回転駆動型パルサー -10 L sd = I -12 log Pdot [s/s] L sd =10 38 erg s erg s erg s -1 ATNF のデータより I : 慣性モーメント Ω=2π/P 回転速度の減少は星が持つ

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モニタリング観測からわかった電波銀河 3C111 の γ 線活動期と電波ノットの噴出時期との関係 VLBI 懇談会シンポジウム 12 月 27 日 ( 火 ) 山口大学 B4 塩谷康允共同研究者 : 藤澤健太 新沼浩太郎 導入 AGN 統一モデル AGN 電波で明るい (10 %) 超大質量 BH+ 降着円盤 電波で暗い (90 %) 莫大なエネルギー放射 (10 6-14 L ) 0 いくつかの種類に大別される

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

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

素粒子物理学2 素粒子物理学序論B 2010年度講義第4回

素粒子物理学 素粒子物理学序論B 010年度講義第4回 レプトン数の保存 崩壊モード 寿命(sec) n e ν 890 崩壊比 100% Λ π.6 x 10-10 64% π + µ+ νµ.6 x 10-8 100% π + e+ νe 同上 1. x 10-4 Le +1 for νe, elμ +1 for νμ, μlτ +1 for ντ, τレプトン数はそれぞれの香りで独立に保存

GJG160842_O.QXD

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

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

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

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!

素粒子物理学２ 素粒子物理学序論B 2010年度講義第2回

素粒子物理学２ 素粒子物理学序論B 2010年度講義第2回 =1.055 10 34 J sec =6.582 10 22 MeV sec c = 197.33 10 15 MeV m = c = c =1 1 m p = c(mev m) 938M ev = 197 10 15 (m) 938 =0.2 10 13 (cm) 1 m p = (MeV sec) 938M ev = 6.58

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

Γ Ec Γ V BIAS THBV3_0401JA THBV3_0402JAa THBV3_0402JAb 1000 800 600 400 50 % 25 % 200 100 80 60 40 20 10 8 6 4 10 % 2.5 % 0.5 % 0.25 % 2 1.0 0.8 0.6 0.4 0.2 0.1 200 300 400 500 600 700 800 1000 1200 14001600

(1.2) T D = 0 T = D = 30 kn 1.2 (1.4) 2F W = 0 F = W/2 = 300 kn/2 = 150 kn 1.3 (1.9) R = W 1 + W 2 = = 1100 N. (1.9) W 2 b W 1 a = 0

1 1 1.1 1.) T D = T = D = kn 1. 1.4) F W = F = W/ = kn/ = 15 kn 1. 1.9) R = W 1 + W = 6 + 5 = 11 N. 1.9) W b W 1 a = a = W /W 1 )b = 5/6) = 5 cm 1.4 AB AC P 1, P x, y x, y y x 1.4.) P sin 6 + P 1 sin 45

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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

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

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LHC 加速器での鉛鉛衝突における中性 πおよびω 中間子測定の最適化 日栄綾子 M081043 クォーク物理学研究室 目的 概要 目的 LHC 加速器における TeV 領域の鉛鉛衝突実験における中性 π および ω 中間子の測定の実現可能性の検証 および実際の測定へ向けた最適化 何故鉛鉛衝突を利用して 何を知りたいのか中性 πおよびω 中間子測定の魅力 ALICE 実験検出器群 概要予想される統計量およびバックグランドに対するシグナルの有意性を見積もった

目次 2 1. イントロダクション 2. 実験原理 3. データ取得 4. データ解析 5. 結果 考察 まとめ

オルソポジトロニウムの寿命測定による QED の実験的検証 課題演習 A2 2016 年後期 大田力也鯉渕駿龍澤誠之 羽田野真友喜松尾一輝三野裕哉 目次 2 1. イントロダクション 2. 実験原理 3. データ取得 4. データ解析 5. 結果 考察 まとめ 第 1 章イントロダクション 実験の目的 4 ポジトロニウム ( 後述 ) の崩壊を観測 オルソポジトロニウム ( スピン 1 状態 ) の寿命を測定

