Datasets:

v1v1d

/

Nayana_OCRBench_arxiv

like 0

Follow

ViViD 3

image_13875.jpg

যেখানে g হল একটি সর্বোত্তম লাভ যা শর্তসাপেক্ষকে মিনিমাইজ করে ভিন্নতা অতএব, নং এর জন্য মোট তথ্য হার: Eq.(14) এ প্রদত্ত সুইচিং প্রোটোকল, এর প্রতিসাম্য অনুমান করে উভয় quadraturcs. পরিপ্রেক্ষিতে একটি সহজ আকারে writica হতে পারে শর্তাধীন বৈচিত্র্য হিসাবে

where g is an optimal gain that minimizes the conditional variance. Therefore, the total information rate for the no: switching protocol given in Eq.(14), assuming symmetry of both quadraturcs. can be writica in a simpler form in terms of conditional variances as

line

image_13875.jpg

এবং প্রোটোকলের সামগ্রিক নিরাপত্তা। আমরা তা দেখাব ব্যক্তিগত আক্রমণের বিরুদ্ধে এখনও নিরাপদ এবং এটি উচ্চতর ফলাফল করে দুই একযোগে প্রাপ্তির ফলে তথ্য হার উভয় চতুর্ভুজ থেকে তথ্যের প্রবাহ, পরিবর্তে স্বাভাবিক এক চতুর্ভুজ পরিমাপ।

and the overall security of the protocol. We will show that it is still sccure against individual attacks and it results in higher information rates as a result of obtaining two simultancous streams of information from both quadratures, instead of the usual one quadrature measurement.

line

image_1387.jpg

7.2। প্রার্থী সনাক্তকরণ মধ্যে বৈষম্য

7.2. Discriminating Among Candidate Detections

line

image_1387.jpg

Nj-এর একটি সমীক্ষায়, লাইন অফ সাইট সাউনপল, N এর স্পেকট্রোমিটারের সাহায্যে নেওয়া, চাউয়েলস, সংখ্যা নমুনাগুলির ,, chanuels চওড়া, s এবং « + dy এর মধ্যে শব্দের সংকেত সহ

In a survey of Nj, line of sight saunples, taken with a spectrometer of N, chauuels, the number of samples ,, chanuels wide, with signal to noise between s and « + dy is

line

image_13909.jpg

আমাদের mmnerical বিশ্লেষণ n=7 এর এক্সপেসিটিক কেস ব্যবহার করে। N=128। উপরন্তু, আমরা একটি নির্দিষ্ট সমস্যা নির্বাচন করুন. H, দ্বারা এনকোড করা অবস্থান। আমরা অত্যন্ত অধঃপতন tlie চয়ন H এর ক্ষেত্রে, একটি সমাধান অবস্থা (E=0} এবং N-1 ডিজেন- ইরেট স্টেটস (E=1)। বিশেষভাবে, H,,, = 1.4 < নন্দ Hyex = 0. একটি সমস্যা থেকে Althongh কিছুটা unecalistic- জেম দৃষ্টিকোণ, এই ক্ষেত্রে ক্ষুদ্রতম নিনিম্ন উৎপন্ন করে এড়ানো লেভেল ক্রসিং এ ফাঁক আকার (চিত্র দেখুন. 1g) যেখানে একটি নন-এডিয়াব্যাটিক ট্রানজিশন accnr হতে পারে, এবং তাই প্রতিনিধিত্ব করে সবচেয়ে খারাপ পরিস্থিতি, এটি নীচে আরও অস্বীকৃত।

Our mmnerical analysis uses the xpecitic case of n=7. N=128. In addition, we choose a specitic problenn in. stance encoded by H,. We chose tlie highly degenerate case of H, having a solution state (E=0} and N-1 degen- erate states (E=1). Specifically, H,,, = 1.4 < Nand Hyex = 0. Althongh somewhat unecalistic from a prob- Jem standpoint, this case produces the smallest ninimmn gap size at the avoided level crossings (see Fig. 1g) where a non-adiabatic transition may accnr, and so represents the worst case situation, This is disenssed further below.

line

image_13929.jpg

এলিস এবং ববের মধ্যে পারস্পরিক সম্পর্ক পরিমাপ ছিল 30° ধাপে অ্যালিসের পোলারাইজার ঘোরানোর মাধ্যমে nade ববের HWP 2/2 — 0° বা 22.8° এ স্থির রাখা হয়েছিল। ফোম- ক্যাচ সেটিং এ ভাঁজ কাকতালীয় সংখ্যা পরিমাপ করা হয়েছিল 1800 সেকেন্ডের জন্য (চিত্র 3)। গণনা হার অনুসরণ প্রত্যাশিত সম্পর্ক N (41.42) এবং ক্যাস! দৃশ্যবিল সহ (& +82) H/V) ভিত্তিতে (78 + 2)% এবং (83 + 2)% এর মধ্যে |) ভিত্তি। উভয়ই “71% এর গুরুত্বপূর্ণ সীমা অতিক্রম করে যা, সাদা গোলমালের উপস্থিতিতে, এর জন্য প্রান্তিক CHSH-বেল অসমতার লঙ্ঘন প্রদর্শন করছে।

Correlation measurements between Alice and Bob were nade by rotating Alice's polarizer in 30° steps while Bob's HWP was kept fixed at 2/2 — 0° or 22.8°. Fom- fold coincidence counts at cach setting were measured for 1800 seconds (Fig. 3). The count rates follow the expected relation N (41.42) & cas! (& +82) with visibil ities of (78 + 2)% in the |H/V) basis and (83 + 2)% in the |) basis. Both surpass the crucial limit of “71% which, in the presence of white noise, is the threshold for demonstrating a violation of the CHSH-Bell inequality.

line

image_13935.jpg

উল্লেখ্য যে কোন A ¥ 0 এর জন্য এর X কম্পোনেন্ট মেরুকরণ শূন্যে ক্ষয় হয় না, ইঙ্গিত করে যে ডিকোহেরেন্স প্রক্রিয়া এতে পুরোপুরি কার্যকর নয় দিক [¥ কম্পোনেন্ট শূন্যে যায় বড় বার হ্যামিলটোনিয়ান (2) এর প্রতিসাম্যের কারণে]। এছাড়াও, যে নোট

Note that for any A ¥ 0 the X component of the polarization does not decay to zero, indicating that the decoherence process is not completely effective in this direction [the ¥ component does go to zero tor large times due to the symmetry of Hamiltonian (2)]. Also, note that

line

image_14009.jpg

আমরা কোয়াকটান অ্যালগোরিথু প্রিস্ট্যাট করি: Lhe নিম্নলিখিত গ্রাফ সমস্যাটির জন্য: স্টিং 4 oucsial bigots apatebing ia nw Ofuyoe Talo 2)। গুডিং rasiooal nom-bipartibe aatehing in ine OG yma Ft Lon) hg)। ক গিমে অলসিন(n”? yin)-এ একজন র্যাক্সিসনালের সন্ধান 170 যতীন) তোগা)। 1s হল শীর্ষবিন্দুর সংখ্যা। om তিনি avanber cdges এর। এবং 2) <4 একটি প্রান্তের ধারণক্ষমতার উপরে একটি অ্যাপার বান্ড।

We prestat quactan algorithou: for Lhe following graph probleau: Sting 4 oucsial bigots apatebing ia nw Ofuyoe Talo 2). Guding rasiooal nom-bipartibe aatehing in ine OG yma Ft Lon) hg). a finding a raxisnal Now ia an inbeger actwork in Gime Olcin(n”? yin 170 Jatin) toga). are 1s the number of vertices. om is He avanber of cdges. and 2) <4 is an apper buund ow the capacily of an edge.

line

image_1400.jpg

Orosz, J, A. 2003, TAU Symp-এ। 212: "একটি বিশাল স্টার ওডিসি, মেইন সিক্যুস থেকে সুপারনোভা," eds., K. van der Hucht, A. Herraro, & C. Esteban (San Francisco: ASP); astro-ph/0209041

Orosz, J, A. 2003, in TAU Symp. 212: “A Massive Star Odyssey, from Main Sequeuce to Supernova,” ods., K. van der Hucht, A. Herraro, & C. Esteban (San Francisco: ASP); astro-ph/0209041

line

image_14029.jpg

12. একটি যুগল সিস্টেমের স্বাধীনতার আংশিক ডিগ্রী খুঁজে বের করে প্রাপ্ত ঘনত্ব ম্যাট্রিক্সকে হ্রাস বলা হয় ঘনত্ব ম্যাট্রিক্স। ধরুন একটি উপাদান অণু আছে সংযুক্ত «ptantum সিস্টেমে। ‘ঢেউ ফেনশন কাপলড সিস্টেম i [V4,4,.4y4)- molseule A-এর জন্য হ্রাসকৃত ঘনত্বের ম্যাটসিক্স, হাই ট্রেসিং পাওয়া যেতে পারে 'পিঁপড়া অ্যাথার অণুর ডিগ্রি

12. The density matrix obtained hy tracing out partial degrees of freedom of a coupled system is called reduced density matrix. Suppose there are A constituent molec ina coupled «ptantum system. ‘The wave fanetion ofthe coupled system i [V4,4,.4y4)- The reduced density matsix for molseule A, can be obtained hy tracing ‘ant the degrees of ather molecules

line

image_14029.jpg

কম ঘনত্ব ম্যাট্রিক্স অভিন্ন কণা সিস্টেমের জন্যও নির্ধারণ করা হয়েছে। একটি W- অভিন্ন কণার জন্য সিস্টেম, কেউ এক-কণা, দুই-কণা, ... নিম্নরূপ ঘনত্বের ম্যাট্রিক্স নির্ধারণ করতে পারে [১৫]

The reduced density matrix has also been detined for identical particle systems. For an W-identical particle system, one can detine one-particle, two-particle, ... reduced density matrices as follows [15]

line

image_14136.jpg

পরিচয় তীর 1, সমস্ত m € Af এর জন্য AY এর একক ক্লিমেন্ট হিসাবে সংজ্ঞায়িত করা হয়েছে। উল্লেখ্য যে যদি ms m1 + ma (যাতে m: = mam), এবং m' : mz + ms (তাই m2 = mam') তাহলে my = mam = mym’m এবং henee the composition nr’ om: sm, + my must he defined যেমন m'om:=m'm.

