ticoAg/ChineseCorpus-Kaggle-fanti huggingface dataset:
第二代的深海中微子望遠鏡項目已經達到甚至超過最初由先驅者們設想的尺寸。IceCube微中子觀測站位于南極，并納入其前身（AMANDA），于2010年12月完成。目前，它包括在水深1450米到2550的南極冰蓋上安裝了86串鏈條上的5160個數字光學模塊。在地中海和GVD在它們的準備/原型階段。IceCube儀器布置于1立方千米的冰中。 GVD也計劃覆蓋1立方千米，但有更高的能量閾值。 計劃涵蓋多個立方千米。無論KM3NeT和GVD可能在2017年完成，預計全部三個將形成一個全球性的中微子觀測站。
2018年7月，冰立方中微子天文臺宣布於2017年9月偵測到一顆微中子，該微中子來自37億光年遠的獵戶座耀變體TXS 0506+056。這是人類第一次使用微中子探測器來定位太空中的物體。
由于中微子與物質只有很少的相互作用，所以沖過地球的太陽中微子的巨大通量給1036個靶原子足夠以產生1個相互作用，并且每一個相互作用只產生少數光子或一個嬗變原子。中微子相互作用的觀察需要一個大的檢測器質量，以及一個敏感的放大系統。
*  微中子天文學與X射線天文學
棒狀引力波探測器是最早的一種引力波探測器，是20世紀60年代美國馬里蘭大學的約瑟夫·韋伯（Joseph Weber）首先制造的，因此也稱為韋伯棒。采用鋁質實心圓柱，長2米，直徑1米，用細絲懸掛起來。這樣的圓柱具有很高的品質因子（阻尼系數的倒數），振動時的能量損失率很小，本征頻率在1kHz以上。當引力波照射到圓柱上時圓柱會發生-{zh-cn:諧振;zh-tw:共振;}-，繼而可以通過安裝在圓柱周圍的壓電傳感器檢測出來。它的缺點是容易受到地震、空氣振動、溫度和濕度變化、空氣分子布朗運動的干擾。為排除這些干擾，韋伯在相距1000公里的地方放置了兩個相同的棒狀探測器，只有兩個探測器同時檢測到的振動才被記錄下來。1969年，韋伯宣稱他的探測器得到了可靠的結果，立刻引起轟動，但是后來的重復實驗都得到了零結果，并且發現韋伯的棒狀探測器的噪聲遠遠大于引力波帶來的響應。此后意大利、澳大利亞、美國的科學家都相繼建造了類似的鋁質圓柱形探測器，有的采取了更復雜的減震、低溫、真空等措施排除干擾，如意大利在羅馬附近建造的重2.3噸、溫度冷卻到0.1K的棒狀波探測器。但是這些探測器都沒有得到令人信服的證據。
正處于旋近態的雙白矮星RX J0806.3+1527，當前它們之間的距離只有八萬千米左右，其后是它們發生合并的想象圖；錢德拉X射線天文臺已經提供間接證據支持RX J0806.3+1527可能是已知的最明亮的引力波源之一，更直接的證實需要借助像LISA這樣的引力波空間探測器的觀測，2016年2月11日，人類公開宣布首次探測到引力波信號。
引力波天文學是觀測天文學20世紀中葉以來逐漸興起的一個新興分支，其發展基礎是廣義相對論中引力的輻射理論在各類相對論性天體系統研究中的應用。傳統天文學主要是使用電磁波來觀測各種天體系統，而引力波天文學則是通過引力波來觀測發出引力輻射的天體系統。由于萬有引力相互作用和電磁相互作用相比強度十分微弱，引力波的直接觀測需要利用到當今最高端科技。
阿爾伯特·愛因斯坦於1915年發表廣義相對論，隔年他又在理論上預言引力波的存在。然而，在之後一世紀時間，引力波都未能在實驗上直接被檢測到。間接的觀測最早是1974年普林斯頓大學的拉塞爾·赫爾斯和約瑟夫·泰勒發現的脈沖雙星，PSR 1913+16，其軌道的演化遵守引力波理論的預測，兩人因此榮獲1993年諾貝爾物理學獎。隨後，又觀測到很多其它脈衝雙星，它們的軌道的演化都符合引力波理論的預測。
2016年2月11日，LIGO科學團隊與處女座干涉儀團隊於華盛頓舉行的一場記者會上宣布人類對於重力波的首個直接探測結果。所探測到的重力波來源於雙黑洞併合。兩個黑洞分別估計為29及36倍太陽質量，這次探測為物理學家史上首次由地面直接成功探測重力波。同年6月15日，LIGO團隊宣布，第二次直接探測到重力波。所探測到的重力波也來源於雙黑洞併合。兩個黑洞分別估計為14.2及7.8倍太陽質量，之後，又陸續確認探測到多次重力波事件。巴里·巴里什，萊納·魏斯及基普·索恩因領導此項工作而榮獲2017年諾貝爾物理學獎。
廣義相對論預言下的引力波來自于宇宙間帶有強引力場的天文學或宇宙學波源，近半個世紀以來的天體物理學研究表明，引力輻射在天體系統中出現的場合非常豐富。這些可期待的波源包括銀河系內的雙星系統（白矮星、中子星或黑洞等致密星體組成的雙星）、河外星系內的超大質量黑洞的併合、脈沖星的自轉、超新星的引力坍縮、大爆炸留下的背景輻射等等。引力波的觀測意義不僅在于對廣義相對論的直接驗證，更在于它能夠提供一個觀測宇宙的新途徑，就像觀測天文學從可見光天文學擴展到全波段天文學那樣極大擴展人類的視野。傳統的觀測天文學完全依靠對電磁輻射的探測，而引力波天文學的出現則標志著觀測手段已經開始超越電磁相互作用的范疇，引力波觀測將揭示關于恒星、星系以及宇宙更多前所未知的信息。
天文學者可以兼用電磁輻射、微中子、引力波來做天文觀察，就好像同時使用視覺、聽覺、味覺來品嘗食物一般，這門學術領域被稱為。
與基于電磁波觀測的傳統觀測天文學不同，引力波天文學具有如下特點：
*引力波是由波源整體的宏觀相干運動所產生，而非如電磁波那樣來自很多單個原子或電子的運動的疊加，因此引力輻射所揭示的信息與電磁輻射觀測到的完全不同。例如對一個雙星系統觀測到的引力波的偏振揭示了其雙星軌道的傾斜度，這類關于波源運動的宏觀信息通常無法從電磁輻射觀測中取得。
*如果比較波長與波源尺寸的關系，宇宙間的引力波并不像電磁波那樣波長比波源尺寸小很多，這使得引力波天文學通常不能像電磁波天文學那樣對波源進行拍照成相，而是類似聲波直接從波形分析波源的性質。
*大多數引力波源很難或根本無法通過電磁輻射直接觀測到（例如黑洞），這個事實反過來也成立，即大多數電磁波源無法被引力波探測器觀測到。考慮到現在一般認為宇宙間不發射任何電磁波的暗物質所占比例要遠大于發射電磁波的已知物質，暗物質與外界的唯一相互作用即是引力相互作用，引力波天文學對這些暗物質的觀測具有重要意義。
*引力波與物質的相互作用非常弱，在傳播途徑中基本不會像電磁波那樣容易被吸收、散射或色散，這意味著它們可以揭示一些宇宙角落深處的信息，例如宇宙誕生時形成的引力輻射至今仍然在宇宙間幾乎無衰減地傳播，這為直接觀測大爆炸提供了僅有的可能。
引力輻射在很多已知的天體系統的動力學中都起到了很顯著的影響。這里列舉了幾個引力輻射在某些天體系統中的著名應用，某些應用如脈沖雙星PSR1913+16是引力波間接觀測的典型實例，但更多的應用還只是理論上的解釋。
激變變星的吸積（構想圖）
最早的天體系統中的引力輻射效應解釋是由加利福尼亞大學圣塔克魯茲分校的約翰·福柯納（John Faulkner）首先提出的，他的模型是一個激變雙星系統。這類系統一般都包含有新星，存在著白矮星從其伴星（在福柯納的模型中是一顆紅矮星）吸積物質的過程。與中子星的吸積過程中氫元素很快轉變為重元素不同，白矮星吸積過程中的氫元素會不斷積累最后導致鏈式核反應，從而形成系統對外可見的突發輻射，因此系統被命名為激變變星。
