クンレン ニ マナブ : ナンカイ トウナンカイ ジシン ナド ノ ダイキボ サイガイ ニ タイスル トクシマシ イシカイ ノ トリクミ

When we think about accident in stage of an industrial physician, we must check institution equipment and make protection curd against disasters and carry out training, and reflect and review it along PDCA cycle（plan-do-check-act cycle）of one of the procedure to push forward production control in business action and administrative work such as quality control smoothly.We reported it about“An action of the Tokushima City Medical Association for prevention and management of possible large-scaled natural disasters such as an earthquake in the Nankai and East Nankai regions”that evolved while learning from training

Non-LTE Line-Formation and Abundances of Sulfur and Zinc in F, G, and K Stars

Extensive statistical-equilibrium calculations on neutral sulfur and zinc were carried out, in order to investigate how the non-LTE effect plays a role in the determination of S and Zn abundances in F, G, and K stars. Having checked on the spectra of representative F-type stars (Polaris, Procyon, and alpha Per) and the Sun that our non-LTE corrections yield a reasonable consistency between the abundances derived from different lines, we tried an extensive non-LTE reanalysis of published equivalent-width data of S I and Zn I lines for metal-poor halo/disk stars. According to our calculations, S I 9212/9228/9237 lines suffer significant negative non-LTE corrections amounting to <~ 0.2--0.3 dex, while LTE is practically valid for S I 8683/8694 lines. Embarrassingly, as far as the very metal-poor regime is concerned, a marked discordance is observed between the [S/Fe] values from these two abundance indicators, in the sense that the former attains a nearly flat plateau (or even a slight downward bending) while the latter shows an ever-increasing trend with a further lowering of metallicity. The reason for this discrepancy is yet to be clarified. Regarding Zn, we almost confirmed the characteristic tendencies of [Zn/Fe] reported from recent LTE studies (i.e., an evident/slight increase of [Zn/Fe] with a decrease of [Fe/H] for very metal-poor/disk stars), since the non-LTE corrections for the Zn I 4722/4810 and 6362 lines (tending to be positive and gradually increasing towards lower [Fe/H]) are quantitatively of less significance (<~ 0.1 dex).Comment: 33 pages, 7 figures, PASJ, Vol. 57, No. 5 (2005) in pres

天然産二硫化モリブデンの走査トンネル顕微鏡（STM）画像

Natural β-MoSmolybdenite, delivered in Gunma Prefecture was imaged using scanning tunneling microscope(STM)under ambient condition. Before imaging,the crystal structure was confirmed by X-ray powder diffraction analysis and the lattice constants and the unit cell volume were determined as a＝0.31619(2) nm,c＝1.2305(2)nm and 0.10653(2)nm3,respectively. STM images of natural β-MoS1 clearly showed that the surface structure was (0001) basal plane as pioneering studies indicated. Conditions for STM sample preparation of natural minerals were briefly discussed and the usage of STM images in the lecture of crystallographic science for undergraduate level was considered

Polarimetric Observations of the RV Tauri Stars with HBS (Hennko Bunnko Sokkosochi)and Their Intrinsic Polarizations

　おうし座RV型星は、主極小と副極小を交互にくり返す光度変化に特徴がある半規則的な変光星である。この変光星は、光度曲線をもとにRVa型とRVb型に細分類されており、RVb型が脈動周期に重なって長周期の光度変化を示すのに対して、RVa型はそのような長周期変化を示さない。またこの変光星は可視域のスペクトルをもとに、酸素過剰なAグループと炭素過剰なBグループとCグループに細分類されている。　われわれは、国立天文台の堂平観測所と岡山天体物理観測所の91cm反射望遠鏡に偏光分光測光装置（HBS）を取り付けて、明るい5個のおうし座RV型星の偏光分光観測を行った。そして、それぞれの星に対して星間偏光を差し引いて固有偏光を求め、次の結果を得た。　ふたご座SS星といっかくじゅう座U星とおうし座RV星では、固有偏光度の波長依存性に時間変動が見られる。　上記の時間変動の多くには脈動の位相との相関が見られないが、長周期光度変化と相関がありそうな星がある。　いっかくじゅう座U星のいくつかの観測では、その固有偏光度にいくつかの波長でピークが見られ、ピークの波長が放射の吸収帯に一致している。　ふたご座SS星とヘルクレス座AC星とおうし座RV星では、固有偏光位置角にも波長依存性が見られる。とくにおうし座RV星では、長周期光度変化の増光期に5500Å付近よりも短波長側で固有偏光位置角が波長とともに減少している。この波長依存性は、たて座R星の過去の偏光分光観測で観測されたものに似ている

