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須佐 元 (スサ ハジメ)

SUSA Hajime

職名

教授

学位

博士(理学)(京都大学), 修士(理学) (京都大学)

専門分野

宇宙物理、数値流体、輻射流体

外部リンク

出身学校 【 表示 / 非表示

  • 京都大学   理学部   物理学   卒業

    - 1992年3月

出身大学院 【 表示 / 非表示

  • 京都大学   理学研究科   理学   博士課程   修了

    - 1997年3月

学内職務経歴 【 表示 / 非表示

  • 甲南大学   理工学部   物理学科   教授

    2012年4月 - 現在

  • 甲南大学   理工学部   准教授

    2007年4月 - 2011年3月

学外略歴 【 表示 / 非表示

  • 立教大学理学部

    2005年4月 - 2007年3月

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    国名:日本国

  • 立教大学理学部

    2002年4月 - 2005年3月

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    国名:日本国

  • 筑波大学第一学群物理学系

    2000年4月 - 2002年3月

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    国名:日本国

  • 学振

    1997年4月 - 2000年3月

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    国名:日本国

  • 学振

    1994年4月 - 1997年3月

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    国名:日本国

所属学協会 【 表示 / 非表示

  • 日本天文学会

    1992年5月 - 現在

 

論文 【 表示 / 非表示

  • Amplification of Turbulence in Contracting Prestellar Cores in Primordial Minihalos

    Sho Higashi, Hajime Susa, Gen Chiaki

    The Astrophysical Journal   915 ( 2 )   107 - 107   2021年7月

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    出版者・発行元:American Astronomical Society  

    We investigate the amplification of turbulence through gravitational
    contraction of the primordial gas in minihalos. We perform numerical
    simulations to follow the cloud collapse, assuming polytropic equations of
    state for different initial turbulent Mach numbers and resolutions. We find
    that the turbulent velocity is amplified solely by gravitational contraction,
    and eventually becomes comparable to the sound speed, even for small initial
    turbulent Mach numbers (${\cal M}_0 \gtrsim 0.05$). We derive an analytic
    formula for the amplification of turbulent velocity in a collapsing cloud, and
    find that our numerical results are consistent with the formula. These results
    suggest that the turbulence can play an important role in collapsing clouds for
    general cases.

    DOI: 10.3847/1538-4357/ac01c7

    arXiv

    researchmap

    その他リンク: https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ac01c7/pdf

  • Merger Rate Density of Binary Black Holes through Isolated Population I, II, III and Extremely Metal-poor Binary Star Evolution

    Tanikawa, Ataru, Yoshida, Takashi, Kinugawa, Tomoya, Trani, Alessandro A., Hosokawa, Takashi, Susa, Hajime, Omukai, Kazuyuki

    The Astrophysical Journal   926 ( 1 )   83 - 83   2022年2月

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    出版者・発行元:American Astronomical Society  

    <title>Abstract</title>
    We investigate the formation of merging binary black holes (BHs) through isolated binary evolution, performing binary population synthesis calculations covering an unprecedentedly wide metallicity range of Population (Pop) I, II, III, and extremely metal-poor (EMP) binary stars. We find that the predicted merger rate density and primary BH mass (<italic>m</italic>
    <sub>1</sub>) distribution are consistent with the gravitational wave (GW) observations. Notably, Population III and EMP (&lt;10<sup>−2</sup>
    <italic>Z</italic>
    <sub>⊙</sub>) binary stars yield most of the pair instability (PI) mass gap events with <italic>m</italic>
    <sub>1</sub> = 65–130 <italic>M</italic>
    <sub>⊙</sub>. Population III binary stars contribute more to the PI mass gap events with increasing redshift, and all the PI mass gap events have the Population III origin at redshifts ≳8. Our result can be assessed by future GW observations in the following two points. First, there are no binary BHs with <italic>m</italic>
    <sub>1</sub> = 100–130 <italic>M</italic>
    <sub>⊙</sub> in our result, and thus the <italic>m</italic>
    <sub>1</sub> distribution should suddenly drop in the range of <italic>m</italic>
    <sub>1</sub> = 100–130 <italic>M</italic>
    <sub>⊙</sub>. Second, the PI mass gap event rate should increase toward higher redshift up to ∼11, since those events mainly originate from the Population III binary stars. We find that the following three assumptions are needed to reproduce the current GW observations: a top-heavy stellar initial mass function and the presence of close binary stars for Population III and EMP binary stars, and inefficient convective overshoot in the main-sequence phase of stellar evolution. Without any of the above, the number of PI mass gap events becomes too low to reproduce current GW observations.