The identity arrow 1, is defined as the unit clement of AY for all m € Af. Note that if ms m1 + ma (so that m: = mam), and m’ : mz + ms (so that m2 = mam’) then my = mam = mym’m and henee the composition nr’ om: sm, + my must he defined as m'om:=m'm.

line

image_14151.jpg

আমরা uow প্রথম ফ্যাশ (21,7%) এর সম্ভাব্যতা বন্টনকে র্যান্ডম সহ সংজ্ঞায়িত করি অবস্থান X} এবং এলোমেলো সময় J), স্থান-কাল অঞ্চলের একটি সম্ভাব্যতা বন্টন €> 0 সহ। বন্টনটি দ্বিঘাতিক। ইচ্ছা যে হার A দ্বারা দেওয়া হবে এবং যে ফ্যাশের আগে cvolntion মূলত H দ্বারা দেওয়া হয় তা আমাদের নিম্নলিখিত দিকে নিয়ে যায়, বিতরণের জন্য ফর্ম:

We uow define the probability distribution of the first fash (21,7)) with random location X} and random time J), a probability distribution on the space-time region with € > 0. The distribution is quadratic in. The wish that the rate be given by A and that the cvolntion before the fash be given essentially by H leads us to the following, form for the distribution:

line

image_1434.jpg

5.

5.

paragraph

image_1450.jpg

আমাদের লক্ষ্য হল গ্যানসিয়াউটির বিরুদ্ধে উউল-অনুমান পরীক্ষা করা ডেটা থেকে পরিমাপ করা ¢ মানগুলি সংশ্লিষ্ট সম্ভাবনার সাথে তুলনা করার উপায় ডিস্ট্রিবিউশন ফিনশন (পিডিএফ) নির্ধারিত আইরম গাউসিয়ান সিমনলেশন। একটি গুরুত্বপূর্ণ পদক্ষেপ ঐতিহ্যগত এক্স? পদ্ধতিটি তার কাছে গণনাগতভাবে অসম্ভাব্য বলে মনে হয় অনেক সংখ্যক কনফিগারেশন: n = 2.6 x 108 এর জন্য একটি m x 7 ম্যাট্রিক্সের (ছদ্ম) বিপরীতের গণনা, আমাদের অত্যন্ত পারস্পরিক সম্পর্কযুক্ত কনফিগারেশনের মোট সংখ্যা। তাছাড়া, উপরে পুত্র হিসাবে, nnderlying PDF সামান্যভাবে গাউসিয়ান অনুমান লঙ্ঘন করে, গাউসিয়ান সিমুলেশনের জন্য ওভেন এমনকি যদি কোভারিয়েন ম্যাট্রিক্সের বিপরীত গণনা করা সম্ভব হয়, এবং আমরা স্বতন্ত্র বিনের পিডিএফ-এ গাউসিয়ানিটির তীক্ষ্ণতা গ্রহণ করা সম্ভব নয় পর্যাপ্ত সহ nnderlying covariance ম্যাট্রিক্স নির্ধারণ করুন। নির্ভুলতা আসলে, এক প্রয়োজন হবে (c.g., Pan & Szapudi 2005) কমপক্ষে (এবং সম্ভবত এর চেয়ে অনেক বেশি) 2.6 মিলিয়ন সিমেনলেশন যে উদ্দেশ্য Larson & Wandelt (2005) দেখিয়েছে যে mncorrclated এর সাথে simnlation ব্যবহার করে গোলমালের ফলে উওন-গ্যান্সিয়ানিটির জাল সনাক্তকরণ হতে পারে। তাই আমরা শুধুমাত্র ব্যবহার করতে বেছে নিলাম WMAP এর সাথে সম্পর্কযুক্ত নয়েজ সিমুলেশন সরবরাহ করা হয়েছে, যার মধ্যে 110টি বর্তমানে উপলব্ধ।

Our goal is to test the uull-hypothesis af Ganssiauity against onr ineasnrements by means of comparing the ¢ values measured from the data with the corresponding probbility distribution finction (PDF) determined irom Gaussian simnlations. A crucial step in the traditional x? method appears to he computationelly infeasible duc to the large number of configurations: calculation of the (pseudo) inverse of an m x 7 matrix for n = 2.6 x 108, the total umber of our highly correlated configurations. Moreover, as son above, the nnderlying PDF marginally violates Gaussian assumption, oven for Gaussian simulations Even if it wore possible to calculate the inverse of the covarianes matrix, and we were to accept the aceuracy of the Gaussianity in PDF of the individual bins, it is not possible to determine the nnderlying covariance matrix with sufficient. accuracy. In fact, one would need (c.g., Pan & Szapudi 2005) at least (and likely much more than) 2.6 million simnlations for that purpose. Larson & Wandelt (2005) have shown that using simnlations with mncorrclated noise might result in spurious detection of uon-Ganssianity. Therefore we chose to use only the WMAP supplied correlated noise simulations, of which 110 is available at present.

line

image_1466.jpg

'জিআরবি প্রম্পটের মধ্যে সাময়িক সেতু হল- সাইন এবং আফটারগ্লো নির্গমন প্রকাশের জন্য সহজলভ্য প্রম্পট নির্গমন এবং আফটারগ্লো উদ্ভূত কিনা একই উপাদান থেকে। প্রাচীনতম GRB আপেক্ষিক: টিক শক মডেলের জন্য সাইট হিসাবে বহিরাগত শক আহ্বান করা হয়েছে

‘The temporal bridge between the GRB prompt entis- sion and the afterglow emission is easeutial for revealing whether the prompt emission and the afterglow originate from the same component. The earliest GRB relativis: tic shock model invoked the external shock as the site for

line

image_1466.jpg

GRB 050724, Barthehny et al. 2005 খ)। প্রশস্ততা অগ্নিশিখাগুলি সাধারণভাবে পরবর্তীগুলির চেয়ে বড় হয়- অনেকের একটি ফ্যাক্টর দ্বারা উজ্জ্বল উপাদান (যেমন একটি ফ্যাক্টর GRB 050406 এ 6, Burrows ct al. 2005: রোমানো এট আল 2005}, বার্ট অনেক বড় হতে পারে (যেমন ~ 500 এর ক্ষেত্রে GRB 050202B, Burrows ct al. 2005: Falcone et al. 2005)। GRB 11121 শনাক্তের জন্য অনুরূপ বৈশিষ্ট্য স্পষ্ট ছিল BeppoSAX দ্বারা (Piro et al. 2008)।

GRB 050724, Barthehny et al. 2005b). The amplitudes of the flares are usnally larger than the mderlying after- glow component by a factor of several (e.g. a factor of 6 in GRB 050406, Burrows ct al. 2005: Romano et al 2005}, burt can be much larger (e.g. ~ 500 in the case of GRB 050202B, Burrows ct al. 2005: Falcone et al. 2005). A similar feature was evident for GRB 11121 detected by BeppoSAX (Piro et al. 2008).

line

image_1466.jpg

1. বেশিরভাগ ক্ষেত্রে (যেমন GRB 050126 এবং GRB 020219)। একটি খাড়া ক্ষয় কয়েক hm পর্যন্ত পরিলক্ষিত হয়- বিস্ফোরিত ট্রিগার পরে দলিল. যা অনুসরণ করা হয় একটি আরো প্রচলিত অগভীর ক্ষয় দ্বারা (Tagliaferni et আল 2005: Goad ot al. 2005)। এই উপসংহার dewn হয় জিআরবি ট্রিগার সময়কে জিরো থনে হিসেবে বেছে নিয়ে পয়েন্ট (ta)। পরবর্তী টাইনে (যেমন {f fo) 2 Tao. যেখানে Tyg হল GRB এর সময়কাল), আফটারগ্লো ক্ষয় ঢাল ডিন F,/d a(t ~ fo) ঘটনাগতভাবে স্বাধীন গৃহীত fy. যাইহোক, খাওয়ার সময় (যেমন (t-ty) না Tag থেকে nich বড়, পরিমাপ ক্ষয় ঢাল হতে পারে খুব সংবেদনশীল fy assmued. Tagliaferri ot al. (2005) অন্বেষণ করা হয়েছে এবং উপসংহারে এসেছে যে দুটি আলাদা lighteurve সেগমেন্ট সম্ভবত অন্তর্নিহিত পরিবর্তে. ডিএনই ty এর একটি খারাপ পছন্দের জন্য উপরন্তু, কিছু ক্ষেত্রে, খাড়া ক্ষয় seginent এছাড়াও একটি ভিন্ন আছে. বর্ণালী সূচক (যেমন GRE 050819, Cusmano et al. 2008 এর জন্য)। ইউএসআই- মিত্র এটি বর্ণালী এক্সট্রাপোলেশনের সাথেও সংযোগ করে BAT প্রম্পট নির্গমন লাইটকার্ভ মসৃণভাবে {Barthelny ct al. 20082)। এই সমস্ত তথ্য ইঙ্গিত দেয় যে xtecp ডি- cay কম্পোনেন্ট হল একটি আলাদা নতুন উপাদান যা হতে পারে প্রচলিত আফটার স্লো সাধারণের সাথে সম্পর্কহীন।

1. In most cases (eg. GRB 050126 and GRB 020219). a steep decay is observed up to several hm- deed seconds after the burst trigger. which is followed by a more conventional shallower decay (Tagliaferni et al. 2005: Goad ot al. 2005). This conclusion is deawn by choosing the GRB trigger time as the zero thne point (ta). At later tines (e.g. {f fo) 2 Tao. where Tyg is the duration of the GRB), the afterglow decay slope din F,/d a(t ~ fo) is caseutially independent on the adopted fy. However, at eatly times (e.g. (t—ty) not nich larger than Tag, the measured decay slope could be very sensitive to the assmued fy. Tagliaferri ot al. (2005) explored the fo offect and concluded that the two distinct lighteurve segments are likely intrinsic rather than. dne to a poor choice of ty. Furthermore, in some cases, the steep decay seginent also has a different. spectral index (eg. for GRE 050819, Cusmano et al. 2008). Usi- ally it also connects to the spectral extrapolation of the BAT prompt emission lightcurve smoothly {Barthelny ct al. 20082). All these facts indicate that the xtecp de- cay component is a distinet new component that may be unrelated to the conventional afterslow commoneut.

