image
imagewidth (px) 59
729
| original_image
stringlengths 12
15
| bbox
dict | translated_text
stringlengths 1
3.59k
| english_text
stringlengths 4
3.91k
| text_type
stringclasses 2
values | padding_applied
dict | text_stats
dict |
|---|---|---|---|---|---|---|---|
image_13701.jpg
|
{
"xmin": 104,
"ymin": 769,
"xmax": 683,
"ymax": 859
}
|
Iu ଆମର moasnremeut ଆଧାରିତ ମଡେଲଗୁଡିକ, ପୃଥକ ମେଷ୍ଟ୍ରେମ୍ୟୁଟ୍ ଗୁଡିକ ସର୍ବଦା lo disjomnd ସେଲ ପ୍ରୟୋଗ କରନ୍ତି |
qubits। ଯଦି ସେମାନେ wneastirement ଆଧାର ପସନ୍ଦ କରନ୍ତି ତେବେ ସେମାନେ ସମସ୍ତେ କ୍ୱାଣ୍ଟମ୍ ଅପରେସନ୍ ଅଡି ଭାବରେ କାର୍ଯ୍ୟ କରନ୍ତି |
ଆଡପ୍ଲାଇଭ୍ ପିନ୍ଧିନଥିଲେ ତାପରେ ଆମେ ସମାନ୍ତରାଳ ଭାବରେ, ସମସ୍ତ ମାପକୁ ସମାନ ଭାବରେ କରିବା |
ଆଡାପ୍ଟିଭ୍ ପସନ୍ଦଗୁଡ଼ିକର ଆବଶ୍ୟକତା ଉତ୍ପନ୍ନ ହେଲା (ପାନଲି ବିସ୍ତାର ସମ୍ପର୍କକୁ ରୋମ, କିନ୍ତୁ କିଛି ଅପରେସନ୍ |
ଏହି କ୍ଷେତ୍ରରେ ବିଶେଷ - n-qubits ଉପରେ ତଥାକଥିତ କ୍ଲିଫୋର୍ଡ୍ ଅପରେସନ୍ |
|
Iu our moasnremeut based models, distinct meastremeuts always apply lo disjomnd sels of
qubits. Honce they all commie as quantum operations aud if tle wneastirement basis choices
wore not adlaplive then we conld do all the measitrements simullancously, in parallel, The
necessity of adaptive choices arose (rom the Panli propagation relations, but some operations
are special in this regard — the so-called Clifford operations on n-qubits.
|
line
|
{
"top": 12,
"left": 24,
"right": 28,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 458,
"width": 579,
"height": 90,
"aspect_ratio": 6.43
}
|
|
image_13718.jpg
|
{
"xmin": 94,
"ymin": 736,
"xmax": 720,
"ymax": 840
}
|
‘ଏହିପରି ଉଭୟ ଆଭିମୁଖ୍ୟରେ [5, 6], ଶାସ୍ତ୍ରୀୟ ସମୀକରଣର ସମ୍ପ୍ରସାରଣ ହେଲା-
ବିଭିନ୍ନ ସ୍ୱୀକୃତିରୁ ଗଠିତ: ଏହା ଏପର୍ଯ୍ୟନ୍ତ ଏକ ଧାରଣା ଦେଇଥାଏ ଯେ, କିଛି ଅତିରିକ୍ତ ଏବଂ ବିଶେଷ |
କ୍ୱାଣ୍ଟମ୍ ସିଦ୍ଧାନ୍ତରେ ପହଞ୍ଚିବା ପାଇଁ ସେ ଶାସ୍ତ୍ରୀୟ ସଂଗୀତର ଗତିଶୀଳତା ଉପରେ ଲଗାଇଲେ | ତଥାପି, ଯେପରି |
ଏହି କାଗଜ ପ୍ରଦର୍ଶନ କରିବାକୁ ଲକ୍ଷ୍ୟ ରଖିଛି, ଜଣେ ଆଗକୁ ଆଗକୁ ବ can ିପାରିବ,
|
‘Thus in both of the approaches [5, 6], auly the extension of the classical equation was con-
structed from various axioms: this still gives the impression that, something extra and special
unust he imposed on classical ensemble dynamics to arrive at quantum theory. However, as
this paper aims to demonstrate, one can proceed mneh further,
|
line
|
{
"top": 10,
"left": 13,
"right": 22,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 313,
"width": 626,
"height": 104,
"aspect_ratio": 6.02
}
|
|
image_13718.jpg
|
{
"xmin": 94,
"ymin": 93,
"xmax": 719,
"ymax": 170
}
|
କେତେକ ଅଧ୍ୟୟନ, ନେଲସନ [3] ଏବଂ ଅନ୍ୟାନ୍ୟ [4] ଙ୍କ ଭଳି ସ୍ନାଚ୍, ଏଥିରୁ (2) ପାଇବାକୁ ଲାଭ କରିଛି |
ସୋଏନ୍ ଷ୍ଟୋଷ୍ଟାଷ୍ଟିକ୍ ମାଇକ୍ରୋ-ଡାୟାମିକ୍ସ, ଅନୁମାନଗୁଡ଼ିକ ଜଣାଶୁଣା ଶାସ୍ତ୍ରୀୟ ପଦାର୍ଥ ବିଜ୍ଞାନଠାରୁ ଅଧିକ |
କିମ୍ବା ଅତିରିକ୍ତ ଉପାଦାନଗୁଡିକ ଉପସ୍ଥାପନ କର ଯାହାକି ନୂତନ ପଜଲ୍ ବ raise ାଏ |
|
some studies, snch as those of Nelson [3] and others [4], have boon made to derive (2) from
soine stochastic micro-dyuamics, the assumptions cither go beyond familiar classical physics
or introduce additional ingredients that raise new puzzles.
|
line
|
{
"top": 28,
"left": 14,
"right": 26,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 253,
"width": 625,
"height": 77,
"aspect_ratio": 8.12
}
|
|
image_13746.jpg
|
{
"xmin": 93,
"ymin": 467,
"xmax": 719,
"ymax": 543
}
|
Ap (w) ସହିତ ଗଣାଯାଇଥିବା ମାଗଣା cnergy ର ଥର୍ମାଲ୍ ଅଂଶ ଅଲଟ୍ରାଭାଇଓଲେଟ୍ ମୁକ୍ତ ହେବା ପାଇଁ ଅନ୍ ହୋଇଯାଏ |
ଭିନ୍ନତା | ତଥାପି, ଜଡିତ କିଛି ଇଣ୍ଟିଗାଲ୍ସର ଏକ ସ୍ୱତନ୍ତ୍ର ବ୍ୟାଖ୍ୟା ନାହିଁ |
ପରିଶିଷ୍ଠରେ ଦର୍ଶାଯାଇଛି ବାସ୍ତବରେ
|
The thermal part of the free cnergy calculated with Ap(w) turns ont to be free of ultraviolet
divergences. However, some of the integrals involved do not have a unique interpretation as
shown in the Appendix. In fact.
|
line
|
{
"top": 12,
"left": 23,
"right": 25,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 193,
"width": 626,
"height": 76,
"aspect_ratio": 8.24
}
|
|
image_13746.jpg
|
{
"xmin": 94,
"ymin": 936,
"xmax": 720,
"ymax": 986
}
|
room ରୁମ୍ ତାପମାତ୍ରାରେ kyT ~ 2.6 x 107? eV, ଏବଂ ଏହା ସୂଚିତ କରେ ଯେ ସେ / wkyT ~ 3yam) | Ky (w)
ଏବଂ Ky (z) ଆର୍କ ଟ୍ରାଇକୋଟୋମିକ୍ କାର୍ଯ୍ୟଗୁଡ଼ିକ: ଯାହା ନିର୍ଭର କରି କେବଳ £ 1 ଏବଂ 0 ମୂଲ୍ୟ ନେଇପାରେ |
|
{at room temperature kyT ~ 2.6 x 107? eV, and this implies that he/wkyT ~ 3yam ). Ky(w)
and Ky(z) arc trichotomic functions of t: that can take only the values £1 and 0, depending
|
line
|
{
"top": 30,
"left": 15,
"right": 19,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 182,
"width": 626,
"height": 50,
"aspect_ratio": 12.52
}
|
|
image_13746.jpg
|
{
"xmin": 93,
"ymin": 261,
"xmax": 719,
"ymax": 308
}
|
ଶୂନ-ବିନ୍ଦୁ ମୁକ୍ତ କିମ୍ବା ଆଭ୍ୟନ୍ତରୀଣ ଶକ୍ତିରେ ସ୍ପେକ୍ଟ୍ରାଲ୍ ସାନ୍ଦ୍ରତା Ap (ର) ଅବଦାନ |
ହେଉଛି କାସିମିର୍ ଶବ୍ଦ |
|
The contribution of the spectral density Ap(is) to the zero-point free or internal energy
is the Casimir term
|
line
|
{
"top": 20,
"left": 21,
"right": 20,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 102,
"width": 626,
"height": 47,
"aspect_ratio": 13.32
}
|
|
image_13777.jpg
|
{
"xmin": 70,
"ymin": 219,
"xmax": 399,
"ymax": 418
}
|
ମାନକ ତ୍ରୁଟି ସଂଶୋଧନ (EC) କ ques ଶଳଗୁଡ଼ିକ ବ୍ୟବହାର କରାଯାଇପାରିବ |
ଏହି ସମସ୍ୟାକୁ ଦୂର କରନ୍ତୁ | ଯଥା, ହାଇ ପର୍ଟର୍ମିଙ୍ଗ୍ ତିନୋଟି ମେ-
ପ୍ରତ୍ୟେକ ଅଙ୍କ ପାଇଁ ନିଶ୍ଚିତତା ଏବଂ ସଂଖ୍ୟାଗରିଷ୍ଠ ଭୋଟ୍ ବ୍ୟବହାର | the
ତ୍ରୁଟିର etfcctive ସମ୍ଭାବନା ~ 3p କୁ ହ୍ରାସ କରାଯାଇପାରେ?
itcraction ସମୟ ଏବଂ ସଂଖ୍ୟାକୁ ତିନିଗୁଣ ଖର୍ଚ୍ଚରେ |
ପରିମାପ ଯଦିଓ ଏହା ଏକ ବଡ ପରି ଦେଖାଯାଏ |
ଓଭରହେଡ୍ | ଏହା ଧ୍ୟାନ ଦିଆଯିବ ଯେ ସେଲିମା ସିଗ୍ ହୋଇପାରେ |
ବିଶେଷ ଭାବରେ ଉନ୍ନତ ହୋଇଛି: ସର୍ବନିମ୍ନ ଗୁରୁତ୍ୱପୂର୍ଣ୍ଣ ସଂଖ୍ୟାଗୁଡିକ ନୁହେଁ |
ଯେକ any ଣସି EC ଆବଶ୍ୟକ କରେ | ତାପରେ, ସ୍କିମ୍ କୋଳାହଳପୂର୍ଣ୍ଣ ଫଳାଫଳ ଦେଇଥାଏ |
ନିର୍ଦ୍ଦିଷ୍ଟ ସଂଖ୍ୟା ହେତୁ ତ୍ରୁଟି ହାର p = 0 ପାଇଁ ମଧ୍ୟ |
ଆଜ୍, ଥିକ୍ସ ସବୁଠାରୁ ମହତ୍ M ପୂର୍ଣ୍ଣ Mf / 2 ଖୋଳ ଉପରେ ପ୍ରଭାବ ପକାଇବ ନାହିଁ |
ଏହାର। ଏହା ସୂଚାଇଥାଏ ଯେ ଏହା EC ପ୍ରୟୋଗ କରିବା ପାଇଁ ଅଧିକ ହୋଇପାରେ |
ଅଗ୍ରଣୀ ସଂଖ୍ୟା ପାଇଁ,
|
Standard error correction (EC) techniques can be used to
overcome this problem. E.g., hy pertorming three mea-
surements for each digit and using majority vote. the
etfcctive probability of error can be reduced to ~ 3p?
at the expense of tripling the itcraction time and num
ber of measwrements. While this may look like a big
overhead. it sltould be noted that the seliemae can be sig-
nificantly improved: the least significant digits do not
require any EC. For thent, the scheme gives noisy rosults
even for error rate p = 0 due to the undetermined digits
of Az, thix does not affect the most significant Mf/2 dig.
its. This indicates that it may be enongh to apply EC
for the leading digits,
|
paragraph
|
{
"top": 19,
"left": 14,
"right": 27,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 720,
"width": 329,
"height": 199,
"aspect_ratio": 1.65
}
|
|
image_13777.jpg
|
{
"xmin": 450,
"ymin": 181,
"xmax": 721,
"ymax": 196
}
|
B. ସ୍ନାନ ସାଜସଜ୍ଜା ତ୍ରୁଟିର ଆକଳନ |
|
B. Estimation uf bath decorrelation errors
|
line
|
{
"top": 18,
"left": 23,
"right": 30,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 32,
"width": 271,
"height": 15,
"aspect_ratio": 18.07
}
|
|
image_13777.jpg
|
{
"xmin": 421,
"ymin": 70,
"xmax": 750,
"ymax": 148
}
|
ଆହୁରି ମଧ୍ୟ ଧ୍ୟାନ ଦିଅନ୍ତୁ ଯେ ପରବର୍ତ୍ତୀ ଉନ୍ନତିଗୁଡିକ (Af ଅଙ୍କ ବାହାରେ) |
ଏହି କ que ଶଳକୁ ହାସଲ କରାଯାଇପାରିବ | ବାସ୍ତବରେ, ପସନ୍ଦ
owr ଡିଜିଟାଲ୍ ପାଇଁ ତ୍ରୁଟି ସଂଶୋଧନ ପାଇଁ ଏକ ଡିଜିଟାଲ୍ ଆଭିମୁଖ୍ୟ ଗ୍ରହଣ କରିବା |
କ techni ଶଳ ଅପେକ୍ଷା ଯଥେଷ୍ଟ ଭଲ ସୁଗନ୍ଧ ଉତ୍ପାଦନ କରେ |
ଡିଜିଟାଲ୍ କ techni ଶଳକୁ ଏକ ଆନାଗଲ୍ ପଦ୍ଧତି ସହିତ ଅନୁକୂଳ କରିବା |
|
also note that further improvements (beyond Af digits)
can be achieved hy this technique. In essence, choos.
ing a digital approach to error correction for owr digital
technique yields substantially better perfornvance than
adapting the digital technique to an analog approach.
|
line
|
{
"top": 25,
"left": 14,
"right": 27,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 301,
"width": 329,
"height": 78,
"aspect_ratio": 4.22
}
|
|
image_13891.jpg
|
{
"xmin": 110,
"ymin": 815,
"xmax": 319,
"ymax": 837
}
|
1 ପରିଚୟ
|
1 INTRODUCTION
|
line
|
{
"top": 12,
"left": 22,
"right": 20,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 7,
"width": 209,
"height": 22,
"aspect_ratio": 9.5
}
|
|
image_13891.jpg
|
{
"xmin": 108,
"ymin": 730,
"xmax": 612,
"ymax": 749
}
|
କୀ ଶବ୍ଦ: ଅନଟୋଲୋଜି, କ୍ୱାଣ୍ଟୁଇନ୍ ସମ୍ପର୍କ, ବେଲ୍ ଅସମାନତା, କଟାଙ୍ଗଲେମେଣ୍ଟ |
|
Keywords: ontology, quantuin correlations, Bell inequality, cutanglement.
|
line
|
{
"top": 18,
"left": 12,
"right": 26,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 69,
"width": 504,
"height": 19,
"aspect_ratio": 26.53
}
|
|
image_13940.jpg
|
{
"xmin": 70,
"ymin": 560,
"xmax": 399,
"ymax": 786
}
|
ଇଉଲର୍ କୋଣର ଦୁଇଟି ଉପଯୁକ୍ତ ତ୍ରିଗୁଣ ପାଇଁ gj = (4./%.s) |
ବେଶ୍ୟା £ - FE ") = je] W !!} Ge, MEY) = [jedi im the
ମାନକ ସୂଚନା}। ଧ୍ୟାନ ଦିଅନ୍ତୁ ଯେ pg g2) = [B} (W | ହେଉଛି ଆକ୍ଟୁ |
ସହଯୋଗୀ ସ୍ୱାଧୀନ ay ଏବଂ a। ଦ୍ୱିତୀୟତ since, ଯେହେତୁ ବବ୍ ମିଛ |
|,} ବିଷୟରେ ପୂର୍ବ ଜ୍ଞାନ | ପାଇଁ ଏକ ପ୍ରାଥମିକ ସମ୍ଭାବନା |
ଏହି ରାଜ୍ୟଗୁଡିକର କ୍ୟାଚ୍ ହେଉଛି dg, ଯାହା ଇନଭାରି ପାଇଁ ଛିଡା ହୋଇଛି |
ଆଣ୍ଟ ହାର୍ ମାପ St / (2) [ଏହି ରାଜ୍ୟଗୁଡିକ ପାଇଁ, ଯାହା ହେଉଛି |
କୋଣରୁ ସ୍ independent ାଧୀନ ସ୍ normal ାଭାବିକ ସୋଟିଡ୍ ବ୍ୟବହାର କରିପାରିବ-
gg a2, / (4n d dg ପରିବର୍ତ୍ତେ:]। ତୃତୀୟ। © ବର୍ତ୍ତମାନ ସୂଚିତ କରାଯାଇଛି |
@ (g1.92) ବାସ୍ତବରେ, @ lgr.g2) = Oe.gr 2g ») | ଯେଉଁଠାରେ ¢
ନଲ୍ ଏନ୍ଲର୍ କୋଣ, i, U (e) = A (re-
ମେନିଂ ନୋଟେସନ୍ ପାରମ୍ପାରିକ ଅଟେ) | ଏହା ଦର୍ଶାଏ ଯେ © de-
କେବଳ ଆପେକ୍ଷିକ ପାରାମିଟର gf gp କୁ ପଠାଇଥାଏ | ଯେପରି କରିବା ଉଚିତ୍
ହୁଅ
|
for two suitable triplets of Euler angles gj = (4./%.s).
whore £- FE") = je]W!!} Ge, MEY) = [jedi im the
standard notation}. Note that pg. g2) = [B}(W| is actu
ally independent of ay and a. Second, since Bob lias no
prior knowledge about |,}. the a priori probability for
cach of these states is dg, which stands for the invari
ant Haar measure of St/(2) [for these states, which are
independent of cone can use the normalized sotid an-
gle a2, /(4n} instead of dg:]. Third. © is now denoted
@(g1.92). Actually, @lgr.g2) = Oe.gr 2g»). where ¢
stands for the null Enler angles, i, U(e) = A (the re-
maining notation is conventional). This shows that © de-
pends only ou the relative parameter gf gp. as it should
be.
|
paragraph
|
{
"top": 24,
"left": 25,
"right": 26,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 743,
"width": 329,
"height": 226,
"aspect_ratio": 1.46
}
|
|
image_13940.jpg
|
{
"xmin": 70,
"ymin": 787,
"xmax": 400,
"ymax": 836
}
|
ଘୂର୍ଣ୍ଣନ କୋଭାରିଆନ୍ସ ବ୍ୟବହାର କରି, ଗୋଟିଏ ଉପରେ ଏକତ୍ର ହୋଇପାରିବ |
ଗ୍ଲୋବାଲ୍ ପାରାମିଟରଗୁଡିକ g '= gy ଅଡି ଏକ୍ସପ୍ରେସ୍ A କେବଳ ଟମାସରେ |
ଆପେକ୍ଷିକମାନେ 9 = 9,242 [7] ପରି |
|
Using rotational covariance, one can integrate ont the
global parameters g' = gy aud express A just in tomas of
the relative ones 9 = 9,242 [7] as
|
line
|
{
"top": 24,
"left": 13,
"right": 18,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 155,
"width": 330,
"height": 49,
"aspect_ratio": 6.73
}
|
|
image_13940.jpg
|
{
"xmin": 422,
"ymin": 847,
"xmax": 604,
"ymax": 863
}
|
ଏହା ସହିତ, A କୁ ଲେଖାଯାଇପାରିବ |
|
With this, A can be written as
|
line
|
{
"top": 13,
"left": 17,
"right": 17,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 29,
"width": 182,
"height": 16,
"aspect_ratio": 11.38
}
|
|
image_14011.jpg
|
{
"xmin": 177,
"ymin": 329,
"xmax": 637,
"ymax": 456
}
|
ଏକ ଆଙ୍ଗେଣ୍ଟିଂ ପଥ ଖୋଜିବା ପାଇଁ ପ୍ରତ୍ୟେକ ପୁନରାବୃତ୍ତି ସମ୍ପର୍କୀୟ | ଆଲଗୋରିଦମ |
କିଛି frce ଭର୍ଟେକ୍ସରୁ ଏକ ରୁଟିଫ୍ଲିଷ୍ଟ୍ ସ୍କାର୍ଚ୍ କରେ | ଏହା ବ୍ରୋଭାସ୍ ପଥ ଡାଟ |
ସାମ୍ପ୍ରତିକ ମେଳଣର ବିକଳ୍ପ ନୋ-ଏଜ୍ ଏବଂ ଧାରକୁ ନେଇ ଗଠିତ | ମେଳଣ
ନିର୍ଦ୍ଦିଷ୍ଟ ହାଇ ପଏଣ୍ଟର୍ ସାଥୀ | ଯଦି ଆମେ sch ପାଇଲୁ, ws ଏକ ଭର୍ଟେକ୍ସ 1 mien କୁ ଡାକିବା |
ଆରମ୍ଭରୁ “ଦ length ର୍ଘ୍ୟର ଏକ ଉଚ୍ଚତର ପଥ“ ଅନ୍ୟଥା ଆମେ ଏହାକୁ ଅଦ୍ଭୁତ ବୋଲି କହିଥାଉ |
ନୂତନ ଆବିଷ୍କୃତ ହୋଇଥିବା କାନ୍ଥଗୁଡ଼ିକ ଅଦ୍ଭୁତ ବୋଲି ବିବେଚନା କରାଯାଏ | ପ୍ରତ୍ୟେକ ଏପରିକି ଭର୍ଟେକ୍ସ ପାଇଁ, ଆମେ |
ଦୁଇଟି ପଥ ଲିଙ୍କ୍ ଏବଂ ବ୍ରିଜ୍ ପଛକୁ ପଥ ଶିଖାଇବା ପାଇଁ ବ୍ୟବହୃତ ବ୍ରିଜ୍ ଏବଂ ଏକ ସୂଚକ ସଂରକ୍ଷଣ କରନ୍ତୁ |
ପ୍ରଥମେ ଏହି ପଥରେ ଶେଷ ଅଦ୍ଭୁତ ଭର୍ଟେକ୍ସକୁ, ଥୋ ଆଲଗୋରିଡି କୁରା works ଼ି କାମ କରେ:
|
Each iteration cousists of searching for an angmenting path. The algorithm
performs a breadtlfiest scarch from some frce vertex. It brovsas paths dat
consist of alternated nou-edges and edges of the current matching. The matching
is specitied hy pointers mate. Let ws call a vertex 1 mien if we have found sch
an altemated path of even length from the start to «otherwise we call it odd
Newly discovered vertices are considered to be odd. For each even vertex, we
store two pointers link and bridge used for teacing the path back, and a pointer
first to the last odd vertex ou this path, Tho algorithi works ax follows:
|
line
|
{
"top": 16,
"left": 15,
"right": 21,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 630,
"width": 460,
"height": 127,
"aspect_ratio": 3.62
}
|
|
image_14011.jpg
|
{
"xmin": 226,
"ymin": 580,
"xmax": 638,
"ymax": 666
}
|
* ଯଦି ବ୍ରିଜ୍ ନିଲ୍ ଅଟେ, ତେବେ p ଉପରେ ପୂର୍ବର ଭର୍ଟେକ୍ସକୁ ଫିଙ୍କ୍ ପଏଣ୍ଟ |
‘ଅନ୍ପୁଟ୍ 1 ରୁ ସାଥୀ ଏବଂ ଫୁକ୍, ଏବଂ ଟିଙ୍କରୁ 4 ପର୍ଯ୍ୟନ୍ତ ଟ୍ରାକ୍,
© ନଚେତ୍ ଏକ ବ୍ରିଜ୍ ମାଧ୍ୟମରେ ଏକ ଆବିଷ୍କୃତ ହୋଇଛି, ଏହାର ପାର୍ଶ୍ୱକୁ ଲିଙ୍କ୍ ପଏଣ୍ଟ |
ବ୍ରିଜ୍ ଏବଂ ଅନ୍ୟ ପାର୍ଶ୍ୱକୁ ବ୍ରିଜ୍, ‘ଲିଙ୍କ୍ ରୁ w କୁ ଟ୍ରାକ୍ କରନ୍ତୁ |
ବିପରୀତ ଦିଗ, ଏବଂ ତାପରେ ବ୍ରିଜ୍ ଠାରୁ ଏବଂ ସାଧାରଣ ଦିଗରେ |
|
* If bridge is nil, then fink points to the previous even vertex on p.