    DOI: 10.3847/1538-4357/ac4247

    arXiv

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    その他リンク: https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ac4247/pdf

  • Ionization degree and magnetic diffusivity in star-forming clouds with different metallicities

    Nakauchi, Daisuke, Omukai, Kazuyuki, Susa, Hajime

    Monthly Notices of the Royal Astronomical Society   502 ( 3 )   3394 - 3416   2021年4月

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    出版者・発行元:OXFORD UNIV PRESS  

    Magnetic fields play such essential roles in star formation as transporting
    angular momentum and driving outflows from a star-forming cloud, thereby
    controlling the formation efficiency of a circumstellar disc and also multiple
    stellar systems. The coupling of magnetic fields to the gas depends on its
    ionization degree. We calculate the temperature evolution and ionization degree
    of a cloud for various metallicities of Z/Zsun = 1e-6, 1e-5, 1e-4, 1e-3, 1e-2,
    1e-1, and 1. We update the chemical network by reversing all the gas-phase
    processes and by considering grain-surface chemistry, including grain
    evaporation, thermal ionization of alkali metals, and thermionic emission from
    grains. The ionization degree at nH ~ 1e15-1e19 /cm^3 becomes up to eight
    orders of magnitude higher than that obtained in the previous model, owing to
    the thermionic emission and thermal ionization of K and Na, which have been
    neglected so far. Although magnetic fields dissipate owing to ambipolar
    diffusion or Ohmic loss at nH < 1e15 /cm^3, the fields recover strong coupling
    to the gas at nH ~ 1e15 /cm^3, which is lower by a few orders of magnitude
    compared to the previous work. We develop a reduced chemical network by
    choosing processes relevant to major coolants and charged species. The reduced
    network consists of 104 (161) reactions among 28 (38) species in the absence
    (presence, respectively) of ionization sources. The reduced model includes H2
    and HD formation on grain surfaces as well as the depletion of O, C, OH, CO,
    and H2O on grain surfaces.

    DOI: 10.1093/mnras/stab248

    arXiv

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    その他リンク: http://arxiv.org/pdf/2101.10850v1

  • Merger Rate Density of Population III Binary Black Holes Below, Above, and in the Pair-instability Mass Gap

    Tanikawa, Ataru, Susa, Hajime, Yoshida, Takashi, Trani, Alessandro A., Kinugawa, Tomoya

    The Astrophysical Journal   910 ( 1 )   30 - 30   2021年3月

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    出版者・発行元:American Astronomical Society  

    We present the merger rate density of Population (Pop.) III binary black
    holes (BHs) by means of a widely-used binary population synthesis code BSE with
    extensions to very massive and extreme metal-poor stars. We consider not only
    low-mass BHs (lBHs: $5-50 M_\odot$) but also high-mass BHs (hBHs: $130-200
    M_\odot$), where lBHs and hBHs are below and above the pair-instability mass
    gap ($50-130 M_\odot$), respectively. Pop. III BH-BHs can be categorized into
    three subpopulations: BH-BHs without hBHs (hBH0s: $m_{\rm tot} \lesssim 100
    M_\odot$), with one hBH (hBH1s: $m_{\rm tot} \sim 130-260 M_\odot$), and with
    two hBHs (hBH2s: $m_{\rm tot} \sim 270-400 M_\odot$), where $m_{\rm tot}$ is
    the total mass of a BH-BH. Their merger rate densities at the current universe
    are $\sim 0.1$ yr$^{-1}$ Gpc$^{-3}$ for hBH0s, and $\sim 0.01$ yr$^{-1}$
    Gpc$^{-3}$ for the sum of hBH1s and hBH2s, provided that the mass density of
    Pop. III stars is $\sim 10^{13} M_\odot$ Gpc$^{-3}$. These rates are modestly
    insensitive to initial conditions and single star models. The hBH1 and hBH2
    mergers can dominate BH-BHs with hBHs discovered in near future. They have low
    effective spins $\lesssim 0.2$ in the current universe. The number ratio of the
    hBH2s to the hBH1s is high, $\gtrsim 0.1$. We also find BHs in the mass gap (up
    to $\sim 85 M_\odot$) merge. These merger rates can be reduced to nearly zero
    if Pop. III binaries are always wide ($\gtrsim 100 R_\odot$), and if Pop. III
    stars always enter into chemically homogeneous evolution. The presence of close
    Pop. III binaries ($\sim 10 R_\odot$) are crucial for avoiding the worst
    scenario.