paragraph

image_1466.jpg

21. GAB টেইল ermissiou

21. GAB tail ermissiou

line

image_1487.jpg

এই অ্যালগোরিথুন প্রোগ্রাম করা সহজ, এবং এটি দেয় প্রাক্তন- ভাল ফলাফল, গ্রিড পদক্ষেপ যথেষ্ট পরিমাণে প্রদান করে আইসোসারফেসের বৈশিষ্ট্যগত দৈর্ঘ্যের চেয়ে ছোট (মসৃণ দৈর্ঘ্য)। এই সক্ষম হতে প্রয়োজন পৃষ্ঠের জ্যামিতি সঠিকভাবে অনুসরণ করুন। এটাও হয় খুব দ্রুত, মন্টে-কার্লো সিমলেশন ব্যবহারের অনুমতি দেয় ত্রুটি অনুমানের জন্য।

This algorithun is simple to program, and it gives ex- cellent results, provided the grid step is substantially smaller than the characteristic longths of the isosurfaces (the smoothing length). This is needed to be able to accurately follow the geometry of the surface. It is also very fast, allowing the use of Monte-Carlo simmlations for error estimation.

line

image_1488.jpg

বাটন

bution.

line

image_1488.jpg

'এটি ইতিমধ্যে এন-বডি মডেলের ক্ষেত্রে দেখা গেছে (চিত্র 5 এর উপরের প্যানেল), যেখানে Yj বক্ররেখা হল ক্লোক্স Ganssian এর জন্য ইতিমধ্যে « — 3 (গ্রিড এমিসে), mnch ro থেকে ছোট, এবং এমনকি নিকটতম গড় থেকেও পাপ। neichbor দূরত্ব।

‘This is seen already in the case of the N-body model (the top panel of Fig. 5), where the Yj curve is cloxe to Ganssian already for « — 3 (in grid amis), mnch smaller than ro, and even sinaller than the mean nearest. neichbor distance.

line

image_148.jpg

'LETI উপাদানগুলি (জিলিকা-অন-সিলিকন} এর চরিত্রায়নের অনুমতি দেয় অসিনমিউয়েট্রিকাল কাপলার, একটি পদ্ধতিগত বিশ্লেষণ দ্বারা কাপলার পরামিতি ইনফিন- ence এই উপাদানগুলি ফেজ বিপরীতে দুটি ইন্টারফেরোমেট্রিক অনটপুট প্রদান করে- অবস্থান প্রাপ্ত নকশা আধা-বর্ণবিশিষ্ট বিভাজন অনুপাত জন্য অনুমতি দেয় পুরো এইচ ব্যান্ড [৩০]। ট্রান্স-এর ক্ষেত্রে উপাদানের সীমাবদ্ধতা চিহ্নিত করা হয়েছিল- nnission এবং chromaticity এবং পরবর্তী উপলব্ধির জন্য অ্যাকাউন্টে নেওয়া হবে [৩৬]। প্রাপ্ত উপাদানগুলির মধ্যে একটি 3টির জোড়া-ভিত্তিক সংমিশ্রণ তৈরি করে টেলিস্কোপ inpnt. beams (ser চিত্র 7)। এর চমৎকার পারফরম্যান্স আমাদের নিয়ে যায় IOTA 3-ওয়ে নতুন বিম কম্বাইনারের সমাধান হিসাবে এটিকে প্রস্তাব করুন

‘The LETI components (xilica-on-silicon} allowed the characterization of asynmuetrical couplers, by a systematic analysis couplers parameters infin- ence. These components provide two interferometric ontputs in phase oppo- sition. The obtained design allows quasi-achromatic splitting ratio for the whole H band [30]. Component limitations were identified in terms of trans- nnission and chromaticity and will be taken into account for next realizations [36]. One of the obtained components produce pair-wise combinations of 3 telescopes inpnt. beams (ser Figure 7). Its excellent performances lead us to propose it as a solution for the IOTA 3-way new beam combiner

line

image_1513.jpg

4. ফলাফল

4. Results

line

image_1535.jpg

সিএল পিটিং wy, w., এবং {27

CL Pitting wy, w., and {27

line

image_1535.jpg

চিত্রটি সিমালের উপর মারাত্মক অবক্ষয়কে চিত্রিত করে- tanconsly অনুমান 82)। 1), এবং te, এর বিপরীতে স্থানিক সমতলতা যোগ করা। অন্যান্য পরামিতিগুলি প্রান্তিক উপর ized 'ডার্ক এনার্জিকে ধরে রাখার জন্য, একটি অতিরিক্ত জাতীয় সীমাবদ্ধতা প্রয়োজন, উদাহরণস্বরূপ a আকারে বিষয়ের ঘনত্বের আগে, বা অন্যান্য ডেটা যেমন দুর্বল মহাকর্ষীয় লেন্সিং তথ্য। 9 0.03 এর আগে Qn. সীমাবদ্ধতাগুলি 0.014, 0.098 এ উন্নত হয়। 0.64। 0.01-এর পূর্বের মান 1.01-এর মধ্যে অবনতি আনতে স্বীকৃতি দেওয়া হয়- নির্দিষ্ট স্থানিক সমতলতার তুলনায় 10% এর নিচে নিশ্চিততা ক্ষেত্রে, যার o{w79) = 0.085, o(0,) = 0.88 আছে। কম দুর্বল লেন্সিং বা অন্যান্য বড় আকারের কাঠামোর সাথে বাইনিং তথ্য পরিবর্তে ভাল পরিবেশন করা হবে, কিন্তু তারপর কোন রুম বাকি আছে ক্রসচক্সের জন্য। বিকল্পভাবে, বিষয় ঘনত্ব ean হতে হাবল ধ্রুবক A হলে CMB এর মাধ্যমে সীমাবদ্ধ ix সঠিকভাবে নির্ধারণ করা হয়েছে, হু [26] লাক্স স্পষ্টভাবে enypha- আকার

Figure illustrates the severe degradation upon simal- tanconsly estimating 82). 1), and te, in contrast to as suming spatial flatness. Other parameters are marginal ized over. ‘To retain leverage ou dark energy, an addi tional constraint is needed, for example in the form of a prior on the matter density, or other data such as weak gravitational lensing information. With 9 0.03 prior on Qn. the constraints improve to 0.014, 0.098. 0.64. prior of 0.01 is recgnired to bring the degradation in mn- certainties below 10% relative to the fixed spatial flatness case, which has o{w79) = 0.085, o(0,) = 0.88. Com bining with weak lensing or other large scale structure data would serve well instead, but then no room is left for crosschocks. Alternatively, the matter density ean be constrained through the CMB if the Hubble constant A ix accurately determined, as Hu [26] lax clearly enypha- sized.

paragraph

image_154.jpg

'অন্যদিকে। ছোট “N/'SN অনুপাত আমরা পরিমাপ করি ধূমকেতু একটি extemal উত্স থেকে উদ্ভূত হতে পারে এবং, কিছু জন্য কারণ, অবাধ্য অঙ্গগুলিতে অগ্রাধিকারমূলকভাবে লক করা। '°N en- নিউক্লিওসিন দ্বারা দূষণের জন্য দায়ী করা যেতে পারে- থিসিস পণ্য কাছাকাছি বৃহদায়তন তারা দ্বারা cjected, কুড়াল obscred বৃহৎ ম্যাগেলানিক ক্লাউড এবং স্টারবার্স্ট গ্যালাক্সিতে (হেঙ্কেল & Maucrsberger 1993. চিন CT আল। 1999, ওয়াং সিটি আল। 2004) এটি একটি "'N/!"N অনুপাতের চেয়ে ছোটের সাথে সামঞ্জস্যপূর্ণ হবে৷ সৌর বৃত্তে আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যম (ISM) মান: "SN/'*N = 450422 (Wang ct al. 2004)। ব্যাপক দ্বারা একটি দূষণ নক্ষত্রগুলিও °C/!*C অনুপাতের সাথে সামান্য বৃদ্ধি করতে পারে spect to ?C/"C = 7747 স্থানীয় [SM (Henkel & Mauersberger 1993), যেমন পর্যবেক্ষণ করা হয়েছে। দ্বারা আইসোটোপিক দূষণ বৃহদায়তন তারা স্বাধীনভাবে প্রাক্তন গবেষণা দ্বারা প্রস্তাবিত হয় মেটকোরাইটে টিনেট রেডিওনুক্লাইডস (c.g. Cameron ct al. 1995)। আকর্ষণীয়ভাবে যথেষ্ট। প্রোটোসোর উচ্চ তাপমাত্রা- Kawakita ct al দ্বারা প্রস্তাবিত lar মেঘ. (2005) প্রয়োজন হবে বৃহদাকার নক্ষত্রের গঠনের স্থানগুলির আশেপাশে টেট করুন। ব্যাপক তারাও প্রচুর পরিমাণে অতিবেগুনী বিকিরণ প্রদান করে যা Rettig ct al দ্বারা প্রস্তাবিত HCN পলিমারাইজেশন শুরু করতে পারে। (1992)। যদি এই পলিমারাইজেশন (বা অন্য। অজানা, মেচা: nism} একটি কঠিন পর্যায়ে '¥N-সমৃদ্ধ নাইট্রোজেনকে আটকে রাখে- আগে এটি প্রোটোসোলার ক্লাউড জুড়ে ছড়িয়ে পড়ে, এটি হতে পারে

