,x, y, z について互いに独立な関数の積で成り立っていると考え,

B 1 B.1.......................... 1 B.1.1................. 1 B.1.2................. 2 B.2........................... 5 B.2.1.......................... 5 B.2.2.................. 6 B.2.3..................

C el = 3 2 Nk B (2.14) c el = 3k B C el = 3 2 Nk B

I ino@hiroshima-u.ac.jp 217 11 14 4 4.1 2 2.4 C el = 3 2 Nk B (2.14) c el = 3k B 2 3 3.15 C el = 3 2 Nk B 3.15 39 2 1925 (Wolfgang Pauli) (Pauli exclusion principle) T E = p2 2m p T N 4 Pauli Sommerfeld

QMI_10.dvi

... black body radiation black body black body radiation Gustav Kirchhoff 859 895 W. Wien O.R. Lummer cavity radiation ν ν +dν f T (ν) f T (ν)dν = 8πν2 c 3 kt dν (Rayleigh Jeans) (.) f T (ν) spectral energy

三重大学工学部

反応理論化学 ( その 軌道相互作用 複数の原子が相互作用して分子が形成される複数の原子軌道 ( または混成軌道 が混合して分子軌道が形成される原子軌道 ( または混成軌道 が混合して分子軌道に変化すると軌道エネルギーも変化する. 原子軌道 原子軌道は3つの量子数 ( nlm,, の組合せにより指定される量子数の取り得る値の範囲 n の値が定まる l の範囲は n の値に依存して定まる m の範囲は

7 π L int = gψ(x)ψ(x)φ(x) + (7.4) [ ] p ψ N = n (7.5) π (π +,π 0,π ) ψ (σ, σ, σ )ψ ( A) σ τ ( L int = gψψφ g N τ ) N π * ) (7.6) π π = (π, π, π ) π ±

7 7. ( ) SU() SU() 9 ( MeV) p 98.8 π + π 0 n 99.57 9.57 97.4 497.70 δm m 0.4%.% 0.% 0.8% π 9.57 4.96 Σ + Σ 0 Σ 89.6 9.46 K + K 0 49.67 (7.) p p = αp + βn, n n = γp + δn (7.a) [ ] p ψ ψ = Uψ, U = n [ α

1 2 3 4 5 6 0.4% 58.4% 41.2% 10 65 69 12.0% 9 60 64 13.4% 11 70 12.6% 8 55 59 8.6% 0.1% 1 20 24 3.1% 7 50 54 9.3% 2 25 29 6.0% 3 30 34 7.6% 6 45 49 9.7% 4 35 39 8.5% 5 40 44 9.1% 11 70 11.2% 10 65 69 11.0%

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別冊　各分野における虐待事例と分析

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( 第 5 回 ) 鹿間信介摂南大学理工学部電気電子工学科 後半部 (4~5 章 ) のまとめ 4. 導体 4.3 誘電体 5. 磁性体 5. 電気抵抗 演習 導体表面の電界強度 () 外部電界があっても導体内部の電界は ( ゼロ ) になる () 導体の電位は一定 () 導体表面は等電位面 (3) 導体表面の電界は導体に垂直 導体表面と平行な成分があると, 導体表面の電子が移動 導体表面の電界は不連続

Formation process of regular satellites on the circumplanetary disk Hidetaka Okada Department of Earth Sciences, Undergraduate school of Scie

Formation process of regular satellites on the circumplanetary disk Hidetaka Okada 22060172 Department of Earth Sciences, Undergraduate school of Science, Hokkaido University Planetary and Space Group

2 1 2 3 27 2 6 2 5 19 50 1 2

1 2 1 2 3 27 2 6 2 5 19 50 1 2 2 17 1 5 6 5 6 3 5 5 20 5 5 5 4 1 5 18 18 6 6 7 8 TA 1 2 9 36 36 19 36 1 2 3 4 9 5 10 10 11 2 27 12 17 13 6 30 16 15 14 15 16 17 18 19 28 34 20 50 50 5 6 3 21 40 1 22 23