Differences in the Learning of Beginning Learners and Specialized Scientists in the Field of Ethics : From the Viewpoint of Schemas and Narratives

本研究では，価値領域における倫理の観点について，専門科学者の学びの過程（論文作成過程）と，大学院生による学びの過程（論文の読解過程）の相違について検討する。課題論文は，「生命圏倫理学の論点―倫理学の視点から―」（畠中和生，2005，2006）である。学習者の学びの過程を専門科学者の研究（学び）の過程に変換する方法として，学校教育現場で一般的に用いられるテキストを読んで理解したことを文章や図でまとめる方法を用いた。加えて，畠中氏に，直接インタビューに出向いて，論文についての理解を補った。その結果，内容の理解不足に関しては，スキーマの不足が要因として考えられたが，これは時間をかければ克服できることがわかった。しかしながら，この方法では専門科学者の隠れたメッセージは十分読み取れないこともわかった。倫理学の領域は，自然科学や工学の領域のように，具体的な例が存在するとは限らない。このため，スキーマだけでは伝わらないものは多いと考えられる。本研究では，スキーマだけでは示しにくいものも，ナラティブズ（語り）によって伝えられる可能性を示した。今後は，倫理学の領域で専門科学者の隠れたメッセージを読み取る学習方法を検討していく必要があるだろう。This study investigated the differences between the learning process (the paper writing process) of a specialized scientist and that of graduate students (the process of understanding a paper) in the field of ethics. The selected paper was “On the Main Topics of Biosphere Ethics: From the Viewpoint of Philosophical Ethics” by Kazuo Hatakenaka (2005, 2006). As a method of transforming a student’s learning process into a process of the scientist conducting the research study, graduate students organized their understanding of the paper using summaries and figures, which is a method often utilized in classrooms. In addition, Prof. Hatakenaka was interviewed in order to supplement her understanding of the paper. As a result, we found that a lack of schema of the graduate student was the reason for inadequate understanding of the text, but it could be overcome by investing more time in the process of understanding the paper. However, we also found that this method did not enable a deep understanding of underlying messages of the author. In the field of ethics, there are not always concrete examples as like is the case in the fields of natural sciences and engineering. Therefore, to understand the paper precisely in the field of ethics, a beginning learner could have limits just activating her/his schemas. This study suggested a possibility that narratives could establish contexts to understand them correctly using her/his schemas. We need more studies to investigate learning methods for understanding messages of specialized scientists deeply in the field of ethics

Long-Term Periodic Variations in Polarization of RV Tauri Stars Observed with HBS