    DOI: 10.3847/1538-4357/abe40d

    arXiv

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    その他リンク: http://arxiv.org/pdf/2008.01890v3

  • Early Evolution of Disk, Outflow, and Magnetic Field of Young Stellar Objects: Impact of Dust Model

    Tsukamoto, Y., Machida, M. N., Susa, H., Nomura, H., Inutsuka, S.

    The Astrophysical Journal   2020年6月

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    The formation and early evolution of low-mass young stellar objects (YSOs) are investigated using three-dimensional non-ideal magnetohydrodynamics simulations. We investigate the evolution of YSOs up to $\sim {10}^{4}\,\mathrm{yr}$ after protostar formation, at which protostellar mass reaches $\sim 0.1{M}_{\odot }$ . We particularly focus on the impact of the dust model on the evolution. We found that a circumstellar disk is formed in all simulations, regardless of the dust model. Disk size is approximately 10 au at the protostar formation epoch, and it increases to several tens of au at $\sim {10}^{4}\,\mathrm{yr}$ after protostar formation. The disk mass is comparable to the central protostellar mass, and gravitational instability develops. In simulations with small dust sizes, the warp of the pseudodisk develops $\sim {10}^{4}\,\mathrm{yr}$ after protostar formation. The warp strengthens magnetic braking in the disk and decreases disk size. Ion-neutral drift can occur in the infalling envelope when the typical dust size is $a\gtrsim 0.2\,\mu {\rm{m } }$ and the protostar (plus disk) mass is $M\gtrsim 0.1{M}_{\odot }$ . The outflow activity is anticorrelated to the dust size, and the strong outflow appears with small dust grains....

    DOI: 10.3847/1538-4357/ab93d0

    arXiv

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書籍等出版物 【 表示 / 非表示

  • The Encyclopedia of Cosmology Volume 2: Numerical Simulations in Cosmology

    K.Nagamine, A.Klypin,K.Dolag,H.Susa,V.Bromm,I,Shlosman,G.L.Bryan,D.Nagai( 担当: 共著 ,  範囲: chapter 4)

    World Scientific  2018年5月  ( ISBN:978-981-4656-19-1

  • 一般物理学(共著)

    佐藤文隆, 須佐元( 担当: 共著)

    裳華房  2010年8月  ( ISBN:978-4-7853-2827-6

  • Tours symposium on nuclear physics and astrophysics-VII : Kobe, Japan 16-20 November 2009

    Tours Symposium on Nuclear Physics, 須佐 元, 宇都宮 弘章, Arnould Marcel, Galès Sydney, 本林 透, Scheidenberger Christoph

    American Institute of Physics  2010年  ( ISBN:9780735407848

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総説・解説記事(Misc) 【 表示 / 非表示

  • パルスレーザー励起非平衡材料プロセスがもたらす階層構造形成 : 超新星爆発とのアナロジー (光・量子デバイス研究会・レーザマイクロ・ナノプロセシング)

    梅津 郁朗, 冨永 望, 須佐 元, 秋宗 秀俊

    電気学会研究会資料. OQD = The papers of technical meeting on optical and quantum devices, IEE Japan   2014 ( 5 )   41 - 46   2014年3月

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    出版者・発行元:電気学会  

    CiNii Article

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  • TOURS SYMPOSIUM ON NUCLEAR PHYSICS AND ASTROPHYSICS-VII

    須佐 元

    American Institute of Physics Conference Series   2010年6月

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  • 星ふる里の麓にて - 銀河形成理論次の10年 -

    須佐 元

    天文月報   97 ( 7 )   425   2004年11月

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    担当区分:筆頭著者   掲載種別:記事・総説・解説・論説等(国際会議プロシーディングズ)   出版者・発行元:日本天文学会  