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 =

( ) 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 ( - )

X線天文学と 宇宙の高エネルギープラズマ

X 線天文学と宇宙の高エネルギープラズマ 名古屋大学 KMI 現象解析研究センター松本浩典 金沢大学集中講義 1 通常の天文学 ( 乙女座銀河団 ) 金沢大学集中講義 2 X 線でみると 金沢大学集中講義 3 目で見る世界と X 線の世界 SDSS RASS 銀河団 = 銀河の集団銀河団 = 数千万度の火の玉 世界観が変わった! 金沢大学集中講義 4 集中講義の内容 X 線 X 線放射過程 超新星残骸プラズマ

128 3 II S 1, S 2 Φ 1, Φ 2 Φ 1 = { B( r) n( r)}ds S 1 Φ 2 = { B( r) n( r)}ds (3.3) S 2 S S 1 +S 2 { B( r) n( r)}ds = 0 (3.4) S 1, S 2 { B( r) n( r)}ds

127 3 II 3.1 3.1.1 Φ(t) ϕ em = dφ dt (3.1) B( r) Φ = { B( r) n( r)}ds (3.2) S S n( r) Φ 128 3 II S 1, S 2 Φ 1, Φ 2 Φ 1 = { B( r) n( r)}ds S 1 Φ 2 = { B( r) n( r)}ds (3.3) S 2 S S 1 +S 2 { B( r) n( r)}ds

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/

anan.pptx

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

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

Microsoft Word - 11問題表紙（選択）.docx

A B A.70g/cm 3 B.74g/cm 3 B C 70at% %A C B at% 80at% %B 350 C γ δ y=00 x-y ρ l S ρ C p k C p ρ C p T ρ l t l S S ξ S t = ( k T ) ξ ( ) S = ( k T) ( ) t y ξ S ξ / t S v T T / t = v T / y 00 x v S dy dx

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

素材

七夕星の色とスペクトル 福江純 ( 大阪教育大学 ) 光とスペクトル 光の分解 ( 分光 ) ニュートン 2011/7/13 天体色彩学入門 2 X 線 電磁波のスペクトル 可視光 赤外線 電波 ガンマ線 2011/7/13 天体色彩学入門 3 色の認識 2011/7/13 天体色彩学入門 4 連続スペクトル 白熱電球 ホタル 2011/7/13 天体色彩学入門 5 こと座 α 星ベガ alphalyr.dat

Microsoft Word - プレス原稿_0528【最終版】

報道関係各位 2014 年 5 月 28 日 二酸化チタン表面における陽電子消滅誘起イオン脱離の観測に成功 ~ 陽電子を用いた固体最表面の改質に道 ~ 東京理科大学研究戦略 産学連携センター立教大学リサーチ イニシアティブセンター 本研究成果のポイント 二酸化チタン表面での陽電子の対消滅に伴って脱離する酸素正イオンの観測に成功 陽電子を用いた固体最表面の改質に道を拓いた 本研究は 東京理科大学理学部第二部物理学科長嶋泰之教授

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

Microsoft PowerPoint - siryo7

. 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/

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

NMR_wakate_ ppt

NMR 基礎講義 & 2 第 0 回若手 NMR 研究会 2009 年 9 月 4 日 ( 金 )-6 日 ( 日 ) IPC 生産性国際交流センター ( 湘南国際村 ) 大阪大学蛋白質研究所構造プロテオミクス研究系 池上貴久 化学シフトの直積演算子 (product-operator) I " I cos (#t) + I sin (#t) x x y ω : 角速度 (rad/s) z 一周の長さ