‘On the other hand. the small “N/'SN ratio we measure in comets could originate from an extemal source and, for some reason, be preferentially locked in refractory organies. '°N en- hancement may be attributed to a contamination by nucleosyn- thesis products cjected by nearby massive stars, ax obscrved in the Large Magellanic Cloud and starburst galaxies (Henkel & Maucrsberger 1993. Chin ct al. 1999, Wang ct al. 2004) This would be consistent with a “'N/!"N ratio smaller than the interstellar medium (ISM) value at the solar circle: "SN/'*N = 450422 (Wang ct al. 2004). A contamination by massive stars could also slightly increase the °C/!*C ratio with re- spect to ?C/"C = 7747 measured in the local [SM (Henkel & Mauersberger 1993), as observed. Isotopic contamination by massive stars is independently suggested by the study of ex- tinet radionuclides in metcorites (c.g. Cameron ct al. 1995). Interestingly enough. the higher temperature of the protoso- lar cloud proposed by Kawakita ct al. (2005) would necessi tate the vicinity of sites of formation of massive stars. Massive stars also provide large amount of ultraviolet radiation which may initiate HCN polymerization as suggested by Rettig ct al. (1992). If this polymerization (or another. unknown, mecha: nism} locked up the '¥N-enriched nitrogen in a solid phase be- fore it spreads throughout the protosolar cloud, this could ex-

paragraph

image_156.jpg

Mullard Spacu Seiener: ল্যাবরেটরি। ইউনিভার্সিটি কলেজ লন্ডন। হলরাবেসি সেন্ট মেসি। ডর্কিং। সারে RHE 6N'T. যুক্তরাজ্য

Mullard Spacu Seiener: Laboratory. University College London. Holrabacy St. Macy. Dorking. Surrey RHE 6N'T. UK

line

image_1605.jpg

এখন আমরা Relic CW এর বিবর্তন বিবেচনা করি, যা CMB এর উৎস শব্দ সমতায় মেরুকরণ (10)। উভয় মেরুকরণের জন্য, |, x, রিলিক GW এর গতির সমীকরণ inode এর এবং নিম্নরূপ:

Now we consider the evolution of the relic CW, which is the source term of the CMB polarization in Eq.(10). For both polarizations, |, x, the equation of motion for the relic GW of inode & is the followine:

line

image_1605.jpg

যেহেতু aff, « (সিনা + bm,-2)) যখন af, 2 (4n2 — bn,—2)

since aff, « (Sina + bm,-2)) While af, 2 (4n2 — bn,—2)

line

image_1633.jpg

f1040.7—2155: 130টি ছায়াপথের জন্য রেডশিফ্ট উপলব্ধ এই ficld. স্পেকট্রোস্কোপিক রেডশিফ্ট হিস্টোগ্রামে এটি সর্বোচ্চ 30টি বস্তুর মধ্যে: = 0.70। এছাড়াও ফটোমেট্রিক মধ্যে একটি শিখর আছে x = 0.70 এ redshift সম্ভাব্যতা বন্টন। আইসোপ্লেথগুলি দেখায় LCDCS অবস্থানে একক প্রভাবশালী ঘনত্ব কিন্তু না উল্লেখযোগ্য ভর ঘনত্ব দুর্বল লিজিং সনাক্ত করা হয় মানচিত্র রঙের মাত্রার সম্পর্ক একটি উল্লেখযোগ্যভাবে দুর্বল দেখায় লাল ক্রম কিন্তু নীল ছায়াপথের যথেষ্ট জনসংখ্যা। দ LCDCS অবস্থানের কাছাকাছি উজ্জ্বলতম ছায়াপথটি কেন্দ্রীভূত আইসোপ্লেথের শিখর এবং বর্ণালীতে একটি লাল স্থানান্তর রয়েছে শিখর আমরা এই গ্যালাক্সি, EDCSN1040403~ 1 156042 হিসাবে চিহ্নিত করি বিসিজি

f1040.7—2155: Redshifts are available for 130 galaxies in this ficld. In the spectroscopic redshift histogram there isa peak of 30 objects at: = 0.70. There is also.a peak in the photometric redshift probability distribution at x = 0.70. The isopleths show a single dominant concentration at the LCDCS position but no significant mass concentration is detected in the weak leasing map. The colour magnitude relation shows a remarkably weak red sequence but a substantial population of bluer galaxies. The brightest galaxy near the LCDCS position is centred on the peak of the isopleths and has a redshift in the spectroscopic peak. We identify this galaxy, EDCSN1040403~ 1 156042, as the BCG.

paragraph

image_1638.jpg

3. পর্যবেক্ষণ

3. Observations

line

image_1739.jpg

onr hydro simulations (BPHO4) এর মতো, আমরা ABL-এর সাথে ফ্ল্যাশ কোডকে বাড়িয়েছি- স্ব-সংগতিশীল, বিকিরণকারী কুলিং ক্যালেনল্যাটিস ব্যবহার করে কয়লা গ্যাসের সংকোচন করা Nenfold & Kanfman (1993); Nenfold ct al. (1995)। এখনও অবধি, আমাদের সিমুলেশনগুলি অন্তর্ভুক্ত করে না সম্ভাব্য শীতল হাই ধুলো দানা ges সাথে মিলিত. আণবিক গ্যাস হাই ধুলো শীতল. দানা খুব cfficicut চুলা n > 10" cm™* যদি গ্যাস শক্তভাবে বন্ধ করা হয় শস্য (soe ¢.g., গোল্ডস্মিথ এবং ল্যাঙ্গার 1978; গোল্ডস্মিথ 2001)। eritical ঘনত্ব যা অপটিক্যাল মোটা রেজিমে 10" সেমি ~* ঘনত্বে ধুলো শীতল করা অকার্যকর যার পরে কোরটি মূলত adiabatic হয়ে যায় (soc ¢.g. Larson 2003) পরিবর্তে 10° em™* এর ভ্যালুক যা molocnlar কুলিং স্কেল দ্বারা sct হয়। BPH04 এ আমরা দেখতে পেলাম যে éeoot ~ fe হলে শক ফলাফলের উপস্থিতি। একটি দীর্ঘায়িত আইসোথার্মাল পতন পর্যায় (কারণ দক্ষ ধূলিকণার জন্য) প্রথম শকের চেহারা (Se Sec. 4) উচ্চতর দিকে স্থানান্তরিত করবে ডেনসিটিক্স এবং তাই ছোট স্কেল কিন্তু মৌলিক শারীরিক ফলাফল পরিবর্তন করবে না।

As in onr hydro simulations (BPHO4), we augmented the FLASH code with the abil- ity to coal the gas as it contracts using the self-consistent, radiative cooling calenlatious by Nenfold & Kanfman (1993); Nenfold ct al. (1995). So far, our simulations do not include the possible cooling hy dust grains coupled to the ges. Cooling of molecular gas hy dust. grains is very cfficicut oven in the regime n > 10" cm™* if the gas is tightly conpled to grains (soe ¢.g., Goldsmith & Langer 1978; Goldsmith 2001). The eritical density at which dust cooling hecomes inefficient is in the optical thick regime at » density of abont 10" cm~* after which the core becomes essentially adiabatic (soc ¢.g. Larson 2003) rather than the valuc of 10° em™* which is sct by the molocnlar cooling scale. In BPH04 we found that the appearance of shocks results when éeoot ~ fe. A prolonged isothermal collapse phase (due to efficient dust cooling) would shift the appearance of the first shock (soe Sec. 4) to higher densitics and therefore smaller scales but would not change the basic physical outcome.

line

image_1739.jpg

আমরা সমালোচনামূলক ঘনত্ব এবং স্কেলের উচ্চতা (BPH04, সমক. (21)) যেখানে শক প্রথম হিসাবে প্রদর্শিত হয়

We derived the relation hetwocu the critical density and the scale height (BPH04, Eq. (21)) at which the shock first appears as

line

image_1746.jpg

সম্প্রতি, ডি বুইজার (2004) এবং ডি দ্বারা পর্যবেক্ষণ বুইজি এট আল। (2008) চারজন প্রার্থীকে চিহ্নিত করেছে HM- PO যেগুলো মধ্য-ইনফ্রারেডের সাথে পরিলক্ষিত হয়েছে উচ্চ-কোণীয় রেজোলিউশন। এই HMIPO প্রার্থীরা মিথ্যা উচ্চ ভর তারা গঠনের এলাকা, কাছাকাছি দ্বারা প্রমাণিত হিসাবে UG FIL অঞ্চল। কৌশলে এই চারটির মধ্যে দুটি ক্ষেত্রে উচ্চ Sn টেলিস্কোপ থেকে স্থানিক রেজোলিউশন পর্যবেক্ষণ। ছিল শুধুমাত্র দাসী-infearcd eanission বিচ্ছিন্ন করা প্রয়োজন কাছাকাছি UC H 11 অঞ্চল থেকে HMPOx। এর মানে যা থেকে অর্জন করা যায় তার চেয়ে বেশি সংবেদনশীল যদিও স্থল, তথ্য. MSX {~5"-এর মতো ইন্ট্রারেড স্যাটেলাইট থেকে 8 pm, ~13" at 21 gan), এবং এমনকি Spitzer Space Tete স্কোপ (~2" সকাল 8 টা, 24 gon এ ~6")। সাধারণভাবে চাপ না তুলনামূলকভাবে দরিদ্র হওয়ার কারণে এই গবেষণার জন্য যথেষ্ট কৌণিক রেজোলিউশন। থেকে নির্গমন বিচ্ছিন্ন করতে সক্ষম heing দ্বারা একা HNIPO. স্থল থেকে মধ্য-ইনফ্রারেড পর্যবেক্ষণ: ভিত্তিক 8 থেকে LOmt-শ্রেণীর টেলিস্কোপগুলিও একটি অব্যবহারযোগ্য প্রতিনিধিত্ব করে বৃহদায়তন তারকা ফোরানার এই কার্লিস্ট পর্যায়গুলির গবেষণায়। tion

Recently, observations by De Buizer (2004) and De Buizee et al. (2008) have identified four candidate HM- POs that have been observed in the mid-infrared with high-angnlar resolution. These HMIPO candidates lie in areas of high mass star formation, as evidenced by nearby UG FIL regions. In tact in two of these four cases, high spatial resolution observations trom Sn telescopes. were needed to simply isolate the maid-infearcd eanission of the HMPOx from the nearby UC H 11 regions. This means that, though more sensitive than what is achievable from the ground, data. from intrared satellites like MSX {~5" at 8 pm, ~13" at 21 gan), and even the Spitzer Space Tete scope (~2” at 8 am, ~6" at 24 gon). arc in general not adequate for these studies because of their relatively poor angular resolutions. By heing able to isolate emission from the HNIPO alone. mid-infrared observations from ground: based 8 to LOmt-class telescopes represent a iuvalnable too in the study of these carliest stages of massive star forana. tion.