福柯納計算了一個同時滿足質量和角動量守恒的圓軌道激變變星模型。從簡單的牛頓動力學就可以推導出在吸積過程中，如果質量從較大質量恒星向較小質量恒星轉移，系統的軌道會收縮，相反方向的轉移則會造成軌道擴張。存在有白矮星吸積的變星系統中，隨著質量向較小質量恒星的轉移，兩顆恒星的距離逐漸被拉近，其結果會進一步使吸積速率越來越快；直到兩顆恒星質量通過吸積達到相等狀態后，吸積過程成為了較小質量恒星向新的大質量恒星的質量轉移，這將導致系統的軌道擴張和兩顆恒星距離拉開。在這種情形下，吸積的速率本該逐漸降低，但實際觀測到的是吸積速率保持基本恒定。福柯納指出軌道運動輻射出的引力波會攜帶一部分角動量，從而使兩顆恒星的距離保持接近的趨勢，即軌道擴張和引力輻射兩種效應整體上共同決定了吸積速率保持恒定。福柯納運用四極矩公式與簡單牛頓軌道動力學來計算激變變星的引力輻射效應，其結果和實驗觀測相當符合。
雙星系統PSR1913+16軌道因引力輻射而逐年衰減
軌道系統的引力輻射效應中，最著名的例子之一是1975年普林斯頓大學的赫爾斯和泰勒發現的脈沖雙星，PSR 1913+16（也被稱作PSR B1913+16）。這一系統由兩顆圍繞著它們共同質心運轉的中子星所構成，是首個被發現的脈沖雙星。脈沖星是一個穩定的時鐘，這使得人們能夠運用非相對論的數據分析方法，從脈沖信號的抵達時間，推算出系統軌道的基本參量（如脈沖星軌道的半長軸的投影、偏心率、軌道周期等），而從廣義相對論導致的抵達時間變化能夠推算出與相對論效應有關的參量（如近星點的進動角速率、引力紅移等），從這些參量可以進一步推算出雙星系統的傾斜度、質量等（得到的兩顆恒星質量都在1.4倍太陽質量左右）。
引力輻射導致的系統動能損失表現為雙星軌道的衰減，進一步表現為軌道運動周期的逐漸降低，理論計算得到的每秒鐘內的周期變化為秒。這一理論預言和實驗觀測結果符合得相當好，而實驗觀測誤差則低于1%。這是迄今為止，人類在引力輻射領域對愛因斯坦方程正確性的驗證中，這個實驗是精確度最高的。
1971年，應用，印度物理學家錢德拉塞卡計算自轉星體的振動的本征頻率的修正，他很驚訝地發現，在某些模式下，引力輻射的耦合可能會導致星體的不穩定性。之後，威斯康星大學密爾沃基分校的約翰·弗里德曼（John Friedman）和卡迪夫大學的的研究揭示，在牛頓力學中某特定模式下呈穩定狀態的星體在廣義相對論中會變得不穩定，這一改變有一個關鍵的表征：模式的圖樣的速率，也就是說，圖樣的波峰繞著星體的旋轉軸做旋轉運動的角速度。如果旋轉中的星體是一個理想流體星體，並且波峰的旋轉方向與星體的旋轉方向相同，而波峰的角速度比星體慢，這模式會不穩定，這種不穩定性被稱為。
之后，馬里蘭大學的黎伊·林德布洛姆（Lee Lindblom）和史蒂芬·戴特維勒（Steven Detweiler）指出，對於非理想流體星體的案例，因星體粘性作用產生的不穩定性和因引力輻射造成的CFS不穩定性，兩者傾向於相互抵消，固此波長最常的模式會展示出最為強勁的不穩定性，這模式即為四極矩模式。然而，後來從使用完全相對論性模型來做研究得到的結果暗示，這穩定性論題應歸屬天文物理學的邊緣研究。
1997年華盛頓大學圣路易斯分校的尼爾斯·安德森（Nils Andersson）首先提出，自轉星體在另一類牛頓力學下的模式同樣地也會不穩定，這模式被稱作「羅斯比模式 」或「r模式」。這是 動量主導的模式，即引力輻射源自於質量流的四極矩，而非質量的四極矩。其後，安德森等人的諸多研究表明，這種引力輻射導致的不穩定性在高溫高速旋轉的星體中表現得非常強勁，而這類星體正是對應著處于r模式的高速自轉的年輕的中子星，其引力輻射的效應要強于星體本身的粘性，其結果就是不穩定性嚴重限制了中子星的自轉頻率。在這些中子星形成初期它們的自轉頻率都很高，伴隨著引力輻射損失大部分角動量，估計算在約一年的時間內其頻率可降至最大值的7.6%，溫度也可從設定的初始值降至。加州理工學院的林德布洛姆、班傑明·歐文（Benjamin Owen）和威斯康星大學密爾沃基分校的莎朗·莫辛克（Sharon Morsink）預計，隨著星體的逐漸冷卻至超流體的臨界溫度，中子星具有的超流動性會完全抑制了r模式的不穩定性，這些較老的中子星有可能通過吸積的途徑重新獲得角動量從而使自轉加快。這一理論的重要性在於，它或許能夠解釋為什么所有已知的年輕的中子星，相對于較老的毫秒脈沖星，自轉速度較慢十倍左右，從而對中子星的早期演化有一個更全面深入的了解。
羅西探測器的觀測證明某一類特定的X射線源：低質量X射線雙星系統內存在具有相當窄頻自旋的中子星，它們的特性是，吸積的速度很快（每年可傳遞10-11倍太陽質量），磁場比較微弱（小于1011高斯）。這些中子星被認為能夠通過吸積獲得持續增長的角動量，從最初的低頻自旋逐漸變為高頻的毫秒脈沖星。從這個假設直接推導出的論述是，對這種類型的中子星進行觀測時會觀測到它們的頻率覆蓋了一個很寬的頻譜范圍。但事實并非如此，它們的自旋頻率都大于250赫茲但小于500赫茲，其中有很多都在240-360赫茲區域內。
對這一現象目前最合理的解釋是由拉爾斯·比爾德斯滕提出的，即引力輻射消耗了吸積得到的角動量，從而限制了自旋速率。他提出如下機制： 各向異性的吸積在中子星表殼形成了一個溫度梯度，從而導致在核心形成了處于定域平衡態的質量梯度，更導致形成密度梯度，然後通過星體的自旋使得發射出引力輻射。增加的角動量被引力輻射消耗殆盡，因此使中子星的自旋速度保持穩定。在這種機制下，中子星放射出的引力波的光度將和測量到的X射線的通量成正比，因為X射線的通量本身也和被引力輻射消耗的角動量增量成正比。如果這種機制是正確的，天蠍座的X射線源X-1將同時輻射可觀測的X射線和引力波，現今運作中的第一代干涉儀或許有可能探測到該引力波。
Planck所繪制的宇宙微波背景輻射
宇宙背景探測者（COBE）對宇宙微波背景輻射 在各向異性方面的最初觀測開啟了對早期宇宙研究的新窗口。而由美國國家航空航天局發射的威爾金森微波各向異性探測器（WMAP）和由歐洲空間局發射的普朗克探測器能夠顯著提高對這種小尺度的各向異性觀測的靈敏度。這些小尺度的各向異性有可能來自大爆炸留下的微波背景輻射，也有可能來自宇宙早期的質量密度微擾形成的引力背景輻射，因此原則上能夠為早期宇宙形成時留下的引力背景輻射的能量密度提供約束條件。
盡管這些探測器不能區分來自不同原因的各向異性，但目前為止這是對極低頻的引力背景輻射探測的唯一手段。這些引力波所攜帶的信息將有助于理解早期星系形成以及利用各向異性測量宇宙學參數。而現有的引力波探測器原則上也能夠測量引力波的背景輻射，但即使它們的靈敏度達到了能夠測量的程度，它們的測量也僅限于較短波長的范圍內，因為受干涉臂長的限制，引力波探測器無法對太長波長的引力波進行測量。
引力波天文學這個名稱現在已經脫離了單純意義上的觀測天文學范疇，粗略來講引力波天文學涉及以廣義相對論為基礎的理論和實驗天體物理學、激光物理、數字信號處理、控制論、概率統計等多方面的領域。曾列出成功觀測引力波的五條關鍵要素：
#良好的探測器技術。
#良好的波形預測。
#良好的數據分析方法和技術。
#多個獨立探測器間的齊步測量。
#引力波天文學和電磁波天文學的齊步測量。
從這五條要素可以將引力波天文學大致劃歸為三個方向：引力波源、引力波探測器、數據分析。