　おうし座RV型星は、主極小と副極小を交互にくり返す光度変化に特徴がある半規則的な変光星である。この変光星は、光度曲線をもとにRVa型とRVb型に細分類されており、RVb型が脈動周期に重なって長周期の光度変化を示すのに対して、RVa型はそのような長周期変化を示さない。またこの変光星は可視域のスペクトルをもとに、酸素過剰なAグループと炭素過剰なB，Cグループに細分類されている。　われわれは、岡山天体物理観測所の188cm反射望遠鏡に偏光分光測光装置（HBS）を取り付けて、明るい4個のおうし座RV型星の偏光分光観測を行った。そして、それぞれの星に対して星間偏光を差し引いて固有偏光を求め、固有偏光の波長依存性に関して次の結果を得た。（1）HBSで求めたふたご座SS星の固有偏光の波長依存性には3つのタイプがある。それらは脈動変光の位相の違いによると思われる。（2）HBSで求めたいっかくじゅう座U星の固有偏光の波長依存性には4つのタイプがある。それらは長周期光度変化の位相の違いによると思われる。（3）HBSで求めたオリオン座CT星の固有偏光の波長依存性は、多色偏光測光装置（MCP）で求めた結果に等しい。したがって、オリオン座CT星の固有偏光は時間的に一定と思われる。（4）HBSで求めたおうし座座TV星の固有偏光の波長依存性には4つのタイプがある。それらは長周期光度変化の位相の違いによると思われる。ただし、MCPで求めた両者の相関関係とは異なっている

Polarization Variations of the RV Tauri Stars II : The Results for the Other Eight Stars

　おうし座RV型変光星は，F型～K型のスペクトル型の準規則的な変光を示す脈動変光星で，主極小と副極小をもつ光度変化を示し，主極小光度間の変光周期は30日～150日の範囲にある．　この変光星は，可視域でのスペクトルにより酸素過剰を示すものと炭素過剰を示すものに分類され，また，その星周圏の赤外放射のエネルギー分布からも，酸素過剰の特徴を示すものと炭素過剰の特徴を示すものに分類されている．ところが，可視域での分類と赤外放射での分類が必ずしも対応しておらず，可視域で炭素過剰なグループでありながら酸素過剰な赤外放射を示すものが観測されている．　そこで，両分類の関係を調べるために，国立天文台堂平観測所の91cm反射望遠鏡の多色偏光測光装置を用いて，13個のおうし座RV型変光星を他の種類の脈動変光星3個とともに観測した．　この内，7個のおうし座RV型変光星と他の種類の脈動変光星1個の解析結果は，本研究年報の第12号で報告した．ここでは，他の種類の脈動変光星2個を含む残りの8個の星の解析結果を報告する．前回の報告に付け加わった結論は，次のとおりである．1）　多くのおうし座RV型変光星が偏光の時間変動を示し，固有の偏光成分をもつことが，さらに確認された．それに対して，他の種類の3個の脈動変光星では，偏光の時間変動は確認されなかった．2）　可視域で酸素過剰なグループは，そのスペクトルをもとにさらに，2つのグループに細分類されているが，それらの間では，偏光の特徴で系統的な違いは見られない．3）　いっかくじゅう座U星では，過去になされた2つの観測の間に固有の偏光位置角が長期的な変化をしていたが，ここでの観測値は，両者の中間の値になっていた．4）　おうし座RV星では，観測された偏光がQU平面上で右上への非周期的変化を示している

Synthetic Spectra Method for Carbon Stars II. Some calculations from the realistic data

　スペクトル合成法は，理論的に計算された合成スペクトルと観測されたスペクトルを比較して，恒星大気の物理量や化学組成を求める方法で，とくに炭素星のように連続スペクトルのレベルの決定が困難な恒星の解析に有効である．この方法は大量の計算と記憶容量を要するため，従来は大型計算機を用いてなされている．また，パーソナル・コンピューターを用いる場合には，ミンナートの近似式で合成スペクトルが計算されるが，この場合，大気の複雑な構造を考慮に入れることができない．　炭素星のD線付近のスペクトルの解析を目ざして，本研究年報の第７号で，筆者はミンナートの近似式によらないより精度の高い合成スペクトルをパーソナル・コンピューターで計算する方法を試みた．その際，筆者らがすでに開発している放射流束のガウス型数値積分の式により合成スペクトルを計算するプログラムを開発した．しかし，その計算では計算時問短縮のため，分子の線のgf値や線輪郭について非現実的な仮定がなされた．　本研究で筆者は，それらより現実的な仮定のもとに合成スペクトルを計算するプログラムを開発した．すなわち，gf値として振動および回転振動子強度を考慮し，さらにボルツマン因子を考慮した．また，Voigt型輪郭を線輪郭とした．そして，辻隆氏の計算した炭素星のモデル大気（Teff＝3400K，g＝0.1cgs）をもとに，5885～5900Åの波長域のCN分子による合成スペクトルが，本プログラムで計算された．PC－9801VM2を用いての計算時間は14.5分であった．本プログラムでは，まだ吸収線にかかわるエネルギー準位にある数密度の大気内での変化が考慮されていない．しかし，それを考慮しても，高精度の合成スペクトルが実用的な時間内で計算されるであろうことを，上述の計算時間は示唆している