01

PowerPoint Presentation

原子核反応論 八尋正信 九州大学 九大 目次. 散乱の量子論 基礎 Ekonal 近似 Glaube 近似 多重散乱理論.CDCC 理論 3. 天体核反応 太陽ニュートリノ問題 漸近係数 Ekonal-CDCC 4. ビッグバン元素合成と宇宙論への応用 5. 最先端の核反応とハドロン物理 散乱の量子論 目次. 散乱の基礎論.Bon 近似と Ekonal 近似 3.Glaube 近似 4.Glaube

θ T [N] φ T os φ mg T sin φ mg tn φ T sin φ mg tn φ θ 0 sin θ tn θ θ sin φ tn φ φ θ φ mg θ f J mg f π J mg π J J 4π f mg 4π f () () /8

[N/m] m[g] mẍ x (N) x. f[hz] f π ω π m ω πf[rd/s] m ω 4π f [Nm/rd] J[gm ] J θ θ (gm ) θ. f[hz] f π ω π J J ω 4π f /8 θ T [N] φ T os φ mg T sin φ mg tn φ T sin φ mg tn φ θ 0 sin θ tn θ θ sin φ tn φ φ θ

2 2 1?? 2 1 1, 2 1, 2 1, 2, 3,... 1, 2 1, 3? , 2 2, 3? k, l m, n k, l m, n kn > ml...? 2 m, n n m

2009 IA I 22, 23, 24, 25, 26, 27 4 21 1 1 2 1! 4, 5 1? 50 1 2 1 1 2 1 4 2 2 2 1?? 2 1 1, 2 1, 2 1, 2, 3,... 1, 2 1, 3? 2 1 3 1 2 1 1, 2 2, 3? 2 1 3 2 3 2 k, l m, n k, l m, n kn > ml...? 2 m, n n m 3 2

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DSP工法.pdf

広報うちなだ2002年6月号

1 2

1 2 4 3 5 6 8 7 9 10 12 11 0120-889-376 r 14 13 16 15 0120-0889-24 17 18 19 0120-8740-16 20 22 21 24 23 26 25 28 27 30 29 32 31 34 33 36 35 38 37 40 39 42 41 44 43 46 45 48 47 50 49 52 51 54 53 56 55 58

平成28年度第1回高等学校卒業程度認定試験問題（科学と人間生活）

01-02.{.....o.E.N..

3 5 6 7 7 8 9 5 7 9 4 5 6 6 7 8 8 8 9 9 3 3 3 3 8 46 4 49 57 43 65 6 7 7 948 97 974 98 99 993 996 998 999 999 4 749 7 77 44 77 55 3 36 5 5 4 48 7 a s d f g h a s d f g h a s d f g h a s d f g h j 83 83

Microsoft PowerPoint - qchem3-11

8 年度冬学期 量子化学 Ⅲ 章量子化学の応用.6. 溶液反応 9 年 1 月 6 日 担当 : 常田貴夫准教授 溶液中の反応 溶液反応の特徴は 反応する分子の周囲に常に溶媒分子が存在していること 反応過程が遅い 反応自体の化学的効果が重要 遷移状態理論の熱力学表示が適用できる反応過程が速い 反応物が相互に接近したり 生成物が離れていく拡散過程が律速 溶媒効果は拡散現象 溶液中の反応では 分子は周囲の溶媒分子のケージ内で衝突を繰り返す可能性が高い

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

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

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4 Maxwell- Boltzmann N 1 4.1 T R R 5 R (Heat Reservor) S E R 20 E 4.2 E E R E t = E + E R E R Ω R (E R ) S R (E R ) Ω R (E R ) = exp[s R (E R )/k] E, E E, E E t E E t E exps R (E t E) exp S R (E t E )