研究對象為第2條和第5條，主要研究被認為可觀測引力波源的物理性質，從理論上計算具體的引力波源產生的引力波的波形，以及這些特定的波源在星系中的數量和在某一時空范圍內被觀測到的幾率。
天體物理學中研究的電磁波譜是從赫茲開始，向上延伸20個數量級；而引力波譜通常最高為赫茲，也向下延伸20個數量級左右，范圍從最高頻的超新星引力坍縮和毫秒脈沖星到最低頻的宇宙早期量子漲落，涵蓋種類繁多的天體系統。
現有探測手段
1 - 104
100秒 - 10-1毫秒
超新星的引力坍縮 、脈沖星 、雙中子星併合、恒星質量雙黑洞併合、隨機引力背景輻射（大爆炸、宇宙暴脹或）
地面激光干涉儀  共振質量探測器
10-4 - 1
100小時 - 100秒
短周期雙星、極端質量比例旋 、超大質量黑洞雙星、隨機引力背景輻射（大爆炸、宇宙暴脹或宇宙弦）
空間激光干涉儀  航天器測距
10-9 - 10-7
101年 - 100月
質量大于1011倍太陽質量的雙星（假若存在）、隨機引力背景輻射（大爆炸、宇宙暴脹或宇宙弦）
10-18 - 10-15
隨機引力背景輻射（大爆炸、宇宙暴脹或宇宙弦）
微波背景輻射探測器
近年來關于引力輻射理論的研究著重于使用不同的近似來研究二體問題，主要原因在于雙星系統是重要的引力波源，而且在相對論力學中二體問題并不像牛頓力學中的二體問題那么容易解析，必須徹底了解二體系統的演化，才能夠從觀測數據中萃取所有可獲得的信息。在相對論力學中，二體問題只能得到近似解，這是因為在處理輻射場以及處理非線性的愛因斯坦方程方面碰到嚴峻瓶頸。最直接的辦法是后牛頓力學近似方法、數值模擬或微擾理論。
* 后牛頓力學近似方法是一種典型并且常用的解析方法，這種近似試圖模仿牛頓力學的形式來解決較弱引力場的相對論問題。具體做法是對微小的牛頓力學量加以展開，可供選擇展開的項為速度  或者牛頓引力勢 ；其中， 是波源的質量， 是波源與探測器之間的距離。這實則是對相對論一種弱場低速的近似。這兩個量是相聯系的，因為對，甚至相對論性引力系統而言，。
:對于一般的雙星系統，最常見的解法是用后牛頓力學近似方法做出的解析近似，這方法可以在低階近似時給出牛頓力學描述，在高階近似時給出廣義相對論效應。后牛頓展開至最低2.5階才會出現引力輻射效應，即展開至的2.5冪次方項（展開至2階時系統動量-能量仍然守恒，無引力輻射），習慣記做2.5PN。為了要預測雙星系統的物理行為，后牛頓方法必須至少展開到3PN。研究3PN展開獲得重要結果主要有兩個團隊，一個是塞包特·達莫（Thibault Damour），皮歐特·杰拉諾斯基（Piotr Jaranowski）和葛哈德·薩法（Gerhard Sch?fer）團隊，其采用廣義相對論的ADM-哈密頓量形式，另一個是范妮莎·德·安德雷德（Vanessa de Andrade）、路克·布蘭謝（Luc Blanchet）和紀堯姆·法耶（Guillaume Faye）團隊，其直接在下計算運動方程。這兩種算法的結果在物理上被證明等價，為尋找來自雙星系統的引力波信號提供了可信的模板。當今，后牛頓展開近似的最高階數為5.5PN，為大阪大學的佐佐木節（佐々木 節，羅馬字Sasaki Misao）等人所得出。
*原則而言，任意實際可能出來的相對論性系統都可以用電腦進行數值模擬，不論引力場有多麼強勁，不論速度有多麼快捷。數值模擬能夠被用來研究雙星演化的最終階段，這包括了它們的併合，以及任何後牛頓近似方法不適用之處。然而，儘管這方法能夠處理完全相對論性與非線性的廣義相對論問題，它仍舊被視為只是一種近似方法，因為時空並沒有被分解至無限精確度。數值模擬的準確度通常可以用收斂考驗來作判別，更詳細地說，使用不同的分辨率來做數值模擬，所獲得的結果應該找不出任何意想不到的差別，否則可以判別這數值模擬不夠準確。
*當應用微擾理論來解析雙星系統時，雙星系統的質量比率是微擾參數，第0階解答是較大質量星體的引力場，第1階解答是另外一個星體所貢獻的線性引力場修正，其可估算雙星系統的軌道運動與所發射出的引力輻射。微擾理論可以延伸至更高階，給出更精確的解答。特別是對於用來研究密緻星體或小型黑洞掉入超大質量黑洞時所發射出的引力輻射與其它信號，微擾理論是很理想的工具。
引力波探測器的研究對象為第1條和第4條，主要研究引力波探測器的設計和構造原理，噪聲分析以及探測器對引力波的響應。引力波探測器一般分為共振質量探測器與電磁波束探測器兩類。由於共振質量探測器的靈敏度欠佳，現在探測引力波主要是使用的是電磁波束探測器，其使用電磁波束來測量引力波所產生的效應，從而尋找引力波的蛛絲馬跡。電磁波束探測器有很多種系統，主要的地面激光干涉儀有LIGO與VIRGO等等，LISA是正在籌劃與興建中的空間激光干涉儀，除了干涉儀以外，航天器測距與脈衝星計時也是很好的方法。在這些電磁波束探測器中，物理學者認為，干涉儀的靈敏度最高，它們最有可能探測到引力波。干涉儀有兩個優點，第一是靈敏度可以大幅度改善，應該沒有甚麼基本因素給出限制，第二是它可以操作的頻帶很寬廣，不像韋伯棒只能探測共振頻率附近的引力波。
現今一般的激光干涉儀的基本構造是一個干涉測量系統，在探測器的設計中需要考慮如何正確測量到干涉信號，以及如何測量到有用的引力波信號。引力波探測器是否能夠達到探測各種引力波源的要求，探測器的靈敏度是決定因素。探測器的靈敏度應該相當于或優于可觀測的引力輻射，地面引力探測器的靈敏度通常為 h &asymp; 10-21 至 10-22，但在實際應用中由于各種隨機噪聲的影響總是存在，這些噪聲是制約探測器靈敏度提升的主要原因。對於干涉儀而言，主要的燥聲源有震動噪聲、熱燥聲、散粒燥聲、量子燥聲、引力梯度燥聲。每一種引力波探測器都有其特定的頻域下的靈敏度曲線，靈敏度曲線是由特定頻域下的主導噪聲決定的，例如，地面引力探測器的頻帶大約為40 Hz 至 1kHz。在低頻帶，主要限制是震動燥聲；在中間頻帶，限制改為熱燥聲；在高頻帶，必須克服散粒燥聲。通常情況下，噪聲的數量級遠超過探測器的靈敏度要求，因此需要找到所有可能造成影響的噪聲源，并盡可能將這些噪聲降低至靈敏度的要求，否則真正的引力波信號就會淹沒在噪聲的海洋中無法識別。
如何降噪是引力波探測器設計制造的關鍵環節之一，在實際應用中探測器有各種降噪手段，包括被廣泛采用的自動控制的方法，通過反饋信號將參數穩定在規定的目標范圍內。例如對激光干涉空間天線（LISA）而言，主要的噪聲源來自探測器本身的激光頻率噪聲，LISA因此有其相應的激光頻率降噪技術，包括光學諧振腔相位調變的解調技術、等。而引力波信號傳播到探測器時，由于受到地球自轉和公轉的多普勒調制，頻率、振幅、相位等參數會發生改變；加上坐標變換、探測器本身對引力波存在特定的響應模式（即天線樣式，Antenna Pattern）等因素，探測器得到的引力波信號和其在TT規范下的形式會很不相同，這也是引力波探測器的研究內容之一。
激光干涉儀示意圖：假設引力波通過探測器，從量度兩隻光儲存臂的長度可以計算出和，光探測器因此可量度到幅照度差值，從而給出與此差值成正比的。
研究對象為第3條和第4條，通過對觀測結果進行數據分析，尋找到可能的引力波信號。
引力波探測器的探測結果是一個同時遍布噪聲和探測器對引力波信號響應的時間序列：