‘Ontput 2 edges from 1 to mate and fuk, and trace p from tink to 4,
© Otherwise a was discovered via a bridge, link points to u's side of the
bridge, and bridge to the other side, ‘Trace p from link to w in the
opposite direction, and then from bridge to & in the normal direction.
|
line
|
{
"top": 19,
"left": 22,
"right": 20,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 324,
"width": 412,
"height": 86,
"aspect_ratio": 4.79
}
|
|
image_14011.jpg
|
{
"xmin": 194,
"ymin": 767,
"xmax": 550,
"ymax": 782
}
|
5। ପ୍ରତ୍ୟେକ ଭର୍ଟେକ୍ସ ୱୁ ପାଇଁ! 2 ସହିତ ସଂଯୁକ୍ତ, ନିମ୍ନଲିଖିତ କାର୍ଯ୍ୟ କରନ୍ତୁ:
|
5. For every even vertex wu! connected to 2, do the following:
|
line
|
{
"top": 15,
"left": 18,
"right": 22,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 72,
"width": 356,
"height": 15,
"aspect_ratio": 23.73
}
|
|
image_14011.jpg
|
{
"xmin": 176,
"ymin": 166,
"xmax": 638,
"ymax": 216
}
|
ଏକ ଭର୍ଟେକ୍ସ # ମୂଲ୍ୟ ଟାଇନ୍ O (a। + vay}, ଯେଉଁଠାରେ a, ଆମ୍ୱାର୍କଡ୍ ସଂଖ୍ୟା ଅଟେ |
r ରୁ ମିଳିଥିବା vertices ସମସ୍ତ ଭର୍ଟିକ୍ସ ଉପରେ smn ଉପର-ବୋମା ଭଳି |
ଥିଓରେମ୍ 1 ର ପ୍ରମାଣ | ଧ୍ୟାନ ଦିଅନ୍ତୁ ଯେ 37 dy କୁ ସର୍ବାଧିକ 2n ବୃଦ୍ଧି କରାଯାଇଛି |
|
a vertex # costs tine O(a. + vay}, where a, is the number of amuarked
vertices found from r. The smn over all vertices is upper-bomded like in the
proof of Theorem 1. Note that 37. dy has been increased by at most 2n.
|
line
|
{
"top": 17,
"left": 25,
"right": 26,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 214,
"width": 462,
"height": 50,
"aspect_ratio": 9.24
}
|
|
image_14011.jpg
|
{
"xmin": 226,
"ymin": 792,
"xmax": 638,
"ymax": 877
}
|
* ପ୍ରଥମେ v ଏବଂ w ର ପଏଣ୍ଟର୍ ତୁଳନା କରନ୍ତୁ | ଯଦି ସେମାନେ ସମାନ, କିଛି କର ନାହିଁ |
© ବର୍ତ୍ତମାନ, »ଏବଂ ଅଦ୍ଭୁତ ଦ length ର୍ଘ୍ୟର ଏକ ବୃତ୍ତରେ w lic, ଏବଂ ଧାର {v1 ହେଉଛି |
ଦୁଇଟି ଉପପଥ ମଧ୍ୟରେ ଏକ ସେତୁ | ନିକଟତମ କମନିଅନ୍ ଅଦ୍ଭୁତ ସନ୍ଧାନ କରନ୍ତୁ |
ପୂର୍ବପୁରୁଷ p 1 ଏବଂ w ସୂଚକ ମୁଷ୍ଟି ଅନୁସନ୍ଧାନ କରି | ସାଇକେଲକୁ ଭାଙ୍ଗି ଦିଅ |
‘Aw ଅନୁସରଣ କରେ:
|
* Compare the pointers first of v and w. If they are equal, do nothing.
© Now, » and w lic on a circle of odd length, and the edge {v1 is
a bridge between the two subpaths. Find the nearest comnion odd
ancestor p of 1 and w by tracing the pointers fist. Collapse the ciecle
‘aw follows:
|
line
|
{
"top": 15,
"left": 21,
"right": 22,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 307,
"width": 412,
"height": 85,
"aspect_ratio": 4.85
}
|
|
image_14066.jpg
|
{
"xmin": 460,
"ymin": 335,
"xmax": 710,
"ymax": 350
}
|
GNST ଏବଂ GLT ରେ VL ଡାଇନାମିକ୍ସ |
|
VL DYNAMICS IN GNST AND GLT
|
line
|
{
"top": 18,
"left": 23,
"right": 16,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 31,
"width": 250,
"height": 15,
"aspect_ratio": 16.67
}
|
|
image_14074.jpg
|
{
"xmin": 105,
"ymin": 510,
"xmax": 647,
"ymax": 546
}
|
Class ଶାସ୍ତ୍ରୀୟ ଏବଂ କ୍ୱାଣ୍ଟମ୍ ଘଟଣାଗୁଡ଼ିକ ମଧ୍ୟରେ ସୀମା କେବଳ ମାଉସିର ପ୍ରଶ୍ନ,
A. A. Z. କୁ ବଣ୍ଟନ କରାଯାଇଛି)
|
¢ The border between classical and quantum phenomena is just a question of moucy,
{Altributed to A. Z.)
|
line
|
{
"top": 20,
"left": 23,
"right": 23,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 100,
"width": 542,
"height": 36,
"aspect_ratio": 15.06
}
|
|
image_14104.jpg
|
{
"xmin": 165,
"ymin": 328,
"xmax": 305,
"ymax": 343
}
|
I. ପରିଚୟ
|
I. INTRODUCTION
|
line
|
{
"top": 23,
"left": 28,
"right": 14,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 8,
"width": 140,
"height": 15,
"aspect_ratio": 9.33
}
|
|
image_14104.jpg
|
{
"xmin": 71,
"ymin": 366,
"xmax": 398,
"ymax": 611
}
|
କେଉଁ ପରୀକ୍ଷଣର ନେତୃତ୍ୱ ନେବ ତାହା ବର୍ତ୍ତମାନ ସୁଦ୍ଧା ଜଣା ପଡିନାହିଁ
ପ୍ରଥମ ନିର୍ଭରଯୋଗ୍ୟ, ପ୍ରୋଟୋଟାଇପିକାଲ୍ କ୍ର୍ରାଟମ୍ କୋନାପ୍ୟୁଟିଂ ଡି-
ଭାଇସ୍, ଦୁଇଟି ରାଜ୍ୟ ସହିତ କ୍ୱାଣ୍ଟମ୍ ସିଷ୍ଟମ୍ | qnbits କୁହାଯାଏ |
cprantum ସୂଚନା ପାଇଁ ମ basic ଳିକ ଏକକ ଭାବରେ ନିଆଯାଏ |
ପ୍ରକ୍ରିୟାକରଣ ଏବଂ ସଂରକ୍ଷଣ ତଥାପି | ଅଭ୍ୟାସରେ, ଏହି ଦୁଇଟି |
ରାଜ୍ୟଗୁଡିକ ଆର୍କ ପ୍ରାୟତ states ଏକ ବୃହତ ସେଟ୍ ମଧ୍ୟରୁ କେବଳ ଦୁଇଟି | ସେଠାରେ-
ଆଗରେ, ଜଣେ ଉଚ୍ଚ-ଡାଇମେନ୍ସନାଲ୍ ସିଷ୍ଟମ୍ କରିବ କି ନାହିଁ ଭାବିପାରେ |
ଶେଷରେ qnantmn ଗଣନା ପାଇଁ ସମ୍ପୁର୍ଣ୍ଣ ଭାବରେ nsed ହେବ |
ଉଚ୍ଚମାନର କ୍ୱାଣ୍ଟମ୍ ସିଷ୍ଟମ୍, ଯାହା d ଧାରଣ କରିଥାଏ |
ଅର୍ଥୋଗୋନାଲ୍ ଷ୍ଟେଟସ୍ (ପରବର୍ତ୍ତୀ ସମୟରେ ଡି-ଷ୍ଟେଟ୍ ସିଷ୍ଟମ୍ କୁହାଯାଏ) | ଅଛି
ଅନେକ ମଜାଦାର ଗୁଣ ଯାହା ସେହି sys ଠାରୁ ଭିନ୍ନ |
ଟେମ୍ ଯାହାର d = 2 ଅଛି ଏବଂ ଏହାର ସୁବିଧା ଥାଇପାରେ |
କ୍ୱାଣ୍ଟମ୍ ସୂଚନା ପ୍ରକ୍ରିୟାକରଣ | ଉଦାହରଣ ସ୍ୱରୂପ ଦୁଇଟି ଥ୍ରୀ-
ରାଜ୍ୟ ପ୍ରଣାଳୀ, କିମ୍ବା କୁଟ୍ରିଟ୍, ଦୁଇଟି ଅପେକ୍ଷା ଅଧିକ ଜଡିତ ହୋଇପାରେ |
qubits [1, 2, 8] | ଡି-ଷ୍ଟେଟ୍ ସିଷ୍ଟମ୍ ମଧ୍ୟ ଏକ ବୃହତ ଅଂଶୀଦାର କରିପାରିବ |
ସେମାନଙ୍କର ଜଡିତ ଭଗ୍ନାଂଶ [4] |
|
At present it is not known which experiment will lead
to the first reliable, prototypical cgratum conaputing de-
vice, Quantum systems with two states. called qnbits
are taken to be the basic unit for cprantum information
processing and storage. However. in practice, these two
states arc often only two of a larger set of states. There-
fore, one may wonder if a higher-dimensional system will
eventually be nsed in its entirety for qnantmn computing
Higher dimensional quantum systems, which contain d
orthogonal states (called d-state systems hereafter). have
many interesting properties which differ from those sys
tems which have d = 2 and may have advantages for
quantum information processing. For example two thrce-
state systems, or qutrits, can be more entangled than two
qubits [1, 2, 8]. d-state systems can also share a larger
fraction of their entanglement [4].
|
paragraph
|
{
"top": 30,
"left": 10,
"right": 22,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 902,
"width": 327,
"height": 245,
"aspect_ratio": 1.33
}
|
|
image_14154.jpg
|
{
"xmin": 108,
"ymin": 650,
"xmax": 705,
"ymax": 818
}
|
ଜିଆନ କାର୍ଲୋ ଘିର୍ଡି ବେଳେବେଳେ ତାଙ୍କ ଲେଖାରେ ପରାମର୍ଶ ଦିଅନ୍ତି ଯେ ସମାନ କଣିକା କିମ୍ବା QFT |
GRW ମଡେଲର framework ାଞ୍ଚାରେ ସନ୍ତୋଷଜନକ ଉପାୟରେ ଚିକିତ୍ସା କରାଯାଇପାରିବ ନାହିଁ [15,
ପୃଷ୍ଠା 118), [3, ପୃଷ୍ଠା 312 ଏବଂ 382), କିନ୍ତୁ ହିଲବର୍ଟ ସ୍ପେସ୍ ପାଇଁ ଏକ ବିସ୍ତାର ପ୍ରକ୍ରିୟା ଆବଶ୍ୟକ କରେ | ମୁଁ
ଭାବନ୍ତୁ ଯେ ମୁଁ ଯେଉଁ ମଡେଲ୍ ଉପସ୍ଥାପନ କରିଛି (ଯଥାକ୍ରମେ N ସମାନ କଣିକା ଅଛି |
ସଂପୃକ୍ତ, ଡୋଭ୍ ଏବଂ ସ୍କ୍ନିରସ୍ ର ମଡେଲ୍ [12]) ହେଉଛି ଏକ ପ୍ରତିକୂଳ ନମୁନା, ରିସୋ ର ଏକ ଅଂଶ |
ଡୋଭ୍ ଏବଂ ସ୍କ୍ୱାୟାର୍ସର ମଡେଲ୍ କାହିଁକି ଯଥେଷ୍ଟ ଆକର୍ଷଣ ପାଇନାହିଁ |
ମୁଁ ସ୍ପଷ୍ଟ ଭାବରେ ସ୍ପଷ୍ଟ କରି ନାହିଁ, iu my viow, ଏହାର natnraluess ଏବଂ ସରଳତା, ଏବଂ ସେମାନେ
ଏହାକୁ ଅନ୍ୟ ଏକ, କମ୍ ପ୍ରାକୃତିକ, ପ୍ରସ୍ତାବ ସହିତ କ୍ୱାଲ୍ ଫୁଟିଂରେ ଉପସ୍ଥାପନ କରିଛନ୍ତି |
|
GianCarlo Ghirardi sometimes suggests in his writings that identical particles or QFT
cannot be treated in the framework of the GRW model in a satisfactory way [15,
page 118), [3, pages 312 and 382), but require a diffusion process iu Hilbert space; I
think that the model I have presented (respectively, as far as N identical particles are
concerned, the model of Dove and Sqnires [12]) is a counterexample, Part of the reasou
why the model of Dove and Squires has not received enough attcution may be that they
have not made clear cuongh, iu my viow, its natnraluess and simplicity, and that they
have presented it on cqual footing with another, much less natural, proposal.
|
line
|
{
"top": 30,
"left": 26,
"right": 10,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 642,
"width": 597,
"height": 168,
"aspect_ratio": 3.55
}
|
|
image_1566.jpg
|
{
"xmin": 90,
"ymin": 618,
"xmax": 735,
"ymax": 792
}
|
ଏହା ଦର୍ଶାଯାଇଛି ଯେ ଅପ୍ଟିକାଲ୍ ଏବଂ ନିକଟ ଇନଫ୍ରାଡ୍ ସ୍ପାଇରାଲ୍ ବାହୁ ମର୍ଫୋଲୋଜି ମଧ୍ୟରେ ପାର୍ଥକ୍ୟ ଅଛି | କେତେକ
ଗ୍ୟାଲେକ୍ସି ଯାହା ଅପ୍ଟିକାଲରେ ଲୋକୁଲେଣ୍ଟ୍ ସ୍ପିରାଲ୍ ଷ୍ଟ୍ରାକ୍ଟାୟର୍ ପ୍ରଦର୍ଶନ କରେ, ଯେତେବେଳେ ଗ୍ରାଣ୍ଡ୍-ଡିଜାଇନ୍ ସ୍ପିରାଲ୍ ଗଠନ ଦେଖାଏ |
ନିକଟ ଇନଫ୍ରାଡ୍ ** ରେ ଦେଖାଗଲା | ଆହୁରି ମଧ୍ୟ, ଗ୍ୟାଲେକ୍ସି ଯାହା ଅପ୍ଟିକାଲରେ ଗ୍ରାଣ୍ଡ-ଡିଜାଇନ୍ ଦେଖାଯାଏ, ସାଧାରଣତ arms ସେହି ବାହୁଗୁଡ଼ିକ ଥାଏ |
ହାଇଫ୍ରେଟ୍, ଯେତେବେଳେ ନିକଟ ଇନଫ୍ରାଡ୍ ରେ, ସମାନ ଗ୍ୟାଲେକ୍ସିଗୁଡିକରେ mnch ସୁଗମ ସ୍ପିକାଲ୍ ଷ୍ଟ୍ରକ୍ଚର୍ ଥିବା ପରି ଦେଖାଯାଏ |
ଫୋର୍ଟର୍ମୋର୍ରେ ଅପ୍ଟିକାଲ୍ ଶ୍ରେଣୀଭୁକ୍ତ ହବଲ୍ ପ୍ରକାର ଏବଂ ନିକଟ ଇଣ୍ଟ୍ରାଡ୍ ପିଚ୍ ମଧ୍ୟରେ uo ମହତ୍ corr ପୂର୍ଣ୍ଣ ସମ୍ପର୍କ ଅଛି |
କୋଣ କିମ୍ବା ବଲ୍ଗ-ଟୁ-ଡିସ୍କ ଅନୁପାତ "। ଆମେ ସ୍ପିରାଲ୍ ବାହୁ ମାପିବା ପାଇଁ ଏକ ଦ୍ରୁତ ଫୋନିଅର୍ ଟ୍ରାନ୍ସଫର୍ମ କ techni ଶଳ ବ୍ୟବହାର କରିଛୁ |
ଓହିଓ ଷ୍ଟେଟ୍ ୟୁନିଭରସିଟି ଉଜ୍ଜ୍ୱଳ ସ୍ପିରାଲ୍ ଗାଲାକ୍ସିରୁ 57 ଟେସ୍ ଅନ୍ ସ୍ପିରାଲ୍ ଗାଲାକ୍ସିର ଏକ ନମୁନାର ପିଚ୍ କୋଣ |
ସର୍ଭେ "। କ୍ୱ ଫଳାଫଳଗୁଡିକ ଦର୍ଶାଏ ଯେ ଅପ୍ଟିକାଲ୍ (ବି ବ୍ୟାଣ୍ଡ) ଏବଂ ନିକଟ ଇନଫ୍ରାଡ୍ (H) ମଧ୍ୟରେ ବହୁତ ଭଲ ସମ୍ପର୍କ ଅଛି |
ହାତ) ପିଚ୍ କୋଣ (ଚିତ୍ର 1 ଇଫ୍) | ଅପ୍ଟିକାଲ୍ ମଧ୍ୟରେ ଏକ ସମ୍ପର୍କ ଅଛି ବୋଲି ଏହା ସତ୍ୟ ଅଟେ |
morphological ¢ ଲାସିଫିକେସନ୍ ଏବଂ ନିକଟ ଇନିକାରେଡ୍ ମର୍ଫୋଲୋଜିକାଲ୍ ବର୍ଗୀକରଣ? କ୍ୟୁ ଫଳାଫଳ ସୂଚିତ କରେ, ଯଦିଓ |
ସ୍ପାଇରାଲ୍ ବାହୁର ଅପ୍ଟିକାଲ୍ ଏବଂ uear-infeared morphologies ଛୋଟ ମାପକାଠିରେ, ସାମଗ୍ରିକ ପିଟେଲରେ ବହୁତ ଭିନ୍ନ ହୋଇପାରେ |
O.4jam ରୁ 2.2yen ପର୍ଯ୍ୟନ୍ତ ସମସ୍ତ ତରଙ୍ଗଦଣ୍ଡରେ ସ୍ପିରାଲ୍ ଗଠନର କୋଣ ସମାନ ରହିଥାଏ |
|
It has been shown that there are differences between optical and near-infrared spiral arm morphologies. Some
galaxies which exhibit locculent spiral stractire in the optical often show grand-design spiral structure when
observed in the near-infrared**. Also, galaxies that appear grand-design in the optical, usnally have arms that
hifreate, whereas in the near-infrared, the same galaxies appear to have mnch smoother spical structurc®
Forthermore there is uo significant correlation between optically classitied Hubble type and near-intrared pitch
angles or bulge-to-disk ratios". We have used a fast Fonrier transform technique to measure the spiral arm
pitch angles of a sample of 57 tace-on spiral galaxies from the Ohio State University Bright Spiral Galaxy
Survey". Que results show that there is a very good correlation between optical (B band) and near-infrared (H
hand) pitch angles (Figure 1 eff). This is consistent with the fact that there is a correlation between optical
morphological ¢lassification and near-inicared morphological classification? Que result suggests that, although
the optical and uear-infeared morphologies of spiral arms can be very different on small scales, the overall pitel
angle of the spiral structure remains the same in all wavehands from O.4jam to 2.2yen.
|
line
|
{
"top": 18,
"left": 23,
"right": 24,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 1275,
"width": 645,
"height": 174,
"aspect_ratio": 3.71
}
|
|
image_1566.jpg
|
{
"xmin": 90,
"ymin": 450,
"xmax": 735,
"ymax": 551
}
|
ସମ୍ପ୍ରତି ଏହା ଦେଖାଯାଇଛି ଯେ ଶିଅର ହାର (ଘୂର୍ଣ୍ଣନରୁ ନିର୍ଦ୍ଧିଷ୍ଟ କୁରା ax ଼ି) ମଧ୍ୟରେ ଏକ ସମ୍ପର୍କ ଅଛି |
ବକ୍ର) ଏବଂ ଡିସ୍କ ଗାଲାକ୍ସିରେ ସ୍ପିରାଲ୍ ବାହୁ ପିଚ୍ କୋଣ! ଜୋରରେ କ୍ଷତବିକ୍ଷତ ସ୍ପାଇରାଲ୍ ବାହୁ ସହିତ ସ୍ପାଇରାଲ୍ ଗାଲାକ୍ସିଗୁଡିକ ହ୍ରାସ ପାଉଛି |
ଘୂର୍ଣ୍ଣନ ବକ୍ର, ଯେହେତୁ ଗୋଟିଏ ବୃହତ ରେଡିଓକୁ ଅଗ୍ରସର ହୁଏ, ଏବଂ ଜୋସେଲି ୱାଉଣ୍ଡ୍ ବାହୁ ସହିତ ଗାଲାକ୍ସିଗୁଡିକ ଘୂର୍ଣ୍ଣନ ବ rising ଼ାଏ |
cmrves। ଯେହେତୁ ଘୂର୍ଣ୍ଣନ ବକ୍ରର ଆକୃତି ଡିସ୍କ ଗ୍ୟାଲେକ୍ସିଗୁଡିକର ଭର ଏକାଗ୍ରତା ଉପରେ ନିର୍ଭର କରେ |
ହାର, 8। କେନ୍ଦ୍ରୀୟ ଜନ ଏକାଗ୍ରତା ଉପରେ ମଧ୍ୟ ନିର୍ଭରଶୀଳ | ଫଳସ୍ୱରୂପ, ମଧ୍ୟରେ ସମ୍ପର୍କ ମିଳିଲା |
ଶିଅର ଏବଂ ସ୍ପିରାଲ୍ ଆର୍ନି ପିଚ୍ କୋଣର ହାରକୁ ନିମ୍ନଲିଖିତ ଭାବରେ ବ୍ୟାଖ୍ୟା କରାଯାଇପାରେ: ସ୍ପିରାଲ୍ ର ମୁଖ୍ୟ ନିର୍ଣ୍ଣୟକାରୀ |
ବାହୁ ପିଚ୍ କୋଣ ହେଉଛି କେନ୍ଦ୍ରୀୟ ଜନ ଏକାଗ୍ରତା | ଏହା moxt spiral ଘନତା ତରଙ୍ଗ ମୋଡେଲା 2- * ସହିତ ସମାନ ଅଟେ |
|
It has recently been shown that a correlation exists between the rate of shear (ax determined from rotation
curves) and spiral arm pitch angle in disk galaxies! Spiral galaxies with tighly wound spiral arms have falling
rotation curves, as one proceeds to larger radii, and galaxics with Joosely wownd arms have rising rotation
cmrves. As the shape of the rotation curve depends upon the mass concentration in disk galaxies, the shear
rate, 8. is also dependent upon the central mass concentration. As a result the correlation found between the
rate of shear and spiral arni pitch angle can be interpreted in the following way: the main determinant of spiral
arm pitch angle is the central mass concentration. This is consistent with moxt spiral density wave modela2-*.