14 化学実験法 II( 吉村 ( 洋 mmol/l の半分だったから さんの測定値は くんの測定値の 4 倍の重みがあり 推定値 としては 0.68 mmol/l その標準偏差は mmol/l 程度ということになる 測定値を 特徴づけるパラメータ t を推定するこの手

14 化学実験法 II( 吉村 ( 洋 014.6.1. 最小 乗法のはなし 014.6.1. 内容 最小 乗法のはなし...1 最小 乗法の考え方...1 最小 乗法によるパラメータの決定... パラメータの信頼区間...3 重みの異なるデータの取扱い...4 相関係数 決定係数 ( 最小 乗法を語るもう一つの立場...5 実験条件の誤差の影響...5 問題...6 最小 乗法の考え方 飲料水中のカルシウム濃度を

超伝導状態の輸送方程式におけるゲージ不変性とホール効果

超伝導状態の輸送方程式におけるゲージ不変性とホール項 輸送方程式について 研究の歴史 微視的導出法 問題点 - 項 超伝導体の 効果の実験 北大 理 物理北孝文 非平衡状態の摂動論 の方法 輸送方程式の微視的導出と問題点 ゲージ不変性とホール項 まとめ バイロイト 月 - 月 カールスルーエ 月 - 月 カールスルーエのお城 モーゼル渓谷 ザルツカンマ - グート ( オーストリア ) バイロイト近郊

H AB φ A,1s (r r A )Hφ B,1s (r r B )dr (9) S AB φ A,1s (r r A )φ B,1s (r r B )dr (10) とした (S AA = S BB = 1). なお,H ij は共鳴積分 (resonance integra),s ij は重

半経験量子計算法 : Tight-binding( 強結合近似 ) 計算の基礎 1. 基礎 Tight-binding 近似 ( 強結合近似, TB 近似あるいは TB 法などとも呼ばれる ) とは, 電子が強く拘束されており隣り合う軌道へ自由に移動できない, とする近似であり, 自由電子近似とは対極にある. 但し, 軌道間はわずかに重なり合っているので, 全く飛び移れないわけではない. Tight-binding

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()

以下 変数の上のドットは時間に関する微分を表わしている (ex. 2 dx d x x, x 2 dt dt ) 付録 E 非線形微分方程式の平衡点の安定性解析 E-1) 非線形方程式の線形近似特に言及してこなかったが これまでは線形微分方程式 ( x や x, x などがすべて 1 次で なおかつ

以下 変数の上のドットは時間に関する微分を表わしている (e. d d, dt dt ) 付録 E 非線形微分方程式の平衡点の安定性解析 E-) 非線形方程式の線形近似特に言及してこなかったが これまでは線形微分方程式 ( や, などがすべて 次で なおかつそれらの係数が定数であるような微分方程式 ) に対して安定性の解析を行ってきた しかしながら 実際には非線形の微分方程式で記述される現象も多く存在する

周期時系列の統計解析 (3) 移動平均とフーリエ変換 nino 2017 年 12 月 18 日 移動平均は, 周期時系列における特定の周期成分の消去や不規則変動 ( ノイズ ) の低減に汎用されている統計手法である. ここでは, 周期時系列をコサイン関数で近似し, その移動平均により周期成分の振幅

周期時系列の統計解析 3 移動平均とフーリエ変換 io 07 年 月 8 日 移動平均は, 周期時系列における特定の周期成分の消去や不規則変動 ノイズ の低減に汎用されている統計手法である. ここでは, 周期時系列をコサイン関数で近似し, その移動平均により周期成分のがどのように変化するのか等について検討する. また, 気温の実測値に移動平均を適用した結果についてフーリエ変換も併用して考察する. 単純移動平均の計算式移動平均には,

i

009 I 1 8 5 i 0 1 0.1..................................... 1 0.................................................. 1 0.3................................. 0.4........................................... 3