9 1. (Ti:Al 2 O 3 ) (DCM) (Cr:Al 2 O 3 ) (Cr:BeAl 2 O 4 ) Ĥ0 ψ n (r) ω n Schrödinger Ĥ 0 ψ n (r) = ω n ψ n (r), (1) ω i ψ (r, t) = [Ĥ0 + Ĥint (

9 1. (Ti:Al 2 O 3 ) (DCM) (Cr:Al 2 O 3 ) (Cr:BeAl 2 O 4 ) 2. 2.1 Ĥ ψ n (r) ω n Schrödinger Ĥ ψ n (r) = ω n ψ n (r), (1) ω i ψ (r, t) = [Ĥ + Ĥint (t)] ψ (r, t), (2) Ĥ int (t) = eˆxe cos ωt ˆdE cos ωt, (3)

SPring-8ワークショップ_リガク伊藤

GI SAXS. X X X X GI-SAXS : Grazing-incidence smallangle X-ray scattering. GI-SAXS GI-SAXS GI-SAXS X X X X X GI-SAXS Q Y : Q Z : Q Y - Q Z CCD Charge-coupled device X X APD Avalanche photo diode - cps 8

スライド 1

暫定版修正 加筆の可能性あり ( 付録 ) 屈折率と誘電率 : 金属. 復習. 電気伝導度 3. アンペールの法則の修正 4. 表皮効果 表皮深さ 5. 鏡の反射 6. 整理 : 電子振動子模型 注意 : 整理しましょう! 前回 : 付録 (4) のアプローチ. 屈折率と損失について記述するために分極振動 ( 電気双極子の集団運動 ) による電気双極子放射を考慮. 誘電率は 真空中の値 を採用 オリジナル光

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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:

m(ẍ + γẋ + ω 0 x) = ee (2.118) e iωt P(ω) = χ(ω)e = ex = e2 E(ω) m ω0 2 ω2 iωγ (2.119) Z N ϵ(ω) ϵ 0 = 1 + Ne2 m j f j ω 2 j ω2 iωγ j (2.120)

2.6 2.6.1 mẍ + γẋ + ω 0 x) = ee 2.118) e iωt Pω) = χω)e = ex = e2 Eω) m ω0 2 ω2 iωγ 2.119) Z N ϵω) ϵ 0 = 1 + Ne2 m j f j ω 2 j ω2 iωγ j 2.120) Z ω ω j γ j f j f j f j sum j f j = Z 2.120 ω ω j, γ ϵω) ϵ

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

(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

1 12 CP 12.1 SU(2) U(1) U(1) W ±,Z [ ] [ ] [ ] u c t d s b [ ] [ ] [ ] ν e ν µ ν τ e µ τ (12.1a) (12.1b) u d u d +W u s +W s u (udd) (Λ = uds)

1 1 CP 1.1 SU() U(1) U(1) W ±,Z 1 [ ] [ ] [ ] u c t d s b [ ] [ ] [ ] ν e ν µ ν τ e µ τ (1.1a) (1.1b) u d u d +W u s +W s u (udd) (Λ = uds) n + e + ν e d u +W u + e + ν e (1.a) Λ + e + ν e s u +W u + e

ブラックホール近傍の相対論的光軌道

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

有機4-有機分析03回配布用

NMR( 核磁気共鳴 ) の基本原理核スピンと磁気モーメント有機分析化学特論 + 有機化学 4 原子核は正の電荷を持ち その回転 ( スピン ) により磁石としての性質を持つ 外部磁場によって核スピンのエネルギー準位は変わる :Zeeman 分裂 核スピンのエネルギー準位 第 3 回 (2015/04/24) m : 磁気量子数 [+I,, I ] I: スピン量子数 ( 整数 or 半整数 )]

H 0 H = H 0 + V (t), V (t) = gµ B S α qb e e iωt i t Ψ(t) = [H 0 + V (t)]ψ(t) Φ(t) Ψ(t) = e ih0t Φ(t) H 0 e ih0t Φ(t) + ie ih0t t Φ(t) = [