其中，是測量到的帶有噪聲的引力波信號，和分別是探測器對引力波兩種偏振態的響應模式（天線樣式），和分別是引力波的兩種偏振態的分量，是隨機噪聲。
數據分析的基本出發點是通過傅立葉變換（例如應用快速傅立葉算法）將這個時間序列轉換到頻域。但由于隨機噪聲的存在，分析這些數據時需要考慮到其不確定性，這需要用到概率論。對于概率存在兩種詮釋：和貝葉斯概率，引力波信號的數據分析一般也分為相應的方法，其中對應頻率概率的最常見的分析方法叫做。在通信工程中，模式匹配算法是辨識信號的常用算法，它的基本思路是將信號模板（已知信號）和觀測結果（未知信號）進行互相關運算，然後從觀測結果中找到信號模板是否存在。對于波形能夠得到準確預知的引力波信號，這種算法理論上是可行的。
除此之外，某些場合還對數據結果有特殊要求，例如LISA在處理數據時需要對結果進行高精度的插值以消除計時誤差的影響，這種算法叫做。
* AstroGravS關於引力波源的 數據庫
* 加州理工學院物理學教授關於廣義相對論的 講義
* 線上愛因斯坦關於引力波天文學的 網頁
* 激光干涉引力波天文臺 主頁
* 引力波探測基本原理簡介-- 電子書  (多種語言)
薩德伯里微中子觀測站（，縮寫為）是位於加拿大安大略省薩德伯里2100米深的鎳礦中的中微子觀測站。因為對於中微子振盪的發現做出重大貢獻，SNO實驗主任阿瑟·麥克唐納榮獲2015年諾貝爾物理學獎。薩德伯里微中子觀測站的建立是為了要研究太陽中微子問題。觀測站的中微子探測器主要是用來探測太陽中微子，通過它們與重水的相互作用。探測器從1999年5月開始啟用，直到2006年11月為止。雖然探測器已停止運作，在未來數年中，SNO團隊仍會繼續分析在那段時期獲得的數據。現今（2015年），已被擴充的地下實驗室仍舊繼續被用來進行其它SNOLAB實驗。SNO的設備正在整修，準備未來用於實驗。
早於1960年代，就已有實驗獲得關於太陽中微子抵達地球的測量數據。在SNO實驗之前，所有實驗都只觀測到大約為標準太陽模型所預測的中微子數量的1/3至1/2。這效應被稱為太陽中微子問題。幾十年來，很多理論被提出來解釋這效應。其中一個是中微子振盪假說。
1984年，爾灣加州大學物理學教授最先指出，重水是製作太陽中微子探測器的優良材料。與其它先前探測器不同，使用重水為材料的探測器能夠感受到兩種反應，一種會感受到所有風味的中微子，另一種只會感受到電中微子，因此，這探測器可以直接測量中微子振盪。薩德伯里的是全世界最深的礦之一，背景輻射非常低，因此很快地就被確認為安置赫伯特·陳所提議的實驗的理想地點。同年，SNO團隊舉行第一次會議。1990年，實驗計畫正式被批準。
在這實驗裏，當中微子與重水相互作用時，會出現相對論性電子以高速度移動經過重水，因切連科夫效應而產生藍色光錐。中微子探測器可以直接探測到這藍色光波。
SNO探測器的主要部分是一個直徑12米的球形容器，里面裝有1000噸重水，容器壁用丙烯酸脂制成，厚度為5厘米，在容器的外面有一個直徑17米的，在測地球裏面安裝了9600個光電倍增管，用於探測切連科夫輻射。為了給予浮力與輻射屏蔽，整個探測器浸泡在直徑22米34米高的裝滿普通水的圓柱形腔中，在全世界裏，這麼深的地下腔之中，這是最大的地下腔，為了預防，需要使用高功能技術。安裝在安大略省薩德伯里的科瑞頓礦井裏，深度達到2100米，這樣做的目的是利用地層對宇宙線進行屏蔽，以減輕干擾。
SNO的控制室與設備室都維持在潔淨室狀況。整個設施大部分維持在級別 3000標準的潔淨度，即尺寸不小於1&nbsp;μm的粒子少於3000個每1&nbsp;m3空氣；載有探測器的圓柱形腔維持在級別 1000標準的潔淨度。
在電性流相互作用裏，中微子將重氫裏的中子變為質子，並且釋出一個電子：
其中，是電微中子，是重氫，是質子，是電子。
太陽中微子的能量小於緲子與陶子的質量，因此只有電中微子能夠參與反應。釋出的電子會帶走中微子的大部分能量，由於這能量相當強大，電子會以相對論性速度被發射出來。由於這速度大於光子移動於水中的速度，因此會產生切連科夫輻射，可以被光電倍增管探測到，而輻照度則與入射中微子的能量呈正比。釋出的電子朝著所有方向發射，但它們稍微比較青睞朝著中微子源的方向發射。標準太陽模型預言，SNO實驗每日大約會發生30個電性流事件。
在中性流相互作用裏，中微子離解了重氫，將其分裂成中子、質子：
其中，是任意一種中微子，是中子。
中微子因此會失去一些能量，但仍舊繼續存在。三種中微子參與這相互作用的可能性都相同。中子的捕獲截面會隨著中子的慢化而增加。隨著中子接連地散射於重水，中子的能量會降低，速度越來越慢，最終會被水的原子核捕獲，同時發射出伽瑪射線，其與電子發生散射，傳輸能量給電子，從而產生可被探測的切連科夫輻射。慢化過程摧毀了所有能量信息與方向信息。SNO實驗發展出兩種方法來改善探測效率。一種方法使用氦-3正比計數器，另一種方法使用氯鹽。標準太陽模型預言，SNO實驗每日大約會發生30個中性流事件。
在電子裏，中微子與束縛於原子裏的電子發生碰撞：
在這過程裏，中微子會傳輸給電子一些能量。所有三種中微子都能參與這相互作用，這是通過交換中性Z玻色子，電中微子也可通過交換電性W玻色子參與這相互作用，這使得電中微子的反應截面增加6至7倍。因此，電子彈性散射的主要參與者是電中微子。由於這相互作用就好似撞球的相對論性版本，生成的電子的移動方向通常會與中微子移動方向一樣（朝著遠離太陽的方向）。由於這種相互作用發生在束縛於原子的電子，它在重水與輕水都會發生。標準太陽模型預言，SNO實驗每日大約會發生3個電子散射事件。
2001年6月18日，SNO首次發表科學結果，首先給出中微子振盪的明確證據。這結果意味著中微子的質量不等於零。SNO觀測到的所有中微子的總通量符合理論預言。之後，更多SNO實驗結果確定與改善原本結果。
雖然超級神岡探測器捷足先登，早在1998年就發表中微子振盪的證據，它的結果並非終極結果，並且不是專注於觀測太陽中微子。SNO的結果首先直接展示太陽中微子的震盪。對於標準太陽模型，這結果具有關鍵性作用。SNO發表的兩篇論文已被引用超過1,500 次，另外兩篇論文也已被引用超過750次，從此可以知悉SNO結果在這領域所造成的重大影響。2007年，頒授物理學的富蘭克林獎章給SNO主任阿瑟·麥克唐納由於「發現了微中子震盪，並因此證明了微中子具有質量」，麥克唐納分享2015 年諾貝爾物理學獎。
當SNO探測器工作時，它可以探測到發生於銀河系內的超新星。由於中微子的釋出時間會比光子早很多，天文團體可以提早警覺到超新星光學事件將會發生。SNO是超新星早期預警系統（SNEWS）的創始成員之一。尚未發生任何超新星預警事件。
SNO實驗能夠觀測到宇宙射線與在大氣層產生的大氣中微子。與超級神岡探測器相比較，由於SNO探測器的尺寸大小比較有限，能量低於1&nbsp;GeV的宇宙射線中微子信號不具有統計顯著性。
* 薩德伯里微中子觀測站的 官方網頁
蜜囊花科又名附生藤科，共有5屬約100種，都生長在熱帶中美洲。
本科植物為灌木或附生灌木狀藤本，單葉互生；花聚合成花序，其中不育花的苞片變為瓶狀、囊狀等式樣，并具蜜腺的結構；果實為蒴果。
* ''Caracasia''
* ''Marcgravia'' L.