|
line
|
{
"top": 13,
"left": 23,
"right": 24,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 724,
"width": 645,
"height": 101,
"aspect_ratio": 6.39
}
|
|
image_1566.jpg
|
{
"xmin": 91,
"ymin": 825,
"xmax": 519,
"ymax": 844
}
|
3। ଶିଅର୍ ରେଟ୍ ବନାମ ପିଚ୍ ଆଙ୍ଗଲ୍ ସମ୍ପର୍କକୁ ଉନ୍ନତ କରିବା |
|
3. Improving the shear rate vs pitch angle correlation
|
line
|
{
"top": 10,
"left": 27,
"right": 22,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 54,
"width": 428,
"height": 19,
"aspect_ratio": 22.53
}
|
|
image_1600.jpg
|
{
"xmin": 423,
"ymin": 832,
"xmax": 750,
"ymax": 992
}
|
modcl। ଯେଉଁଥିରେ ଦୁଇଟି ପୃଥକ କମ୍ପ୍ଟୋନାଇଜିଂ ଅଞ୍ଚଳ cxist ଏବଂ |
ପାରାମକ୍ଟରର ଏକ ଭିନ୍ନ ସଟ୍ ଦ୍ୱାରା ବର୍ଣ୍ଣିତ | ଷଣ୍
th କୁ ବାଧିତ କରିବା ପାଇଁ RXTE ର ଟେଣ୍ଡର ଶକ୍ତି ପରିସର ଜରୁରୀ |
ଫୋଟନ୍ ଇଣ୍ଡେକ୍ସ କିମ୍ବା କମ୍ପପଟାଇଜେସନ୍ ପାରାମିଟର | ଏବଂ ବିଲୋପ କରେ |
ଏକ କଳାଧନ ଉପାଦାନ ପାଇଁ nced | ଏହି ଥେରୋସୁଟିସ୍ ବିପରୀତ |
LMXB ର ଅଧିକାଂଶ ସ୍ପେକ୍ଟ୍ରାଲ୍ ମଡେଲ୍ ଯାହା ଏକ ଦୃଶ୍ୟମାନ କଳା ଅନ୍ତର୍ଭୂକ୍ତ କରେ:
ଶରୀର ଉପାଦାନ | ସ୍ପୋକ୍ଟ୍ରାମ ମଧ୍ୟ ଏକ ନିରପେକ୍ଷ ଫେ କେ ରୋକ୍ କରେ |
EW ~ 37.2 eV ସହିତ 6.45 keV ରେ ନିର୍ଗମନ ରେଖା | ନିଷ୍କ୍ରିୟତା, ଆମେ
intcrstcllar Fe L ଅବଶୋଷଣ ବ features ଶିଷ୍ଟ୍ୟଗୁଡିକର ଦୃ strong ପ୍ରମାଣ ଖୋଜ |
ପ୍ରାୟ 17.15 A ଏବଂ 17.5 A. ସହିତ ମହତ୍ତ୍ୱ ସହିତ 3.80 ଏବଂ
> ଓ। ଯଥାକ୍ରମେ
|
modcl. whereby two distinct Comptonizing regions cxist and
are characterized by a different sot of paramcters. The ox
tended energy range of RXTE is essential to constraining th
photon index or Comptonization parameter. and eliminates
the nced for a blackbody component. Thisrosutis contrary to
most spectral models of LMXBs that include a visible black:
body component. The spoctram also roquires a neutral Fe Ke
emission line at 6.45 keV with EW ~ 37.2 eV. Inaction, we
find strong evidence of intcrstcllar Fe L absorption features
atthe about 17.15 A and 17.5 A. with significance 3.80 and
> Oa. respectively.
|
line
|
{
"top": 26,
"left": 16,
"right": 15,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 610,
"width": 327,
"height": 160,
"aspect_ratio": 2.04
}
|
|
image_1656.jpg
|
{
"xmin": 95,
"ymin": 388,
"xmax": 722,
"ymax": 555
}
|
ଆମର ଫଳାଫଳଗୁଡିକ ମଧ୍ୟରେ ବସ୍ (2002, 2004) ମଧ୍ୟରେ ସ୍ପଷ୍ଟ ମତଭେଦ ହୋଇପାରେ |
କ techni ଶଳ ଏବଂ ଅନୁମାନରେ ପାର୍ଥକ୍ୟର ଯେକ mm ଣସି mmnber କୁ ଡକ୍, ଯେପରିକି କୃତ୍ରିମ ସାନ୍ଦ୍ରତା,
ସ୍ୱଚ୍ଛତା, ରାଜ୍ୟର ସମୀକରଣ, ପ୍ରାରମ୍ଭିକ ଡିସ୍କ ମଡେଲ ଏବଂ ପର୍ଟବର୍ଟେସନ୍, ଗ୍ରୀଡ୍ ଆକୃତି ଏବଂ ରେଜୋଲୁନ୍-
ଟାଇନ୍, ଏବଂ ରେଡିଏଟିଭ୍ ହାଉଣ୍ଡାରୀ କଣ୍ଡିଟିଭ୍, ଆମେ ବିକିରଣକୁ ନିୟନ୍ତ୍ରଣ କରୁଥିବା ୱେକୁ ଇଞ୍ଚାଇଡ୍ | ଆମେ
ବର୍ତ୍ତମାନ ବସ୍ iu ଏକ cffort ସହିତ ସହଯୋଗ କରୁଛନ୍ତି, ଏଥି ମଧ୍ୟରୁ କେଉଁଟି ହେଉଛି ମୁଖ୍ୟ ଇନ୍ସ |
(K. Cai ot al।, ପ୍ରସ୍ତୁତିରେ), ବହୁମୂଲ୍ୟ ଫଳାଫଳ ସୂଚିତ କରେ ଯେ ଏହା ହେଉଛି ବିକିରଣକାରୀ ସୀମା |
ସର୍ତ୍ତ, Wo ତେଣୁ ବିକାଶ କରୁଛି, ଡିସ୍କ ବିକିରଣ ସ୍ଥାନାନ୍ତର ପାଇଁ ବିକଳ୍ପ କ ques ଶଳ |
ଆମେ ଆଶା କରୁ ଯେ ଅଧିକ ବିଶ୍ୱାସଯୋଗ୍ୟ ଏବଂ ଆକ୍ରାନ୍ତ |
|
The apparent disagrocment between our results aud those of Boss (2002, 2004) could be
duc to any mmnber of differences in techniques and assumptions, such as artificial viscosity,
opacities, equations of state, initial disk models and perturbations, grid shapes and resoln-
tion, and radiative houndary conditious, inchiding the wey that we handle irradiation. We
are now collaborating with Boss iu an cffort to pinpoint which of these is the principal eanse
(K. Cai ot al., in preparation), Proliminary results suggest that it is the radiative bonndary
conditions, Wo are therefore developing, alternative techniques for disk radiative transfer
that we hope are more reliable and accnrate.
|
line
|
{
"top": 23,
"left": 11,
"right": 14,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 637,
"width": 627,
"height": 167,
"aspect_ratio": 3.75
}
|
|
image_1656.jpg
|
{
"xmin": 94,
"ymin": 588,
"xmax": 736,
"ymax": 671
}
|
ଉପଯୋଗୀ ମନ୍ତବ୍ୟ ପାଇଁ ଆମେ A.P.Boss ଏବଂ au snonymons ରେଫରିଙ୍କୁ ଧନ୍ୟବାଦ ଦେଉଛୁ | ଏହି କାମଟି ଥିଲା-
ନାସା ଅରିଜିନ୍ସ ଅଫ୍ ସ olar ର ସିଷ୍ଟମର ଅଂଶରେ ପୋର୍ଟ ହୋଇଛି ନଂ। NAGS-1196d ଏବଂ NNGOSGN1IG,
ନାସା ପ୍ଲାନେଟାରୀ ଗୋଲୋଜି ଏବଂ ଜିଓଫିଜିକ୍ସ ଅନୁଦାନ ନମ୍ବର NAGS-10262, ଏବଂ ଏକ ଅଂଶୀଦାର ୟୁନି-
ଇଣ୍ଡିଆନା ୟୁନିଭରସିଟି ପର୍ଯ୍ୟନ୍ତ ଆଇବିଏମ୍, Inc.
|
We thank A.P. Boss and au snonymons referee for useful comments. This work was sup-
ported in part hy NASA Origins of Solar Systems grants Nos. NAGS-1196d and NNGOSGN1IG,
by NASA Planetary Goology and Geophysics grant No. NAGS-10262, and hy a Shared Uni-
versity Research grant from IBM, Inc. to Indiana University,
|
line
|
{
"top": 19,
"left": 15,
"right": 30,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 303,
"width": 642,
"height": 83,
"aspect_ratio": 7.73
}
|
|
image_1698.jpg
|
{
"xmin": 348,
"ymin": 376,
"xmax": 466,
"ymax": 393
}
|
ଅକ୍ଟୋବର 17, 2018
|
October 17, 2018
|
line
|
{
"top": 23,
"left": 15,
"right": 28,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 16,
"width": 118,
"height": 17,
"aspect_ratio": 6.94
}
|
|
image_1698.jpg
|
{
"xmin": 194,
"ymin": 215,
"xmax": 621,
"ymax": 269
}
|
ଧଳା ଗର୍ତ୍ତ ବ୍ରହ୍ମାଣ୍ଡର ସୀମିତ ସୀମା |
ଅନ୍ଧକାର ବିଷୟ ବିନା |
|
Finite bounded expanding white hole universe
without dark matter
|
line
|
{
"top": 19,
"left": 21,
"right": 15,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 55,
"width": 427,
"height": 54,
"aspect_ratio": 7.91
}
|
|
image_1698.jpg
|
{
"xmin": 218,
"ymin": 288,
"xmax": 595,
"ymax": 363
}
|
ଜନ୍ ଜି ହାର୍ଟନେଟ୍ |
ସ୍କୁଲ ଅଫ୍ ଫିଜିକ୍ସ, ୱେଷ୍ଟର୍ ଅଷ୍ଟ୍ରେଲିଆ ବିଶ୍ୱବିଦ୍ୟାଳୟ,
35 ଷ୍ଟିରଲିଙ୍ଗ୍ ହ୍ୱି, କ୍ରଲ୍ଲି 6009 WA ଅଷ୍ଟ୍ରେଲିଆ |
“ଜୋନ୍ @ ପଦାର୍ଥ ବିଜ୍ଞାନ | uwa.edu.au
|
John G. Hartnett
School of Physics, the University of Wester Australia,
35 Stirling Hwy, Crawley 6009 WA Australia
“john@physics. uwa.edu.au
|
line
|
{
"top": 17,
"left": 26,
"right": 14,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 157,
"width": 377,
"height": 75,
"aspect_ratio": 5.03
}
|
|
image_1744.jpg
|
{
"xmin": 95,
"ymin": 534,
"xmax": 722,
"ymax": 703
}
|
ବାମ ପ୍ୟାନେଲଗୁଡିକରେ, କେନ୍ଦ୍ରୀୟ ପ୍ରୋଟୋଷ୍ଟେଲାର୍ ଅଞ୍ଚଳରେ ମଧ୍ୟ ଜୋରନ୍ସ ଇନଫଲ୍ ଘଟୁଛି |
କେନ୍ଦ୍ରୀୟ ପ୍ରୋଟୋଷ୍ଟାର ଉପରେ କନ୍ଫ୍ଲେଟରେ ଥିବା ମାଟ୍ରିଆଲ୍ ବର୍ଷା ହୁଏ | ଉପର ଡାହାଣ ପାଉଲରେ, କ
jct ପରି ଆଉଟଫ୍ଲୋ ହେନ୍ ଆରମ୍ଭ କରିଛି | ଏହି ଅନଟଫିଓ ସୁପର ଆଲଭେନିକ୍ ସ୍ପୋକଡସ୍ ଅଡି କଲିମେଟ୍ |
ଆଉଟଫ୍ଲୋ ଅକ୍ଷ ଆଡକୁ | ଆମେ ତଳ ଡାହାଣ ପ୍ୟାନେଲରେ ଏହା ସୁଗମ ଡିସ୍କ ଦେଖାଇଥାଉ |
ପଏଣ୍ଟ ଏକ ବାଇନାରୀ ପ୍ରୋଟୋଷ୍ଟେଲାର ସିଷ୍ଟମରେ ମାଧ୍ୟାକର୍ଷଣ ବିଭାଜନ ଅତିକ୍ରମ କରେ | ଅବସ୍ଥାନ
ପ୍ରୋଟୋଷ୍ଟେଲାର୍ କୋରଗୁଡିକ ଜେଟ୍ ପ୍ୟାଟର୍ ର ଏକ ପରିବର୍ତ୍ତନକୁ ଚିହ୍ନିତ କରେ: ବାଇନାରୀ ସିଷ୍ଟମ୍ ଭିତରେ ଗ୍ୟାସ୍ |
କୋର ବାହାରେ ଥିବା ପ୍ରୋଟୋଷ୍ଟାର୍ ୱେର୍କାସ୍ ସାମଗ୍ରୀକୁ ଖସିଯିବା ଡିସ୍କ ଛାଡିଥାଏ | ଏହା
ବିଫୁର୍କେସନ୍ ପଏଣ୍ଟ ଡିସ୍କ ଗତିଶୀଳତାକୁ ବାଇନାରୀ ଗଠନରୁ ପୃଥକ କରେ |
|
In the left panels, vigorons infall is still occurring onto the central protostellar region as
the matcrial in the envelope rains down on the central protostar. In the top right pauel, a
jct-like outflow has heen initiated. This ontfiow achioves super Alvénic spocds aud collimate
towards the outflow axis. We show in the bottom right panel thet the smooth disk at this
point undergoes gravitational fregmentation into a binary protostellar system. The location
of the protostellar cores mark a transition of the jet pattern: gas inside the binary system is
falling back onto the protostars whercas material outside the cores is leaving the disk. This
bifurcation point separates the disk dynamics from the forming binary.
|
line
|
{
"top": 25,
"left": 28,
"right": 26,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 631,
"width": 627,
"height": 169,
"aspect_ratio": 3.71
}
|
|
image_1744.jpg
|
{
"xmin": 94,
"ymin": 714,
"xmax": 721,
"ymax": 777
}
|
ଚିତ୍ର 5 ର ଉପର ଡାହାଣ ପ୍ୟାନେଲରୁ ଡିସ୍କ ପବନ ଉତ୍ପନ୍ନ ହୋଇପାରେ |
ଡିସ୍କର ଚତୁର୍ଦ୍ଦିଗ ଅଂଶ | ଡିସ୍କ ଘୂର୍ଣ୍ଣନ ବେଗର ହ୍ରାସ v ,, 5 x 10 em ଭିତରେ ହୋଇପାରେ |
ଏହି କେନ୍ଦ୍ରୀୟ ଅଞ୍ଚଳରେ ଡିସ୍କ ପବନ ଲଞ୍ଚ କରିବା ଅଧିକ କଷ୍ଟସାଧ୍ୟ ହେବାର ଏକ କାରଣ ହୁଅ |
|
From the upper right panel of Fig. 5 one can sec that the disk wind arises from the
circumibinary part of the disk. The decrease in disk rotation speed v,, inside 5 x 10 em may
be a reason why the disk wind in this central region is apparcutly more difficult to launch.
|
line
|
{
"top": 12,
"left": 21,
"right": 18,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 216,
"width": 627,
"height": 63,
"aspect_ratio": 9.95
}
|
|
image_1783.jpg
|
{
"xmin": 433,
"ymin": 988,
"xmax": 749,
"ymax": 1002
}
|
ତାରାମାନଙ୍କର ଆସିନପଟୋଟିକ୍ ଧାତୁତା ନିର୍ଣ୍ଣୟ କରାଯାଏ ନାହିଁ |
|
The stars’ asyinptotic metallicity is determined not
|
line
|
{
"top": 12,
"left": 12,
"right": 28,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 54,
"width": 316,
"height": 14,
"aspect_ratio": 22.57
}
|
|
image_1783.jpg
|
{
"xmin": 422,
"ymin": 859,
"xmax": 749,
"ymax": 986
}
|
କଣ୍ଟେଷ୍ଟରେ, କେବଳ ସାବ୍-ମିମି ଶସ୍ୟଗୁଡିକ ଭଲ ଭାବରେ ଯୋଡି ହୋଇ ରହିଥାଏ |
ଡିସ୍କ ଗ୍ୟାସ୍ ସହିତ ବିକଶିତ ହୁଏ | ବୃହତ-ଠାରୁ ସ୍ଥାନାନ୍ତରଣ-
nnn ଶସ୍ୟଗୁଡିକ ହାଇ- ର ପ୍ରଭାବ ଦ୍ୱାରା ନିର୍ଣ୍ଣୟ କରାଯାଏ |
ଡ୍ରୋଡାଇନାମିକ୍ ଡ୍ରାଗ୍ ପ୍ରକ୍ରିୟା (ଟେକୁଚି ଏବଂ ଏଲ। 2005) | ଭାରୀ
ସୁପର-କିମି ପ୍ଲାନ୍ଟେସିମାଲରେ ଥିବା ଉପାଦାନଗୁଡ଼ିକ ହେଉଛି_ n0 |
ଡିସ୍କ ଗ୍ୟାସ୍ ଦ୍ୱାରା ଅଧିକ ପ୍ରଭାବିତ ହୋଇଛି {Garand et
al। 2004) ଏବଂ ସେମାନଙ୍କ ମଧ୍ୟରୁ ଅଧିକାଂଶ ହାଇ ହାଇ ରଖାଯାଇଥାଏ |
ପ୍ରୋଟୋପ୍ଲାନେଟ୍ ବା ବାହ୍ୟର କକ୍ଷପଥରେ ବିଛା ଯାଇଥିବା |
imost plancts।
|
In conteast, only sab-mm grains are well coupled and
evolves with the disk gas. The migration of larger-than-
nnn grains is determined by the effectiveness of the hy-
drodynamiic drag process (Takeuchi et al. 2005). Heavy
elements contained in super-km planctesimals are_n0
longer significantly affected by the disk gas {Garand et
al. 2004) and most of them are cither retained hy the
protoplanets or scattered heyond the orbits of the outer
imost plancts.
|
line
|
{
"top": 11,
"left": 10,
"right": 26,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 459,
"width": 327,
"height": 127,
"aspect_ratio": 2.57
}
|
|
image_1797.jpg
|
{
"xmin": 55,
"ymin": 885,
"xmax": 389,
"ymax": 948
}
|
ଆମର ତଥ୍ୟରେ ସେମାନଙ୍କର ତଥ୍ୟ ପରଠାରୁ ଏହି କ୍ଲଷ୍ଟରଗୁଡ଼ିକର ବିଶ୍ଳେଷଣ |
ଅନ୍ୟ କ୍ଲଷ୍ଟରଗୁଡ଼ିକ ସହିତ ତୁଳନା କରାଯାଏ ଏବଂ ସେଥିପାଇଁ |
ଆମର ନିଶ୍ଚିତକରଣ ପ୍ରକ୍ରିୟାଗୁଡ଼ିକର ପରବର୍ତ୍ତୀ ଗାଲ ପ୍ରଦାନ କରନ୍ତୁ |
ଏବଂ ରେଡଶିଫ୍ଟ ଆକଳନ |
|
analysis of these clusters since their data at our disposal
are comparable to those of the other clusters and therefore
provide a further cheek of our procedures of confirmation
and redshift estimation.
|
line
|
{
"top": 11,
"left": 17,
"right": 23,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 196,
"width": 334,
"height": 63,
"aspect_ratio": 5.3
}
|
|
image_1797.jpg
|
{
"xmin": 55,
"ymin": 955,
"xmax": 390,
"ymax": 986
}
|
କ୍ଲଷ୍ଟର P53, P36, ଏବଂ 8 ର R ଫଟୋଗ୍ରାଫି |
P63 2 ରେ ସ୍ଥାପିତ HiRAC କ୍ୟାମେରାରୁ |
|
8 and R photometry of clusters P53, P36, and
P63 is from the HiRAC camera mounted at the 2.
|
line
|
{
"top": 21,
"left": 23,
"right": 18,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 75,
"width": 335,
"height": 31,
"aspect_ratio": 10.81
}
|
|
image_1797.jpg
|
{
"xmin": 56,
"ymin": 829,
"xmax": 738,
"ymax": 861
}
|
ଚିତ୍ର 2।
ଉଭୟ (B - RUR) ଏବଂ {¥ - £ 7) ଚିତ୍ରରେ ETS ସହିତ |
|
Fig. 2. (B— R.A} and (V —7,1) ETS and redshift estimates of clusters within our smvey. This sample includes clusters
with ETS in both (B — RUR) and {¥ — £7) diagrams.
|
line
|
{
"top": 10,
"left": 14,
"right": 15,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 55,
"width": 682,
"height": 32,
"aspect_ratio": 21.31
}
|
|
image_184.jpg
|
{
"xmin": 55,
"ymin": 491,
"xmax": 374,
"ymax": 520
}
|
ପବ୍ଡ୍ ଭଗ୍ନାଂଶ (cquution 1) | nal the ru pabd iraction
fequation 2}।
|
pubed fraction (cquution 1). nal the ru pabd iraction
fequation 2}.
|
line
|
{
"top": 12,
"left": 10,
"right": 30,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 67,
"width": 319,
"height": 29,
"aspect_ratio": 11
}
|
|
image_184.jpg
|
{
"xmin": 406,
"ymin": 889,
"xmax": 662,
"ymax": 903
}
|
4 ଆଲୋଚନା ଏବଂ ସିଦ୍ଧାନ୍ତ |
|
4 DISCUSSION AND CONCLUSIONS
|
line
|
{
"top": 15,
"left": 24,
"right": 13,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 24,
"width": 256,
"height": 14,
"aspect_ratio": 18.29
}
|
|
image_184.jpg
|
{
"xmin": 56,
"ymin": 627,
"xmax": 171,
"ymax": 641
}
|
3.2.2 କ ech ଶଳ (ii)
|
3.2.2 Technique fii)
|
line
|
{
"top": 27,
"left": 20,
"right": 10,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 19,
"width": 115,
"height": 14,
"aspect_ratio": 8.21
}
|
|
image_184.jpg
|
{
"xmin": 406,
"ymin": 660,
"xmax": 725,
"ymax": 849
}
|
ଯେପରି ଜଣେ ଆଶା କରିବେ | ଆଇ-ଡାଟା ଏକ୍ସ-ରେ ଫାଲ୍ ହୋଇଛି |
ନାଡିର ଅବଧି (ଚିତ୍ର 4 ରେ ବିନ୍ଦୁ ରେଖା) ixcclleat ରେ ix ସହମତ |
ମର୍ଫୋଲୋଜି ଦୃଷ୍ଟିରୁ ଚିତ୍ର 2 ରେ ଦୋଷୀ ସାବ୍ୟସ୍ତ ହେବ ନାହିଁ |
ଫେଜ୍ ଏବଂ ପଲ୍ସଡ୍ ଭଗ୍ନାଂଶ (ଲିଜ୍ = 0 + 20%) | I-dlals
ଆପ୍ଟିକୁଲି-ଡିଟେରଡାଲ୍ ପାଲାରେ ଫୋଲ୍ଡ୍: ଅବଧି | (କଠିନ ଜିନ୍) |
ଗୁରୁରେ 4) ପାଖାପାଖି ସମାନ Une pbsase off pals
puoxiowor ଏବଂ pull feoction (Fie = 56 + 16%), କିନ୍ତୁ ଓୟୁ |
ଆଶ୍ଚର୍ଯ୍ୟଜନକତା ସାମାନ୍ୟ ଭିନ୍ନ ଅଟେ | ବିଶୃଙ୍ଖଳାରେ | ଉବେ ଶାଗ: ଏସିଡି
ପଲ୍ସ ମିନିଅସ୍ ର ପର୍ଯ୍ୟାୟ ବହୁତ ଭିନ୍ନ, ‘ଏହା ଷଣ୍ be ହେବା |
ପେକ୍ଟେଡ୍ | ତଥାପି, ଉବାଟକୁ ଦିଆଯାଇଥିବା ତଥ୍ୟକୁ ଫୋଲ୍ଡ କରାଯାଇଛି |
8.687 x ର ଅପ୍ଟିକାଲ୍-ଉତ୍ପାଦିତ ଅବଧି | whieh is aed bos
ତୁମର ଏକ୍ସ-ରେ ଅବଧି ସଠିକ୍ 1 ଲେ ଟାୱାର ଗୁଣବତ୍ତା o
ଅପ୍ଟିକାଲ୍ ଡିଟା |
|
As one would expect. the i-data falded oa the X-ray
pulse period (dotted line in figare 4) ix in excclleat agree
wnt wilh tht proscuted in figure 2. in terms of morphology
phasing and pulsed fraction (lige = 0 + 20%). The i-dlals
Folded on the apticully-deteradaal pala: period. (solid Jin
in gure 4) shuns approxiowtely Une same pbsase off pals
puoxiowor and pull feoction (Fie = 56 + 16%), but Ou
awepbology is slightly diferent. In paoticular. Ube shag: acd
phase of pulse miniousn is very diferent, ‘This is to be ox
pected. however, given Ubat the data have been folded os
the optically-derived period of 8.687 x. whieh is aed bos
accurate thy the X-ray period due 1 Lhe Tower quality o
the optical dita.