  • 宇宙物理における輻射輸送問題

    須佐 元

    天文月報   96 ( 12 )   642   2003年12月

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    担当区分:筆頭著者   掲載種別:記事・総説・解説・論説等(国際会議プロシーディングズ)   出版者・発行元:日本天文学会  

  • 銀河形成における背景紫外輻射場の役割

    須佐 元

    天文月報   96 ( 2 )   77   2003年2月

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    担当区分:筆頭著者   掲載種別:記事・総説・解説・論説等(国際会議プロシーディングズ)   出版者・発行元:日本天文学会  

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講演・口頭発表等 【 表示 / 非表示

  • Number of population III stars per minihalo

    Hajime Susa

    First Stars VI  (Chile, Concepcion) 

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    開催年月日: 2020年3月

    The numerical studies on the mass accretion phase of pop. III star formation in the last decade suggest that they could be < 1 M⊙ because of the disk fragmentation. In fact, those stars are formed as a member of a multiple system in a minihalo. In order to investigate the fragmentation process in detail, we perform a set of numerical simulations on the collapse of the gas in the minihalo. We find that the average number of stars is roughly proportional to t^0.3, where t is the elapsed time since the formation of the first protostar. In this talk I will show the latest results on this issue in which the elapsed time is much longer than the previous calculation (Susa 2019, ApJ 877:99).

  • Stellar wind prevents the ISM gas from accreting onto the popIII stars

    Susa, H.; Tanaka, S.; Chiaki, G.; Tominaga, N.

    Francesco’s Legacy –Star Formation in Space and Time  (イタリア・フィレンツェ) 

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    開催年月日: 2017年6月

  • The effects of magnetic dissipation on the star formation in low metallicity environments

    Hajime Susa, Doi Kentaro, Kazuyuki Omukai

    First Stars, Galaxies, and Black Holes: Now and Then  (Groningen) 

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    開催年月日: 2015年6月

  • The IMF of the First Stars

    Hajime Susa, Kenji Hasegawa, Nozomu Tominaga

    The physics of first star and galaxy formation  (Edinburgh) 

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    開催年月日: 2014年6月

  • On the IMF of first stars

    Susa, H.; Hasegawa, K.; Tominaga, N.

    ORIGIN OF MATTER AND EVOLUTION OF GALAXIES 2013  (Tsukuba) 

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    開催年月日: 2013年11月

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学術関係受賞 【 表示 / 非表示

  • 日本情報処理学会論文賞

    1111年11月   日本情報処理学会  

    須佐元

科研費(文科省・学振)獲得実績 【 表示 / 非表示

  • ブラックホール連星形成過程の理論的研究

    2017年6月 - 現在

    学術振興機構 科学研究費助成事業 新学術領域研究(研究領域提案型)

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    2015年9月以降に発見されたブラックホール連星からの重力波は、重力波そのものの重要性だけでなく、なぜこのような大質量のブラックホール連星が多く存在するのかという疑問を引き起こした。この研究はこのようなブラックホール連星が誕生する道筋を宇宙物理学的に解明しようとするものである。

  • 極初期宇宙における星形成の研究

    2017年4月 - 現在

    学術振興機構 科学研究費助成事業 基盤研究(B)

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    初期宇宙における星形成活動を理解することは現在の宇宙物理学において中心的テーマの一つである。今世紀に入って最初期の星形成については多くの理論的進展があったが, 1)降着円盤の分裂による小質量初代星の形成 2)乱流によって増幅された磁場中での初代星形成 3)第二世代の星形成 という問題がフロンティアとして残っている。これらはそれぞれ天文学的に重要な意味をもつ。1)は観測可能な初代星が存在するかもしれないことを意味し, 2)は初代星形成のパラダイムを根本的にシフトさせる可能性がある。3)は初期宇宙の星形成活動の「本体」というべきプロセスである。本研究ではこれら三点について数値シミュレーションの手法を用いて詳細に調べることを目的とする。

  • 超金属欠乏星の観測と大規模シミュレーションによる銀河初代星の起源の解明

    2017年4月 - 現在

    学術振興機構 科学研究費助成事業 基盤研究(A)