* ''Souroubea''
1981年的克朗奎斯特分類法將其列在山茶目中，1998年根據基因親緣關系分類的APG 分類法將其合并到杜鵑花目中。
*在 L. Watson和M.J. Dallwitz (1992年)《有花植物分科》 中的 蜜囊花科
超級神岡探測器（，可縮寫為Super-K或SK；），全名為超級神岡中微子探測實驗，是日本東京大學在岐阜縣飛驒市神岡町的神岡礦山（日語：神岡鉱山）一個深達1000米的廢棄砷礦中建造的大型中微子探測器。其目標是探測質子衰變以及被設計來尋找太陽、地球大氣的中微子，并觀測銀河系內超新星爆發。目前超級神岡的后續項目，更先進的下一代超巨型神岡探測器（英語：Hyper-Kamiokande，可縮寫為HK）正在進行預研，預計于2020年四月開工建設。
超級神岡探測器位于飛驒市神岡町的茂住礦山的地下。之所以蓋在如此深的地層中是因為要阻隔其他的宇宙射線訊號。該設施主要部分是一個高41.4米、直徑39.3米的不鏽鋼圓柱形的容器，盛有5萬噸100%的超純水。水箱容量被分成由一個直徑為和高度為的不銹鋼上層結構的內部探測器（ID）區，和包括其余結構的外部探測器（OD）區。容器的內壁上安裝有11200個光電倍增管，用于探測中微子與水中的氫原子和氧原子的相互作用的后續過程產生的切連科夫輻射。
超級神岡（SK）是用來研究從不同的來源中微子切連科夫輻射的一個探測器，包括太陽，超新星，大氣，和加速器的質子衰變。實驗開始于1996年4月，并于2001年7月停車檢修，這一段時期被稱為“SK-I”階段。由于在維修過程中發生意外事故，實驗在2002年10月繼續，只有原來一半數量的光電倍增管。為了防止再發生意外事故，所有的光電倍增管都被覆蓋的纖維增強塑料（FRP）與丙烯酸的前窗。這一階段是從2002年10月到2005年10月為整個重建而做另一次關閉的階段，被稱為“SK-II”階段。2006年7月，實驗恢復了光電倍增管的完整數目，并在2008年9月停止實驗而做電子設備的升級。這一時期被稱為“SK-III”階段。2008年后的時期被稱為“SK-IV”階段。所有階段和它們的主要特性匯總于表1。
神岡探測器（KamiokaNDE）的一個模型。
SK-III
光電倍增管數量
11146 (40%)
5182 (19%)
11129 (40%)
前端電子設備
ATM (ID)
OD QTC (OD)
這臺探測器最初名為「神岡核子衰變實驗」，于1982年開始建造，1983年完工，圓柱形容器高16米，直徑15.6米，裝有3000噸水和大約1000只光電倍增管，目的是探測粒子物理學中的一個基本問題——質子衰變。1985年，探測器開始進行擴建，名為神岡核子衰變實驗II期，靈敏度大大提高。1987年2月，神岡探測器與美國的探測器共同發現了大麥哲倫云中超新星1987A爆發時產生的中微子，這是人類首次探測到太陽系以外的天體產生的中微子。
盡管神岡探測器最初探測質子衰變的目標始終沒有實現，但卻可以接收來自太陽的中微子，并且測量其入射的方向，研究太陽中微子缺失問題。20世紀90年代，神岡觀測臺耗資一億美元建造了更大的探測器，名為超級神岡探測器（Super-KamiokaNDE），它的探測物質增加到了 50000 噸高度純凈的水。一句話總結，探測器在各方面都有了長足的改進。超級神岡探測器于1996年開始觀測，其后自1998年起，超級神岡探測器開始發布探測結果。1998年，超級神岡探測器的領導者、日本科學家小柴昌俊發表了測量結果，給出中微子振蕩的首個確切證據，認為中微子在三種不同“味”之間是可以相互轉換的，這也表明中微子是有質量的，而不是粒子物理標準模型中預言的零質量粒子。2002年，超級神岡探測器證實反應堆中產生的中微子發生了振蕩。這個探測結果在中微子天文學和粒子物理學中具有里程碑式的意義，小柴昌俊因此獲得2002年的諾貝爾物理學獎。
2001年11月12日，超級神岡探測器數千只光電倍增管由于連鎖反應突然爆裂，隨后工作人員重新排列了未損壞的光電倍增管，使其恢復了一部分工作能力，并加上了聚甲基丙烯酸甲酯保護殼，防止其進一步損壞。2005年7月到2006年6月，超級神岡探測器重新安裝了6000只光電倍增管。
太陽的能量來自其內核質子之核融合反應，其中4個質子產生1個氦原子與1個電子中微子。由此反應釋出之中微子被稱作太陽中微子。在太陽中心核融合反應產生的光子需要花上好幾百萬年才能抵達太陽表面，至於太陽中微子則因為與其他物質之交互作用甚弱，僅需8分鐘即可抵達地球。所以，我們可藉由觀測太陽中微子來得知太陽內部之即時狀態，而不需等數百萬年後光子的抵達。
在1999年，超級神岡探測器偵測到中微子振蕩的強烈證據，成功地解釋了太陽中微子問題。包括太陽在內的80%可見恆星藉由以下反應將氫轉換為氦並產生能量：
其中是電子中微子。因此，包括我們的太陽在內的恆星們是中微子的來源之一。這些電子中微子主要來自質子﹣質子鏈反應而形成較低的質量，至於溫度較低的恆星則會藉由碳氮氧循環反應產生較重的電子中微子。
在1990年代早期，由於Kamioka II與Ga實驗的初始數據的不確定性，沒有任何單一的實驗需要用太陽中微子問題的非天文物理解作解釋。但若同時分析Cl、Kamioka II、以及Ga實驗的數據，會發現一種無法利用微調標準太陽模型（SSM）來解釋的中微子通量模式。而這反過來激勵了新一代的主動偵測器們，包含超級神岡探測器、薩德伯里中微子觀測站、以及實驗。其中超級神岡探測器可偵測彈性散射 （ES）事件：
由於電子中微子散射造成的電流效應，該反應之電子中微子與重“味”中微子的相對靈敏度比約為7：1。由於反彈電子之運動方向被限制在絕對前方，中微子的行進方向被保持與反彈電子的方向一致。由此可得，其中表示反彈電子運動方向與太陽方位之間的夾角。這說明了太陽中微子通量可被計算為：
這個預測值與標準太陽模型預測值之比率為：
以上結果表明了太陽中微子的缺失。
大氣中微子是由原生宇宙線（主要是質子）與地球大氣交互作用產生的衍生宇宙線。我們可將觀測到的大氣中微子分成四類。全部包含事件之所有路徑皆包含在內層探測器內部，而部分包含事件則有路徑從內層探測器中漏出；緲子向上貫通事件產生於探測器底部的巖層，並向上貫穿探測器。緲子向上停止事件亦產生於探測器底部的巖層，但其路徑停止於內層探測器內部。