|
paragraph
|
{
"top": 22,
"left": 18,
"right": 23,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 670,
"width": 319,
"height": 189,
"aspect_ratio": 1.69
}
|
|
image_184.jpg
|
{
"xmin": 56,
"ymin": 766,
"xmax": 375,
"ymax": 1043
}
|
ଚିତ୍ର 30 ଲେମ୍ବୁ-ସିଆରିଲ୍ _ ପିରିୟଡୋଗ୍ରାମ୍ ଗୁଡ଼ାଏ |
Ue 30618 ud 310M ପଏଣ୍ଟ io ପାଇଁ (Rybieki 1989) |
tue @ Baht ଆରୋଗ୍ୟ oo 10/06/02 nud 12/0892 | ୧୦
ଦର୍ଶନୀୟ ଭାବରେ | 9 "ହାଲୁକା ଏନ୍ଭସ୍ ଦୁର୍ଭାଗ୍ୟବଶତ Low ଲୋ ୱୋଇ |
w perforra ଏପରି ଏକ ଅନଲିସିସ୍ | ହାଲୁକା ବକ୍ରଗୁଡ଼ିକ Lx ଥିଲା |
ସ୍ୱଚ୍ଛତା ପରିବର୍ତ୍ତନ ଏବଂ Ue detzcaded ପାଇଁ ସଂଯୁକ୍ତ |
ly subtenctiog thie macin level ‘ସର୍ବୋଚ୍ଚ ଶିଖର
12/09/02 ର ପେସିଓଡୋଜେନ୍ ରନଲିଙ୍ଗ୍ x ପେରିରେ ଘଟିଥାଏ |
B.687 11.002 s, ବେଶ୍ୟା ହେଉଛି ମୋଟେଇ (9) o ଦ୍ୱାରା yiveu |
1 ଜିରା ଫୁଟ ଆମ ଶିଖର ଜା Ue pesivdogeura, ‘ଏହି ଅବଧି |
ମୁଁ ସ୍ଥିର ଲେବଲ୍ 1 ରେ ଦିଆଯାଇଥିବା ଏକ୍ସ-ରେ ପ୍ୟୁକ୍ ଅବଧି |
ଯଦିଓ ଆଭିସି, vn ସମାନ୍ତରାଳ | th ରେ ଶିଖର ix ab prescal
10/00/02 ର ପିରିୟଡଗ୍ରନ୍ | 8.688 0.002 ଅବଧି ସହିତ »
Uoereby eoufieming Hat ଆମେ ପ୍ରକୃତରେ X-eay ଚିହ୍ନଟ କରିଛୁ |
ଅପ୍ଟିକାଲରେ 410142161 ର ପୋଲେସନ୍, ଆମେ ଆହୁରି ଉଷ୍ଟେଡ୍ |
10000 eonsteucting କରି ଆମର ପେରିଏଲ୍ ଡିଟୋନିସନ୍ ର ରୋବ୍ୟୁଜ୍ ବ୍ୟବହାର କରନ୍ତୁ |
racalocsied Tight carves Ison Une ମୂଳ ହାଲୁକା ଖୋଦିତ |
ଜାତିଭିତ୍ତିକ ସେ-ଅନର୍ଡିଂ Ue: y-axis poots, Ue ର 0.12% |
10000 puriodoyruunn lor ମୂଲ୍ୟ ବ୍ୟବହାର: 12/00/02 dabanch ଦେଖାଇଲେ |
|
Figure 30 sbows the Lemb-Searyle _ periodogramas
(Prowse Rybieki 1989) for Ue 30618 ud 310M points io
tue @ Baht cures obtained oo 10/06/02 nud 12/0892. 10
spectively. The 9" light eneves were unlortunately Low woiy
w perforra such an unlysis. The light curves were Lx
coneted for transparency variations and Ue detzcaded
ly subtenctiog thie macin level ‘The highest peak ia th
renlting pesiodogean of 12/09/02 occurs at x peri
B.687 11.002 s, whore the enor is yiveu by the width (9) o
1 Cumin ft Us the peak ja Ue pesivdogeura, ‘This period
i consistent. wilh the X-ray puke period given in lable 1
Although avisiee, vn equaivitent. peak ix ab prescal in th
periodogrun of 10/00/02. with a period of 8.688 0.002 »
Uoereby eoufieming Hat we have indeed detected the X-eay
polation of 410142161 in the optical, We further Usted
Use robusiues of our periel detetion by eonsteucting 10000
racalocsied Tight carves Ison Une original light carves by
raculocily se-ondering Ue: y-axis poots, Orly 0.12% of Ue
valuing 10000 puriodoyruunn lor Use: 12/00/02 dabanch showed
|
paragraph
|
{
"top": 27,
"left": 20,
"right": 24,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 1028,
"width": 319,
"height": 277,
"aspect_ratio": 1.15
}
|
|
image_1894.jpg
|
{
"xmin": 94,
"ymin": 447,
"xmax": 128,
"ymax": 464
}
|
ସହିତ
|
with
|
line
|
{
"top": 28,
"left": 10,
"right": 16,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 4,
"width": 34,
"height": 17,
"aspect_ratio": 2
}
|
|
image_1894.jpg
|
{
"xmin": 93,
"ymin": 280,
"xmax": 581,
"ymax": 300
}
|
ଟେଲିସ୍କୋପ ମଧ୍ୟରେ ବିସପେକ୍ଟ୍ରିନର ଆକଳନକାରୀ i। j, & ଦ୍ୱାରା ବ୍ୟାଖ୍ୟା କରାଯାଇଛି |
|
The estimator of the bispectruin between telescopes i. j, & is defined by
|
line
|
{
"top": 10,
"left": 14,
"right": 15,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 74,
"width": 488,
"height": 20,
"aspect_ratio": 24.4
}
|
|
image_1894.jpg
|
{
"xmin": 95,
"ymin": 661,
"xmax": 268,
"ymax": 680
}
|
ଫୋଟନ୍ ଶବ୍ଦ କେସ୍ |
|
4. The photon noise case
|
line
|
{
"top": 16,
"left": 28,
"right": 26,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 17,
"width": 173,
"height": 19,
"aspect_ratio": 9.11
}
|
|
image_1909.jpg
|
{
"xmin": 165,
"ymin": 86,
"xmax": 294,
"ymax": 98
}
|
4 ସ୍ପାଟାଲ୍ ଆନାଲିସିସ୍ |
|
4. SPATLAL ANALYSIS
|
line
|
{
"top": 19,
"left": 15,
"right": 13,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 22,
"width": 129,
"height": 12,
"aspect_ratio": 10.75
}
|
|
image_1909.jpg
|
{
"xmin": 512,
"ymin": 284,
"xmax": 659,
"ymax": 297
}
|
ଟେମ୍ପୋରାଲ୍ ଆନାଲିସିସ୍ |
|
4. TEMPORAL ANALYSIS
|
line
|
{
"top": 21,
"left": 21,
"right": 29,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 22,
"width": 147,
"height": 13,
"aspect_ratio": 11.31
}
|
|
image_1978.jpg
|
{
"xmin": 55,
"ymin": 162,
"xmax": 726,
"ymax": 215
}
|
SWIRE ଗାଲାକ୍ସି ଜନସଂଖ୍ୟାର ମର୍ଫୋଲୋଜିକାଲ୍ ଷ୍ଟଡିଜ୍ |
UGC 10214 HST / ACS କ୍ଷେତ୍ର |
|
Morphological Studies of the SWIRE Galaxy Population in
the UGC 10214 HST/ACS field
|
line
|
{
"top": 24,
"left": 10,
"right": 30,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 78,
"width": 671,
"height": 53,
"aspect_ratio": 12.66
}
|
|
image_1978.jpg
|
{
"xmin": 230,
"ymin": 805,
"xmax": 726,
"ymax": 835
}
|
ମୁଖ୍ୟ ଶବ୍ଦ: ଗାଲାକ୍ସି: ବିବର୍ତ୍ତନ ଗ୍ୟାଲେକ୍ସି: ଏଲିପଟିକାଲ୍ ଏବଂ ଲେଣ୍ଟିକୁଲାର୍, ସିଡି ଗ୍ୟାଲେକ୍ସି:
ସ୍ପିରାଲ୍ ଗାଲାକ୍ସି: ଅନିୟମିତ ଇଣ୍ଟ୍ରେଡ୍: ସାଧାରଣ ଇନଫ୍ରାଡ୍: ଗାଲାକ୍ସି |
|
Key words: galaxies: evolution galaxies: elliptical and lenticular, cD galaxies:
spiral galaxies: irresular intrared: general infrared: galaxies
|
line
|
{
"top": 30,
"left": 28,
"right": 11,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 155,
"width": 496,
"height": 30,
"aspect_ratio": 16.53
}
|
|
image_1994.jpg
|
{
"xmin": 95,
"ymin": 145,
"xmax": 722,
"ymax": 355
}
|
F06W ଫିଲ୍ଟର୍ ପାଇଁ, ଯୁଗ 1 ରେ, ଏକ୍ସପୋଜର୍ ସମୟଗୁଡିକ ଚୟନ କରାଯାଇଥିଲା ଯାହା ଦ୍ a ାରା ଏକ S / N ହାସଲ ହୁଏ |
af, kuown MACHO magnitndes ଉପରେ ଆଧାର କରି QSO ପାଇଁ 100 ଲୋଷ୍ଟ କରନ୍ତୁ | Cpoch 2 ରେ ଏକ୍ସପୋଜର୍ |
ସମୟକୁ ଧ୍ୟାନରେ ରଖିବା ପାଇଁ ସେ ଯୁଗ 1 ତୁଳନାରେ କିଛି ମାତ୍ରାରେ ବଡ ହୋଇଥିଲେ |
MACHO sonrces ଯଥେଷ୍ଟ ମିଶ୍ରିତ ହୋଇଥିଲା ଏବଂ ଆକ୍ଟନାଲ୍ V maguitndes ମାପ କରାଯାଇଥିଲା |
ପ୍ରଥମ ଯୁଗରୁ HST ତଥ୍ୟ MACHO maguitndes ଅପେକ୍ଷା dhmner ହେବାକୁ ଲାଗିଲା, କିଛି
ବିଚ୍ଛିନ୍ନ QSO ଗୁଡିକ ପ୍ରକୃତରେ ସେମାନଙ୍କର ଆଭ୍ୟନ୍ତରୀଣ ପରିବର୍ତ୍ତନଶୀଳତା ହେତୁ ଉଜ୍ଜ୍ୱଳ ହେବାକୁ ଲାଗିଲେ |
ଧ୍ୟାନ ଦିଅନ୍ତୁ ଯେ ଆମର ସଠିକ୍ ଗତି ମାପର thnescale ଉପରେ, ଆଶା କରାଯାଉଥିବା ଫୋଟୋମେଟ୍ରିକ୍ |
ଭେରିଏବିଲିଟି ଭି-ବ୍ୟାଣ୍ଡରେ ମାତ୍ର ଏକ ଦଶମାଂଶ ଅଟେ ଏବଂ ତେଣୁ ଆମେ ଉଦ୍ଧୃତ କରୁ |
ଟେବୁଲ୍ 1 ରେ ଉଭୟ cpochs ରୁ ହାରାହାରି | F814W ଫିଲ୍ଟର୍ ପାଇଁ, ଏକ୍ସପୋଜର ସମୟ sct କୁ ଥିଲା |
ମୋଟ 17 ମିନିଟ୍ ଯାହା ଫୋଟୋମେଟ୍ରି ପାଇଁ ଯଥେଷ୍ଟ ଅଟେ |
|
For the F06W filter, in epoch 1, exposure times were chosen so as to achieve a S/N of
af, loast 100 for the QSOs based on the kuown MACHO magnitndes. In cpoch 2 the exposure
times were choson to he somewhat larger than in epoch 1 to take into account the fact that
the MACHO sonrces were considerably blended and that the actnal V maguitndes measured
from first epoch HST data tended to be dhmner than the MACHO maguitndes, Some of
the isolated QSOs actually turned ont to be brighter because of their intrinsic variability.
Noto that on the thnescale of our proper motion measurements, the expected photometric
variability is only approximately a few tenths of a magnitude in the V-band and so we quote
an average from both cpochs in Table 1. For the F814W filter, the exposure time was sct to
17 minutes total which is sufficiont for photometry.
|
line
|
{
"top": 25,
"left": 14,
"right": 12,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 790,
"width": 627,
"height": 210,
"aspect_ratio": 2.99
}
|
|
image_1994.jpg
|
{
"xmin": 176,
"ymin": 777,
"xmax": 639,
"ymax": 798
}
|
3.1। PSF- ଫିଟିଂ ଏବଂ ବିକୃତି ସମାଧାନ ପାଇଁ ପଦ୍ଧତି |
|
3.1. Methodology for PSF-fitting and Distortion Solution
|
line
|
{
"top": 30,
"left": 18,
"right": 11,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 47,
"width": 463,
"height": 21,
"aspect_ratio": 22.05
}
|
|
image_1994.jpg
|
{
"xmin": 358,
"ymin": 739,
"xmax": 457,
"ymax": 758
}
|
ବିଶ୍ଳେଷଣ |
|
3. Analysis
|
line
|
{
"top": 29,
"left": 11,
"right": 29,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 10,
"width": 99,
"height": 19,
"aspect_ratio": 5.21
}
|
|
image_2041.jpg
|
{
"xmin": 422,
"ymin": 695,
"xmax": 749,
"ymax": 752
}
|
ଏକ ଚୁମ୍ବକୀୟ ସନ୍ତୁଳନ ଚିଲାଣ୍ଟ ନିର୍ମାଣ କରିବାକୁ, ଜଣେ କରିପାରିବେ |
ଚୁମ୍ବକୀୟ କ୍ଷେତ୍ରର ରେଡିଆଲ୍ ନିର୍ଭରଶୀଳତା ବାଛନ୍ତୁ, ଏବଂ ତାପରେ |
ସାମ୍ପ୍ରତିକ ଡିଜେସିଟି ଏବଂ ସମୀକରଣ ବ୍ୟବହାର କରି ଚାପର ମୂଲ୍ୟାଙ୍କନ କର |
(1) ଏବଂ (2)
|
To construct an magnetostatic equilibrium filament, one can
choose the radial dependence of the magnetic field, and then
evaluate the current deasity and the pressure using equations
(1) and (2).
|
line
|
{
"top": 13,
"left": 13,
"right": 26,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 195,
"width": 327,
"height": 57,
"aspect_ratio": 5.74
}
|
|
image_2041.jpg
|
{
"xmin": 422,
"ymin": 927,
"xmax": 749,
"ymax": 1003
}
|
ଚାରିପାଖରେ ଲିଙ୍କାର୍ ମ୍ୟାଗ୍ନେଟୋଷ୍ଟାଟିକ୍ ପର୍ଟବର୍ଟେସନ୍ ବିଷୟରେ ବିଚାର କରନ୍ତୁ |
cauilbrium § 2 ରେ ବର୍ଣ୍ଣିତ, 10 ଶକ୍ତି ପ୍ରିନ୍ସ ଅନୁଯାୟୀ |
pe। ରୁଲସକୁଡ୍ (2003) ରେ ଚତୁରତାର ସହିତ ପ୍ରମାଣିତ ହୋଇଛି «porarbation give
ଲାଗ୍ରାଙ୍ଗିଆନ୍ ବିସ୍ଥାପନ ଦ୍ if ାରା ଯଦି ସଂପୃକ୍ତ ପୋ-
ଟେନସିଆଲ୍ କେସି ପରିବର୍ତ୍ତନ ଅର୍ଥାତ୍ ନକାରାତ୍ମକ | ସମ୍ଭାବ୍ୟ ଶକ୍ତି ଚାପ୍ |
|
Consider lincar magnetostatic perturbations around the
cauilbrium described in § 2, According 10 the energy princ
pe. clegantly proven in Rulscud (2003) « porarbation give
by the Lagrangian displacement grows ifthe associated po-
tential casey change ie negative. The potential energy chabpe
|
line
|
{
"top": 26,
"left": 11,
"right": 19,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 312,
"width": 327,
"height": 76,
"aspect_ratio": 4.3
}
|
|
image_2041.jpg
|
{
"xmin": 137,
"ymin": 432,
"xmax": 323,
"ymax": 445
}
|
2। ଇକ୍ୱିଲିବ୍ରିମ୍ ୱାଇବେଲ୍ ଫାଇଲ୍ |
|
2. EQUILIBRIUM WEIBEL FILAMENT
|
line
|
{
"top": 28,
"left": 10,
"right": 22,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 32,
"width": 186,
"height": 13,
"aspect_ratio": 14.31
}
|
|
image_2041.jpg
|
{
"xmin": 422,
"ymin": 85,
"xmax": 544,
"ymax": 99
}
|
imatcly homogencaus |
|
imatcly homogencaus.
|
line
|
{
"top": 11,
"left": 15,
"right": 11,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 21,
"width": 122,
"height": 14,
"aspect_ratio": 8.71
}
|
|
image_2041.jpg
|
{
"xmin": 422,
"ymin": 783,
"xmax": 749,
"ymax": 926
}
|
ତୁରନ୍ତ ସମୀକରଣ (2) ରୁ ଅନୁସରଣ କରେ ଯେ ତରଳ ପ୍ରେସ୍:
ନିଶ୍ଚିତ ଯେ ଚିଲାମେଟ ଭିତରେ ଚୁମ୍ବକୀୟ ବାହାରେ ବଡ଼ |
ଭିନ୍ନତା ପାଇଁ ଚାପ ହିସାବ | ଏହି ଚାପ ଇମ୍ବୁଲ୍ |
ance ହେଉଛି ଅସ୍ଥିର ଆଚରଣର ଉତ୍ପତ୍ତି ଯାହାକୁ ଆମେ ଅନୁସନ୍ଧାନ କରୁ |
ନିମ୍ନରେ | ଚିଲିକାଗୁଡ଼ିକ ଜଣାଶୁଣା ସସ୍ ପାଇଁ ଅସ୍ଥିର |
କିଙ୍କ, ଏବଂ ସମ୍ବନ୍ଧୀୟ MHD ମୋଡ୍ (sce।, ¢ .g .. ହାସେଗାୱା 1975 ଏବଂ
ସେଥିରେ ଥିବା ସନ୍ଦର୍ଭ} ଯାହା ଫିଲାର ବିକୃତିକୁ ପରିଣତ କରେ |
ମେଣ୍ଟ ସୀମା | ଆମେ ଏଠାରେ ଏକ ନିର୍ଦ୍ଦିଷ୍ଟ ନିର୍ମିତ ଉପରେ ଧ୍ୟାନ ଦେବୁ | ହେଲି
କ୍ୟାଲ୍ କିଙ୍କ ଅସ୍ଥିରତା, କିନ୍ତୁ ସମାନ ସ୍ଥିରତା ମାନଦଣ୍ଡ ଆଶାକର | ଅଭିବୃଦ୍ଧି |
ହାର ଏବଂ ଅନ୍ୟାନ୍ୟ ଆନୁସଙ୍ଗିକ ମୋଡରେ କଣିକା ପରିବହନ |
|
Itimmediately follows from equation (2) that the fluid pres:
sure inside the filameat is larger than outside, the magnetic
pressure accounting for the differcace. This pressure imbal
ance is the origin of the unstable behavior that we explore
below. The filaments arc unstable to the well-known sausage.
kink, and related MHD modes (sce., ¢.g.. Hasegawa 1975 and
references therein} which result in the distortion of the fila
ment boundary. We here focus on a particular made. the heli
cal kink instability, but expect similar stability criteria. growth
rates. and particle transport in other related modes.
|
line
|
{
"top": 19,
"left": 21,
"right": 28,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 549,
"width": 327,
"height": 143,
"aspect_ratio": 2.29
}
|
|
image_2096.jpg
|
{
"xmin": 95,
"ymin": 556,
"xmax": 721,
"ymax": 693
}
|
‘ଅନ୍ୟ ପଟେ, କକ୍ସ, ଦେହେରଭେଙ୍ଗ ଆଣ୍ଡ ଲିନି (1990) ରେଡିଓ କଣ୍ଟିନ୍ୟୁମ୍ ଉପସ୍ଥାପନ କରିଥିଲେ
ସିନେସନ ଦକ୍ଷିଣକୁ ପ୍ରାୟ ଏକ ଡିଗ୍ରୀ ବିସ୍ତାର କରେ (Uhe ଦିଗରେ anain luster NGC 2244 କୁ ରୋମ୍ କରନ୍ତୁ |
AFGL 961 ଆଡକୁ ମୋନୋସେରୋସ୍ ରିଜ୍ | ଏହା ସୂଚିତ କରେ ଯେ କ୍ଲାଉଡ୍ ରିଜ୍ ସଙ୍କୋଚିତ ହୋଇପାରେ |
ଡଣ୍ଡ ପଛରୁ Hjsinall II ଅଞ୍ଚଳ ଦ୍ୱାରା | ତଥାପି, ରେଡିଓ ନିର୍ଗମନ ଓଭରଲିପ୍ |
AFGL961 ଅତ୍ୟଧିକ ଦୁର୍ବଳ ଏବଂ ସୋଡ୍ ପାଇଁ ଅଧିକ ନୁହେଁ, ଯୁକ୍ତି କରିବା ଭିନ୍ନ ଅଟେ (ଟୋପି ଆୟନାଇଜେସନ୍)
che Hisinall IT ଅଞ୍ଚଳ ସହିତ ଜଡିତ, ଚାପକୁ ବ raise ାଇପାରେ ଏବଂ ପ୍ରାଥମିକ ହୋଇପାରେ |
ଅ Region ୍ଚଳର D.
|
‘On the other hand, Cox, Deharveng & Leene (1990) present evidenee that radio continuum
cinission extends almost a degtee to the south (rom the anain luster NGC 2244 in Uhe direction from
the Monoceros ridge toward AFGL 961. This indieates that the cloud ridge could be compressed
by the Hjsinall II region from behind the dond. However, the radio emission overlapping with
AFGL961 is oxtremely weak and absont further to the soudh, It is diffieull to argue (hat ionization
associated with che Hisinall IT region could siguificautly raise the pressure and be the primary
irigger of the collapse of inolecular chunps associated with the coupact elusters in Region D.