3 3. 3.. H H = H + V (t), V (t) = gµ B α B e e iωt i t Ψ(t) = [H + V (t)]ψ(t) Φ(t) Ψ(t) = e iht Φ(t) H e iht Φ(t) + ie iht t Φ(t) = [H + V (t)]e iht Φ(t) Φ(t) i t Φ(t) = V H(t)Φ(t), V H (t) = e iht V (t)e

物性物理学I_2.pptx

The University of Tokyo, Komaba Graduate School of Arts and Sciences I 凝縮系 固体 をデザインする 銅()面上の鉄原子の 量子珊瑚礁 IBM Almaden 許可を得て掲載 www.almaden.ibm.com/vis/stm/imagesstm5.jpg&imgrefurl=http://www.almaden.ibm.com/vis/

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スピン流で観る物理現象 大阪大学大学院理学研究科物理学専攻 新見康洋 スピントロニクスとは スピン エレクトロニクス メモリ産業と深くつなが ている メモリ産業と深くつながっている スピン ハードディスクドライブの読み取りヘッド N 電荷 -e スピンの流れ ピ の流れ スピン流 S 巨大磁気抵抗効果 ((GMR)) from http://en.wikipedia.org/wiki/disk_readand-write_head

ﾚｰｻﾞｰ発振の原理

第 6 章光と原子との相互作用光の吸収と放出前章では 光と相互作用する原子の束縛電子状態は定常状態とは異なるが 定常状態の状態ベクトルで展開して表現できることが示された 原子 個の微視的双極子モーメントの期待値から 巨視的な物質分極が導かれ 我々の観測できるマクロ的な光学定数が関連付けられた 本章では 状態の変化と それに伴う光の吸収と放出について議論する 6. 量子論に基づく A 係数と B 係数分散理論では

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

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

Report10.dvi

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

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 (1) = 4 A( 1, 4) 1 A 4 () = tan A(0, 0) π A π

4 4.1 4.1.1 A = f() = f() = a f (a) = f() (a, f(a)) = f() (a, f(a)) f(a) = f 0 (a)( a) 4.1 (4, ) = f() = f () = 1 = f (4) = 1 4 4 (4, ) = 1 ( 4) 4 = 1 4 + 1 17 18 4 4.1 A (1) = 4 A( 1, 4) 1 A 4 () = tan

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

Z: Q: R: C: sin 6 5 ζ a, b

Z: Q: R: C: 3 3 7 4 sin 6 5 ζ 9 6 6............................... 6............................... 6.3......................... 4 7 6 8 8 9 3 33 a, b a bc c b a a b 5 3 5 3 5 5 3 a a a a p > p p p, 3,

ω 0 m(ẍ + γẋ + ω0x) 2 = ee (2.118) e iωt x = e 1 m ω0 2 E(ω). (2.119) ω2 iωγ Z N P(ω) = χ(ω)e = exzn (2.120) ϵ = ϵ 0 (1 + χ) ϵ(ω) ϵ 0 = 1 +

2.6 2.6.1 ω 0 m(ẍ + γẋ + ω0x) 2 = ee (2.118) e iωt x = e 1 m ω0 2 E(ω). (2.119) ω2 iωγ Z N P(ω) = χ(ω)e = exzn (2.120) ϵ = ϵ 0 (1 + χ) ϵ(ω) ϵ 0 = 1 + Ne2 m j f j ω 2 j ω2 iωγ j (2.121) Z ω ω j γ j f j

SInoue_Kouuren_180304_ のコピー

Non- Equilibrium Plasma in Galaxy Clusters 2018/3/7 高宇連研究会 @ 首都大学東京 大阪大学 松本研究室井上翔太 (shota@ess.sci.osaka- u.ac.jp) 1 目次 Ø 本研究の背景 Ø 衝突銀河団中の電離非平衡プラズマの探査 Ø イオン 電子間の非平衡状態の探査 Ø 結論 Abell 754の観測結果 Cygnus A clusterの観測結果