中微子觀測數量之理論預測值並不隨天頂角而改變，而是呈一定值。然而，超級神岡探測器於1998年發現，從偵測器下方進來的μ子中微子（產生於地球另一側）被觀測到的數量是從偵測器上方進來的μ子中微子數量的一半。這個結果可被解釋成中微子轉變或震盪至其他種類的未偵測中微子，這個現象被稱作中微子振蕩。此發現表示中微子具有有限質量，並暗示著標準模型需要被延伸。中微子在三種「味」之間震盪，而且各種中微子皆有其靜止質量。於2004年的進一步分析顯示，事件發生率是長度除以能量的函數，並有著正弦函數的對應關係，確認了中微子震盪理論。
是一個從1999年6月進行至2004年11月的中微子實驗。該實驗用於確認超級神岡探測器對μ子中微子震盪的觀測數據，並首次在輻射源與偵測器皆受控制的情況之下得出了μ子中微子震盪的正面測量結果。超級神岡探測器在該次實驗計畫的重要角色為「遠偵測器」。K2K實驗的第二代計畫為T2K實驗。
（，東海到神岡之意）是一個由日本、美國、俄羅斯等11國參與的國際性合作中微子實驗。T2K實驗的目標在於進一步了解中微子振蕩的各項參數性質。T2K實驗尋找從μ子中微子轉變為電子中微子的震盪，並在2011年6月宣佈了首次實驗觀測證據。超級神岡探測器在該次實驗計畫的角色為「遠偵測器」。超級神岡探測器將記錄高能中微子與水交互作用所產生的μ子和電子之契忍可夫輻射。
在標準模型中，質子被假設為絕對穩定。然而，一些大統一理論的候選理論（GUTs）預測質子可以衰變為較輕的高能帶電粒子，例如電子、μ子、π介子等。神岡探測器可協助排除一些候選理論。超級神岡探測器是現有最大的用於觀測質子衰變的偵測器。
超級神岡探測器製造了數個諾貝爾物理學獎等級的成果，例如小柴昌俊（2002年）以及梶田隆章（2015年）。戶塚洋二的貢獻和梶田隆章相仿，但他在2008年去世，而諾貝爾獎不追認已經逝世的人。小柴、戶塚、梶田三人為師徒關係，並為超級神岡探測器之共同創建者。
2015年10月6日，梶田隆章表示：「雖然結果上是我獲得了諾貝爾獎...（中略）...我認為我的『老師』的功勞更為重要。」韓國《朝鮮日報》指出，此處的「老師」就是已過世的戶塚洋二。戶塚被認為是「小柴最優秀的學生」。小柴昌俊曾表示，若戶塚洋二能再多活十八個月，必能得獎。
超級神岡探測器是德國攝影家安德烈斯·古爾斯基於2007年的作品《Kamiokande》之主題。該探測器亦成為美國科學紀錄片《宇宙大探索》的主題之一。
在1987年2月，一場超新星爆發SN1987A出現在大麥哲倫星系。在此次事件中，超級神岡探測器第一次偵測到超新星中微子。超級神岡探測器對這些中微子偵測到了11場事件。這次觀測證實了超新星爆發理論的正確性，並開啟了中微子天文學。
1998年，超級神岡探測器首次發現了中微子震盪的強烈證據，其觀測到了μ子中微子轉變為τ子中微子的現象，這顯示中微子具有質量。梶田隆章在該年的「中微子物理學?宇宙物理學國際會議」上發表該結果，並因此研究獲得2015年的諾貝爾物理學獎。
超級神岡探測器所得之數據對質子平均生命期與其他罕見衰變模式以及中微子性質做出了限制，例如質子衰變成K介子的生命期上限為5.9×1033年。
* Super-Kamiokande
* Hyper-Kamiokande
* Observation of a Neutrino Burst from the Supernova SIV1987A
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第52回日劇學院賞，是針對2007年1到3月在日本播出的連續劇做出投票與評比。本回僅有以下六個獎項。
#流星花園2
#料亭小師傅
*讀者票：1.流星花園2；2.華麗一族；3.派遣女王
*記者票：1.派遣女王；2.流星花園2、華麗一族
*評審票：1.華麗一族；2.料亭小師傅；3.流星花園2、派遣女王
#木村拓哉（華麗一族）
#二宮和也（料亭小師傅）
#大森南朋（禿鷹）
*讀者票：1.木村拓哉(華麗一族)；2.二宮和也(料亭小師傅)；3.速水直道(東京鐵塔)
*記者票：1.二宮和也(料亭小師傅)；2.木村拓哉(華麗一族)；3.大森南朋(禿鷹)
*評審票：1.木村拓哉(華麗一族)；2.二宮和也(料亭小師傅)；3.大森南朋(禿鷹)
#篠原涼子（派遣女王）
#井上真央（流星花園2）
#藤山直美（芋頭、章魚、南瓜）
*讀者票：1.井上真央(流星花園2)；2.篠原涼子(派遣女王)；3.藤山直美(芋頭、章魚、南瓜)
*記者票：1.篠原涼子(派遣女王)；2.井上真央(流星花園2)；3.仲間由紀惠(嫁個好人家)
*評審票：1.篠原涼子(派遣女王)；2.井上真央(流星花園2)；3.藤山直美(芋頭、章魚、南瓜)、仲間由紀惠(嫁個好人家)
#北大路欣也（華麗一族）
#松本潤（流星花園2）
#大泉洋（派遣女王）
*讀者票：1.松本潤(流星花園2)；2.小栗旬(流星花園2)；3.北大路欣也(華麗一族)
*記者票：1.北大路欣也(華麗一族)；2.大泉洋(派遣女王)；3.小泉孝太郎(派遣女王)
*評審票：1.北大路欣也(華麗一族)；2.松本潤(流星花園2)；3.大泉洋(派遣女王)
#鈴木京香（華麗一族）
#加藤夏希（流星花園2）
#真矢美季（她的秘密花園）
*讀者票：1.鈴木京香(華麗一族)；2.加藤夏希(流星花園2)；3.加藤愛(派遣女王)
*記者票：1.鈴木京香(華麗一族)；2.真矢美季(她的秘密花園)；3.高島禮子(料亭小師傅)
*評審票：1.鈴木京香(華麗一族)；2.高島禮子(料亭小師傅)；3.栗山千明(禿鷹)
馬辰（印尼語：，又譯班賈爾馬辛, 班遮馬沁）為印度尼西亞南加里曼丹的首府，座落於加里曼丹島巴里托河及馬塔普拉河交匯的三角洲之上，而這城市的人口約為62萬人，為婆羅洲的第二大城市，僅次於東加里曼丹的沙馬林達。
作為一個深水港，馬辰的貿易相對其他城市發達。這個城市出口外地的貨物有橡膠、木材、胡椒、石油、煤炭、黃金及鑽石等，而當地更有煉油廠等設施，鄰近地區更有伐木場及煤礦等。此外，馬辰也是鄰近地區的造船業中心，尤其是用於沿岸航行的縱帆船就是當地造船業的產物。
城市內的水道交錯，而很多房屋就是在浮在水面的木筏上加建而成。而城市西邊有一個水上市集，人們劃船到這個市集進行買賣。
城內的薩比拉木它丁清真寺更是當地的地標。而城內亦有大學等設施。
Nan Serunai是位於加里曼丹南部的一個古老國家，但它很快就被佛教的丹戎布拉王國（Tanjungpuri）所吞併。在14世紀時，馬辰被置於滿者伯夷國的控制下。15世紀，伊斯蘭教傳入當地，馬辰人就逐漸成為穆斯林。1606年，荷蘭人在這展開貿易，而英國亦曾經短暫控制此地，到了1787年，荷蘭成為馬辰的保護國。
* Eliot, Joshua (1998). ''Indonesia handbook''. Bath: Footprint Handbooks Ltd.