|
line
|
{
"top": 22,
"left": 26,
"right": 21,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 506,
"width": 626,
"height": 137,
"aspect_ratio": 4.57
}
|
|
image_2096.jpg
|
{
"xmin": 95,
"ymin": 893,
"xmax": 721,
"ymax": 951
}
|
‘ଓନେଭ୍ ବାହ୍ୟରେ ଟ୍ରିଗର ହୋଇଛି, ଏକ ବିଶାଳ ମେଘ ଲୋ ଗ୍ରାଭୋଟର୍ବୁଲେଣ୍ଟ୍ ପତନ ହେବାର ଆଶଙ୍କା ଅଛି |
ଏବଂ ବୁର୍କର୍ଟ 2001) | ଏହା ସୂଚିତ କରେ ଯେ କ୍ଲାଉଡ୍ ସାମଗ୍ରୀ ଶୀଟ୍ ଗୁଡିକରେ ଖସିଯାଏ | ଶେକ୍ଟଗୁଡିକ ମଧ୍ୟରେ ପ୍ରବାହିତ |
ଲୋଡ୍ ଫାଇଲାଣ୍ଟସ୍ ଗଠନ | ମାସ୍ ଜମା ହୁଏ ଯେଉଁଠାରେ ଚିଲାମେଣ୍ଟଗୁଡିକ ବିଚ୍ଛେଦ ହୁଏ, ଦ୍ୱାରା ବୃଦ୍ଧି କରାଯାଇଥାଏ |
|
‘Onev externally triggered, a giant cloud is expected Lo undergo gravoturbulent collapse (Klessen
& Burkert 2001). This implies that the cloud material collapses into sheets. Flow within the shects
loads Lo the formation of filainents. Mass accumulates where the filaments intersect, enhanced by the
|
line
|
{
"top": 18,
"left": 14,
"right": 21,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 288,
"width": 626,
"height": 58,
"aspect_ratio": 10.79
}
|
|
image_2096.jpg
|
{
"xmin": 326,
"ymin": 144,
"xmax": 489,
"ymax": 162
}
|
ସ୍କିମେଟିକ୍ ମଡେଲ୍ |
|
7. Schematic models
|
line
|
{
"top": 18,
"left": 16,
"right": 17,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 18,
"width": 163,
"height": 18,
"aspect_ratio": 9.06
}
|
|
image_20.jpg
|
{
"xmin": 95,
"ymin": 558,
"xmax": 721,
"ymax": 874
}
|
ଥେଭେନିନ୍ (1990) ତାଲିକାରୁ କ୍ଲିନ୍, “କେସ୍ a” Fe I ଏବଂ Fe II ରେଖା ଚୟନ କରାଯାଇଥିଲା |
ଆମର 4 ଟି ସ ar ର ଯୁଗଳ ପ୍ରାର୍ଥୀ ସ୍ପେକ୍ଟରରେ ମାପ ଏବଂ ସମାନ ଉଚ୍ଚ $ / N ଏବଂ R ~ 45, 000 |
କକ୍ / ହିରସ୍ ଇନାର୍ ସ୍ପେକ୍ଟ୍ରମ୍ (କିଙ୍ଗ ଏଟ୍ ଆଲ୍ ରେ ବର୍ଣ୍ଣନା କରାଯାଇଛି (1997) ଏକ ସ ar ର ପ୍ରକ୍ସି ସ୍ପେକ୍ସ ଭାବରେ ବ୍ୟବହୃତ |
ଟ୍ରମ୍ 1-d ସ୍ପେକ୍ଟ୍ରମ୍ରେ ପ୍ରୋଫାଇଲ୍ ଫିଟିଂ ରୋଣ୍ଟାଇନ୍ ବ୍ୟବହାର କରି ସମାନ ପ୍ରସ୍ଥ ମାପ କରାଯାଇଥିଲା |
ବିଶ୍ଳେଷଣ ସଫ୍ଟୱେର୍ ପ୍ୟାକେଜ୍ SPECTER (ଫିଜପାଟ୍ରିକ୍ ଏବଂ ସ୍ନେଡେନ 1987) | ସମସ୍ତଙ୍କର ରେଖା ଶକ୍ତି |
କ୍ୟାଚ୍ ଷ୍ଟାର ଏବଂ ଅନର ସ ar ର ପ୍ରକ୍ସି ସ୍ପେକ୍ଟ୍ରମରେ ମାପାଯାଇଥିବା ବ features ଶିଷ୍ଟ୍ୟଗୁଡିକ ସାରଣୀ 2 ରେ ମିଳିପାରିବ | ଅବୁନ୍-
ନୃତ୍ୟଗୁଡିକ ଏକ୍ମିଭାଲଣ୍ଟରୁ ଉତ୍ପନ୍ନ, LTE ବିଶ୍ଳେଷଣର 2002 ସଂସ୍କରଣ ବ୍ୟବହାର କରି ମୋଟେଇ |
ପ୍ୟାକେଜ୍ MOOG ଏବଂ Kurucz ମଡେଲ୍ ବାୟୁମଣ୍ଡଳଗୁଡିକ ATLAS® ଗ୍ରୀଡ୍ ରୁ ଇଣ୍ଟରପୋଲଟେଡ୍ | Oscillator
Thevenin (1990) ରୁ ନିଆଯାଇଥିବା strougths ପିନ୍ଧିଥିଲେ; ଏଗୁଡ଼ିକର ସଠିକତା ଅପ୍ରାସଙ୍ଗିକ iuasmnch ଅଟେ |
ସ୍ normal ାଭାବିକ ପ୍ରଚୁରତା [x / H] ସ ar ର ପ୍ରଚୁରତା ବ୍ୟବହାର କରି ଅନ୍-ଲାଇନ୍-ଲାଇନ୍ ଭିତ୍ତିରେ ଗଠିତ |
ସମାନ in ଙ୍ଗରେ ଉତ୍ପନ୍ନ | ସ ar ର ମଡେଲ ବାୟୁମଣ୍ଡଳ ଟାଇଗ = 5777 ଦ୍ୱାରା ବର୍ଣ୍ଣିତ ହୋଇଥିଲା |
କେ, ଲଗ୍ g = 4.44, [m / H] = 0 ର 2 ଧାତବତା, ଏବଂ mic = 1.25 ର ମାଇକ୍ରୋଟର୍ବ୍ଲେଣ୍ଟ୍ ବେଗ; the
ଶେଷଟି ଏଡୱାର୍ଡସନ୍ ct al ର କାଲିବ୍ରେସନ୍ ଠାରୁ € ର ମୂଲ୍ୟ ମଧ୍ୟରେ ମଧ୍ୟବର୍ତ୍ତୀ | (1993) ଏବଂ
ଆଲେଣ୍ଡେ ପ୍ରିକ୍ଟୋ ct al। (2004) ଭ୍ୟାନ୍ ଡେର୍ ୱାଲ୍ସରେ 2.2 ର ଏକ ବର୍ଦ୍ଧିତ କାରକ ପ୍ରୟୋଗ କରାଯାଇଥିଲା |
ସମସ୍ତ ରେଖା ପାଇଁ କୋଏଫେସିଏଣ୍ଟସ୍ ବିସ୍ତାର କରିବା |
|
Clean, “case a” Fe I and Fe II lines from the list of Thevenin (1990) were selected for
measurement in our 4 solar twin candidate spectra and a similarly high $/N and R~45, 000
Kock/HIRES Innar spectrum (described in King et al. (1997) used as a solar proxy spec-
trum. Equivalent widths were measured using the profile fitting rontines in the 1-d spectrmn
analysis software package SPECTRE (Fitzpatrick & Sneden 1987). Line strengths of all the
features measured in cach star and onr solar proxy spectrum can be found in Table 2. Abun-
dances wore derived from the ecmivalont, widths using the 2002 version of the LTE analysis
package MOOG and Kurucz model atmospheres interpolated from ATLAS® grids. Oscillator
strougths wore taken from Thevenin (1990); the accuracy of these is irrelevant iuasmnch
as normalized abundances [x/H] wore formed ona line-by-line basis using solar abundances
derived in the same manner. The solar model atmosphire was characterized by Tyg = 5777
K, log g = 4.44, 2 metallicity of [m/H]=0., ands microturbnlent velocity of € = 1.25; the
latter is intermediate to the values of € from the calibrations of Edvardsson ct al. (1993) and
Allende Pricto ct al. (2004). An enhancement factor of 2.2 was applied to the van der Waals
broadening coefficients for all lines.
|
paragraph
|
{
"top": 11,
"left": 22,
"right": 14,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 1327,
"width": 626,
"height": 316,
"aspect_ratio": 1.98
}
|
|
image_2112.jpg
|
{
"xmin": 94,
"ymin": 253,
"xmax": 721,
"ymax": 466
}
|
କେଉଁଠାରେ p = 2c? ey} / 3R? ଗୋଟିଏ କଣିକା ଦ୍ୱାରା ସେମିଟିଙ୍ଗ୍ ଶକ୍ତି | ହୋର୍ ଆମେ u- / vo = 104 ଗ୍ରହଣ କରୁ |
TEN> 3X10 ", fou) R / e ~ 3x 1074Ry s ଠାରୁ ଛୋଟ ହୋଇଯାଏ | ଏହା ¢> 5x1077 ପାଇଁ ହୃଦୟଙ୍ଗମ ହୁଏ |
ଏବଂ ଏକ ଉଜ୍ଜ୍ୱଳ cnongh ରେଡିଓ ଇନୋନିସିଟି ପ୍ରଦାନ କରେ | ଯେହେତୁ ଉଚ୍ଚ ରେଡିଓ ଉଜ୍ଜ୍ୱଳତା ମଧ୍ୟ ହୃଦୟଙ୍ଗମ ହୋଇପାରେ |
ଏକ ଛୋଟ N ପାଇଁ ଯଦି ଗୁଣ୍ଡର ଗୁମ୍ଫା ଯଥେଷ୍ଟ ବଡ଼, ଏହି ଆକଳନ ଅତୁଳନୀୟ ନୁହେଁ | ଅନ୍
ଅନ୍ୟ ପଟେ, ରେଡିଓ ଉଜ୍ଜ୍ୱଳତା ତାପମାତ୍ରା J}, sclf- ଅବଶୋଷଣ ଦ୍ୱାରା ସୀମିତ ହୋଇପାରେ |
(ଚେଙ୍ଗ୍ ଏବଂ ରୁଡର୍ମନ୍ 1980); T, <74Nmc? / Ku, ଯେଉଁଠାରେ ky ବୋଲ୍ଟଜମାନ୍ ସ୍ଥିର ଅଟେ | The
ମୂଲ୍ୟ N = 3x 10! ଏକ ସୀମା ~ 10 ° K ଦେଇଥାଏ, ଯାହା ସହିତ ସମାନ ହେବା ପାଇଁ ଉଚ୍ଚ କଫ୍ |
ପର୍ଯ୍ୟବେକ୍ଷଣ ନନ୍ଦ of ର ଉପରୋକ୍ତ ଆକଳନ ସେ ଉପଯୁକ୍ତ ମନେହୁଏ, ଯଦିଓ ଏହା ନୁହେଁ |
nnique, ଏହିପରି, ସମନ୍ୱିତ ରେଡିଓ ନିର୍ଗମନ ପାଇଁ ¢ ର ଏକ ଛୋଟ ମୂଲ୍ୟ ଯଥେଷ୍ଟ, ଯଦିଓ ଏହା କଷ୍ଟକର |
ଅନୁମାନ ¢ ପ୍ରଥମ ନୀତିରୁ ଗୁଣ୍ଡ ପ୍ରକ୍ରିୟାରେ କିଛି ଅଣନ ar ତିକ ପ୍ରଭାବ ହେତୁ |
|
where p= 2c?ey} /3R? is the cmitting power by a single particle. Hore we adopt u-/vo = 104.
TEN > 3X10", fou) becomes shorter than R/e ~ 3x 1074Ry s. This is realized for ¢ > 5x1077
and gives a bright cnongh radio Inninosity. Since high radio luminosity can be realized even
for a smaller N if the mumbor of bunches is large enough, this estimate is not unique. On
the other hand, the radio brightness temperature J}, may be limited by the sclf-absorption
(Cheng & Ruderman 1980); T, < 74Nmc?/ku, where ky is the Boltzmann constant. The
value N = 3x 10! gives a limit ~ 10° K, which is high cnough to be consistent with
observations. The above estimate of Nand ¢ appear to he appropriate, although it is not
nnique, Thus, a small value of ¢ suffices for coherent radio emission, although it is hard to
estimate ¢ from the first principle because of some nonlinear effects on the bunching process.
|
line
|
{
"top": 12,
"left": 16,
"right": 28,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 831,
"width": 627,
"height": 213,
"aspect_ratio": 2.94
}
|
|
image_2112.jpg
|
{
"xmin": 94,
"ymin": 548,
"xmax": 721,
"ymax": 653
}
|
ଉତ୍ତେଜିତ ତରଙ୍ଗଗୁଡ଼ିକ ପ୍ରବାହରେ ପ୍ରଭାବଶାଳୀ ଘର୍ଷଣ ଶକ୍ତି ଉତ୍ପନ୍ନ କରିପାରେ | ଯଦି ଘର୍ଷଣ |
ବଳ ବହୁତ ଶକ୍ତିଶାଳୀ, ବଳ ଦୁଇଟି ସ୍ରୋତର ଗଠନକୁ ନଷ୍ଟ କରିଦିଏ | ଆମକୁ ନିର୍ମାଣ କରିବାକୁ ପଡିବ |
ଏକ ମଡେଲ୍ ଯାହା ତରଙ୍ଗ cccitation ର ଦୁଇଟି ଆବଶ୍ୟକତାକୁ ସ୍ୱଳ୍ପ ସମୟ ସ୍କେଲରେ ଏବଂ |
ପ୍ରବାହର ସ୍ଥାୟୀ ଷ୍ଟ୍ରନେଟର, ଯାହା ପ୍ରଥମ ଦେଖାରେ ଅସଙ୍ଗତ, ଏହି ସମସ୍ୟା |
ଏପର୍ଯ୍ୟନ୍ତ ଗମ୍ଭୀର ଭାବରେ ବିଚାର କରାଯାଇ ନାହିଁ |
|
The excited waves may produce effective frictional force on the flows. If the frictional
force is too strong, the force destroys the structure of the two streams. We have to construct
a model that satisfies the two requirements of wave cxcitation in a short timescale and
sustainable strneture of the flows, which scoms incompatible at first glance, This problem
has not been considered seriously so far.
|
line
|
{
"top": 26,
"left": 18,
"right": 11,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 350,
"width": 627,
"height": 105,
"aspect_ratio": 5.97
}
|
|
image_2112.jpg
|
{
"xmin": 93,
"ymin": 145,
"xmax": 721,
"ymax": 185
}
|
କଣିକାଗୁଡ଼ିକର ଏକ ସମନ୍ୱିତ ଗତିରେ | ସମନ୍ୱିତ ବକ୍ରତା ପାଇଁ ଥଣ୍ଡା ସମୟ ସ୍କେଲ୍ |
ଯେପରି ବିକିରଣ ଲେଖାଯାଇପାରେ |
|
of particles that are in a coherent motion. The cooling time scale for coherent curvature
radiation may be written as
|
line
|
{
"top": 20,
"left": 15,
"right": 19,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 97,
"width": 628,
"height": 40,
"aspect_ratio": 15.7
}
|
|
image_2114.jpg
|
{
"xmin": 95,
"ymin": 261,
"xmax": 722,
"ymax": 450
}
|
ଆମେ Lesch ct al ର ଆକର୍ଷଣୀୟ କାଗଜକୁ ଲକ୍ଷ୍ୟ କଲୁ | (1998) ଯେଉଁଥିରେ ସେମାନେ ଦାବି କରିଥିଲେ |
ସମନ୍ୱିତ ବକ୍ରତା ବିକିରଣ ପଲ୍ସର ରେଡିଓ ସିମିସନ ପାଇଁ ଉତ୍ସ ହୋଇପାରିବ ନାହିଁ | ତଥାପି |
ସେମାନଙ୍କର ଚିକିତ୍ସା ଅନେକ ସରଳୀକରଣ, ଅନୁମାନ ଉପରେ ଆଧାରିତ: ଏକ ସମ୍ପୁର୍ଣ୍ଣ କୋହରୋସ୍ ବିସ୍ତାରିତ |
ଟୋଭ, ଏକ ବଡ଼ କୋଲିକରେନ୍ସ ଭଲ୍ୟୁମ୍, ଏବଂ ଅନ୍ୟମାନେ | ମ ically ଳିକ ଭାବରେ, ସେହି ଅନୁମାନଗୁଡ଼ିକ ଏକ ସ୍ୱଳ୍ପ ଆଡକୁ ଗତି କରେ |
ଥଣ୍ଡା ସମୟ ଏବଂ ଉଜ୍ଜ୍ୱଳତାର ଉପର ସୀମା ପାଇଁ ଏକ କମ୍ ମୂଲ୍ୟ | ଆମର କାସୋରେ, ସମନ୍ୱୟ |
ଭଲ୍ୟୁମ୍ ଛୋଟ ଏବଂ କେବଳ ଏକ ଆଂଶିକ ସମନ୍ୱୟ ଅନୁମାନ କରାଯାଏ | ଅଧିକନ୍ତୁ, କେବଳ ଏକ ଛୋଟ |
ଯୁଗଳର ଭଗ୍ନାଂଶ ବ୍ରମ୍ ହୋଇଛି ଏବଂ ଥଣ୍ଡା ସମୟ ସେମାନଙ୍କ ଆକଳନଠାରୁ ବହୁତ ଲମ୍ବା ଅଟେ | ଏହିପରି |
ସୀମା hy Losch ef, al ଦାବି କଲା | (1998) ଆମ କ୍ଷେତ୍ରରେ ଅପ୍ରାସଙ୍ଗିକ ଅଟେ | ଅଧିକ ପରୀକ୍ଷା
ଏହି ଚିଠିର ପରିସର ବାହାରେ ଜେନକ୍ରାଲ୍ ସୀମାବଦ୍ଧତା |
|
We noticed the interesting paper of Lesch ct al. (1998) in which they claimed that
coherent curvature radiation cannot, be the source for the radio cmission of pulsars. However.
their treatanent is based on several simplifying, assumptious: a full coherouce extending up
tov, a large colicrence volume, and others. Basically, those assumptions lead to a short
cooling time and a lower value for the upper limit of luminosity. In our caso, the coherence
volume is smaller and at ve only a partial coherence is supposed. Moreover, only a small
fraction of pairs are brmched and the cooling time is much longer than their estimate. Thus
the limit claimed hy Losch ef, al. (1998) is irrelevant in our case. Examinations of more
gencral constraints arc beyond the scope of this Letter.
|
line
|
{
"top": 16,
"left": 26,
"right": 14,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 722,
"width": 627,
"height": 189,
"aspect_ratio": 3.32
}
|
|
image_2114.jpg
|
{
"xmin": 94,
"ymin": 144,
"xmax": 722,
"ymax": 249
}
|
ଉଦାହରଣ ସ୍ୱରୂପ, wpp / 27 B = 10 ° G ଏବଂ T = 1 ms ପାଇଁ ପ୍ରାୟ 50 MHz ହୋଇଯାଏ | ଅନ୍ୟ ପଟେ |
ହାତ, B = 10% G ଏବଂ T = 10s ପାଇଁ, wp / 24 ~ 500 MHz | ଅବଶିଷ୍ଟ ଅଭିବୃଦ୍ଧି ହାର ହେଉଛି |
ମଡେଲ୍ ପାରାମିଟରଗୁଡିକ ପ୍ରତି ମଧ୍ୟ ସମ୍ବେଦନଶୀଳ, ପୂର୍ବାନୁମାନିତ ତରଙ୍ଗ ଦ length ର୍ଘ୍ୟ ଏହା କ interesting ତୁହଳପ୍ରଦ |
ସ୍ପେସ୍ ଚାର୍ଜର ଘନତା ତରଙ୍ଗର ତରଙ୍ଗ ଦ length ର୍ଘ୍ୟ ସହିତ ତୁଳନାତ୍ମକ, ଯାହା ବାହାରେ ଦେଖାଯାଏ |
AT ରେ ସ୍କ୍ରିନିଂ ଅଞ୍ଚଳ |
|
example, wpp/27 becomes about 50 MHz for B = 10° G and T = 1 ms. On the other
hand, for B = 10% G and T = 10s, wp/24 ~ 500 MHz. The resnltant growth rate is
also insensitive to the model parameters, It is interesting that the predicted wave length is
comparable to the wave length of the space charge density wave, which appears outside the
screening region in AT.
|
line
|
{
"top": 27,
"left": 26,
"right": 26,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 384,
"width": 628,
"height": 105,
"aspect_ratio": 5.98
}
|
|
image_215.jpg
|
{
"xmin": 260,
"ymin": 881,
"xmax": 554,
"ymax": 900
}
|
2.2। FLWO ରେ TopHAT V ଫୋଟୋମେଟ୍ରି |
|
2.2. TopHAT V Photometry at FLWO
|
line
|
{
"top": 30,
"left": 12,
"right": 10,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 34,
"width": 294,
"height": 19,
"aspect_ratio": 15.47
}
|
|
image_215.jpg
|
{
"xmin": 218,
"ymin": 918,
"xmax": 713,
"ymax": 936
}
|
Mi ରେ ଅବସ୍ଥିତ ଆଣ୍ଟୋମେଟେଡ୍ ଲେଲୋସ୍କେପ୍ | ହପକିୟସ୍, ଆରିଜୋନା, ଯାହା ଡିଜାଇନ୍ ହୋଇଥିଲା |
|
antomated leloscape located on Mi. Hopkius, Arizona, which was designed t
|
line
|
{
"top": 24,
"left": 22,
"right": 18,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 79,
"width": 495,
"height": 18,
"aspect_ratio": 27.5
}
|
|
image_2168.jpg
|
{
"xmin": 183,
"ymin": 430,
"xmax": 278,
"ymax": 442
}
|
1 (ପରିଚୟ)
|
1. (INTRODUCTION
|
line
|
{
"top": 13,
"left": 28,
"right": 12,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 9,
"width": 95,
"height": 12,
"aspect_ratio": 7.92
}
|
|
image_2168.jpg
|
{
"xmin": 67,
"ymin": 764,
"xmax": 393,
"ymax": 891
}
|
ଗ୍ୟାସ୍ ଡିସ୍କ ଯାହା ବାଇନାରୀ ମିଶ୍ରଣକୁ କାଟାଲାଇଜ୍ କରିପାରେ |
ପ୍ରାଥମିକ ମାଧ୍ୟାକର୍ଷଣରେ ସେବା ଯୋଗ୍ୟ କ୍ଲେକ୍ଟ୍ରୋମ୍ୟାଗ୍ନେଟିକ୍ ପ୍ରତିପକ୍ଷ |
ଲେଜର ଇଣ୍ଟରଫର୍ ସହିତ ଟେସିଆଲ୍ ତରଙ୍ଗ ସ୍ ature ାକ୍ଷର ଚିହ୍ନଟ |
ଓମିଟର ସ୍ପେସ୍ ଆଣ୍ଟେନା (LISA) | ଅନୁପ୍ରବେଶକାରୀ ବା ବାହାରେ |
ବ୍ୟକ୍ତିବିଶେଷଙ୍କୁ ଘେରି ରହିଥିବା ଛୋଟ ଆକ୍ରେଟେସନ୍ ଡିସ୍କରୁ ପ୍ରବାହିତ ହୁଏ |
ଛିଦ୍ରଗୁଡ଼ିକ ମଧ୍ୟ ମାଧ୍ୟାକର୍ଷଣ ତରଙ୍ଗର ପୂର୍ବସୂତ୍ର ଦେଇପାରେ |
(ଆର୍ମିଟେଜ୍ ଏବଂ ନାଟାରାଜନ 2002), ଯେତେବେଳେ ସର୍କମର ପ୍ରବାହ |
ମାଧ୍ୟାକର୍ଷଣ ଦ୍ bin ାରା ବାଇନାରୀ ଚୁକ୍ତିନାମା ଭାବରେ ନାରୀ ଗ୍ୟାସ୍ ବଞ୍ଚିତ |
ଟାଇନାଲ୍ ବିକିରଣ କ୍ଷତି ଏକ af- ର ଏକ ଦୃ ust ପୂର୍ବାନୁମାନ ପ୍ରଦାନ କରେ |
|
Gas disks that catalyze binary mergers may gencratc ob-
servable clectromagnetic counterparts to the primary grav
tational wave signature detcctable with the Laser interfer
ometer Space Antenna (LISA). Induced accretion or out
flows from small accretion disks surrounding the individual
holes might yield precursors to the gravitational wave even
(Armitage & Natarajan 2002), while the inflow of circum
nary gas left stranded as the binary contracts under gravita
tional radiation losses provides a robust prediction of an af-
|
line
|
{
"top": 25,
"left": 19,
"right": 27,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 551,
"width": 326,
"height": 127,
"aspect_ratio": 2.57
}
|
|
image_2168.jpg
|
{
"xmin": 422,
"ymin": 428,
"xmax": 749,
"ymax": 629
}
|
tcrglow (Milosavljevic & Phinney 2005) | ଅଧିକ ସମୟ ଉପରେ |
ସ୍କେଲ ନିମ୍ନଲିଖିତ ଗର୍ତ୍ତର ସ୍ପିନ୍ ପାଇଁ ଇମ୍ପୁଲସିଭ୍ ଚେଞ୍ଜ୍ |
ମିଶ୍ରଣ (ହ୍ୟୁଜ୍ ଏବଂ ବ୍ଲାଣ୍ଡଫୋର୍ଡ 2003) ଆର୍କର ପରିବର୍ତ୍ତନ ହେବାର ସମ୍ଭାବନା |
ତୁରନ୍ତ ଆଖପାଖରୁ ଆରମ୍ଭ ହୋଇଥିବା ଯେକ any ଣସି ଜେଟର ଦିଗ |
ବ୍ଲାକ୍ ହୋଲ୍ ର (Merritt & Ekers 2002}।) ଏହିପରି ପ୍ରତିପକ୍ଷ |
ଆଗ୍ରହରେ | କାରଣ ସମକକ୍ଷ ଭାବରେ ସେମାନଙ୍କର ଚିହ୍ନଟ |
LISA ଇଭେଣ୍ଟଗୁଡିକ ସହିତ LISA ର ସୀମିତ କ୍ଷମତାକୁ ଦୂର କରିବ |
ସଂକେତକୁ ସ୍ at ତନ୍ତ୍ର ଭାବରେ ଲୋକାଲାଇଜ୍ କରିବାକୁ | ଏବଂ ଭିତରେ ଥିବା ଗାଲାକ୍ସିକୁ ପିନ୍ କରନ୍ତୁ |
ଯାହା ଏକ ମିଶ୍ରଣ ଘଟିଥିଲା | ଅସ୍ପଷ୍ଟ idcatification ର |
mcrgcr ସାଇଟଗୁଡିକ ସମ୍ଭାବ୍ୟ ବ୍ରହ୍ମାଣ୍ଡ ବିଜ୍ଞାନକୁ ଯଥେଷ୍ଟ ବୃଦ୍ଧି କରିଥାଏ |
ମିଶ୍ରଣ ଇଭେଣ୍ଟଗୁଡିକର ଉପଯୋଗିତା (ହୋଲଜ୍ ଏବଂ ହ୍ୟୁଜ୍ 2005; କୋଏସିସ୍ ଇଟାଲ୍ |
2005), ଏବଂ LISA ର ଟ୍ରାକ୍ କରିବାର କ୍ଷମତାକୁ ଯଥେଷ୍ଟ ଉନ୍ନତ କରିଥାଏ |
ଗାଲାକ୍ଟିକ୍ ପରିବେଶର କାର୍ଯ୍ୟ ଭାବରେ କଳା ଛିଦ୍ରର ବୃଦ୍ଧି-
ଭଡା ଏବଂ morphology |
|
tcrglow (Milosavljevic & Phinney 2005). On a longer time
scale. impulsive changcs to the spin of the hole following
merger (Hughes & Blandford 2003) arc likely to change the
direction of any jets launched from the immediate vicinity
of the black hole (Merritt & Ekers 2002}. Such counterparts
are of interest, in part. because their detection in coincidence
with LISA events would overcome LISA’s limited capability
to spatially localize signals. and pin down the galaxy within
which a merger had oceurred. Unambiguous idcatification of
mcrgcr sites significantly enhances the potential cosmological
utility of merger events (Holz & Hughes 2005; Koesis etal
2005), and substantially improves the ability of LISA to trace
the growth of black holes as a function of galactic environ-
rent and morphology.