paragraph

image_1746.jpg

জেমিনি সাউথের উপর পর্যবেক্ষণ করা হয়েছিল 2008 সেপ্টেম্বর এবং 2004 নভেম্বরের মধ্যে সময়কাল। ইমেজিং থার্মাল-রিজিয়ন ক্যামেরা দিয়ে করা হয়েছিল এবং স্পেকট্রোগ্রাফ (T-ReCS)। যন্ত্রটি 2 Raytheon 320x240 pixel Si.As IBC এরিয়া যা অপটি 7 26 am তরঙ্গদৈর্ঘ্য পরিসীমা ব্যবহারের জন্য nized, কিন্তু পারেন 2 f am তরঙ্গদৈর্ঘ্যে পরিমিত সংবেদনশীলতার সাথে সঞ্চালন করুন পাশাপাশি পরিসীমা। 'পিক্সেল স্কেল হল 0.089""/পিক্সেল, ভিক্লডিং » 28/8216 এর দৃশ্যের ক্ষেত্র। আকাশ ও টেলিস্কোপ বিয়োগ স্ট্যান্ডার্ড চপ-নড কৌশলের মাধ্যমে অর্জন করা হয়েছিল।

‘Observations were carried ont at Gemini South over the time period between 2008 September and 2004 November. Imaging was pertormed with the Thermal-Region Camera and. Spectrograph (T-ReCS). The instrmient enaploys 2 Raytheon 320x240 pixel Si.As IBC areay which is opti nized for use in the 7 26 am wavelength range, but can perform with modest sensitivity in the 2 f am wavelength range as well. ‘The pixel scale is 0.089""/pixel, viclding » field of view of 28/8216. Sky and telescope subtraction were achieved theaugh the standard chop-nod technique.

line

image_1749.jpg

সাধারণভাবে, শারীরিক প্যারাইনটারদের সীমাবদ্ধ করার জন্য সূত্র, আমরা পর্যবেক্ষিত SED কুঠার পাশাপাশি তথ্য ব্যবহার করি। চিত্র দ্বারা প্রদত্ত আকার এবং রূপবিদ্যার উপর tion। কিভাবে- কখনও, G11.94—0.62 HMPO উৎস অমীমাংসিত বলে মনে হচ্ছে কাছাকাছি এবং অ্যানিড-ইনফ্রারেড ছবিতে (দেখুন Fignre 1) এবং তাই আমরা এর আকারের জন্য শুধুমাত্র একটি উচ্চ সীমা আছে.

In general, to constrain the physical paraineters of the sources, we use the observed SED ax well as the informa. tion on size and morphology given by the images. How- ever, the G11.94—0.62 HMPO source appears unresolved in the near and anid-infrared images (see Fignre 1) and therefore. we have only an upper limit for its size.

line

image_1749.jpg

দুটি ফিট, একটি নিম্ন প্রবণ কোণের জন্য, এবং একটি দ্বিতীয় onc একটি উচ্চ প্রবণতা কোণ জন্য. সিউট্রিফুগালের মান ব্যাসার্ধ এই ক্ষেত্রেও ভালভাবে সীমাবদ্ধ নয়। তবে মানের একটি অতিরিক্ত বিশ্লেষণের ভিত্তিতে ডেটা পেইন্টস এবং প্রতিটি উত্সের বিশেষত্ব ( soe dis. স্বতন্ত্র উত্সের cussion) আমরা একটি অনুগ্রহ করার চেষ্টা করি ফিট কুঠার বেক্সট ফিট মডেল

two fits, one for a low inclination angle, and a second onc for a high inclination angle. The value of the ceutrifugal radius not well constrained in this case either. However on the basis of an additional analysis of the quality of the data paints and the peculiarities of each source (soe dis. cussion of individual sources) we attempt ta favor anc of the fits ax the bext fit model

line

image_1749.jpg

এর অসম্পূর্ণ এবং অ-ইউনিফর্ম কভারেজ দেওয়া SED পর্যবেক্ষণ করা হয়েছে, ফিটিং প্রক্রিয়াটি অ্যান্টিমেটেড করা যায় না এবং কেস-বাই-কেস বিএ ম্যানুয়ালি বহন করা উচিত বোন Ax এর provious বিভাগে উল্লেখ করা হয়েছে altcady, the hnminosity ভালভাবে SED এর শিখর দ্বারা সীমাবদ্ধ। যে ix দূর-ইনফ্রারেডে ঘটবে বলে আশা করা হচ্ছে। দুর্ভাগ্যবশত বর্তমানে দূর-ভয়পূর্ণ পর্যবেক্ষণগুলি অ্যাঙ্গুতে পৌঁছাতে পারে না lar বিপ্লব সঠিকভাবে নির্গমন iolate প্রয়োজন o! এথার উত্সের দূষণ থেকে এই দূরবর্তী উত্স তাদের আশেপাশে ‘অতএব, সাধারণভাবে, দূর-iniraecd ডেটা শুধুমাত্র উচ্চ সীমা হিসাবে বিবেচনা করা হয় এবং আমাদের করতে হবে একটি পরিসীমা পাসউইবল পেতে মধ্য-ইনফ্রারেড ডেটা ব্যবহার করুন হিনোসিটির জন্য ভাহিস। ‘এভাবে, সাধারণ কৌশল ওয়া প্রথমে ক্রমবর্ধমান Lnuinoxities সহ মডেলের একটি সেট চালানোর জন্য যতক্ষণ না আমরা এমন একটি মান খুঁজে পাই যা পুনর্ব্যবহার করতে সক্ষম হয়- পরিবেশিত মধ্য-ইনফ্রারেড ফ্লাক্স ঘনত্ব SED এর শিখর পরিধান করে এবং মিলিমিটার এবং সাবউইলহ্যাঙ্কার ডেটার সাথে সামঞ্জস্যপূর্ণ, একটি আনুমানিক মান আলোকিত মোম পাওয়া গেছে আমরা ঘনত্ব নির্ধারণের জন্য মডেলের একটি ct চালানোর জন্য এগিয়ে গেলাম স্কেল, যা ix তখন মূলত মিলিম দ্বারা নির্ধারিত হয় ter এবং submillimeter ডেটা পয়েন্ট, যখন ঘনত্ব স্কেল স্থির করা হয়েছিল, wo বিভিন্ন প্রবণতা সহ মডেলগুলি চালায় বা: der মধ্যে শোষণ featme সেরা মাপসই করা মধ্য-ইনফ্রারেড, যা ভালনের প্রতি বিশেষভাবে সংবেদনশীল প্রবণতা কোণের। অবশেষে, আমরা মডেল পরিমার্জিত. কেন্দ্রাতিগ সম্ভাব্য মান পরিসীমা পরীক্ষা করে ing ব্যাসার্ধ

Given the incomplete and non-uniform coverage of the observed SED, the fitting process cannot be antomated and should be carried ont manually ow a case-by-case ba sis. Ax was altcady mentioned in the provious section, the hnminosity is well constrained by the peak of the SED. that ix expected to happen in the far-infrared. Unfortunately at present. far-infeared observations do uot reach the angu lar revolution required to properly iolate the emission o! these distant sources from contamination of ather sources in their vicinity. ‘Therefore, in general, the far-iniraecd data are considered only as upper limits and we have to use the mid-infrared data to obtain a range of paswible vahies for the himinosity. ‘Thus, the genceal strategy wa to first run a set of models with increasing Lnuinoxities until we found a value that was able to reprachuce the ob- served mid-infrared flux density wear the peak of the SED and consistent with the millimeter and subuilhancter data, One an approximate value of the luminosity wax found we proceeded to run a ct of models to nnd the density scale, which ix then basically determined by the millime ter and submillimeter data points, When the density scale was fixed, wo ran models with different inclinations in or: der to tind the best fit to the absorption featme in the mid-infrared, which is particulaely sensitive to the valn of the inclination angle. Finally, we refined the model. ing by testing a range of possible values of the centrifugal radius.

paragraph

image_1749.jpg

'এই এইচএমপিও ধারাবাহিকভাবে পর্যবেক্ষণ করা হয়েছে- মিলিমিটারে নিশ্চিতকরণ (ওয়াট এবং মুন্ডি 1999}, জমা দিন limeter (Walsh et al. 2003)। এবং মধ্য-ইনফ্রারেড তরঙ্গদৈর্ঘ্য সাবমিলিমিটার ডেটা শুধুমাত্র আমাদের মডেলিংয়ে ব্যবহার করা হবে উচ্চ সীমা হিসাবে, যেহেতু তারা একটি বড় সঙ্গে প্রাপ্ত করা হয়েছে মরীচি (10-18) এবং তাই আলাদা করা সম্ভব নয় নিকটবর্তী UC H 11 অঞ্চল থেকে নির্গমন এইচএনআইপিও। একইভাবে, মিলিমিটার tnx ঘনত্ব ব্যবহার করা হবে এছাড়াও উপরের লিনিট হিসাবে, যেহেতু ওয়াট এবং মুন্ডির বিশ্লেষণ (1999) পরামর্শ দেয় যে মিলিমিটার নির্গমন পর্যবেক্ষণ করা হয়েছে- ওয়ার্ড এই ছেলের এফটিসি-মুক্ত ইউনিশন এর সাথে মিল রয়েছে থেকে একটি নগণ্য অবদান সঙ্গে কাছাকাছি UC H U অঞ্চল ধুলো

‘This HMPO has been observed through continuim mea- surements at millimeter (Watt & Mundy 1999}, submit limeter (Walsh et al. 2003). and mid-infrared wavelengths The submillimeter data will be used in our modeling only as upper limits, since they have been obtained with a large beam (10-18) and therefore it is not possible to separate the emission of the nearby UC H 11 region from that of the HNIPO. Likewise, the millimeter tnx densities will be used also as upper linits, since the analysis of Watt & Mundy (1999) suggests that the millimeter emission observed to- wards this sonrce corresponds to ftce-free eunission of the nearby UC H U region with a negligible contribution from dust.