厚皮香科共有2屬約103種，分布于中南美洲、東亞和東南亞，直到澳洲東北。中國有2屬約30種，主要分布在南方各地。
本科植物為灌木或喬木，葉螺旋排列，有黑點，簇生枝頂，全緣；花兩性，單生于葉腋內；花瓣5數，果實為蒴果。
*茶梨屬 Anneslea - 約6種，生長在印度、馬來西亞至中國西南部；
*厚皮香屬 Ternstroemia - 約100種，分布于中美洲、南美洲、東亞、東南亞至澳洲東北
1981年的克朗奎斯特分類法將其列入山茶科，1998年根據基因親緣關系分類的APG 分類法認為應該單獨分出一個科，2003年經過修訂的APG II 分類法認為本科可以選擇性地與五列木科合并。
厚皮香科中國有6屬，1.  Adinandra   楊桐屬
2. Ternstroemia   厚皮香屬
3. Anneslea       茶梨屬
4. Cleyera        紅淡比屬
5. Eurya         柃木屬
6. Euryodendron    豬血木屬：單型屬，只分布于中國廣東八甲，為瀕危物種。參考資料：《中國植物志》49卷
沙村廣明，日本男性漫畫家。千葉縣出身，多摩美術大學油畫系畢業，冬目景是他在漫研社的學姐。
1993年，獲得「Afternoon四季獎」大獎，次年，獲獎作品《無限之住人》在《月刊Afternoon》上開始連載。這個作品于1997年獲得第一屆文化廳媒體藝術節漫畫類別的優秀獎。
1999年至2002年期間，在《Afternoon Season增刊》中以"竹易てあし"的名義連載了短篇作品《搬家》。后來出版了單行本。
另外他也繪制插圖作品。喜歡的樂隊有Queen、Black Sabbath等。
同大學的前輩有山田玲司、冬目景，后輩有玉置勉強，同輩有五十嵐大介。還與遠藤浩輝交好。
在日本文化局的媒體藝術節，評選委員會中受到高度讚賞，表示沙村廣明的繪畫具有精緻的筆觸，似乎在挑戰凸版印刷的極限，並具有獨特的繪畫風格。
自幼即是漫畫愛好者的沙村廣明，從國中開始陸續受到不同的漫畫家影響，高中接觸大友克洋、安彥良和後，受到《阿基拉》的影響極深，為了徹底從大友克洋老師的風格中走出，刻意使用毛筆與鉛筆做畫，形成新的風格。
在代表作《無限之住人》中，經常在劇中插入鉛筆畫。一般在漫畫手稿中，使用鉛筆容易造成線條不夠乾淨，因此除了草稿之外通常不使用鉛筆，但是通過高精度的複製印刷，沙村廣明的鉛筆畫表現了一般漫畫無法表現的陰影，使畫面更具有立體感，這使得屏幕色調不可能它表達了陰影。 《無限之住人》每話標題頁，也以這種方式繪製，其後畫集《人でなしの戀》也使用了類似的手法。
*無限住人全30卷（1994年～2012年、月刊Afternoon、講談社）東立出版
* 全1卷（2005年-2007年、Manga Erotics F、太田出版）
*無限食女全2卷（2008年-2011年、Good! Afternoon、講談社）東立出版
*幻想女人國全2卷（2010年-2017年、楽園 Le Paradis、白泉社）東立出版
*賠命金5卷待續（2011年-連載中、NEMESIS、講談社）東立出版
*春風之雪女全1卷（2013年-2014年、Manga Erotics F、太田出版）東立出版
*聽我的電波吧8卷待續（2017年-連載中、月刊Afternoon、講談社）東立出版
*（月刊Afternoon 1993年8月號、講談社）收錄於無限之住人第01卷
* (2002) 補充：都以竹易てあし為名義創作
**（Afternoon Season増刊No.1、1999年、講談社）
**（Afternoon Season増刊No.2、2000年、講談社）
** 全5話（Afternoon Season増刊No.4-5(2000年)、7-9(2001年)、講談社）
*美少女製造機-沙村廣明短篇集（シスタージェネレーター 沙村広明短編集）全1卷
**「這本漫畫真厲害！2011」第25位排名
2009年9月23日初版發行、ISBN 978-4-06-314598-4 講談社
2010年9月20日初版、ISBN 9789862512814、臺灣東販出版
**（月刊Afternoon 2009年9月號、講談社）
**（月刊Comic Flapper 2008年6月號、Media Factory）
**（近代麻雀オリジナル2006年3月號、竹書房）
**（2003年8月、赤い牙3 (同人誌)）
**（月刊Afternoon 2004年12月號、講談社）
**（QuickJapan58-63、65、66號 (2005年-2006年)、太田出版）
**（月刊Afternoon 2006年9月號、講談社）
**預告插畫 AN AFTERWORD（首次刊載一覽）
*伊凡?哥利耶（楽園 第12號 2013年6月）收錄於幻想女人國 第1卷
*鳳梨娘（楽園 第13號 2013年10月）收錄於幻想女人國 第1卷
*可孕之孕（楽園 第14號 2014年2月）收錄於幻想女人國 第2卷
*軍傳（週刊Young Magazine 2016年10號、講談社）收錄於幻想女人國 第2卷
*（楽園24－26號、白泉社）
*（周刊漫畫Goraku5月11日?18日號、日本文藝社）
*人でなしの戀（「漫畫クリスティ」(光彩書房)，「知的色情」(一水社)） - 連環插圖，2006年由一水社出版。
*Images（Afternoon Season増刊） - 連環插畫
*エルダ混沌の（Jude Fisher，ハヤカワ文庫） - 封面作畫
*大魔神（筒井康隆著，德間書店） - 插畫
*喪男の哲學史（本田透著，講談社）- 封面作畫
*多羅羅（どろろ，SEGA，PS2游戲軟件） - 角色設定
*立體忍者活劇 天誅（立體忍者活劇　天誅，Acquire，PS游戲軟件）  - 擔任美術
*TV動畫 無限の住人（淺野道場復興會、2008年） - 第10話「風車売り」擔任聲優演出。
*懺?さよなら絶望先生 第1話エンドカード（原作：久米田康治、監督：新房昭之、2009年）
摔跤自1896年首屆夏季奧運會起成為每屆夏季奧運會比賽項目（除1900年夏季奧運會以外）。
古典式輕量級
古典式蠅量級
古典式雛量級
古典式羽量級
古典式沉量級
古典式中量級
古典式輕重量級
古典式重量級
古典式超重量級
古典式公開組
自由式輕量級
自由式蠅量級
自由式雛量級
自由式羽量級
自由式沉量級
自由式中量級
自由式輕重量級
自由式重量級
自由式超重量級
最輕量級自由式摔跤
雛量級自由式摔跤
輕量級自由式摔跤
中量級自由式摔跤
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以下獎牌榜是統計在歷屆奧運會摔跤比賽（1896年－2020年）獲得過獎牌的國家及地區，包括2021年8月7日前被剝奪的獎牌。資料來源:
分類:綜合運動會角力比賽
巢湖龍與人類的體型相比
巢湖龍屬（學名：''Chaohusaurus''）又名巢湖魚龍，意為“巢湖蜥蜴”，是種已滅絕、外表類似魚的海生爬行動物，生存於早三疊紀的中國巢湖，屬於魚龍超目。牠們也曾稱作安徽龍（''Anhuisaurus''）、陳蜥（''Chensaurus''）。牠們在1972年被楊鍾健、董枝明描述。牠們的外形跟杯椎魚龍、混魚龍的關係較近，而非較先進的魚龍；巢湖龍演化出杯椎魚龍、混魚龍，而且巢湖龍有者較類似蜥蜴的外表，而非較晚魚龍目類似海豚的外形。牠們擁有鰭狀肢，而非蹼狀腳掌，頸部非典型地長，身上沒有背鰭。尾鰭是短而長基部。牠們是魚龍類中最小的一種，身長約70到170公分。重量約10公斤。
*  Dinosaur-World.com
非同步電路的邏輯是循序邏輯的普遍本質，但是由於它的彈性關係，他也是設計上困難度最高的。最基本的儲存元件是鎖存器。鎖存器可以在任何時間改變它的狀態，依照其他的鎖存器訊號的變動，他們新的狀態就會被產生出來。非同步電路的複雜度隨著邏輯閘的增加，而複雜性也快速的增加，因此他們大部分僅僅使用在小的應用。然而，電腦輔助設計工具漸漸的可以簡化這些工作，允許更複雜的設計。