|
paragraph
|
{
"top": 24,
"left": 25,
"right": 10,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 813,
"width": 327,
"height": 201,
"aspect_ratio": 1.63
}
|
|
image_2168.jpg
|
{
"xmin": 259,
"ymin": 167,
"xmax": 550,
"ymax": 197
}
|
ଫିଲିପ୍ ଜେ ଆର୍ମିଟେଜ୍! ” ଏବଂ ପ୍ରିୟାମଭାଡା ନଟରାଜନ୍ |
“ଆପ୍ n prets
|
PHILIP J. ARMITAGE!” AND PRIYAMVADA NATARAJAN
“aps. n prets
|
line
|
{
"top": 13,
"left": 29,
"right": 20,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 61,
"width": 291,
"height": 30,
"aspect_ratio": 9.7
}
|
|
image_2168.jpg
|
{
"xmin": 455,
"ymin": 926,
"xmax": 716,
"ymax": 939
}
|
2। ଗ୍ୟାସ୍- DRI ସମୟରେ ECCENTRICITY] ଭେନ୍ ଇନ୍ସପିରାଲ୍ |
|
2. ECCENTRICITY DURING GAS-DRI]VEN INSPIRALS
|
line
|
{
"top": 11,
"left": 29,
"right": 13,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 52,
"width": 261,
"height": 13,
"aspect_ratio": 20.08
}
|
|
image_2179.jpg
|
{
"xmin": 104,
"ymin": 116,
"xmax": 712,
"ymax": 359
}
|
ଆମର ଗାଲାକ୍ସିରେ ଆନୁମାନିକ GRB ହାର ସୁପରନୋଭା ହାରର (0.3 1)% ଅଟେ, କ୍ରନ୍ଦନ GRB |
ଷ୍ଟାରବର୍ଷ୍ଟ ଗାଲାକ୍ସିଓରେ ହାର ଏକ କୁମ୍ଭ ~ 300 1000 ବର୍ଷ ବୋଲି ଆକଳନ କରାଯାଇଛି | ଯଦି ସମୁଦାୟ ଶକ୍ତି |
ଆମର ସାଧାରଣ ଗାଲାକ୍ଟିକ୍ GRB ପାଇଁ, ଏକ ସାଧାରଣ GRB ଦ୍ୱାରା ସଜ୍ଜିତ CR ଗୁଡିକ ପ୍ରକୃତରେ ପ୍ରାୟ 10 ° ଅର୍ଗସ୍ | the
ଷ୍ଟାରବର୍ଷ୍ଟ ଗ୍ୟାଲେକ୍ସିରୁ UHECR ଗୁଡ଼ିକର ଚାରାକୋରିଷ୍ଟ ଇଞ୍ଜେକ୍ସନ୍ ଶକ୍ତି ଟାଇମୋସ୍କାଲ୍ ଉପରେ ଭରପୂର |
~ 10 "yr cau be ~ (1 - 3) x 10 ergs") | ଚିତ୍ରରେ § ଆମେ UHEGR ଦେଖାଉ | ଫ୍ଲକ୍ସସ୍ ଆଶା କରାଯାଏ |
ଗୋଟିଏ କ୍ରମାଗତ ଉତ୍ସରୁ (ଯାହା ବହୁ ସଂଖ୍ୟାରେ GRB ମଡେଲ ପାଇଁ ବ valid ଧ ଅଟେ |
ଏହି ଷ୍ଟାରବର୍ଷ୍ଟ ଗ୍ୟାଲେକ୍ସିଗୁଡିକରୁ GRB ର ଗତ 100 ମିରସ୍ ମଧ୍ୟରେ) ଆମଠାରୁ ଏକ ଦୂରତ୍ୱ 7 ରେ | The
ଫ୍ଲକ୍ସଗୁଡିକ ଏକ ବିସ୍ତାର ପ୍ରସାର ମଡେଲ ଫ୍ରୁ 8 ସିଗଲ୍ ଉତ୍ସର d framework ାଞ୍ଚାରେ କ୍ୟାଲେନ୍ଟେଡ୍ ହୋଇଛି,
DOO ev ରେ 6 = 0.5 ସ୍ normal ାଭାବିକ ସହିତ ଏକ ବିସ୍ତାର କୋଏଫିସିଟ୍ ଅନୁମାନ କରିବା = 10 an? s7 !। ଟିପ୍ପଣୀ |
10 ର ଲର୍ମୋର ବ୍ୟାଡ୍ୟୁସ୍! ମ୍ୟାଗ୍ନୋଟିକ୍ ଫୋଲ୍ଡ ବେସେରାଗାଲୋକ୍ଟିରେ eV ପ୍ରୋଟୋ ~ 10-7 G କରିବ |
ପ୍ରାୟ 3x 10cm ରୁହନ୍ତୁ, ଏହା ସୂଚିତ କରେ ଯେ ଅନୁମାନିତ ବିସ୍ତାର କୋଏଫିସିଣ୍ଟେଣ୍ଟ ତଥାପି ବଡ଼ ହେବ |
ବୋନ୍ ବିସ୍ତାର ଅପେକ୍ଷା 3 ର ଏକ ଫ୍ୟାକ୍ଟର୍ ଦ୍ୱାରା | ଏକ ଭିନ୍ନ ଅନୁମାନ | ପ୍ରସାର ମଡେଲ (କିମ୍ବା
diffusion coollieiont) iu ଇଣ୍ଟରଗାଲାକ୍ଟିକ୍ ସ୍ପାକୋ ଚିତ୍ର 3 ରେ ଦେଖାଯାଇଥିବା ଫ୍ଲକ୍ସଗୁଡ଼ିକୁ ପରିବର୍ତ୍ତନ କରିବ, ଏବଂ କରିବ |
ଏକ ପୃଥକ ଅଧ୍ୟୟନ ଆବଶ୍ୟକ କରେ |
|
estimated GRB rate in our Galaxy is about (0.3 1)% of the supernova rate, the moan GRB
rate in the starburst galaxios is estimated ax one por ~ 300 1000 yrs. If the total energy of
CRs accelorated by a typical GRB is indeed about 10° orgs, as for our loeal Galactic GRB. the
charactoristie injection power of UHECRs from starburst galaxies avoraged over the timoscale
of ~ 10" yr cau be ~ (1 — 3) x 10 ergs"). In Fig. § we show the UHEGR. fluxes expected
from a single continuous source (which is valid for a GRB model because of the large number
of GRBs from these starburst galaxies within the last 100 Myrs) at a distauce 7 from us. The
fluxes are calenlated in dhe framework of a diffusion propagation model frou 8 siugle source,
assuming a diffusion coefficieut with 6 = 0.5 normalized at DOO ev) = 10 an?s7!. Note
that the Larmor radius of a 10! eV protou in the magnotic fiold Beseragaloctie ~ 10-7 G would
be about 3x 10cm, This implies that the assumed diffusion coefficient would still be larger.
by a factor of 3, than for Bohn diffusion. Tho assumption of a different. propagation model (or
diffusion coollieiont) iu the intergalactic spaco would change tho fluxes shown in Fig. 3, and will
require a separate study
|
line
|
{
"top": 22,
"left": 22,
"right": 30,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 1204,
"width": 608,
"height": 243,
"aspect_ratio": 2.5
}
|
|
image_2179.jpg
|
{
"xmin": 105,
"ymin": 814,
"xmax": 711,
"ymax": 989
}
|
[1 ଦେରୀ L. O ° C .. 1983। ହେପ୍ ପ୍ରୋଗ୍ | ପଦାର୍ଥ 46 973
[2 Ginabnng। VoL। ପ୍ଲୋଭକିନ୍ | VS. 1988। Sp, Phys। Rew 4 161
[5 ସୋମର୍ସ ପିକ୍ 271 ଆନ୍ତର୍ଜାତୀୟ କମି: ରାଇ କନଫିସେସ୍ (କପର୍ନିକସ୍ ଗେଭେଲହୁଲ୍। ବାନବରୀ। ଜର୍ମାନୀ)
ଆନନ୍ଦିତ, Rapportenr ଏବଂ ହାଇଲାଇଟ୍ ପ୍ରପର୍ସ (2001) 170 |
i Rirandel JR। 2003, ଜ୍ୟୋତିର୍ବିଜ୍ଞାନ | ପଦାର୍ଥ 28। 183
[S | | ନାଗ୍ନୁ | ଅଲ। ୱିଟସୋ | A. A..2000, Rew ମୋଡ୍ ପଦାର୍ଥ, 72। 689
[6 Lage P.O. Cesamnky, C.J. 1988। Astran ଆକ୍ସଟ୍ରୋପବିସ୍ | 125। 24
[7 ବିରକ୍ତିକର | MG, Ellon D.C. Reynolds 8। P Grenier LAW Goret, P1999, Astrophys J. 513, 11 |
[ଏକ ୱିକ୍ $। D. Derouer C. D. ଏବଂ ସହରଗୁଡିକ A .. 200M, Astropart, Phys। 21.125
[0 ମାସାଇନ୍ସ | P2002 ଆନ୍। ରେଭ। ଆକ୍ସଟନ୍, ଆଭ୍ଟୋଫିସ୍ | 40। 187
(10; ଭିଏଟ୍ସି। BL, 1995, ଜ୍ୟୋତିର୍ବିଜ୍ଞାନ। ଜେ। 459। ଏବି।
11 ୱାୟାନନ୍ | &। 1998, ପଦାର୍ଥ Rev. Lultcrn 75, 386
|
[1 Deury. L. O°C.. 1983. Hep. Prog. Phys. 46. 973
[2 Ginabnng. VoL. Plovkin. VS. 1988. Astrap. Sp, Phys. Rew. 4. 161
[5 Sommers. Pic 271 International Commie: Ray Confiseace (Copernicus Gvellehull. Banbury. Germany)
Jovited, Rapportenr. and Highlight Prpers (2001) 170
i Rirandel JR. 2003, Astropiot. Phys. 28. 183
[S| Nagnoo. Al. Witsoo. A. A..2000, Rew. Mod. Phys, 72. 689
[6 Lage P.O. Cesamnky, C.J. 1988. Astran. Axtropbys. 125. 24.
[7 Boring. MG, Ellon. D.C. Reynolds. 8. P Grenier. LAW Goret, P1999, Astrophys J. 513, 11
[A Wick. $. D. Derouer. C. D. and towns. A.. 200M, Astropart, Phys. 21.125
[0 Masains. P2002. Ann. Rev. Axtoon, Avtcophys. 40. 187
(10; Vietsi. BL, 1995, Astrophys. J. 459. AB.
11 Wiounan. &. 1998, Phys. Rev. Lultcrn 75, 386.
|
line
|
{
"top": 25,
"left": 26,
"right": 28,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 783,
"width": 606,
"height": 175,
"aspect_ratio": 3.46
}
|
|
image_2194.jpg
|
{
"xmin": 95,
"ymin": 176,
"xmax": 721,
"ymax": 428
}
|
ସମସ୍ତ six ଟି ନିଶ୍ଚିତ ହୋଇଥିବା ଟିଭି ବ୍ଲେଜର ପାଇଁ VHE ସ୍ପେକ୍ଟ୍ରା ବର୍ତ୍ତମାନ ଉପଲବ୍ଧ | ଶକ୍ତି ନିୟମ ନିର୍ଦ୍ଦିଷ୍ଟ-
ବ୍ଲେଜରରୁ ଉଜ୍ଜ୍ୱଳ ହାରୋସ୍ ସହିତ ଫିଟ୍ ହୋଇଥିବା ଟ୍ରଲ୍ ଇଣ୍ଡେକ୍ସଗୁଡିକ ରେଡଶିଫ୍ଟ ସହିତ ଷ୍ଟୋକପେନ୍ ପରି ଦେଖାଯାଏ |
(Schrocster 2005) IES 2344 VHE ଫ୍ଲେୟାରର ସ୍ପେକ୍ଟ୍ରାଲ୍ ଇଣ୍ଡେକ୍ସ ଉଜ୍ଜ୍ୱଳ ଅପେକ୍ଷା ଷ୍ଟିପର ଅଟେ |
Mrk 421 ଏବଂ Mrk 501 ର ହରେ ସ୍ପେକ୍ଟ୍ରା, IES 234d ର ଦୂରତା 2/3 ରେ ଅବସ୍ଥିତ |
PKS 2155-304 ଏବଂ H 1426} 428 ର ଫ୍ଲେର୍ ସ୍ପେକ୍ଟ୍ରା, ପ୍ରାୟ ତିନିଥର ପର୍ଯ୍ୟନ୍ତ ଅବସ୍ଥିତ,
LES 2344 ତୁଳନାରେ ନରମ | IES 2344 ଅଗ୍ନିକାଣ୍ଡର ସ୍ପେକ୍ଟ୍ରାଲ୍ ଇଣ୍ଡେକ୍ସ ସହିତ ସମାନ |
IES 19591650 ର ଭଡା ସ୍ପେକ୍ଟ୍ରମ, ଯାହା ପ୍ରାୟ ସମାନ ରେଡଶିଫ୍ଟରେ ଅବସ୍ଥିତ | ଏହା
ଟ୍ରଣ୍ଡ ଇନଫ୍ରାଡ୍ ଅକ୍ସଟ୍ରାଗାଲାକ୍ଟିକ୍ ବ୍ୟାକଗ୍ରାଉଣ୍ଡ୍ ରେଡିଆ ଦ୍ caused ାରା ସୃଷ୍ଟି ହୋଇଥିବା ଆଟ୍କୁନେସନ୍ ସହିତ ସମାନ ଅଟେ |
tion (Schrocdter 2005; Stecker 1999) | Altcrnatively, ଗାଲାକ୍ସି ବିବର୍ତ୍ତନ ହୋଇପାରେ | ଦାୟୀ ରୁହ |
ରେଡଶିଫ୍ଟ ସହିତ ଦେଖାଯାଇଥିବା ସ୍ପେକ୍ଟ୍ରାଲ୍ ଷ୍ଟେସିପିଂ ପାଇଁ | Cxample ପାଇଁ, ଯଦି ସାନ ଗ୍ୟାଲେକ୍ସିକ୍ ଥାଏ |
କେନ୍ଦ୍ରୀୟ କଳା ହୋଲୋ ନିକଟରେ କୁହାନ୍ସଡ୍ ମିଡ୍-ଇନଫ୍ରାଡ୍ ବିକିରଣ, ତେବେ ଏହା ଉତ୍ପାଦନ କରିବ |
EBL ଦ୍ caused ାରା ସୃଷ୍ଟି ହୋଇଥିବା ଗାମା-ରେ ଆଟେନୁଏସନ୍ ଅବିସ୍ମରଣୀୟ |
|
VHE spectra are now available for all six confirmed TeV blazars. The power law spec-
tral indexes of fits to the brightest Haros from the blazars appear to stocpen with redshift
(Schrocster 2005). The spectral index of the IES 2344 VHE flare is steoper than the brightest
Hare spectra of Mrk 421 and Mrk 501, hoth located at abont 2/3 the distance of IES 234d
The flare spectra of PKS 2155-304 and H 1426} 428, located almost threo times as far,
are softer than that of LES 2344. The spectral index of the IES 2344 flare is similar to
the fare spectrum of IES 19591650, which is located at almost the same redshift. This
trond is consistent with attcnuation caused by the infrared oxtragalactic background radia-
tion (Schrocdter 2005; Stecker 1999). Altcrnatively, galaxy evolution might. be responsible
for the observed spectral stcepening with redshift. For cxample, if younger galaxics have
cuhanced mid-infrared radiation nearer to the central black holo, then this would produce
gamma-ray attenuation indistingnishable from that caused by the EBL.
|
line
|
{
"top": 19,
"left": 11,
"right": 25,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 1047,
"width": 626,
"height": 252,
"aspect_ratio": 2.48
}
|
|
image_2194.jpg
|
{
"xmin": 94,
"ymin": 441,
"xmax": 721,
"ymax": 588
}
|
ଅନ୍ୟ ତରଙ୍ଗଦ eng ର୍ଘ୍ୟରେ କ contem ଣସି ସମସାମୟିକ ମାପ ଗାଇମନା ସମୟରେ ନିଆଯାଇ ନଥିଲା |
20 ଡିସେମ୍ବର, 1995 ରେ IES 2344 ର ରେ ହରେ | ଏହା ମଡେଲଗୁଡିକର ପ୍ରୟୋଗକୁ ରୋକିଥାଏ |
ଗାମା-ରେ ଉତ୍ପାଦନ ପ୍ରଣାଳୀକୁ ବାଧିତ କର, କାରଣ ଗାମନା-ରଶ୍ମି ଛାଡିବା ଜଣାଶୁଣା |
ସେ ବହୁତ ଭେରିଏବଲ୍ | ପ୍ରାୟ onc ବର୍ଷ ପରେ, 5 ଡିସେମ୍ବର, 1896 ରେ, ଏକ ସିନଲ୍ଟାନ୍କସ୍ ଟୁ ¥ |
/ ଏକ୍ସ-ରେ ପର୍ଯ୍ୟବେକ୍ଷଣ BeppoSAX ଉପଗ୍ରହ, ବିସ୍ତୃତ ଏକ୍ସ-ରେ ସହିତ ମିଳିତ ହେଲା |
ଏହି ରାତିରେ ସ୍ପେକ୍ଟ୍ରମ୍ ମୋସ୍ନେଡ୍ (Giomni ct al, 2000) ସଂପନ୍ନ ହୋଇଛି, କେବଳ, କେବଳ |
TeV ଫ୍ଲକ୍ସର ଏକ ଉପର ସୀମା ଦ୍, ାରା, ମଡେଲଗୁଡିକ ଗୁରୁତ୍ constr ପୂର୍ଣ ଭାବରେ ବାଧିତ ହେବ,
|
No contemporancous measurements at other wavelengths wore taken during the gaimna-
ray Hare of IES 2344 on 20 December, 1995. This precludes the application of models to
constrain the gamma-ray production mechanism, hecause the gamna-ray omission is known
to he highly variable. Almost onc year later, on 5 December, 1896, a sinultancous To¥
/ X-ray observation occurred together with the BeppoSAX satellite, The detailed X-ray
spectrum moasnred during this night (Giomni ct al, 2000) is complemented, however, only
by an upper limit of the TeV flux, again precluding models to be significantly constrained,
|
line
|
{
"top": 14,
"left": 20,
"right": 18,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 539,
"width": 627,
"height": 147,
"aspect_ratio": 4.27
}
|
|
image_2194.jpg
|
{
"xmin": 93,
"ymin": 145,
"xmax": 717,
"ymax": 165
}
|
ସ୍ପେକ୍ଟ୍ରମର ପରିସଂଖ୍ୟାନିକ ମହତ୍ତ୍ ne ସ୍ନେହର ଏକ cnt-off ଶକ୍ତିକୁ ବାରଣ କରିଥାଏ |
|
statistical significance of the spectrum precludes the incasurement of sneh a cnt-off energy.
|
line
|
{
"top": 25,
"left": 15,
"right": 25,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 74,
"width": 624,
"height": 20,
"aspect_ratio": 31.2
}
|
|
image_2194.jpg
|
{
"xmin": 345,
"ymin": 748,
"xmax": 470,
"ymax": 768
}
|
ସନ୍ଦର୍ଭ
|
REFERENCES
|
line
|
{
"top": 24,
"left": 17,
"right": 23,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 7,
"width": 125,
"height": 20,
"aspect_ratio": 6.25
}
|
|
image_2194.jpg
|
{
"xmin": 94,
"ymin": 838,
"xmax": 721,
"ymax": 901
}
|
ଆହାରୋନିଆନ୍ ଏଫ୍, ଅଖର୍ଜନିଆନ୍ ଏ, ବାରିଓ ଜେ, ଇତ୍ୟାଦି | ମାର୍କାରିଆନ୍ 501 ର TEV ଶକ୍ତି ସ୍ପେକ୍ଟ୍ରମ୍ |
1998 ଏବଂ 1999 ମଧ୍ୟରେ HEGRA ର ଷ୍ଟୋରୋସ୍କୋପିକ୍ ଟେଲିସ୍କୋପ୍ ସିଷ୍ଟମ୍ ସହିତ ମାପ କରାଯାଇଥିଲା |
‘ଆପଜେ, 546-398-902, ଜାନୁଆରୀ 2001
|
Aharonian F, Akhperjanian A, Barrio J, et al. The TEV Energy Spectrum of Markarian 501
Measnred with the Storooscopic Telescope System of HEGRA during 1998 and 1999.