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    宇宙初期に生まれた星はどのような過程で形成されたのか、それらは現在銀河系のどこにどれだけ残存しているのか。本研究は、これら古い星の探査観測を実行し、宇宙初期の星形成史、さらには階層的合体による銀河形成史を解明することを目的とする。そこで、銀河系にある恒星系から初代星としての超金属欠乏星候補を選択的に抽出するために、これらの星に特徴的な波長帯に合わせた狭帯域フィルターを製作し、すばる望遠鏡超広視野カメラHSC に装着して、銀河古成分恒星系(バルジ、ハロー、矮小銀河)の系統的な測光観測を実施する。そして、この観測によって得られる超金属欠乏星の統計解析を行い、初代星の形成理論と銀河形成論に基づいた大規模理論シミュレーション結果と比較検討することにより、銀河初期の星形成史を解明する。

  • 輻射流体計算による初代星形成の研究

    2013年4月 - 2016年3月

    学術振興機構 科学研究費助成事業 基盤研究(C)

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    宇宙で最初に生まれた星々(初代星)の誕生の様子を輻射と流体の効果を取り入れた数値シミュレーションによって調べた。その結果、初代星の質量は1-300倍の太陽質量の範囲に分布し、ピークは数十太陽質量程度であることが分かった。またいくつかの小質量星は多体の相互作用によってミニハローの外側に飛ばされ、結果として質量降着が進まずに軽いままであることがわかった。現在まで生き残ることができる0.8太陽質量 よりも軽い星が生まれたとすると、観測的にはミニハローあたり1個程度以上は生まれてはいけないという制限があることが明らかとなった。

  • 初期天体の輻射による宇宙論的種磁場形成の研究

    2010年4月 - 現在

    学術振興機構 科学研究費助成事業 基盤研究(C)

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    本研究では宇宙初期に生まれる明るい天体によって作られる種磁場の強度を調べ、その宇宙論的意義を明らかにすることを目的とする。宇宙の磁場は様々なスケールで確認されており、その起源については諸説がある。そのうち、輻射の異方性に起因する生成メカニズムについてはこれまで深く調べられてこなかった。特に初代星やクエーサーといった明るい天体は比較的強い磁場を作ると考えられる。この研究では現実的な物質分布を用いて輻射流体計算を行い、明るい初期天体からの放射がどの程度異方性を持つか調べ、その結果生まれる種磁場の大きさを見積もる。また輻射以外の生成プロセスも併せて考慮し、現実的にどの程度の磁場が生成されるのかを計算する。
     また初期宇宙で生成される磁場は、初期宇宙の星形成プロセスに大きな影響を与えうる。求められた磁場の強度が星形成に影響を与えるかどうかは磁場と始原ガスとのカップリングの程度に強く依存する。初期宇宙の星形成の宇宙論的意義を考えると、この点も詳細に調べるべきであり、これも併せて研究していく。

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科研費以外の競争的資金獲得実績 【 表示 / 非表示

  • 極紫外線背景輻射場中での円盤銀河の星形成活動について

    2008年4月 - 2010年3月

    その他財団等  稲盛財団研究助成金

寄附金・講座・研究部門 【 表示 / 非表示

  • 稲盛財団

    寄附者名称:稲盛財団 2008年4月

研究シーズへのリンク 【 表示 / 非表示

共同研究希望テーマ 【 表示 / 非表示

  • 輻射流体

研究費にかかる研究(調査)活動報告書 【 表示 / 非表示

  • 2021年度  初代星の形成・ブラックホール連星の前駆体としての初代星連星の形成

    研究費の種類: 科研費

  • 2020年度  初代星の形成・ブラックホール連星の前駆体としての初代星連星の形成

    研究費の種類: 科研費

 

その他教育活動及び特記事項 【 表示 / 非表示

  • 2016年10月
    -
    現在

    Educreationによる予習復習の為のビデオ配信

  • 2007年4月
    -
    現在

    教科のテキストをWEB公開

  • 2007年4月
    -
    現在

    講義資料をMykonanにアップロード

ティーチングポートフォリオ 【 表示 / 非表示

  • 2019年度

    教育の責任(何をやっているか:主たる担当科目):