肋果茶科又名毒藥樹科，包括2屬3種，生長在東南亞和東非。中國有1屬1種，生長在云南。
本科植物為喬木，小枝有毛；葉革質；花的花瓣5數。
1981年的克朗奎斯特分類法將其列在山茶科中，有的分類法將其列在獼猴桃科中，1998年根據基因親緣關系分類的APG 分類法認為應該單獨分出一個科，2003年經過修訂的APG II 分類法認為可以選擇性地與五列木科和厚皮香科合并，2007年5月7日修訂的APG網站將Ficalhoa屬合并到本科中。
*肋果茶屬(''Sladenia'')，只有1種生長在東南亞和中國云南；
*''Ficalhoa''，有2種，生長在非洲東部
* 在 L. Watson和M.J. Dallwitz (1992年)《有花植物分科》 中的 肋果茶科
四籽樹科又名四裂木科或四出花科，共有2屬4種，生長在東南亞和南美洲的委內瑞拉南部。
本科植物為喬木或灌木，單葉互生，革質，無托葉；喬木種類的木材名貴。
* ''Tetramerista'' – 生長在東南亞，木材俗稱柚木或富貴木
* ''Pentamerista'' – 生長在委內瑞拉
1981年的克朗奎斯特分類法將其列在山茶科中，1998年根據基因親緣關系分類的APG 分類法認為應該單獨分出一個科，2003年經過修訂的APG II 分類法認為可以選擇性地與假紅樹科合并，但2007年5月7日新修訂的版本將假紅樹屬列入本科。
:* 在 L. Watson和M.J. Dallwitz (1992年)《有花植物分科》中的 四籽樹科
扎伊德魯納斯·伊爾格斯卡斯（，），生于前蘇聯立陶宛考那斯，前立陶宛、美國職業籃球運動員。
伊爾格斯卡斯，昵稱大Z，1994-96年間在家鄉俱樂部球隊考那斯KK阿特萊塔斯效力。
扎伊德魯納斯·伊爾格斯卡斯在1996年NBA選秀中第一輪第20順位被克里夫蘭騎士隊選中。
伊爾格斯卡斯在騎士隊迅速成長為一位出色的中鋒，但是這位中鋒職業生涯初期飽受腳傷困擾。在他NBA的前六個賽季中總共錯過了287場比賽，其中1996-97賽季和1999-2000賽季一場未上，1998-99賽季只出場了5次，2000-01賽季他也只出賽了24場，而2001-02賽季他也有19場的缺席。
近幾個賽季中，伊爾格斯卡斯的傷病有所緩解，在2002年至2005年中只缺席了6場比賽。其中有三個賽季打滿了所有場次的比賽，伊爾格斯卡斯在這335場比賽中平均上場18.3分鐘的時間中取得了場均14.4分，7.5個籃板和1.8次封蓋的較好數據，其中295次首發。他職業生涯最高的得分是35分，曾經多次在打出這個分數。
2005年9月14日，伊爾格斯卡斯將于正式和騎士隊續約5年，這份合同5年超過6000萬美元。2006-07賽季，他協助勒布朗·詹姆斯取得了騎士隊歷史上首個NBA東部聯盟的冠軍，最終在決賽中敗給了圣安東尼奧馬刺隊。
伊爾格斯卡斯身高7英尺4英寸(223公分)，是當前NBA僅次于休斯敦火箭隊姚明的聯盟第二高度，有著260磅的體重。他打球十分的協調合理但不是球隊的主要得分手，他的職業生涯至今每場約有15分進賬。伊爾格斯卡斯是一個優秀的籃板球手，有著場均7.7個籃板其中包括3.2個進攻籃板和不錯的場均1.9次封阻，他的助攻次數最多的是2002-03賽季所取得的1.6次。但是總體來說，除了封阻能力，伊爾格斯卡斯的1對1防守能力是他的弱項。在邁克·布朗的幫助下，他的防守水平有所加強。
* 1997-98賽季，入選最佳新秀陣容，在新秀中平均每場籃板第2名（8.8），蓋帽第3名(1.65)，得分第4(13.9)
* 1998年全明星周末“新秀大賽”，得分18，7個籃板，被評為“最有價值球員”
* 1998年1月31日，對底特律活塞隊，得到賽季最高得分32分，并且搶得13個籃板
* 1997年10月31日，首次在NBA亮相，對手是休斯敦火箭，得分16，籃板16
* 2003年，入選東部全明星
* 2005年，入選東部全明星
* 2007年，NBA東部聯盟冠軍 克里夫蘭騎士時期
* 2006-07賽季的82場比賽中排在防守十大球員的第七位
伊爾格斯卡斯是克里夫蘭社區的活躍分子。經常和他的隊友去克里夫蘭診所看望那里的病人，他捐出自己的簽名球鞋，籃球和其他一些隨身用品。2007年2月14日，伊爾格斯卡斯的妻子詹尼弗(Jennifer)懷孕5個月，早產生下一對龍鳳胎，可是由于早產而造成了死嬰。伊爾戈斯卡斯痛苦的表示“我需要很長時間才能接受這個事實，這是我經歷的最艱難的事。”
*  NBA.com Profile - Zydrunas Ilgauskas
*  A collection of Z Pictures/Videos
假紅樹科只有1屬1種，是單種科，假紅樹只生長在中美洲從哥斯達黎加到厄瓜多爾一帶。
本科植物是常綠喬木，枝條叢生；單葉互生，有腺點；花大，花苞長，花瓣5數；果實大，直徑達13厘米，類似椰子，皮干燥，但前面有一個尖端突出。
1981年的克朗奎斯特分類法將其列在山茶科中，1998年根據基因親緣關系分類的APG 分類法認為應該單獨分出一個科，2003年經過修訂的APG II 分類法認為可以選擇性地與四籽樹科合并，但2007年5月7日新修訂的版本將其合并到四籽樹科中。
*在 L. Watson和M.J. Dallwitz (1992年)《有花植物分科》中的 假紅樹科
魚龍超目（學名：Ichthyopterygia），意思為「魚類的鰭狀肢」，是泛指一群已滅絕的水生脊椎動物，外觀似魚或鯨類，但後來經仔細研究骸骨化石後，才發覺和爬蟲動物更相似，所以曾一度被視為像恐龍或爬蟲類的古生物。最新的分類被列入和同期但活的更久的蛇頸龍類，歸入一個包括了爬蟲和鳥類的新分支蜥形綱中。
本群是由理查·歐文爵士在1840年建立，包含當時已知的侏儸紀魚龍類，但這名詞現在包含真正的魚龍目，以及三疊紀早到中期的更原始魚龍類。
基礎魚龍超目動物比真魚龍目還早、更原始，牠們大部分體型小，身長1公尺或更少，身體長，脊椎呈長軸狀，顯示牠們以類似鰻魚彎曲的方式游泳。這讓牠們有快速的移動與機動性，讓牠們在淺水中獵食佔有優勢（藻谷亮介 2000）。即使在這早期階段，牠們已經是非常特化的動物，擁有適當的鰭狀肢，而且已不能在陸地上運動。
這些動物的分布廣泛，分布在盤古大陸北半部的沿海地帶，化石在三疊紀早期（晚奧倫尼克階與早安尼西階）的日本、中國、加拿大、挪威卑爾根群島發現。到了三疊紀晚期，基礎魚龍超目動物滅絕，由牠們的後代真正魚龍目取代。
魚龍超目種類復原
* 魚龍超目 Ichthyopterygia
**??屬 ''Isfjordosaurus''
***?科 Parvinatatoridae
***?科 Thaisauridae
以下是由Robin S. Cuthbertson 、Anthony P. Russell與Jason S. Anderson建立起的演化樹：
* Ellis, Richard, (2003) ''Sea Dragons - Predators of the Prehistoric Oceans''.  University Press of Kansas
* Christopher McGowan & Ryosuke Motani (2003) Ichthyopterygia, ''Handbook of Paleoherpetology'', Part 8, Verlag Dr. Friedrich Pfeil
* Eureptilia: Ichthyopterygia - Palaeos
*  "Ichthyosauromorpha" - Mikko's Phylogeny Archive
瀨戶大橋，是橫跨日本本州（岡山縣倉敷市）到四國（香川縣坂出市）間之瀨戶內海上、共十座橋樑的總稱，也是的三條路線之一。雖亦有將瀨戶大橋誤寫為「瀨戶內海大橋」的情況，但瀨戶內海大橋是指西瀨戶自動車道。過去為避免混淆兩橋而曾將瀨戶大橋稱為「備讚瀨戶大橋」。瀨戶大橋是岡山市至高松市的所屬路段之一。
自空中俯瞰瀨戶大橋
瀨戶大橋自1978年開始施工，修建耗時9年6個月，在1988年4月10日開始通車，總建設費約1兆1,330億日元。