‘ApJ, 546-398-902, Jan. 2001.
|
line
|
{
"top": 28,
"left": 10,
"right": 20,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 209,
"width": 627,
"height": 63,
"aspect_ratio": 9.95
}
|
|
image_2342.jpg
|
{
"xmin": 491,
"ymin": 253,
"xmax": 701,
"ymax": 268
}
|
42, ପୂର୍ବ ଫଳାଫଳଗୁଡିକ ତୁଳନା କରନ୍ତୁ |
|
42, Comparison te previous results
|
line
|
{
"top": 12,
"left": 19,
"right": 21,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 35,
"width": 210,
"height": 15,
"aspect_ratio": 14
}
|
|
image_239.jpg
|
{
"xmin": 423,
"ymin": 209,
"xmax": 749,
"ymax": 365
}
|
କାଗଜ I ଏକ ସ୍ଥିର ଡିସ୍କ ଗଠନ କରିବାକୁ ଏବଂ
ଏକ mnmerical ମଡେଲରୁ ସଠିକ୍ SFR ପ୍ରାପ୍ତ କରନ୍ତୁ ,।
ଗ୍ୟାସର ମାଧ୍ୟାକର୍ଷଣ ଭୁଶୁଡ଼ିବା ସମ୍ପୂର୍ଣ୍ଣ ସମାଧାନ ହେବା ଜରୁରୀ |
(ବେଟ୍ ଏବଂ ବୁର୍କର୍ଟ 1997: Trnclove ct al। 1997} ପର୍ଯ୍ୟନ୍ତ
ଘନତା
ପ୍ରବାହରୁ ଯଦି ଏହା କରାଯାଇଥାଏ, SFR ସହିତ ସ୍ଥିର ଡିସ୍କଗୁଡ଼ିକ |
ଦେଖାଯାଇଥିବା ମୂଲ୍ୟଗୁଡ଼ିକ ସହିତ ତୁଳନାତ୍ମକ ଭାବରେ mod- ରୁ ଉତ୍ପନ୍ନ ହୋଇପାରେ |
ରାଜ୍ୟର ଏକ ଆଇସୋଥର୍ମାଲ୍ ସମୀକରଣ ବ୍ୟବହାର କରି cls | ଇନସୁ ସହିତ |
ଯଦିଓ, ରେଜୋଲୁସନ ଡିସ୍କଟି ଭୁଶୁଡ଼ିବାକୁ ଲାଗେ |
କେତେକ ଅଧିକ ଫୋମଡ୍ ପରି ବହୁ ଉଚ୍ଚ SFR ଉତ୍ପାଦନ କରୁଥିବା କେନ୍ଦ୍ର |
ପୂର୍ବ କାର୍ଯ୍ୟ (e «। ରୋବର୍ଟସନ ଏବଂ ଅନ୍ୟ। 2004) |
|
Paper I cnphasized that to form a stable disk and
derive the correct SFR from a mnmerical model, the
gravitational collapse of the gas must be fully resolved
(Bate & Burkert 1997: Trnclove ct al. 1997} up to the
density where gravitationally collapsing gas decouples
from the flow. If this is done, stable disks with SFRs
comparable to observed values can be derived from mod-
cls using an isothermal equation of state. With insu
cient resolution, however. the disk tends to collapse to the
center producing much higher SFRs, as fomd by some
previous work (e«. Robertson et al. 2004).
|
line
|
{
"top": 19,
"left": 20,
"right": 29,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 543,
"width": 326,
"height": 156,
"aspect_ratio": 2.09
}
|
|
image_239.jpg
|
{
"xmin": 66,
"ymin": 92,
"xmax": 394,
"ymax": 884
}
|
ଡିସ୍କ ଗ୍ୟାଲେକ୍ସିଗୁଡିକର ହେନ୍ 1auy sinmlations ଅଛି, ଅନ୍ତର୍ଭୁକ୍ତ କରି |
ଗ୍ୟାସର ଭିନ୍ନତା ଅନୁକରଣ ସହିତ ପୃଥକ ଗ୍ୟାଲେକ୍ସିଗୁଡିକ |
ପଦାର୍ଥ ବିଜ୍ଞାନ ଏବଂ ମତାମତ ପ୍ରଭାବ (ଯଥା .. ଥାକର୍ ଏବଂ କନଚନ୍ନ୍) |
2000; ୱାଡା ଏବଂ ନର୍ମନ୍ 2001: ନୋଗୁଚି 2001: ବର୍ଣ୍ଣସ୍ |
2002; ରୋବର୍ଟସନ ଏବଂ ଅନ୍ୟମାନେ | 2004: ଲି, ମ୍ୟାକ୍ ଲୋ ଏବଂ କ୍ଲେସେନ୍ |
2005a: ଓକାମୋଟୋ ct al। 2005), ଗାଲାକ୍ସି ମିଶ୍ରଣ (ଯଥା।
ମିହୋସ୍ ଏବଂ ହର୍ନେପ୍ରିଷ୍ଟ 1984: ବର୍ଣ୍ଣସ୍ ଏବଂ ହେମକିଷ୍ଟ 1996:
ଲି, ମା ଲୋ ଏବଂ କ୍ଲେସେନ୍ 2004), ଏବଂ ଗାଲାକ୍ସି ଇମା କୋସ୍-
miological ପ୍ରସଙ୍ଗ | ବିଭିନ୍ନ ଅନୁମାନ ସହିତ |
ଅନ୍ଧକାର ପଦାର୍ଥର ପ୍ରକୃତି ଏବଂ ‘ବଣ୍ଟନ’ (ଯଥା।
Katz & Ginn 1991: Navarro & Benz 1991: Katz 1992:
ଷ୍ଟେନମେଟଜ୍ ଏବଂ ମ୍ୟୁଲର୍ 1994: ନାଭାରୋ, ଫ୍ରେଙ୍କ୍ ଏବଂ ହ୍ White ାଇଟ୍ |
1985: ସୋନମୁର୍-ଲାରସେନ୍, ଜେଲାଟୋ ଏବଂ ଭେଡେଲ୍ |
1999: ଷ୍ଟେନମେଟ୍ଜ୍ ଏବଂ ନାଭାରୋ 1999: ସ୍ପ୍ରିଙ୍ଗେଲ୍ |
2000: ସୋମିଆର୍-ଲାରସେନ୍ ଏବଂ ଡଲଗୋଭ୍ 2061:
ସୋନମିୟର-ଲାରସେନ୍, ଗିଜ୍ ଏବଂ ପୋର୍ଟିନାରି 2008 |
ସ୍ପ୍ରିଙ୍ଗେଲ ଏବଂ ହେମନିଷ୍ଟ 2003: ଗଭର୍ନାଟୋ ct al। 2004)
ତଥାପି | ଏହି ଅନୁକରଣଗୁଡ଼ିକ ମଧ୍ୟରୁ ଅଧିକାଂଶରେ ମାଧ୍ୟାକର୍ଷଣ |
ଭୁଶୁଡ଼ିବା ଏବଂ ତାରା ଗଠନ ଆର୍କ ମଧ୍ୟ mmucrically ନୁହେଁ |
ସମାଧାନ ହୋଇଛି, କିମ୍ବା ଅନୁକରଣୀୟ ରେସିପି ସହିତ ଅନୁସରଣ କରାଯାଇଛି |
ପର୍ଯ୍ୟବେକ୍ଷଣଗୁଡିକ ଏକ ପ୍ରିଅନ୍ ପୁନ oduc ପ୍ରକାଶ କରନ୍ତୁ | ସେଠାରେ କେବଳ ଗୋଟିଏ ଅଛି |
ହାତଗଣତି ମ୍ୟୁମେରିକ୍ ଷ୍ଟାଣ୍ଡି ଯାହା ଷ୍ଟାର ଉପରେ ଧ୍ୟାନ ଦେଇଥାଏ-
ମିସନ୍ ନିୟମ | ପ୍ରାରମ୍ଭରେ ତିନି-ଦ୍ୱିପାକ୍ଷିକ ସଫାସୁତୁରା କଣିକା |
ବିଚ୍ଛିନ୍ନ ବାରଣର ହାଇଡ୍ରୋଡାଇନାମିକ୍ସ (SPH) ଅନୁକରଣ |
ଫ୍ରିଡଲି é & Bonz (1993) ଦ୍ୱାରା ଗାଲାକ୍ସିଗୁଡିକ କାର୍ଟ କରାଯାଇଥିଲା |
ଫ୍ରିକ୍ଡଲି, ବେଞ୍ଜ୍ ଏବଂ କେନିକଟ (1994), ଏବଂ। ଫ୍ରିଡଲି ଏବଂ ବେଞ୍ଜ୍ |
(1995) ଫ୍ରିଡଲି ଆଣ୍ଡ ବେଞ୍ଜରେ (1993) | ଧର୍ମନିରପେକ୍ଷ ବିବର୍ତ୍ତନ |
ବିଚ୍ଛିନ୍ନ ଗାଲାକ୍ସିଗୁଡିକର ମଡେଲିଂ ଦ୍ୱାରା ଅନୁସରଣ କରାଯାଇଥିଲା!
ଏକ ଦୁଇ-ଉପାଦାନ (ଗ୍ୟାସ୍ ଏବଂ ତାରାଗୁଡ଼ିକ} ସମାପ୍ତ, ‘କୁ’ ସୀମିତ କରେ |
ଶୁଦ୍ଧ ମାଧ୍ୟାକର୍ଷଣରୁ ଉଭୟ ମଧ୍ୟରେ ପାରସ୍ପରିକ କ୍ରିୟା |
ଯୋଡି ପରେ ଅନୁକରଣଗୁଡ଼ିକ ଉନ୍ନତ ହେଲା |
ଷ୍ଟାର୍ ଗଠନକୁ ଅନ୍ତର୍ଭୁକ୍ତ କରି ଫ୍ରିକ୍ଡଲି ଏବଂ ବେଞ୍ଜ୍ (1995) |
ଏବଂ ବିକିରଣ ଶୀତଳତା | ସେହି ଆନ୍ଥୋର୍ସମାନେ ପାଇଲେ ଯେ
ଟୁମରଙ୍କ ଉପରେ ଆଧାର କରି ଷ୍ଟାର୍ ଗଠନକୁ nnnodd |
ମାନଦଣ୍ଡ, ସ୍ natural ାଭାବିକ ଭାବରେ ଉଭୟ ସାନ୍ଦ୍ରତା ଥିଶ୍ ପୁନ oduc ପ୍ରକାଶିତ କରେ |
ତାରା ଗଠନ ପାଇଁ 7 Ma pem® ର ପୁରୁଣା, ଏବଂ ବିଶ୍ global ସ୍ତରୀୟ |
ଡିସ୍କ ଗ୍ୟାଲେକ୍ସିରେ ଶିମିଡ୍ ନିୟମ | ସେମାନେ ମଧ୍ୟ ପାଇଲେ ଯେ
nnelear starbinst ବାର୍ ଗଠନ ସହିତ ଜଡିତ |
ଗାଲାକ୍ଟିକ୍ କେନ୍ଦ୍ର | Gerritsen & Icke (1997) ଅନ୍ତର୍ଭୁକ୍ତ |
ସମାନ ଦୁଇ-ଉପାଦାନରେ ନକ୍ଷତ୍ର ମତାମତ (ଗ୍ୟାସ୍ ଏବଂ
ତାରା) ଅନୁକରଣ ଯାହା ସହିତ ଏକ ସେଲିମିଡ୍ ନିୟମ ପ୍ରଦାନ କଲା |
power L3 ର ଶକ୍ତି-ଆଇନ ସୂଚକାଙ୍କ | ତଥାପି, ଏହି ଅନୁକରଣଗୁଡ଼ିକ |
କେବଳ ତାରା ଏବଂ ଗ୍ୟାସ୍ ଅନ୍ତର୍ଭୁକ୍ତ, ଏବଂ କ dark ଣସି ଅନ୍ଧକାର ବିଷୟ ନାହିଁ | ଅଧିକ
ସମ୍ପ୍ରତି, କ୍ରାଭଟସୋଭ୍ (2003) ବିଶ୍ Sch ର ଶିମିଡ୍ ପୁନ oduc ପ୍ରକାଶ କରିଥିଲେ |
ସ୍ consist- ସ୍ଥିର ବ୍ରହ୍ମାଣ୍ଡିକ ଅନୁକରଣ ବ୍ୟବହାର କରି ନିୟମ |
ଉଚ୍ଚ-ଏଡ୍ସିଟ୍ ଗାଲାକ୍ସି ଗଠନ | ସେ ଯୁକ୍ତି କରିଥିଲେ ଯେ
ଗ୍ଲୋବାଲ୍ ଶିମିଡ୍ ନିୟମ ହେଉଛି ସାମଗ୍ରିକର ଏକ ପ୍ରଦର୍ଶନ |
ଆନ୍ତ st ରାଜ୍ୟ ମୋଡିର ଘନତା ବଣ୍ଟନ, ଏବଂ
ଗ୍ଲୋହଲ୍ ଷ୍ଟାର୍ ଗଠନ ହାର ix ଦ୍ୱାରା ନିର୍ଣ୍ଣୟ କରାଯାଇଛି |
ସୁପରସୋନିକ୍ ଟର୍ବବ୍ଲେସ୍ ମାଧ୍ୟାକର୍ଷଣ ଦ୍ୱାରା ଚାଳିତ |
ବଡ଼ ମାପରେ ସ୍ଥିରତା, ଏଥିରୁ ଅଳ୍ପ ଅବଦାନ ସହିତ |
ନକ୍ଷତ୍ର ଫୋର୍ଡକ୍ | ତଥାପି | ମାଧ୍ୟାକର୍ଷଣର ଶକ୍ତି |
ଏହି ଗୁରୁତ୍ୱପୂର୍ଣ୍ଣରେ ଅସ୍ଥିରତା ସିଧାସଳଖ ମାପ କରାଯାଇନଥିଲା |
କାମ, ତେଣୁ ଏକ ସିଧାସଳଖ ସଂଯୋଗ କନଲ୍ଡ ମଧ୍ୟରେ ତିଆରି ହେବ ନାହିଁ |
ଅସ୍ଥିରତା ଏବଂ Schunidt ନିୟମ |
|
have heen 1auy sinmlations of disk galaxies, including
isolated galaxies with varions assimiptions of the gas
physics and feedback effects (e.g.. Thacker & Conchnnan
2000; Wada & Norman 2001: Noguchi 2001: Barnes
2002; Robertson et al. 2004: Li, Mac Low & Klessen
2005a: Okamoto ct al. 2005), galaxy mergers (e.g.
Mihos & Herneprist 1984: Barnes & Hemquist 1996:
Li, Mae Low & Klessen 2004), and galaxies ima cos-
miological context. with different assumptions abont
the nature and ‘distribution of dark matter (eg.
Katz & Ginn 1991: Navarro & Benz 1991: Katz 1992:
Steinmetz & Mueller 1994: Navarro, Frenk & White
1985: Sonmuer-Larsen, Gelato & Vedel
1999: Steinmetz & Navarro 1999: Springel
2000: Sommier-Larsen & Dolgov 2061:
Sonmier-Larsen, Gitz & Portinari 2008
Springel & Hemncist 2003: Governato ct al. 2004).
However. in most of these simulations gravitational
collapse and star formation arc cither not mmucrically
resolved, or are followed with empirical recipes tamed to
reproduce the observations a prion’. There are only a
handful of mumerical stndies that focus on the star for-
mation laws. Early three-diniensional smoothed particle
hydrodynamics (SPH) simulations of isolated barred
galaxies were cartied out by Friedli é& Bonz (1993)
Fricdli, Benz & Kennicutt (1994), and. Friedli & Benz
(1995). In Friedli & Benz (1993). the secular evolution
of the isolated galaxies was followed by modeling o!
a two-component (gas and stars} finid, restricting ‘the
interaction between the two to purely gravitational
coupling. The simulations were improved later in
Fricdli & Benz (1995) by inchading star formation
and radiative cooling. Those anthors found that thei
nicthod to shnnlate star formation, based on Toomre’s
criterion, naturally reproduces both the density theesh-
old of 7 Ma pem® for star formation, and the global
Schmidt law in disk galaxies. They also found that the
nnelear starbinst is associated with bar formation in
the galactic center. Gerritsen & Icke (1997) included
stellar feedback in similar two-component (gas and
stars) simulations that yielded a Selimidt law with
power-law index of ~ L3. However, these simulations
incnded only stars and gas, and no dark matter. More
recently, Kravtsov (2003) reproduced the global Schmidt
law using self-consistent cosmological simulations of
high-eedshitt galaxy formation. He argued that the
global Schmidt law is a manifestation of the overall
density distribution of the interstellar modi, and
that the glohal star formation rate ix determined by
the supersonic turbmlece driven by gravitational in-
stabilities on large scales, with little contribution from
stellar fordhack. However. the strength of gravitational
instability was not directly measured in this important
work, so a direct connection conld not be made between
instability and the Schunidt laws.
|
paragraph
|
{
"top": 23,
"left": 21,
"right": 17,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 2962,
"width": 328,
"height": 792,
"aspect_ratio": 0.41
}
|
|
image_2401.jpg
|
{
"xmin": 139,
"ymin": 592,
"xmax": 652,
"ymax": 671
}
|
‘ହୋଷ୍ଟ୍ ରେଷ୍ଟଫ୍ରେମ୍ ବି-ବ୍ୟାଣ୍ଡ୍ ସଂପୂର୍ଣ୍ଣ ପରିମାଣ ହେଉଛି ମା ~ —16.5 (L ~ 0.0164», କୁମ୍ଭ-
simiing Aff = ~ 21, [21]} | ଏହାର ସବଲୁମିନିନ୍ ପ୍ରକୃତିକୁ ବିଶ୍ ient ାସ କରେ | GRB030329 ହୋଷ୍ଟ |
[19] ନମୁନା ମଧ୍ୟରେ SFR ସର୍ବନିମ୍ନ ଅଟେ | ତଥାପି | ସଂପୃକ୍ତ ଅବିଭକ୍ତ ନିର୍ଦ୍ଦିଷ୍ଟ |
SFR ସର୍ବୋଚ୍ଚ (SSFR। = ~ 34Mfq yr ~ "(L / E *}"?) .. ଏଥିରେ ଉପସ୍ଥିତ ସମସ୍ତ ଅନୁସନ୍ଧାନ |
କାଗଜ ହୋକ୍ସ ଗାଲାକ୍ସି ସହିତ ଏକ ସକ୍ରିୟ ତାରକା ଗଠନ କରୁଥିବା ଗାଲାକ୍ସି ସହିତ ସମାନ |
|
‘The host restframe B-band absolute magnitude is Ma ~ —16.5 (L ~ 0.0164", ax-
simiing Aff = ~21, [21]}. confientng its subluminons nature [12]. The GRB030329 host
SFR is the lowest among the sample of [19]. However. the associated unextincted specific
SFR. is the highest (SSFR. = ~ 34Mfq yr~"(L/E*}"?).. All the findings present in this
paper are consistent with the hoxt galaxy boing an active star forming galaxy.
|
line
|
{
"top": 27,
"left": 12,
"right": 21,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 411,
"width": 513,
"height": 79,
"aspect_ratio": 6.49
}
|
|
image_2401.jpg
|
{
"xmin": 140,
"ymin": 528,
"xmax": 652,
"ymax": 590
}
|
‘SED ଫିଟିଂ (ସିନ୍ଥେଟିକ୍ କିମ୍ବା ପରୀକ୍ଷାମୂଳକ ଟେମ୍ପଲେଟ୍ ବ୍ୟବହାର କରି) ଏବଂ ସ୍ପେକ୍ଟ୍ରସ୍କୋପିକ୍ |
ତଥ୍ୟ ଆୟ - 0.6 ର ଏକ ସ୍ଥିର ବିଲୁପ୍ତ ମୂଲ୍ୟ ପ୍ରଦାନ କରେ | ଦୁଇଟି ସ୍ independent ାଧୀନ ଡାଇଗ୍ନୋଷ୍ଟିକ୍ ଟେକ୍-
niques ଯଥା UV କାଉଟିନିୟମ୍ ଏବଂ [O11] ନିର୍ଗମନ ଟାଇନ୍ ଫିନକ୍ସ, କ୍ରମାଗତ ଭାବରେ ପ୍ରଦାନ କରେ |
SFR ମୂଲ୍ୟ ~ 0.64 f = ye7! ଥରେ ଏହା ହୋଷ୍ଟ ଜାଲାକ୍ସି ରେଡ୍ଡିଙ୍ଗ୍ ପାଇଁ ସଂଶୋଧିତ |
|
‘The SED fitting (using either synthetic or empirical templates) and the spectroscopic
data yield a consistent extinction value of Ay — 0.6. Two independent diagnostic tecl-
niques. namely the UV coutinium and the [O11] emission tine finx, provide consistently
a SFR value of ~ 0.64 f= ye7! once it is corrocted for the host zalaxy reddening.
|
line
|
{
"top": 24,
"left": 11,
"right": 16,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 345,
"width": 512,
"height": 62,
"aspect_ratio": 8.26
}
|
|
image_2401.jpg
|
{
"xmin": 140,
"ymin": 305,
"xmax": 221,
"ymax": 321
}
|
3 - ଫଳାଫଳ
|
3. — Results
|
line
|
{
"top": 10,
"left": 13,
"right": 16,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 9,
"width": 81,
"height": 16,
"aspect_ratio": 5.06
}
|
|
image_2403.jpg
|
{
"xmin": 139,
"ymin": 185,
"xmax": 652,
"ymax": 342
}
|
କାର୍ହିଙ୍ଗ, ଜର୍ମାନୀ, Awuico P. ଏବଂ Breuer: JW ଦ୍ୱାରା ସମ୍ପାଦିତ | (କ୍ଲୁୱେର୍ ଏକାଡେମିକ୍ ପ୍ରକାଶକ)
2000। Pp। 143
[the] Boman 1C .. Couns L. und Fiwtey DS | AV 120 (1998) 1816 |
[15] ଗୁଜଟ୍ $।, ଏର। A @ A ପ୍ରସ୍ତୁତିରେ (2005)
[16] ଗୋନୋସାଉକ୍ ଜେ। ପେମଜ୍-ରାଣ୍ଟେନ୍ଜ୍ M_D। AGA subtultted (2005)
17] କେୱୁଇ LJ | ଏବଂ ଡର୍କନା NLA | A @ A 142 (2002) 35
[18] Soueeay J, Gsnis GC | Fy J, AL ଅଟେ | ମେୱ ଜ୍ୟୋତିର୍ବିଜ୍ଞାନ | ପ୍ରେସ୍ ରେ (2005)
[astro-ph / 0506886]
29] କ୍ୟୁରିଭ୍ରେସେନ୍ ଏଲ୍, ହ୍ରାଉନୁ ଜେ ଏବଂ କନୋସାନ୍କେ ଜେ। 428 (2004) 913
[20] Bouzowecea M., Mutacces J.-M, asl Peua.d 2। A&A 383 (2000) 476
[21] ସ୍କୁଏର୍, ପି .. ଆପ୍ 203 (1976) 297 |
|
Carhing, Cermany, edited by Awuico P. and Breuer: JW. (Kluwer Academic Publisher)
2000. pp. 143.