地震動予測手法の現状

hayashi@archi.kyoto-u.ac.jp 3 4) ( ) / 5) 6) 7) 8) 995 G 地震動の大きさ 性能レベル グレード Ⅰ グレード Ⅱ グレード Ⅲ Q 基準法稀地震 基準法極稀地震 軽微な被害 ~ 小破 ~ 中破 レベル クライテリア 内陸直下型地震 軽微な被害 ~ 小破 ~ 中破 軽微な被害 ~ 小破 ~ 中破 の領域の検証法の提案を目指す 耐力劣化点 レベル

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()

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

PowerPoint プレゼンテーション

東北大学サイクロトロン ラジオアイソトープセンター測定器研究部内山愛子 2 電子の永久電気双極子能率 EDM : Permanent Electric Dipole Moment 電子のスピン方向に沿って生じる電気双極子能率 標準模型 (SM): クォークを介した高次の効果で電子 EDM ( d e ) が発現 d e SM < 10 38 ecm M. Pospelov and A. Ritz,

,, 2. Matlab Simulink 2018 PC Matlab Scilab 2

(2018 ) ( -1) TA Email : ohki@i.kyoto-u.ac.jp, ske.ta@bode.amp.i.kyoto-u.ac.jp : 411 : 10 308 1 1 2 2 2.1............................................ 2 2.2..................................................

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

1 2 2 (Dielecrics) Maxwell ( ) D H

2003.02.13 1 2 2 (Dielecrics) 4 2.1... 4 2.2... 5 2.3... 6 2.4... 6 3 Maxwell ( ) 9 3.1... 9 3.2 D H... 11 3.3... 13 4 14 4.1... 14 4.2... 14 4.3... 17 4.4... 19 5 22 6 THz 24 6.1... 24 6.2... 25 7 26

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暫定版修正 加筆の可能性あり ( 付録 ) マクスウェルの方程式 : 真空中 () 1. 電磁波 ( 光波 ) の姿 : 真空中. エネルギー密度 3. ポインティング ベクトル 4. 絵解き : ポインティング ベクトル 5. ポインティング ベクトル : 再確認 6. 両者の関係 7. 付録 : ベクトル解析 注意 1. 本付録 : マクスウェルの方程式: 微分型 を使用. マクスウェルの方程式を数学的に取扱います

交流 のための三角関数 1. 次の変数 t についての関数を微分しなさい ただし A および ω は定数とする 1 f(t) = sin t 2 f(t) = A sin t 3 f(t) = A sinωt 4 f(t) = A cosωt 2. 次の変数 t についての関数を積分しなさい ただし

交流 のための三角関数 1. 次の変数 t についての関数を微分しなさい ただし A および ω は定数とする 1 f(t) = sin t 2 f(t) = A sin t 3 f(t) = A sinωt 4 f(t) = A cosωt 2. 次の変数 t についての関数を積分しなさい ただし 積分定数を 0 とすること 1 f(t) = sin t 2 f(t) = A sin t 3 f(t)

TOP URL 1

TOP URL http://amonphys.web.fc.com/ 3.............................. 3.............................. 4.3 4................... 5.4........................ 6.5........................ 8.6...........................7

Part () () Γ Part ,

Contents a 6 6 6 6 6 6 6 7 7. 8.. 8.. 8.3. 8 Part. 9. 9.. 9.. 3. 3.. 3.. 3 4. 5 4.. 5 4.. 9 4.3. 3 Part. 6 5. () 6 5.. () 7 5.. 9 5.3. Γ 3 6. 3 6.. 3 6.. 3 6.3. 33 Part 3. 34 7. 34 7.. 34 7.. 34 8. 35

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 )

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)

Observation of Scaling in the Dynamics of a Strongly Quenched Quantum Gas 強力に急冷された量子ガスのダイナミクスにおけるスケーリングの観測