ERガタ キュウキュウ ニ トリクム ニジ キュウキュウ イリョウ キカン ノ ゲンジョウ

Background : In Japan, the emergency doctor’s job has traditionally been to care for critically ill patients presenting to the emergency department（ED）, a role similar to that of an intensivist. Recently, US-style emergency medicine, referred to in Japan as ER-style emergency medicine, has been adopted. This emergency medicine is not dissimilar to that practiced in western countries such as the United States. Objectives : The aim of this study was to clarify the role of US-style emergency room（ER）physicians in the ED of a single local hospital in Tokushima Prefecture, Japan. Methods : Using medical records, we analyzed the emergency patients who visited our ED from April２００９to March２０１0. Results : Of the ５４９７ cases examined, the number of severe, moderate, and mild cases were １４５（２．６％）, ８１３（１４．８％）, and ４５３９（８２．６％）, respectively. Of these patients, ２１８６（３９．８％）were transported to the hospital by ambulance and３２４５（５９．０％）made their own way. The number of injured and ill patients were ２７５６（５０．１％） and ２７４１（４９．９％）, respectively. The number of cardiopulmonary arrests on arrival was ３８. Nine（０．３％）fatal illnesses were identified during this period. Conclusions : ER physicians have to respond adequately to all patients presenting to the ED regardless of the severity or nature of the injury or illness. In addition, it is necessary to maintain relationships between the ER and neighboring hospitals for patient transfer, and this is considered fundamental for building a safety net for community residents

Synthetic Spectra Method for Carbon Stars 1 : The Spectral Synthetic Calculations by Gaussian Quadrature Formula

　スペクトル合成法は，とくに炭素星のように連続スペクトルのレベルの決定が困難な恒星スペクトルの解析に有効な方法である．この方法では，理論的に計算された合成スペクトルを観測されたスペクトルと比較して，恒星大気の物理量や化学組成が求められる．合成スペクトルの計算には大量の計算と記憶容量を要するため，従来この方法は大型計算機を用いてなされており，また，パーソナル・コンピューターを用いる場合には，ミンナートの式によって近似的に計算された合成スペクトルにより比較がなされている．　本研究では，炭素星を対象としたスペクトルの合成法をパーソナル・コンピューターを用いて行う際に，ミンナートの近似式によらないより精度の高い合成スペクトルを計算する方法が試みられた．そのために，筆者らがすでに開発している放射流束のガウス型数値積分のための式を用いて合成スペクトルを計算するプログラムが開発された．そして，辻隆氏の計算した炭素星のモデル大気（Teff=340OK, g=O.1cgs）をもとに，平井正則氏の開発したスペクトル線の波長計算用プログラムを利回して，5885Å～5900Åの波長域のCN，C2分子による合成スペクトルが，本プログラムを用いて計算された．PC-9801VM2を用いての計算時間は5.5分で，十分実用的であることが示された．なお，本計算では計算を簡便にするために，分子の線のgf値や線輪郭について非現実的な仮定がなされているが，それらの仮定を現実的なものに改めて計算しても，高精度の合成スペクトルが数10分と実用的な時間内で計算されるものと見込まれる