paragraph

image_174.jpg

b,, v এর একটি আইসোট্রপিক প্রবাহ হতে হবে, {1 7,। সাধারণীকরণের মাধ্যমে গড়ে ওঠে আনুষ্ঠানিকতা

b,, be an isotropic flux of v, {1 7,. By generalizing the formalism developed

line

image_1766.jpg

যেখানে

where

line

image_1780.jpg

6.2। পার্থিব গ্রহ গঠনে বাধা এবং ইয়াতে বোমাবাজি

6.2. Constraints on terrestrial planet formation and Yate bombardment

line

image_1787.jpg

উইডেনশিলিং, এস.জে. এবং মারজারি, এফ. 149%)। ডিপিএস। 28. 1214 ওয়াইল্ডেন, বি. Dt 'aon2. এজে, 131. 2793 ইয়িন। প্র. জ্যাকবসেন, 8. 3., ইয়ামাশিতা। কে.. ইত্যাদি 2002, নতুন HEW [ডেটা যা Ma-Cr Chrandogy-এর সাথে সামঞ্জস্যপূর্ণ: প্রভাব tor Barly Solar Syatem Evohition. Lunor Planet Sei, Conf, 23. 700.1701।

Weidenschilling, S. J.. & Marzari, F. 149%). DPS. 28. 1214 Wilden, B. $., Joust, 2. F. Lin, D. N.C. & Soderblom. Dt ‘aon2. AJ, 131. 2793 Yin. Q. Jacobsen, 8. 3., Yamashita. K.. et al. 2002, New HEW [Data that are Consistent with Ma-Cr Chrandogy: implications tor Barly Solar Syatem Evohition. Lunor Planet Sei, Conf, 23. 700.1701.

line

image_1853.jpg

G04 এ আমরা একটি দূরত্ব মডুলাস উদ্ধৃত করেছি (#4 — Mig = 26.43 + 0.04 (এলোমেলো) + 0.05¢ পদ্ধতিগত)। সিস্টেমের জন্য আমাদের অনুমান- থিম্যাটিক ত্রুটি অনিশ্চয়তা দ্বারা প্রাধান্য ছিল oa ছবির- মেট্রিক শূন্য পয়েন্ট। কিন্তু থেকে একটি অবদান অন্তর্ভুক্ত করা হয়নি মিশ্রণ সম্পর্কে অনিশ্চয়তা। উপস্থাপিত আলোচনায় ড G04 আমরা ব্যাখ্যা করেছি কেন আমাদের নমুনায় মিশ্রণের প্রভাব

In G04 we quoted a distance modulus (#4 — Mig = 26.43 + 0.04(random) + 0.05¢systematic). Our estimate for the sys- tematic error was dominated by the uncertainty oa the photo- metric zero points. but did not include a contribution from the uncertainty on the blending. In the discussion presented by G04 we explained why the effects of blending on our sample

line

image_185.jpg

'আমাদের কাগজে অপটিক্যাল পর্যবেক্ষণগুলি প্রসারিত হয়েছে thoreiore Jeud সংযোজন) ওজন 1 দেওয়া wrgoments Hullaaan et al দ্বারা (2000)। Keru de Martian (202) vad হুলেরান এট আল। (2004) thal AXP এর সবথেকে ভালো ব্যাখ্যা করা হয় magoctur saadel দ্বারা, প্রধানত owst ব্যর্থতার Ubankes ultornative মডেল te expluin Une পর্যবেক্ষণ (একটি ব্যবহারযোগ্য প্রাক্তন সেপশন হল হরতাউ অ্যান্ড: চেং-এর ডিসে-আরটার ডিউয়ামো ইয়ুপ মডেল 2003}। বিশেষ করে। ফল-ব্যাক অ্যাক্রিশন ডিস্ক মডেল (cx Perm ot al. 2000) fil কারণ অপটিক্যাল লাস হল: asm ওয়াও হতে হবে 1» এক্স-রুই ফ্লাক্সের পুনঃপ্রক্রিয়াকরণ থুরুইব্রে প্রত্যাশিত হবে না! লো একটি অপিকুল হয় দেখান pulwd ভগ্নাংশ sigoificantly এক্স-রে স্পন্দিত অতিরিক্ত ভগ্নাংশ (দেখুন Kern & Martin 2002) অথবা একটি uou-therual specLza অপটিক্যালে শক্তি বিতরণ, [একটি সংযোজন। মামলা repro Lhe অপটিক্যাল ডাল মধ্যে W ফলাফল বন্ধ আশা করা যেতে পারে একটি aniout depeadiog দ্বারা ফেজ মধ্যে Une এক্স-রে ডাল lagging রিপ্রোসেন্সিং স্ব্র্যাকিউরে আলো-Lravel Liaw-এ। £0 প্রসেসিং Gimescale এর মধ্যে wud ibs অবস্থান সম্মানের সাথে ওও সে এক্স-রে উৎস ও কাষ্ট, আমরা উরে দেখিয়েছি ix oe slroug প্রমাণ Lhe opLicul এর মধ্যে ফুনে পলি und এক্স-রে ডাল, আরও প্রমাণ ধার ia সমর্থন iiapnectar মডেল,

‘The optical observations proscated in Us paper thoreiore Jeud additions) weight 1 the wrgoments given by Hullaaan et al. (2000). Keru de Martian (202) vad Hulleraan et al. (2004) thal the AXP's are best explained by the magoctur saadel, mainly Ubankes to the failure of owst ultornative models te expluin Une observations (a uetable ex ception is the dise-rtar dyuamo yup model of Hrtau &: Cheng 2003}. In particulur. fall-back accretion disc models (cx Perm ot al. 2000) fil because the optical lus is: asm Wo be due 1» reprocessing of the X-ruy flux io the dise wud thoruibre would not be expected! Lo show either an oplicul pulwd fraction sigoificantly in excess of the X-ray pulsed fraction (see Kern & Martin 2002) or a uou-therual specLza energy distribution in the optical, [a additien. sue repro ceasing might also be expected W result in Lhe optical pulses lagging Une X-ray pulses in phase by an aniouut depeadiog on the light-Lravel Liaw ta the reprocensing sbrackure. the £0 processing Gimescale within it wud ibs location with respect Wo he X-ray source and Kasth, We bave shown dat Ure ix oe slroug evidence for a phune silt between Lhe opLicul und X-ray pulses, lending further evidence ia support of the iiapnectar model,

paragraph

image_185.jpg

আমরা ধন্যবাদ Lhe relere: lor bis মূল্যবান মন্তব্য eu মূল ইউএসমুস্ক্রিপ্ট, টিআরএম এর সমর্থন স্বীকার করে w PPARC Scoior Bescurch ফেলোশিপ। SPL ix সমর্থিত PPARC অনুদান PPA/G/S/2003/00058 দ্বারা। ULYRACAM হল PPARC প্রান্ট দ্বারা cupperial. PPA/G/S/2002/00092। ‘দি

We thank Lhe relere: lor bis valuable comments eu the original usmuscript, TRM acknowkalges tbe support of w PPARC Scoior Bescurch Fellowship. SPL ix supported by PPARC grant PPA/G/S/2003/00058. ULYRACAM is cupperial by PPARC prant. PPA/G/S/2002/00092. ‘The

line

image_185.jpg

স্বীকৃতি

ACKNOWLEDCMENTS

line

image_1914.jpg

CMC:D মডেলের ফলাফল স্পেকট্রামের সাথে মানানসই of sonrce 28 snggests যে এই ULX হাউ ঠান্ডা নিঃসরণ llisk (AP — 201) eV}, স্বাভাবিককরণ এবং চে ব্যবহার করে

The results of the CMC:D model fit to the spectram of sonrce 28 snggests that this ULX haw cool secretion llisk (AP — 201) eV}, Using the normalization and che

line

image_1914.jpg

7.2। M Af মধ্যে UEXs

7.2. UEXs in M Af

line

image_1914.jpg

0.5-8 keV ব্যান্ডে। উত্স 69 alxo পরিবর্তনশীলতা দেখায় স্বল্প সময়ের স্কেলে। প্রথম চন্দ্র পর্যবেক্ষণ দশ- ~ 7000 s দ্বারা পৃথক দুটি শিখর সনাক্ত করা হয়েছে৷ লিন ct al. (2002) এই বৈশিষ্ট্যগুলিকে 2.1 ঘন্টা পেরি হিসাবে ব্যাখ্যা করেছে অদ্ভুততা কোনো শনাক্ত করার জন্য গণনার সংখ্যা খুবই কম ছিল দ্বিতীয় চাঁদম পর্যবেক্ষণের সময় এই ধরনের পর্যায়ক্রমিকতা। XMM-নিউটন ob- এর সময় একটি উজ্জ্বল পাখনা অবস্থায় পরিবেশন, উৎস আবার তিনটি সম্ভাব্য শিখর দেখায় ~ 6000s দ্বারা এই টাইন আলাদা করা হয়েছে। আমরা সনাক্ত করি। ক পেরি সময়কাল সহ 20 এর একটি তাৎপর্য স্তরে ওডিক সংকেত EPIC লাইট cmrves থেকে 5925-4300 s (sce বিভাগ 7.2.4 আরও আলোচনার জন্য)। এর XMAL-নিউটন বর্ণালী এই উত্স ভালভাবে নিম্নলিখিত cither দ্বারা বর্ণনা করা হয়েছে thece উপাদান মডেল: (i) একটি ক্ষমতা আইন (T'~ 1.2} এবং দুটি মেকাল উপাদান (KF ~ 180 eV, 680 0¥): (i) একটি ক্ষমতা আইন (F ~ 1.2}। একটি MCD (kT ~ 170 eV), এবং একটি mekal (kT ~ 690 eV}।

in the 0.5—8 keV band. Source 69 alxo shows variability on short-times scales. The first Chandra observation ten- tatively detected two peaks separated by ~ 7000 s. Lin ct al. (2002) interpreted these features as a 2.1 hr peri odicity. The number of counts was too low to detect any such periodicity during the second Chandm observation. During a bright fin state during the XMM-Newton ob- servation, the source again shows three possible peaks separated this tine by ~ 6000s. We detect. a. peri odic signal at a significance level of 20 with period of 5925-4300 s from the EPIC light cmrves (sce section 7.2.4 for further discussion). The XMAL-Newton spectrmm of this source is well described by cither of the following thece component models: (i) a power law (T'~ 1.2} and two mekal components (KF ~ 180 eV, 680 0¥): (i) a power law (F ~ 1.2}. an MCD (kT ~ 170 eV), and a mekal (kT ~ 690 eV}.