Observation of Scaling in the Dynamics of a Strongly Quenched Quantum Gas 超クエンチされた量子ガスのダイナミクスにおけるスケーリングの観測 E. Nicklas, M. Karl, M. Höfer, A. Johnson, W. Muessel, H. Strobel, J. Tomkovič, T. Gasenzer, and

0.1 I I : 0.2 I

1, 14 12 4 1 : 1 436 (445-6585), E-mail : sxiida@sci.toyama-u.ac.jp 0.1 I I 1. 2. 3. + 10 11 4. 12 1: 0.2 I + 0.3 2 1 109 1 14 3,4 0.6 ( 10 10, 2 11 10, 12/6( ) 3 12 4, 4 14 4 ) 0.6.1 I 1. 2. 3. 0.4 (1)

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

hν 688 358 979 309 308.123 Hz α α α α α α No.37 に示す Ti Sa レーザーで実現 術移転も成功し 図 9 に示すよ うに 2 時間は連続測定が可能な システムを実現した Advanced S o l i d S t a t e L a s e r s 2016, JTu2A.26 1-3. 今後は光周波 数比計測装置としてさらに改良 を加えていくとともに

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相対論的プラズマにおける PIC シミュレーションに伴う数値チェレンコフ不安定の特性ついて 宇宙物理学研究室 4 年池谷直樹 研究背景と目的 0 年 Ie Cube 国際共同実験において超高エネルギーニュートリノを検出 780Tev-5.6PeV 890TeV-8.5PeV 相互作用が殆んど起こらないため銀河磁場による軌道の湾曲が無く 正確な到来方向の情報 を得られる可能性がある ニュートリノから高エネルギー宇宙線の起源を追う

2. コンデンサー 極板面積 S m 2, 極板間隔 d m で, 極板間の誘電率が ε F/m の平行板コンデンサー 容量 C F は C = ( )(23) 容量 C のコンデンサーの極板間に電圧をかけたとき 蓄えられる電荷 Q C Q = ( )(24) 蓄えられる静電エネルギー U J U

折戸の物理 簡単復習プリント 電磁気 1 基本事項の簡単な復習電磁気 1. 電場 クーロンの法則 電気量 q1,q2 C の電荷が距離 r m で置かれているとき働く 静電気力 F N は, クーロンの法則の比例定数を k N m 2 /s 2 として 電場 F = ( )(1) 力の向きは,q1,q2 が, 同符号の時 ( )(2) 異符号の時 ( )(3) 大きさ E V/m の電場に, 電気量

W Z Large Hadron Collider LHC ATLAS LHC ATLAS Higgs 1

LHC Higgs B054347 1 10 W Z Large Hadron Collider LHC ATLAS LHC ATLAS Higgs 1 1 4 6.1................... 6.................... 7.3.................. 8.4.......................... 9 3 10 3.1..............................

[ 振動の発生 ] 第 1 章 土木振動学序論 [ 振動の発生 ] 外力と内力内力が釣り合って静止釣り合って静止した状態 :[: [ 平衡状態 ] 振動の発生振動の発生 :[ 平衡状態 ] が破られ 復元力復元力が存在すると振動が発生する つまり (1) 平衡 ( 静止 ) 状態が破られる (2)

[ 振動の発生 ] 第 1 章 土木振動学序論 [ 振動の発生 ] 外力と内力内力が釣り合って静止釣り合って静止した状態 :[: [ 平衡状態 ] 振動の発生振動の発生 :[ 平衡状態 ] が破られ 復元力復元力が存在すると振動が発生する つまり (1) 平衡 ( 静止 ) 状態が破られる (2) 運動が発生する (3) 復元力があると 振動状態になる 自由度 (degree of freedom)

( ) 2002 1 1 1 1.1....................................... 1 1.1.1................................. 1 1.1.2................................. 1 1.1.3................... 3 1.1.4......................................