[la] Boman 1C.. Couns L. und Fiwtey DS. AV 120 (1998) 1816
[15] Guzt $., er at. A@A. in preparation (2005)
[16] Gonosauec J. Pémz-Ranthenz M_D., Sonansan J, #7 at. AGA. subtultted (2005)
17] Kewuey LJ. and Dorcna NLA. A@A. 142 (2002) 35
[18] Soueeay J, Gsnis GC. Fy J, er AL. Mew Astronomy. in press (2005)
[astro-ph /0506886]
29] Curivressen L., Hrownu J. and Conosanke J. A&A. 428 (2004) 913
[20] Bouzowecea M., Mutacces J.-M, asl Peua.d 2. A&A. 383 (2000) 476
[21] Scueurer, P.. Aps 203 (1976) 297
|
line
|
{
"top": 30,
"left": 27,
"right": 26,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 615,
"width": 513,
"height": 157,
"aspect_ratio": 3.27
}
|
|
image_2461.jpg
|
{
"xmin": 67,
"ymin": 460,
"xmax": 289,
"ymax": 481
}
|
6 ଚାଳନା ପ୍ରଭାବ |
|
6 Conductivity effects
|
line
|
{
"top": 19,
"left": 11,
"right": 17,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 16,
"width": 222,
"height": 21,
"aspect_ratio": 10.57
}
|
|
image_2551.jpg
|
{
"xmin": 402,
"ymin": 405,
"xmax": 571,
"ymax": 420
}
|
W = - ଯେତେବେଳେ, cosb - RV ସିଣ୍ଡ,
|
W = -kdy, cosb—RV sind,
|
line
|
{
"top": 25,
"left": 13,
"right": 12,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 32,
"width": 169,
"height": 15,
"aspect_ratio": 11.27
}
|
|
image_2551.jpg
|
{
"xmin": 402,
"ymin": 857,
"xmax": 737,
"ymax": 920
}
|
ଚିତ୍ର 5 ଖୋଲା କ୍ଲଷ୍ଟର କିଏନାମେଟିକ୍ ତଥ୍ୟର ବଣ୍ଟନକୁ ଦର୍ଶାଏ |
ବିଭିନ୍ନ ଦୂରତା ପାଇଁ ଗାଲାକ୍ଟିକ୍ ଦ୍ରାଘିମା |
ଯେପରି ଚିତ୍ରର ଶୀର୍ଷରେ ସୂଚିତ କରାଯାଇଛି | ବକ୍ରଗୁଡ଼ିକ ଚିହ୍ନ ଚିହ୍ନ-
atic ଅବଦାନ ef ସ olar ର ଗତି ଏବଂ ଗାଲାକ୍ଟିକ୍ ଘୂର୍ଣ୍ଣନ |
|
Fig. 5 shows the distribution of kinematic data of open clus-
ters versus Galactic longitude for different ranges of distances
as indicated at the top of the figure. The curves mark system-
atic contributions ef Solar motion and Galactic rotation to the
|
line
|
{
"top": 20,
"left": 29,
"right": 28,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 211,
"width": 335,
"height": 63,
"aspect_ratio": 5.32
}
|
|
image_2586.jpg
|
{
"xmin": 71,
"ymin": 71,
"xmax": 399,
"ymax": 223
}
|
ତରଙ୍ଗଦ eng ର୍ଘ୍ୟ ତଳେ ଗଭୀର ବର୍ଷା
swface ଗୁରୁତ୍ୱପୂର୍ଣ୍ଣ | ଯଦି କେବଳ ଉପର ଭାଗରେ ବର୍ଷା ହୁଏ |
20 ରେଗୋଲିଥ୍ ଗଣନାରେ ବିଚାରକୁ ନିଆଯାଏ,
ସୀମା ପ୍ରାୟ 1 କ୍ରମରେ ପରିବର୍ତ୍ତନ ହୁଏ | ଏହା
କ୍ୟାଲେନେସନ୍ ଗଭୀରରୁ ନିର୍ଗମନକୁ ସମ୍ପୂର୍ଣ୍ଣ ଭାବରେ ଉପେକ୍ଷା କରେ |
ବର୍ଷା ଯାହା ସ୍ପଷ୍ଟ ଭାବରେ ଅବାସ୍ତବ ଅଟେ | ଯଦି ଜଣେ ଯୋଗ କରେ-
ଗଭୀର ର୍ୟାକ୍ ସ୍ତରରୁ ଶ୍ରଦ୍ଧାଳୁ ଏକ ସି- ପାଇବେ |
ଅଙ୍କିତ ବକ୍ରକୁ ସଲ୍ଟ କ୍ଲେଜ୍ | ସେହି କୁମ୍ଭୀରକୁ ଇଞ୍ଚିଙ୍ଗ୍ |
ରେକ୍ଲିଥ୍ ର ଏକ ସ୍ତର ଦ୍ୱାରା ଆବଦ୍ଧ
ଧୀରେ ଧୀରେ ପରିବର୍ତ୍ତନ ହୁଏ, ହ୍ରାସ ପ୍ରତିଫଳନ ସୃଷ୍ଟି କରେ |
|
wavelength the coutribution of showers deep under the
swface are important. If only the showers in the upper
20 in of regolith are taken into account in the calculation,
the limit changes by about 1 order of magnitude. This
calenlation completely ignores the emission from deeper
showers which is clearly unrealistic. If one adds the con-
tribution from the deeper rack layer one will obtain a ce-
sult clase to the drawn curve. Inchiding the fact that fox
rack covered by a layer of regolith the index of refraction
changes more gradually, giving rise to reduced reflection
|
line
|
{
"top": 28,
"left": 22,
"right": 14,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 462,
"width": 328,
"height": 152,
"aspect_ratio": 2.16
}
|
|
image_2586.jpg
|
{
"xmin": 421,
"ymin": 277,
"xmax": 765,
"ymax": 967
}
|
P24 G.R. Olbeclt। ନୋଡ D.W.Stranpwny। ଇକ୍ୟୁଟ୍ ଯୋଜନା, ବିଜ୍ଞାନ Lett,
24। $ 04 (1073)
[25, R. Chui ନା। ଫୋ B 9, 458 (2000)
[26 690 Jy Uke nnn ରେ nojke vel ase କୁ ସଂଶୋଧନ କରେ |
GLUE ପରୀକ୍ଷଣର (18) ଏବଂ ନୋବସ୍ ସ୍ତରକୁ |
WSRT ଆରେ କିମ୍ବା: ବିଭାଗ 1 disc ରେ ଡିସକମନ୍ |
[27 3। ଆବୁ: ମୁଦି ଏବଂ E. Zan ଫି। ଚାଲନ୍ତୁ | B 434। 306
(19n8) ଗଣନା ପାଇଁ ନମୁନା ଖାଇଲା “ACIT HIGHT? ର
wef fi
BA, ML Taiasda ct al, Astroparl, Phyn 18, 447 (2003)
http: / /www-akenoderructokyo.acJp/AGASA/
[୨ ,, ଆରଏଲୟୁ Abtnnd vt al। ପଦାର୍ଥ ev। Ltt। 92। 151101 (2004)
[30 J. Baicall ଏବଂ E. Waxtaan, Plisw ରିଓ | D 64। 62 (20015)
[31 TL ଏଙ୍ଗେଲ୍ | D. Seril E Stanev, Diyxs Rew | D 64। 99010
(mm)
[32 RI। Prottusve। T. Stuncv ପଦାର୍ଥ: ଧାଡି | Letl। 77। 3708
(1908),
[3H RICE: ସହଯୋଗ, ୧। Kravebieulo el al। ଜ୍ୟୋତିର୍ବିଜ୍ଞାନ |
ପ୍ଲାଇସ୍, 20। 195 (2003,
[34, SAW | ବାରୱିକ୍ ଇଲ୍ | ଫିଜ୍, ରେଭ। 98। 171101 (20065)
[38, JAWLA, BaarsB.C | ହୁଗ୍ଲୋଡ୍ | ଜ୍ୟୋତିଷ ଏବଂ ଜ୍ୟୋତିଷ
1 333 amr)
[36 AG Braga, EAL Worwleoung କର | J. un der Mara
“ଓଭର୍ଭିଙ୍ଗ୍ ଇନକ୍ୱେନ୍ସିନ୍ ୱିଟ୍ ହ୍ୟାକ୍ WSIET ™ କୁ ଅନୁମତି ଦିଏ | “ଆ
tromnown uy 2008 (http: / / wrew aston tl /)
[37 JD ବ୍ରେଗ୍ନାନ୍, SPIE ର ପ୍ରୋସେସ୍ଡିଙ୍ଗ୍, 4015। 19 (2000)
H. Butohus, ta ର ପ୍ରକ୍ରିୟା: SPL, 5489। 547 (2004),
ses lho http: // w are aa.org/
[38 NAL ଗୋରାନ୍ ଏବଂ ସି-ଟି | ଜୁଫୋପିନ୍ | ସୋଭିଷ୍ଟ ପଦାର୍ଥ ବିଜ୍ଞାନ |
JETP 11 (1960) 800,
[39, CA BleianTunco ଏବଂ A. Watson, Astroparl | ପଦାର୍ଥ ବିଜ୍ଞାନ
1 (900) 187
HHO, RLY ବୁନି aind 2.P. RatsLon। ପଦାର୍ଥ Rev. D 68। 0160n
(ଲକ୍ଷ୍ୟ)
[41 T. Takatoshi etal। ଫିଜ୍ ରେଭ। B62 8606 {2000}
HH sc al J. Alvarez ’Muiiz et nl। ଜ୍ୟୋତିଷ / O612397
ହାଲ୍ ଆର୍ଡେନ୍ ଏଲ୍। ଆଲବେନ୍,
Astronoiy antl Axteoptysicn, 1973
M4, ଚନ୍ଦ୍ର ସମ୍ପଲ୍ କନପିଭଡିନ୍ | ସଂକଳିତ
ଟାଇ ଚୋରଲି ମାଇର୍ | ଲିମଡନ୍ ବି ଜୋହସେନ୍ ସାଇସ୍ |
Coulee OSC-69008) "Hoton। Tex, ae
http: / / wwww-curator Jsc.nasa.gov / lunat / reterences |
[15, PLL କୋରୋଟ୍ | ବଲେଟ୍, ପ୍ଲା ସେଇ, 92। 447 (1997) |
HG R. Uirich ଜେ। ଫିଜ୍ 294। 190 (1966) | Wie med ex। 18 ର
ଏହି କାମ
17। LEE ତମନ୍ | J. Phyw, (Moncow) 2। 439 (1929) |
HS G. Heike, D. Vaniman, aod B. ML ଫ୍ରେଞ୍ଚ, “ଆନ୍
nar Soureubuok। ଏକ ୟୁଜର୍ ଗୁଇଲ୍ ଲୋ ଟୁ ଚନ୍ଦ୍ର ”, ISBN |
|
P24 G.R. Olbeclt. nod D.W.Stranpwny. Eucth Plan, Sci. Lett,
24. $04 (1073)
[25, R. Chui. Nou. Phow. B 9, 458 (2000)
[26 690 Jy correspon to the nojke vel ase in Uke nnn
of the GLUE experiment (18) and nbs to the noive level
Of the WSRT array or: discmaon in Section 1¥).
[27 3. Abou: Mudie and E. Zan. Phy. Let. B 434. 306
(19n8). Calculations ate for sample “ACIT HIGHT? of
wef. fi
BA, ML. Taiasda ct al, Astroparl, Phyn 18, 447 (2003)
http: / /www-akenoderructokyo.acJp/AGASA/
[29, RLU. Abtnnd vt al. Phys. ev. Ltt. 92. 151101 (2004)
[30 J. Baicall and E. Waxtaan, Plisw. Rio. D 64. 62 (20015
[31 TL Engel. D. Seril E Stanev, Diyxs Rew. D 64. 99010
(mm)
[32 RI. Prottusve. T. Stuncv. Phys: Row. Letl. 77. 3708
(1908),
[3H RICE: Collaboration, 1. Kravebieulo el al. Astropart
Pliys, 20. 195 (2003,
[34, SAW. Barwick eal. Phys, Rev. belt. 98. 171101 (20065
[38, JAWLA, BaarsB.C. Hoogloadt. Astron. & Astrophn
1. 333 amr)
[36 AG. do Braga, EAL Worwleoung. J. un der Mara
“Obworving allow Inquencisn wits Hac WSIET™. “Ae
tromnown uy 2008 (http: / /wrew aston tl/)
[37 JD. Bregnnan, Procesdngy of the SPIE, 4015. 19 (2000)
H. Butohus, Procealings of ta: SPL, 5489. 547 (2004),
ses lho http://w are aa.org/
[38 NAL. Goran and C-T. Zufoepin. Sovist Physics
JETP 11 (1960) 800,
[39, CA. BleianTunco and A. Watson, Astroparl. Physics
1 (900) 187
HHO, RLY. Buniy aind 2.P. RatsLon. Phys. Rev. D 68. 0160n
(aim)
[41 T. Takatoshi etal. Phys Rev. B62. 8606 {2000}
HH sc al J. Alvarez’ Muiiz et nl. astroply/O612397
Hal Arden L. Alben, “Lanar Rocks in the Eneyclopedin of
Astronoiy antl Axteoptysicn, 1973
M4, The Lunar Sumple Conpeavdin. Compiled
ty Chorley Myer. Lymdon B.Johusen Syace
Coulee OSC-69008) " Hoton. Tex, ae
http: / /wwww-curator Jsc.nasa.gov /lunat /reterences.
[15, PLL. Korot. Blet, Pla. Sei, 92. 447 (1997).
HG. R. Uirich. Z. Phys. 294. 190 (1966). Wie med ex. 18 of
this work
17. LEE Taman. J. Phyw, (Moncow) 2. 439 (1929).
HS G. Heike, D. Vaniman, aod B. ML French, “Ane
nar Soureubuok. A User Guile lo tue Moon”, ISBN
|
paragraph
|
{
"top": 13,
"left": 15,
"right": 16,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 2052,
"width": 344,
"height": 690,
"aspect_ratio": 0.5
}
|
|
image_2586.jpg
|
{
"xmin": 422,
"ymin": 117,
"xmax": 750,
"ymax": 223
}
|
‘ଏହି କାର୍ଯ୍ୟ ଖାତାର ମୁଖ୍ୟ ଅଂଶରେ ଗଣନା |
6040 ରୁ ଅଧିକ ଗଭୀରରୁ ନିର୍ଗତ ବିକିରଣ ପାଇଁ |
ମି। ଉପରୋକ୍ତ ଉପସ୍ଥାପିତ ଯୁକ୍ତିଗୁଡ଼ିକ ଆଧାରରେ |
ଏହା ସ୍ପଷ୍ଟ ହେବ ଯେ ଏହି ଗିଭ୍ କମ୍ ପାଇଁ ଏକ ବାସ୍ତବବାଦୀ ଆକଳନ |
ନିଉଟ୍ରିନୋ ଫ୍ଲକ୍ସ ଉପରେ ସୀମା | ବ୍ରହ୍ମାଣ୍ଡ କିରଣ ପାଇଁ ଏଗୁଡ଼ିକ ମଧ୍ୟରୁ କ .ଣସିଟି ନୁହେଁ |
ସମସ୍ତ ଗୁରୁତ୍ୱପୂର୍ଣ୍ଣ ବର୍ଷା ହେଉଛି
ରେଜୋଲିଥ୍ ର ଉପର ଅଂଶ |
|
‘The calculations in the main part of this work account
for radiation emitted from a depth of not more that 6040
mi. On the basis of the arguments presented in the above
it will be clear that this givow a realistic estimate for lower
bounds on neutrino fluxes. For cosmic rays none of these
considerations are important ax all induced showers lie in
the upper part of the resolith.
|
line
|
{
"top": 10,
"left": 18,
"right": 25,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 315,
"width": 328,
"height": 106,
"aspect_ratio": 3.09
}
|
|
image_2586.jpg
|
{
"xmin": 422,
"ymin": 71,
"xmax": 750,
"ymax": 115
}
|
ଭୂପୃଷ୍ଠ ନିକଟରେ, ଏକ ଅଧିକ କଠୋର ନିମ୍ନ ମଧ୍ୟ ଦେବ |
ସୀମା ପୁନଶ୍ଚ, ଗଣନା ଏକ ଆନାକ୍ସମିମ୍ ଗଭୀରତା o}
500 ମିଟର ସୀମା ପାଇଁ ଏକ ବାସ୍ତବବାଦୀ ବିସ୍ତାର ପ୍ରଦାନ କରେ |
|
near the surface, would even give a more stringent lower
limit. Again, the calculation taling a anaximmm depth o}
500 m gives a realistic extimate for the limit.
|
line
|
{
"top": 13,
"left": 29,
"right": 11,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 141,
"width": 328,
"height": 44,
"aspect_ratio": 7.45
}
|
|
image_2648.jpg
|
{
"xmin": 56,
"ymin": 209,
"xmax": 375,
"ymax": 471
}
|
ଏହି ଧାରଣା ସହିତ ଏକ ସମସ୍ୟା ହେଉଛି Ue: fact Ut। io ଟାଇ କମ୍ |
ସିନୋଲେସନ୍ ଯେଉଁଠାରେ ଗ୍ୟାସ୍ ନିୟମଗୁଡିକ ଅଣ୍ଡ ବୁର୍ ଲମ୍ବ ଅନ୍ତର୍ଭୂକ୍ତ କରାଯାଇଥିଲା |
ut differcot times ix ରିପୋର୍ଟ ହୋଇଛି (oy, Berentzen ot al। 1998:
ଲେନେ ଏଟ୍। 20048) ଦଣ୍ଡଟି ସିଗ୍ନିଲିକ୍ ଭାବରେ ବ grow େ ନାହିଁ |
i। cven ଟିକେ ସଙ୍କୁଚିତ ହୋଇପାରେ | ଏହି ଉପାୟରେ ମହୁମାଛି Ute ବାର୍ |
gas iow ungolar momentusa ଗ୍ୟାସ୍ ପ୍ରବାହ iL ଡ୍ରାଇଭ୍, Ue |
ils patiera ସ୍ପିଡ୍ ସ୍ଥିର କିମ୍ବା ବୃଦ୍ଧି ଏବଂ ବ୍ୟାକ୍ ରଖିବା |
ing corolution ut a soul adios। ଏହା ମାଇକୋକୁ ସେକୋ କରିବ |
Se Sd yalaxies ରେ Uhat Inu | ଯାହାର ସାଧାରଣତ ub ubacddaa ଥାଏ |
ys shoul uot signilieaully ବ grow ଼େ: ଏହି ରାଇଟ୍ ଏପରିକି ବେଲ୍ପ ଏକ୍ସ |
ସାଦା କାହିଁକି ସେମାନଙ୍କର ବାରଗୁଡ଼ିକ ଜ୍ୟାକ୍ରାଲ୍ ଷ୍ଟଲ୍! IL nay be tbat ence
କରୋଲାୟନ୍ ମଧ୍ୟରେ ଯଥେଷ୍ଟ ୟୁନେ ଗ୍ୟାସ୍ ଅତ୍ୟଧିକ ହୋଇଯାଇଛି (ଯଥା।
କନଭେକାଲ୍ ଟୁ ବନ୍), ବନ୍ଗୁଡ଼ିକ ତୀର ଦେଇପାରେ: କିନ୍ତୁ ଏହା କି ନୁହେଁ |
ix ସମ୍ଭବ nud whelher ban cao goow ଯଥେଷ୍ଟ ବଡ଼,
uyails ଆହୁରି sioulation | (ଉଭୟ ଅଧ୍ୟୟନଗୁଡ଼ିକ ଉଦ୍ଦିଷ୍ଟ |
ubowe ବସ୍ ବୃହତ ହାନ ଉତ୍ପାଦନ କଲା ଏଗୁଡିକ: ଟାଇପିଏଲ୍ ପ୍ରାରମ୍ଭିକ ପ୍ରକାରର |
ula। ସେ iO iso't ଧନୁ କୋଲୋଭାଣ୍ଟ ସେମାନେ Wo Inte-ty କୁ କୁରା ax ଼ୀ କରନ୍ତି |
acs।)
|
A problem with this idea is Ue: fact Ut. io tie Low
sinolations where gas Laws been included und bur length
ut differcot times ix reported (oy, Berentzen ot al. 1998:
Lene et al. 20048). the bar does not grow signilicnully
i. may cven shrink slightly. This way be beeanse Ute bar
{iow ungolar momentusa front the gas inflow iL drives, Ue
keeping ils patiera sped constant or increasing and bac
ing corolution ut a soul adios. This would seco to mican
Uhat Inu in Se Sd yalaxies. which generally have ubacddaa
ys. shoul uot grow signilieaully: this raight even belp ex
plain why their bars ase geacrally stall! IL nay be tbat ence
enough of Une gas within corolaion has been exbausted (eg.
conveclal to buns), the buns can arow: but whether this
ix possible. nud whelher the bans cao goow large enough,
uyails further sioulation. (Both of the studies ucotioned
ubowe produced bus larger Haan these: of typieul early-type
ula. se iL iso't clear bow colowant they axe Wo Inte-ty
acs.)
|
paragraph
|
{
"top": 20,
"left": 19,
"right": 18,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 1056,
"width": 319,
"height": 262,
"aspect_ratio": 1.22
}
|
|
image_2648.jpg
|
{
"xmin": 56,
"ymin": 962,
"xmax": 277,
"ymax": 977
}
|
High.4 ହାଇ ରେଡଶିଫ୍ଟରେ ବାର୍ ଖୋଜିବା |
|
§.4 Finding Bars at High Redshift
|
line
|
{
"top": 10,
"left": 27,
"right": 30,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 35,
"width": 221,
"height": 15,
"aspect_ratio": 14.73
}
|
|
image_2648.jpg
|
{
"xmin": 55,
"ymin": 472,
"xmax": 375,
"ymax": 617
}
|
ଏହାର ବିକଳ୍ପ (ଧର୍ମନିରପେକ୍ଷ ଇଭୋଲାଲିଏନ୍ ର ପରିସ୍ଥିତି |
ଏହା ହେଉଛି ଯେ ix somcthing furdumeotally ମଧ୍ୟରେ ଭିନ୍ନ ଅଟେ |
varly- ଏବଂ lale-type dive galaxy, ଯାହା ix io thei ପ୍ରତିଫଳିତ କରେ |
ଭିନ୍ନକ୍ଷମ ବାର୍ ଗୁଣ | ଆଇଏଲ୍ ବ୍ରିଟଫାଲ୍ ହେବ (o exiunine ଅଧିକ |
ଯତ୍ନର ସହିତ କାହିଁକି ସୋ ସିଓଲ୍ୟୁସନ୍ ଅପେକ୍ଷା ବଡ଼ ବାର୍ ଉତ୍ପାଦନ କରେ |
ଅନ୍ୟମାନେ (ସେକ୍ସ। ଫର୍ ଉଦାହରଣ | ଆଥାନାସୋଲାରେ ଡିକ୍ସକ୍ୟୁସନ୍ |
2008; Vileuzucli & Mlypin 2008) | ଏବଂ ସେଠାରେ କିଛି ଅଛି |
pmarancleny (ଯଥା ସମ୍ପର୍କୀୟ: halo wis। halo nteuctare aod ins
uaties। ନିର୍ଦ୍ଦିଷ୍ଟ ଗ୍ୟାକ୍ସ ବିଷୟବସ୍ତୁରେ ବିସ୍ତୃତ) ଯାହା ନିର୍ଭରଯୋଗ୍ୟ ଅଟେ |
lnta-Lype palaxien ର souill buns ଉତ୍ପାଦନ କର |
|
The alternative to (hese scenarios of secular evolalien
is that there ix somcthing furdumeotally different between
varly- and lale-type dive galaxies, which ix reflected io thei
differeul bar properties. IL would be Britfal (o exiunine more
carcfully why soow siowlutions produce larger bars than
others (sex. fur example. the dixcussions in Athanassoula
2008; Vileuzucli & Mlypin 2008). and whetber there are any
pmarancleny (e.g. relative: halo wis. halo nteuctare aod ins
uaties. wid in particular gax content) which eu reliably
produce the souill buns of lnta-Lype palaxien.
|
line
|
{
"top": 14,
"left": 17,
"right": 17,
"bottom": 0
}
|
{
"char_length": 593,
"width": 320,
"height": 145,
"aspect_ratio": 2.21
}
|
Subsets and Splits
No community queries yet
The top public SQL queries from the community will appear here once available.