paragraph

image_192.jpg

5.2। অভিন্ন ধুলো বৈশিষ্ট্য অনুমান

5.2. Assumption of Uniform Dust Properties

line

image_192.jpg

গ্যালাক্সিতে আন্তঃনাক্ষত্রিক ঠান্ডা ধুলো পরিপাটি, লাগছে CT আল। (1998) পাওয়া গেছে

tidy of interstellar cold dust in the galaxy, Lagache ct al. (1998) have foun

line

image_211.jpg

'ফাই, দাঁড়িপাল্লার পরিমাপের মধ্যে অস্থিরতা পর্যবেক্ষন স্প্যান সঙ্গে -2.5 শক্তি সমানভাবে জন্য নমুনা তথ্য। এই পরিমাপের নির্ভুলতা। পারে, therofor, একটি তুলনামূলকভাবে নাটকীয়ভাবে বৃদ্ধি করা পরের কয়েক বছরে অল্প সংখ্যক পর্যবেক্ষণ। শাপিরো বিলম্ব পরিমাপ. হেচনসে এটার এমন কোন কথা নেই সময়ের নির্ভরতা, ধীরে ধীরে উন্নতি হবে। এবং তাই শাপিরো বিলম্বে অনিশ্চয়তা (এবং তাই ঝোঁক) শেষ পর্যন্ত মেরিটেনিটির উপর প্রাধান্য পাবে ভর পরিমাপ।

‘The micertainty in the measurement of Fi, scales with observation span to the -2.5 power for uniformly sampled data. The precision of this measurement. can, therofore, be increased dramatically with a relatively small number of observations over the next few years. The Shapiro delay measwrement. hecanse it has no such time dependence, will improve inore slowly. and hence uncertainty in the Shapiro delay (and hence in the inclination) will ultimately dominate the meertainty in the mass measurement.

line

image_2211.jpg

'এজিএন-এর নির্গমন লাইনকে প্রভাবিত করতে পারে এমন একটি কারণ হল বর্ণালীর আকৃতি কুকরি ডিস্ট্রিবিনশন (এসইডি)। AGN চাপ বিস্তৃত বর্ণালী cuergy বিতরণ আছে পরিচিত, সঙ্গে ইনফ্রারেড এবং এক্স-রে এর মধ্যে লগারিদমিক ফ্রিকোয়েন্সি রেঞ্জে প্রায় সমান শক্তি সেমিটেড ব্যান্ড (c.g., Petcrson 1997)। তাদের নির্গমন লাইনগুলি মূলত ব্যান্ডপাস থেকে চালিত হয় নরম এক্স-রে মাধ্যমে ~ 4 সিভি, যদিও এই পরিসরের বাইরের বর্ণালীর অঞ্চলগুলি গরম করার মাধ্যমে অবদান রাখুন। বর্ণালী শক্তি বিতরণের এই অংশ বলে মনে করা হয় প্রাথমিকভাবে অ্যাক্রিশন ডিস্কের নির্গমন, ~ 1kc¥ বা তার উপরে উচ্চতর cuorgies সহ cnitted hy 2 Comptonizing corona, তাত্ত্বিকভাবে, continmm accretion দ্বারা cmitted ডিস্কের ভর শ্রবণের হারের উপর নির্ভর করা উচিত (যেমন, ফ্রাঙ্ক, কিং, এবং রেইন 2002; রস, Fabian, & Minoshige 1993), the accretion disk goomotry (যেমন Zdziarski & Gicrlinski 2004), এবং প্রবণতা (যেমন, Laor & Netzer 1989; Puchnarewicz ct al. 2001)। সহজে পাতলা ডিস্ক মডেল, ছোট ব্ল্যাক হোল থেকে অ্যাক্রিশন, এবং উচ্চতর হারে বৃদ্ধি এডিংটন মান গরম ডিস্কের পূর্বাভাস দেয় (যেমন, শাকনরা এবং সুনিয়াসি 1973), এবং অনুরূপভাবে সামগ্রিক কঠিন বর্ণালী শক্তি বন্টন. কম্পটোনাইজেশন থেকে উদ্ভূত এক্স-রে নির্গমন একটি গরম অপটিক্যালি-পাতলা উপাদান দ্বারা শক্তি হিসাবে অ্যাক্রোশন হার দ্বারা প্রভাবিত হতে পারে গরম কম্পনক্যাট জন্য nmst শেষ পর্যন্ত বৃদ্ধি থেকে আসা. কিছু মডেল, সব অ্যাক্রিশন এনার্জি প্রাথমিকভাবে করোনার মধ্যে জমা হয় এবং তারপর একটি ভগ্নাংশ পুনরায় প্রক্রিয়া করা হয় ডিস্ক দ্বারা (Svousson & Zdzinrski 1994)। অন্যান্য মডেলগুলি একটি অ্যাসিরোশন/গ্যাভাপোরেশন প্রস্তাব করে সেকনারিও যেখানে ডিস্ক এবং করোনার সংমিশ্রণ করা হয় (Rézanska & Czemy 2000a,b)। এগুলোর মধ্যে মডেল, amonnt, ডিস্ক থেকে আপেক্ষিক করোনা থেকে নির্গমন নির্ভর করে এডিংটন মানের সাপেক্ষে বৃদ্ধির হারে, করোনাল সিনিসশন হয়ে যাচ্ছে উচ্চ বৃদ্ধির হারে ক্ষতি গুরুত্বপূর্ণ (¢., Bechtold et al. 2003)। উপরন্তু, খুব কম বৃদ্ধির হার, অ্যাকশনের আলাদা জ্যামিতি থাকা উচিত (c.g., Ho 2003); একটি হেট, অপটিক্যালি-পাতলা তাপীয় প্লাজমা অভ্যন্তরীণ অঞ্চলে আধিপত্য বিস্তার করতে পারে, উত্পাদন করে, একটি অনেক ভিন্ন। বর্ণালী এনার্জি ডিস্ট্রিবিউশন যাতে বড় নীল বাম্পের অভাব থাকে।

‘One of the factors that may affect the emission lines in AGN is the shape of the spectral cucrgy distribntion (SED). AGN arc known to have broad spectral cuergy distributions, with almost equal power cmitted per logarithmic frequency range between the infrared and X-ray bands (c.g., Petcrson 1997). Their emission lines are powered largely hy the bandpass from ~ 4 cV through the soft X-rays, although the regions of the spectrum outside this range can contribute through heating. This part of the spectral energy distribution is thought to be primarily the emission of the accretion disk, with the higher cuorgies above ~ 1kc¥ or so cnitted hy 2 Comptonizing corona, Theoretically, the continmm cmitted by the accretion disk should depend on the mass aud acerction rate (e.g., Frank, King, & Raine 2002; Ross, Fabian, & Minoshige 1993), the accretion disk goomotry (e.g. Zdziarski & Gicrlinski 2004), and inclination (e.g., Laor & Netzer 1989; Puchnarewicz ct al. 2001). In the simplest thin disk models, accrction outo smaller black holes, and accretion at a higher rate relative to the Eddington value predicts hotter disks (e.g., Shaknra & Sunyacy 1973), and correspondingly overall harder spectral energy distribntions. The X-ray emission arising from Comptonization by a hot optically-thin component may also be affected by the accrotion rate as the power for the hot componcat nmst ultimately come from accretion. In some models, all of the accretion energy is deposited initially into the corona and then a fraction is reprocessed by the disk (Svousson & Zdzinrski 1994). Other models propose an acerotion/cvaporation secnario in which the disk and corona are conpled (Rézanska & Czemy 2000a,b). In these models, the amonnt, of emission from the corona relative to that from the disk depends on the accretion rate relative to the Eddington value, with the coronal cinission becoming loss important at high accretion rates (¢.g., Bechtold et al. 2003). In addition, at very low accretion rates, the acerction should have a different geometry (c.g., Ho 2003); a het, optically-thin thermal plasma may dominate the inner region, producing, a umuch different. spectral onergy distribution that lacks a big blue bump.

paragraph

image_2279.jpg

দেখা যায়, আলোর বক্ররেখার সাধারণ আকৃতি ix প্রেসক্রিপশনের হাই থিক্স র্যাডিকেল পরিবর্তনকে দৃঢ়ভাবে প্রভাবিত করে না- জোয়ার-ভাটার জন্য tion. পুনরাবৃত্ত টাইন প্রায় হয় উভয় প্রেসক্রিপশনের জন্য একই, আউটবার্স্ট আলো বক্ররেখা হয় nnich পরিবর্তিত না, সময়কাল ix এর জন্য দীর্ঘ ছাড়া প্রেসক্রিপশন (B} প্রেসক্রিপশনের চেয়ে (A): এটি একটি ফলাফল- জোয়ারের অপচয় দ্বারা ডিস্ক গরম করার quence টর্ক আলোর উভয় সেটের মধ্যে এত ছোট পার্থক্য বক্ররেখার বৈপরীত্য বৃহৎ পার্থক্যের সাথে দেখা যায় যখন একটি অনুমান o না a. স্থির অনটার ব্যাসার্ধ (Hamewry ct al 1998)। তবে এর মধ্যে উল্লেখযোগ্য পার্থক্য রয়েছে উভয় ক্ষেত্রেই te বাইরের ডিস্ক ব্যাসার্ধের ইভোটশন, বলদ হিসাবে- pected: ক্ষেত্রে (B), একটি উল্লেখযোগ্য টর্কের অস্তিত্ব r < yeid এর ফলে ডিস্কের একটি উল্লেখযোগ্য সংকোচন ঘটে নীরবতার সময়। এবং, বিপরীতভাবে। রোগও বলদ করতে পারে- বৃহত্তর ব্যাসার্ধের দিকে ঝোঁক (সম্ভবত ra এর পরেও!) becanse জোয়ার টর্কের মসৃণ প্রকরণ। গড় ডিস্ক আকার উভয় ক্ষেত্রেই অভিন্ন {নির্মাণ দ্বারা), এবং এর পরিবর্তনগুলি ক্ষেত্রে (A) ক্ষেত্রে {B এর চেয়ে ছোট, যেমন বলদ- pected যদিও এই পার্থক্যটি লক্ষণীয় (একটি ফ্যাক্টর 2.5 অনটার ডিস্ক ব্যাসার্ধের বৈচিত্র্যের প্রশস্ততায়), এটি প্রহবতভাবে বিভ্রান্তিকর হওয়ার জন্য যথেষ্ট নয়-