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

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)

II ( ) (7/31) II ( [ (3.4)] Navier Stokes [ (6/29)] Navier Stokes 3 [ (6/19)] Re

II 29 7 29-7-27 ( ) (7/31) II (http://www.damp.tottori-u.ac.jp/~ooshida/edu/fluid/) [ (3.4)] Navier Stokes [ (6/29)] Navier Stokes 3 [ (6/19)] Reynolds [ (4.6), (45.8)] [ p.186] Navier Stokes I Euler Navier

III,..

III,.. 7.1, :. j I (= ) : [Ω, Ω + dω] dw dω = sin θ dθ dφ dw j I [1/s] [1/s m 2 ] = dσ [m2 ]. dσ dω [m2 ] :., σ tot = dσ = dω dσ dω [m2 ] :. 2.4 章では非定常状態の摂動論を用いて 入射平面波 eik x 摂動 ON 入射平面波 + 散乱平面波 X k0 0

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

Einstein 1905 Lorentz Maxwell c E p E 2 (pc) 2 = m 2 c 4 (7.1) m E ( ) E p µ =(p 0,p 1,p 2,p 3 )=(p 0, p )= c, p (7.2) x µ =(x 0,x 1,x 2,x

7 7.1 7.1.1 Einstein 1905 Lorentz Maxwell c E p E 2 (pc) 2 = m 2 c 4 (7.1) m E ( ) E p µ =(p 0,p 1,p 2,p 3 )=(p 0, p )= c, p (7.2) x µ =(x 0,x 1,x 2,x 3 )=(x 0, x )=(ct, x ) (7.3) E/c ct K = E mc 2 (7.4)

Onsager SOLUTION OF THE EIGENWERT PROBLEM (O-29) V = e H A e H B λ max Z 2 Onsager (O-77) (O-82) (O-83) Kramers-Wannier 1 1 Ons

Onsager 2 9 207.2.7 3 SOLUTION OF THE EIGENWERT PROBLEM O-29 V = e H A e H B λ max Z 2 OnsagerO-77O-82 O-83 2 Kramers-Wannier Onsager * * * * * V self-adjoint V = V /2 V V /2 = V /2 V 2 V /2 = 2 sinh 2H

6 2 2 x y x y t P P = P t P = I P P P ( ) ( ) ,, ( ) ( ) cos θ sin θ cos θ sin θ, sin θ cos θ sin θ cos θ y x θ x θ P

6 x x 6.1 t P P = P t P = I P P P 1 0 1 0,, 0 1 0 1 cos θ sin θ cos θ sin θ, sin θ cos θ sin θ cos θ x θ x θ P x P x, P ) = t P x)p ) = t x t P P ) = t x = x, ) 6.1) x = Figure 6.1 Px = x, P=, θ = θ P

untitled

(a) (b) (c) (d) Wunderlich 2.5.1 = = =90 2 1 (hkl) {hkl} [hkl] L tan 2θ = r L nλ = 2dsinθ dhkl ( ) = 1 2 2 2 h k l + + a b c c l=2 l=1 l=0 Polanyi nλ = I sinφ I: B A a 110 B c 110 b b 110 µ a 110

物性物理学I_2.pptx

phonon U r U = nαi U ( r nαi + u nαi ) = U ( r nαi ) + () nαi,β j := nαi β j U r nαi r β j > U r nαi r u nαiuβ j + β j β j u β j n α i () nαi,β juβj 調和振動子近似の復習 極 小 値近傍で Tylor展開すると U ( x) = U ( x ) + (

LCR e ix LC AM m k x m x x > 0 x < 0 F x > 0 x < 0 F = k x (k > 0) k x = x(t)

