http://w.atwiki.jp/gravitational_wave/ gravitational_wave @ ウィキ ja 2009-01-22T18:04:24+09:00 1232615064 https://w.atwiki.jp/gravitational_wave/pages/19.html ---- *お知らせ 2009.01.21現在の積分プログラムをトップページにアップしておきました。 ---- *参考HP -[[積分サンプル>http://zwo.phys.chs.nihon-u.ac.jp/Suchi12/1-7/1-7.html]] 一重積分のサンプルプログラムが載っています。 台形近似、二次曲線近似が載っています。 -[[cygwinドライブ移動>http://www.kaede-software.com/2005/01/cygwin.html]] cygwinで違うドライブのプログラムを参照したいときに使うコマンドです。 /cygdrive/ ---- 2009-01-22T18:04:24+09:00 1232615064 https://w.atwiki.jp/gravitational_wave/pages/18.html *（７）式の積分範囲 -- 谷上 &size(80%){2008-12-15 13:21:18} ピークをとる時間をtスターとしてそれを中心としてデルタｔGWの範囲だよ。 ---- #comment 2008-12-15T13:21:18+09:00 1229314878 https://w.atwiki.jp/gravitational_wave/pages/17.html *英語の論文 -- kiseki &size(80%){2008-12-11 20:35:18} 英語の論文についてです。 ---- - 前の前のゼミのときに(7)式を厳密に解いてたけど、$\Delta F=A(t)e^{-\frac{t}{t_c}}$　て置いてAを出す時の積分って範囲とかどうやってたっけ？ -- kiseki (2008-12-11 20:40:08) - ACCRETION DISKSの(3.8)～(3.9)tte -- kiseki (2008-12-16 19:16:36) - ミスった・・・ACCRETION DISKSの(3.8)～(3.9)ってどんな議論だっけ？ -- kiseki (2008-12-16 19:17:15) - 積分定数Cって\dot{M}(GMR*)^{1/2}になってるけど、R*って連星じゃなくて、1個の星の周りに降着円盤ができるときの星の半径だよね？　てことは、連星のときはどういう風に修正したか分かる？ -- kiseki (2008-12-16 20:18:50) - 上のとは違う質問いいですか？またACCRETION DISKのプリントで、(3.10)式の上の部分【D(R)=(1/2)νΣ(RΩ')^2】ってどういう理由で成り立つんだっけ？ -- kiseki (2008-12-17 00:47:36) #comment 2008-12-17T00:47:36+09:00 1229442456 https://w.atwiki.jp/gravitational_wave/pages/16.html *test -- kiseki &size(80%){2008-12-11 20:34:08} テストです。 ---- - 追加コメントのテストです。 -- kiseki (2008-12-11 20:34:31) - 追加コメントのテスト２です。 -- kiseki (2008-12-11 20:34:53) #comment 2008-12-11T20:34:53+09:00 1228995293 https://w.atwiki.jp/gravitational_wave/pages/15.html *内容についての質疑応答はこちら - ACCRETION DISKのプリントで、(3.4)式ってどういう意味？ -- kiseki (2008-12-19 01:09:02) - 膠着円盤の中心に空洞ができる定性的な理由って分かる？ -- kiseki (2008-12-22 14:32:36) #comment *日程スケジュール等の質疑応答についてはこちら - 12/23(火)のパワポ確認は午後5時～。12/25(木)の中間発表は午前10時～。中間発表の場所は聞くの忘れた。 -- kiseki (2008-12-19 01:10:58) - 23日の夕方は僕は用事があってパワポ確認行けないです。違う日に個人的に行こうと思います。 -- 谷上 (2008-12-20 23:33:17) #comment *tex、パワーポイント、C言語などの技術に関する質疑応答はこちら #comment *その他の質疑応答はこちら - 4ページある論文の2ページ目の左上に書いてあるκって前半の発表の中で説明してくれる？ -- kiseki (2008-12-21 03:42:11) #comment *昔の掲示板 #bbs 2009-01-15T18:28:39+09:00 1232011719 https://w.atwiki.jp/gravitational_wave/pages/14.html powerpointについてです。 2008-12-11T20:26:58+09:00 1228994818 https://w.atwiki.jp/gravitational_wave/pages/13.html ---- -[[texwiki>http://oku.edu.mie-u.ac.jp/~okumura/texwiki/]] 色々書いてあります。 ---- -[[文字記号>http://www.biwako.shiga-u.ac.jp/sensei/kumazawa/texindex3.html]] 便利なページです ---- -[[texclip>http://maru.bonyari.jp/texclip/texclip.php]] これを使うと、数式を一つずつイメージに変換できます。 powerpointに貼り付けやすいです。 %■■■参考文献■■■ \begin{thebibliography}{9}%参照方法\cite{"name"} \bibitem{参考論文} Bence Kocsis and Abraham Leob (2008) "PRL 101, 041101" \textit{Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics}, pp.1-4. \bibitem{一般相対論の世界を探る} 柴田大 (2007)：一般相対論の世界を探る, 東京大学出版会, pp.75-95. \bibitem{場の古典論} ランダウ・リフシッツ著, 恒藤敏彦・広重徹訳 (1978)：場の古典論, 東京図書, pp.383-396. \bibitem{佐々木} 佐々木節 (1996)：物理学教科書シリーズ 一般相対論, 産業図書, pp.129-150. \bibitem{シュッツ} B. F. Schutz著 江里口良治・二間瀬敏史訳 (1988)：一般相対論, 丸善(株)出版事業部, pp.139-147. \bibitem{ファインマン物理学} ファインマン (1986)：ファインマン物理学, 岩波書店, pp.59-73. \bibitem{ワインバーグ} S. Weinberg (1972) "Gravitation and Cosmology", \textit{Wiley-VCH, New York} \bibitem{流体力学} ランダウ・リフシッツ著, 竹内均訳 (1989)：流体力学, 東京図書, pp.553-562. \bibitem{ACCRE 2009-02-17T00:37:05+09:00 1234798625 https://w.atwiki.jp/gravitational_wave/pages/12.html ---- **texの日本語訳（kiseki） ソースです。■■■はよく分からない部分です。 \documentclass[a4j,11pt,fleqn]{jarticle} \usepackage{amsmath} \usepackage{amssymb} \topmargin=-0.4in \oddsidemargin=0.0in \headheight=0.0in \textwidth=44.0zw \textheight=10.0in \setlength{\textheight}{45\baselineskip} \addtolength{\textheight}{\topskip} \mathindent=4zw \title{P6} \author{} \date{\today} \begin{document} \maketitle \section{導入} 合体するSMBH連星はLISAで観測予定のGW源である。 相対論の数学的発展により、上記のGWのルミノシティや波形を予測できる。 ルミノシティのピークは、赤方偏移を見ることによってLISAで観測可能である。 \par GWが伝播するとき、物質と相互作用する。 GWは周囲のガスの粘性で減衰する。 また、GWは横波で波長は長いので、共振振動数を励起し、陽子の周波数が増幅され、重力子・陽子対を作り、強磁気のプラズマ中でアルフベン波と磁気陽子波が結びつく。 これらの相互作用は非常に弱いため、GWは高密度なところ（超新星爆発の核・γ線バースト・初期宇宙）でも天文学的な距離を減衰せずに進む。 また、合体するSMBHの近傍では明るいEMを出す。 合体するSMBH連星が粘性により作るGWを検出できるかを考える。 \par 中心にSMBHがある2つのガス性銀河が合体するとき、ガスは中心に行き、球状に集まる。 ガスや星間物質があるとGWを放出させ、ハッブルタイムスケールで軌道が小さくなる。 上のような状況なら降着円盤ができる。 2つのSMBHの質量がほぼ等しいとき、円盤の中心に軌道半径の2倍ほどの半径の空洞ができる。 SMBHが合体する最後の周期には、連星の軌道半径が一気に小さくなるので、空洞の半径が小さくなる動きは追 2009-03-08T00:51:01+09:00 1236441061 https://w.atwiki.jp/gravitational_wave/pages/11.html * コメントプラグイン @wikiのwikiモードでは #comment() と入力することでコメントフォームを簡単に作成することができます。 詳しくはこちらをご覧ください。 ＝＞http://atwiki.jp/guide/17_60_ja.html ----- たとえば、#comment() と入力すると以下のように表示されます。 #comment 2008-12-11T20:21:11+09:00 1228994471 https://w.atwiki.jp/gravitational_wave/pages/10.html * 関連ブログ @wikiのwikiモードでは #bf(興味のある単語) と入力することで、あるキーワードに関連するブログ一覧を表示することができます 詳しくはこちらをご覧ください。 ＝＞http://atwiki.jp/guide/17_161_ja.html ----- たとえば、#bf(ゲーム)と入力すると以下のように表示されます。 #bf(ゲーム) 2008-12-11T20:21:11+09:00 1228994471