    ワークショップIa,IIa,IIIa,IVa,Ib,IIb,IIIb,IVb(1~4年次配当、半期1単位)、基礎物理学実験(1年次配当、1単位)、数理物理学(3年次配当、2単位)、量子力学II(3年次配当、2単位)、計算物理ワークショップ(3年次配当、2単位)、宇宙物理学(3・4年次配当、隔年、2単位)、宇宙理学リサーチ(3年次配当、4単位)、物理学卒業研究(4年次配当、8単位)

    教育の理念(なぜやっているか:教育目標):

    あらゆる自然現象の基本となる物理法則を理解し、その論理性を応用することによって将来広く社会に貢献できる学生の養成をめざす。また社会で活躍するための総合力を実験、実習、演習を通して養成する。

    教育の方法(どのようにやっているか:教育の工夫):

    授業科目の内容や到達目標等をシラバスに記載し、授業を実施している。ワークショプ科目に関しては、考える力や洞察力を涵養するために、アクティブ・ラーニングを積極的に活用している。量子力学IIにおいては各授業内容のダイジェストをビデオ配信することにより、予習復習に役立てている。計算物理ワークショップに関しては授業資料をWEBで配信し、インタラクティブな授業において活用されている。宇宙物理学においては圧縮発火実験を教卓で行い、物理現象の直感的理解の助けとしている。
    また講義科目(量子力学II、数理物理学、宇宙物理学)においては必ず中間試験を実施することによって中だるみを防ぎ、学習意欲を保つようにしている。また毎回の授業において、自分の手を動かす演習を挟むことにより、理解の助けとしている。

    教育方法の評価・学習の成果(どうだったか:結果と評価):

    教育方法の評価については、授業改善アンケートを参考にして毎年授業方法の改善を図っている。アンケートではどの科目もおよそ学部のアベレージと同程度であった。ビデオ配信に関しては復習に役立ったという感想が多かった。成績に関してビデオ配信との因果関係は不明である。「卒業研究」では、中間と最後に発表会を行い学修の成果を確認している。概ね卒業研究は良い成果を出していると思われる。また、学科内で教員による授業参観を行い教育方法の改善を図っている。

    改善点・今後の目標(これからどうするか):

    授業評価アンケートや、Educreationsのview数からある程度その期の授業の評価が見えるが、各手法との直接の因果関係はそれほど明らかではない。今後授業方法の評価に関して研究の余地がある。

    根拠資料(資料の種類などの名称):

    甲南大学理工学部物理学科(学士課程)における教育基本方針および教育課程編成・実施の方針、シラバス、授業改善アンケート、計算物理ワークショップホームページ(Mykonan参照)、Educreations上の量子力学IIのクラスページ(MyKonan参照)

 

所属学協会等の委員歴 【 表示 / 非表示

  • 2019年 - 現在   日本天文学会  日本天文学会代議員推薦委員会委員(2021年から委員長)

  • 2014年3月 - 2017年5月   日本天文学会  年会監事/理事

  • 2013年12月 - 2014年11月   理論天文学宇宙物理学懇談会  運営委員長

  • 2012年4月 - 2014年3月   国立天文台 理論専門委員会  委員長

社会貢献活動 【 表示 / 非表示

  • 甲南大学春季公開講座2018

    2018年6月

  • 芦屋市サイエンス講座

    2017年10月 - 2017年12月

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    宇宙物理学入門として約60名の市民に90分×3回の講義。

  • NHK文化センター(町田)で公開講義

    2017年7月

     詳細を見る

    シリーズ講座「最新の宇宙研究で迫る3つの謎」で第3回目を担当した。

  • 開智オープンスクール

    2016年7月 - 現在

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    和歌山県開智高校に年1回出校している。

  • 桐蔭総合大学

    2014年3月 - 現在

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    和歌山県の桐蔭高校に2014年から出向している。

 

提供可能な資源 【 表示 / 非表示

  • 並列コンピューティング

    a

  • 粒子法による輻射流体計算コードの並列化について

    a

学内活動 【 表示 / 非表示

  • 2017年4月
    -
    2018年3月

      FD委員会   (全学委員会)

  • 2015年4月
    -
    現在

      図書館商議委員   (全学委員会)

  • 2012年4月
    -
    現在

      将来計画委員   (専攻内委員会)

  • 2012年4月
    -
    2015年3月

      FD委員会企画運営分科会長   (全学委員会)

  • 2011年4月
    -
    2015年3月

      FD委員   (全学委員会)

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