338 7 7.3 LCR 2.4.3 e ix LC AM 7.3.1 7.3.1.1 m k x m x x > 0 x < 0 F x > 0 x < 0 F = k x k > 0 k 5.3.1.1 x = xt 7.3 339 m 2 x t 2 = k x 2 x t 2 = ω 2 0 x ω0 = k m ω 0 1.4.4.3 2 +α 14.9.3.1 5.3.2.1 2 x

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

, 3, 6 = 3, 3,,,, 3,, 9, 3, 9, 3, 3, 4, 43, 4, 3, 9, 6, 6,, 0 p, p, p 3,..., p n N = p p p 3 p n + N p n N p p p, p 3,..., p n p, p,..., p n N, 3,,,,

6,,3,4,, 3 4 8 6 6................................. 6.................................. , 3, 6 = 3, 3,,,, 3,, 9, 3, 9, 3, 3, 4, 43, 4, 3, 9, 6, 6,, 0 p, p, p 3,..., p n N = p p p 3 p n + N p n N p p p,

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)

05Mar2001_tune.dvi

2001 3 5 COD 1 1.1 u d2 u + ku =0 (1) dt2 u = a exp(pt) (2) p = ± k (3) k>0k = ω 2 exp(±iωt) (4) k

Acrobat Distiller, Job 2

2 3 4 5 Eg φm s M f 2 qv ( q qφ ) = qφ qχ + + qφ 0 0 = 6 p p ( Ei E f ) kt = n e i Q SC = qn W A n p ( E f Ei ) kt = n e i 7 8 2 d φ( x) qn = A 2 dx ε ε 0 s φ qn s 2ε ε A ( x) = ( x W ) 2 0 E s A 2 EOX

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電流と磁場 目次 0. はじめにー物質の磁気的性質と磁場ー 1. 磁石と磁場 2. 電流のつくる磁場 (1) 3. 磁場中の運動する荷電粒子に働く磁気力 ( ローレンツ力 ) 4. 磁場中の電流に働く力 ( アンペアの力 ) 5. 平行または反平行電流の間に働く磁気力 6. 電流のつくる磁場 (2)- ビオ サバールの法則 7. アンペアの法則 ( アンペアの回路定理 ) 8. 磁場 に対するガウスの法則付録

Chap2.key

. f( ) V (V V ) V e + V e V V V V ( ) V V ( ) E. - () V (0 ) () V (0 ) () V (0 ) (4) V ( ) E. - () V (0 ) () V (0 ) O r θ ( ) ( ) : (r θ) : { r cos θ r sn θ { r + () V (0 ) (4) V ( ) θ θ arg( ) : π π

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

untitled

71 7 3,000 1 MeV t = 1 MeV = c 1 MeV c 200 MeV fm 1 MeV 3.0 10 8 10 15 fm/s 0.67 10 21 s (1) 1fm t = 1fm c 1fm 3.0 10 8 10 15 fm/s 0.33 10 23 s (2) 10 22 s 7.1 ( ) a + b + B(+X +...) (3) a b B( X,...)

1-x x µ (+) +z µ ( ) Co 2p 3d µ = µ (+) µ ( ) W. Grange et al., PRB 58, 6298 (1998). 1.0 0.5 0.0 2 1 XMCD 0-1 -2-3x10-3 7.1 7.2 7.7 7.8 8.3 8.4 up E down ρ + (E) ρ (E) H, M µ f + f E F f + f f + f X L

銀河風の定常解

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

1 1 sin cos P (primary) S (secondly) 2 P S A sin(ω2πt + α) A ω 1 ω α V T m T m 1 100Hz m 2 36km 500Hz. 36km 1

sin cos P (primary) S (secondly) 2 P S A sin(ω2πt + α) A ω ω α 3 3 2 2V 3 33+.6T m T 5 34m Hz. 34 3.4m 2 36km 5Hz. 36km m 34 m 5 34 + m 5 33 5 =.66m 34m 34 x =.66 55Hz, 35 5 =.7 485.7Hz 2 V 5Hz.5V.5V V

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

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