1995年横浜マリノスに入団。海外留学を経て1998年にサガン鳥栖に加入し翌年までプレーした。その後はフットサルに転進。さらに遊びのつもりではじめたビーチサッカー大会で2004年に優勝したのが日本サッカー協会の目に留まり、翌2005年に開催された第1回FIFAビーチサッカーワールドカップで日本代表に選出され、その後も2007年の第3回大会以外は全て代表に選出されている。2015年大会で通算7度のW杯出場はソーマプライア所属の照喜名辰吾と並び日本人最多。代表通算成績は87試合出場15得点。現役選手と並行して指導者としても活動しており、自身が所属するLEON福岡のジュニアユースチーム（U-15)の総監督を勤めている。2018年、ビーチサッカー日本代表のコーチに就任
千葉県生まれ。1973年千葉県立千葉高等学校卒業。1978年横浜国立大学工学部造船工学科卒業。1983年東京大学大学院工学系研究科船舶工学専攻博士課程修了、工学博士。同年豊橋技術科学大学助手。1985年横浜国立大学工学部助教授。1990年プリンストン大学客員研究員。1991年東京大学生産技術研究所研究員、マサチューセッツ工科大学客員研究員。1997年横浜国立大学工学部教授。2011年横浜国立大学大学院環境情報研究院長・学府長。2015年国立大学法人横浜国立大学理事（研究・評価担当）・副学長。専門は機械力学で、2019年には第97期日本機械学会会長に選出された。
森下 信（もりした しん、1954年（昭和29年） - ）は、日本の工学者。専門は機械力学。横浜国立大学大学院環境情報研究院教授、第97期日本機械学会会長。元国立大学法人横浜国立大学理事・副学長。
例えば、C=C二重結合を持った有機化合物に過安息香酸を作用させると、二重結合部分をエポキシドに変換できる。他にも、例えば、ヨードベンゼンやヨードソベンゼンに過安息香酸を作用させると、ヨードベンゼンやヨードソベンゼンはヨードキシベンゼンになる。これらの反応から判るように、過安息香酸は酸化剤として用いることができる。
過安息香酸は、安息香酸に過酸化水素を作用させることで合成できる。この方法は、過カルボン酸を合成する一般的な反応と同様である。この他に、過酸化ベンゾイルをナトリウムメトキシドで処理することでも得られる。
過安息香酸（かあんそくこうさん）とは、過酸の1種で、安息香酸を過カルボン酸にした有機酸である。示性式はC₆H₅COOOHやC₆H₅CO₃Hで表すことができ、ベンゼン環を持った過酸としては最も単純な構造をしている。
Ia型超新星は、アメリカの天文学者ルドルフ・ミンコフスキーとフリッツ・ツビッキーによって開発された超新星の分類法におけるサブカテゴリーである。この型の超新星の形成過程にはいくつかあるが、共通の機構を持つ。ゆっくり自転している時、炭素と酸素に富んだ白色矮星上の伴星からの降着物質は、チャンドラセカール限界を超えない。この限界を超えると、電子縮退圧で自身の重さを支えることができなくなり、崩壊を始める。相殺がなければ、白色矮星は崩壊して中性子星となる。主にマグネシウム、ネオン、酸素から構成される白色矮星の場合は、この過程をたどるのが普通である。しかし、現在の天文学者は、実際にはこの限界には達せず、崩壊は始まらないと考えている。その代わり、質量の増加による圧力と密度の増加が核の温度を上昇させ、限界まで約1%に至ると、対流が生じ、約1000年間続く。この爆発寸前の段階のいくつかの点で、炭素燃焼過程のエネルギーによる爆発前面が生まれる。点火の詳細はまだ分かっていない。その直後に酸素燃焼過程が開始するが、酸素は炭素ほど完全には消費されない。核融合が始まると、白色矮星の温度は上昇し始める。熱圧力によって支えられる主系列星は拡張し、熱エネルギーの増加と釣り合って、冷える。しかし、縮退圧は温度に依存しないため、白色矮星は燃焼過程を制御することができず、暴走核融合反応が起こりやすくなる。炎は、レイリー・テイラー不安定性や乱流との相互作用によって加速する。この炎が、準音速爆発から超音速爆発にまでなるか否かについては議論がある。核燃焼の正確な詳細は別として、白色矮星の炭素と酸素のかなりの部分は数秒のうちにさらに重い元素に融合し、内部温度は数十億度に上昇するということは、広く受け入れられている。この熱核燃焼からのエネルギーの放出(1-2×10⁴⁴J)は、恒星の重力結合エネルギーよりも十分に大きく、白色矮星を構成する個々の粒子は、ばらばらに飛んでいくのに十分な運動エネルギーを得る。恒星は激しく爆発し、衝撃波を放出する。その中で、物質は光速の約6%、およそ5,000-20,000km/sの速度で弾き飛ばされる。爆発で放出されたエネルギーも、光度の急激な増大の一因となる。典型的なIa型超新星の絶対等級は、Mv=-19.3（太陽光度の約50億倍）であり、誤差はほとんどない。超新星残骸が伴星と一緒に留まり続けるか否かは、放出された質量に依存する。この型の超新星の理論は、新星の理論と類似している。新星では、白色矮星への物質の降着は、よりゆっくりで、チャンドラセカール限界までは達しない。新星の場合、降着した物質は、表面での水素の核融合を起こし、恒星の破壊には至らない。この型の超新星は、重い恒星の表層が激しく爆発するII型超新星とは異なる。