As can be seen, the general shape of the light curve ix not strongly affected hy thix radical change of the prescrip- tion for the tidal torcgte. The recurrence tine is almost the same for both prescriptions, the outburst light curve is not nnich moditied, except that the duration ix longer for prescription (B} than for prescription (A): this is a conse- quence of the disc heating by the dissipation of the tidal torque. Such a small difference between both sets of light curves contrasts with the large ditferences appearing when one assumes o not a. fixed onter radius (Hamewry ct al 1998). There is however a significant difference between the evohttion of te outer disc radius in both cases, as ox- pected: in case (B), the existence of a significant torque for r < yeid results in a significant contraction of the disc during quiescence. and, conversely. the dise can also ox- tend to larger radii (possibly beyond ra !) becanse of the smoother variation of the tidal torque. The average disc size is identical in both cases {by construction), and its variations are smaller in case (A) than in case {B), as ox- pected. Although this difference is signiticant (a factor 2.5 in the amplitude of the onter disc radius variations), it is prahably not laree enough to be wmambienously con-

paragraph

image_2282.jpg

নিস্তব্ধতার মধ্যে, কার্যকর তাপমাত্রা ক্রমানুসারে 1000 K, এবং মোট ইমিউনোসিটির 0.1% এর কম ডিস্কের উপরের অংশগুলি দ্বারা নির্গত: এর যে কোনও মড্যুলেশন এই শীতল অঞ্চল দ্বারা নির্গত আলো তাই তিনি হবে সনাক্ত করা যায় না

In quiescence, the effective temperature is of order of 1000 K, and less than 0.1 % of the total Imuinosity is emitted by the onter parts of the disc: any modulation of the light emitted by these cool regions would therefore he undetectable.

line

image_2284.jpg

হিরোটাকা ইতো,’ শোইচি ইয়ামাদা।) কোহসুকে সুমিয়োশি২ অউদ শিগেহিরো নাপাতাকি*

Hirotaka Ito,’ Shoichi Yamada.) Kohsuke Sumiyoshi2 aud Shigehiro Napataki*

line

image_2284.jpg

আমরা আলফেক্লস অফ ম্যাগোকটিক ফিকডস একটি প্রোটো-নিউলরন স্টার উইন্ড নিয়ে আলোচনা করি কিউরাক্র- জেন) সাইনুলিউশন। আমরা proto-ueuteon তারকা hus 1 সমজাতীয় এর atoaspbere সূচনা করি ম্যাগোয়েটিক ফিল্ড (মিমিজিং বোমা আইওসি থেকে 8 x 10") লম্ব লম্ব কেইন ডাইক্লিয়ন wud Uiee কী পরিমাণের নির্ভরতা পরীক্ষা করুন (লিনুয়েকাল টাইম সিউল রাই। ইলেকট্রন ভগ্নাংশ Yn, রাগেটিক ক্ষেত্রে Lhe সফল s-প্রক্রিয়ার জন্য burvow s প্রতি avd এনট্রপি strenguh, ‘Que ফলাফল দেখায় Unab এমনকি 1 raagncus-chus ক্ষেত্রের শক্তি, ~ IPC. দ বাতাসের গতিশীলতার সম্পদ শুধুমাত্র আওন-ম্যাগ্যাকটিক বাতাসের বাহ্যিক গতিতে পরিলক্ষিত হয়। এবং tit সফল আর-প্রক্রিয়ার জন্য শর্তটি উপলব্ধি করা হয়েছে।

We discuss ulfecls of magoctic fiekds an proto-neulron star winds by perforoiing curacr- jen) sinulution. We msume tut the atoaspbere of proto-ueuteon star hus 1 homogenous magoetic field (mmyging Boma IOC to 8 x 10") perpendicular Lo the cain dieecLion wud examine the dependence of the Uiee key quantities (lynuaical time seule rye. electron fraction Yn, avd entropy per burvow s) for Lhe successful s-process on the raagaetic field strenguh, ‘Que results show Unab even with 1 raagncus-chus field strength, ~ IPC. the Wealure of the wind dynamics vasies only tLe feom thal of aon-magactic winds. and tit the condition for succesful r-process iy uot realized.

line

image_2284.jpg

'পদার্থবিদ্যা, বিজ্ঞান বিভাগ, আরুল ইঞ্জিনিয়ারিং, ওয়াসেদা বিশ্ববিদ্যালয়, ওকুবো, 3-4-1, শিঙ্গুকু, টোকিও 169-8555, জাপান এবং অ্যাডভান্সড রিসার্চ ইনস্টিটিউট ফর সায়েন্স অ্যান্ড ইঞ্জিনিয়ারিং, ওয়াসেদা ইউনিভার্সিটি, ওকুবো, স্কিনগুডা, টোকিও 169-3555, জাপান 2নুমাতু কলেজ অফ টেকনোলজি, ওকা 3600, নুমাজু, শিজুওকা 419-8501, জুপান এবং তাত্ত্বিক জ্যোতির্বিদ্যা বিভাগ, জাপানের জাতীয় জ্যোতির্বিদ্যা পর্যবেক্ষণ 2-21-1 Osawe, Mitake, Tokyo 181-8568, Japan S Yukawa Institute for theoretical Physics, Kyoto University, Oiwake-cho Kitashirekewa Sakyo-ku, Kyoto 606-8502, Japan

‘Department of Physics, Science, arul Engineering, Waseda University, Okubo, 3-4-1, Shinguku, Tokyo 169-8555, Japan & Advanced Research Institute for Science and Engineering, Waseda University, Okubo, Skinguda, Tokyo 169-3555, Japan 2Numatu College of Technology, Ooka 3600, Numazu, Shizuoka 419-8501, Jupan & Division of Theoretical Astronomy, National Astronomical Observatory of Japa 2-21-1 Osawe, Mitake, Tokyo 181-8568, Japan S Yukawa Institute for Theoretical Physics, Kyoto University, Oiwake-cho Kitashirekewa Sakyo-ku, Kyoto 606-8502, Japan

line

image_228.jpg

চিত্র 6. গড় উপবৃত্তাকার, ¢ = 1 — s, হিসাবে দুটি রেডশিফটে হ্যালো ভরের একটি ফাংশন 2 = 0 এবং FIELD নমুনায় halos জন্য 1. ত্রুটি বার এর সাথে সম্পর্কিত পয়সন অনিশ্চয়তা প্রতিফলিত করে বিনের মধ্যে হ্যালোর সংখ্যা এবং সিটার নয় সম্পর্কে

Fig. 6. The average ellipticity, ¢ = 1 — s, as a function of halo mass at two redshifts 2 = 0 and 1 for halos in the FIELD sample. Error bars reflect the Poisson uncertainty associated with the number of halos within the bin and not the seatter in the relation.

line

image_2316.jpg

মজার বিষয় হল বাইনারিগুলির স্থানিক বন্টন হল আলকো diffoeewt. একটি BH ছাড়া ক্ষেত্রে থেকে: যেমন থেকে দেখা যায় চিত্র 2, 0.0% ল্যাগ্রাঞ্জিয়ানের মধ্যে বাইনারিগুলির সংখ্যা একটি BH দিয়ে সিমুলেশনের জন্য ব্যাসার্ধ অনেক কম। এই সম্ভবত বাইনারি ব্যাঘাতের কারণে যে পদ্ধতির BH এর কাছাকাছি। একটি BH উপস্থিতিতে, বাইনারি প্রবণতা 0.05 Lagrangian এর মধ্যে আরো ঘনীভূত হতে হবে ব্যাসার্ধ এবং অর্ধ-ভর ব্যাসার্ধ, যখন iu এর অনুপস্থিতি 2 বিএইচ, বাইনারিগুলি কেন্দ্রীয় অঞ্চলের গভীরে ডুবে যেতে পারে ক্লাস্টার cesult হিসাবে, একক থেকে বাইনারি অনুপাত svstem এর কেন্দ্রে দুই এবং তিনবার হেটওয়েন হয়

Interestingly the spatial distribution of binaries is alko diffoeewt. From the case without a BH: as can be seen from Fig 2, the number of binaries within the 0.0% Lagrangian radius is much less for the simulation with a BH. This is probably due to the disruption of binaries that approach close to the BH. In the presence of a BH, binaries tend to be more concentrated between the 0.05 Lagrangian radius and the half-mass radius, while iu the absence of 2 BH, binaries can sink deeper into the central region of the cluster. As a cesult, the ratio of binaries to singles in the core of the svstem is hetwean two and three times

line

image_2366.jpg

যেখানে ' = ve এবং ধ্রুবকগুলির মানগুলি হল: A = 0.322, p = 0.3 এবং a = 0.707,

where ' = ve and the values of the constants are: A = 0.322, p = 0.3 and a = 0.707,

line

image_2366.jpg

3 একত্রীকরণ-বৃক্ষ নির্মাণ

3 The construction of merger-trees

line

image_2391.jpg

চিত্র 3. C{r এর প্লট, C.(7), Cu(t}—7, C'(r}—1. tr. ra এর আলোর বক্ররেখার জন্য শক্তি আইন স্থানীয় পালস নির্ধারিত দ্বারা (2)। যেখানে একটি হ্যান্ড ফাংশন বিশ্রাম ফ্রেম ফর্ম গৃহীত হয়। এবং ve '=10, 42 = 2, Ava নিন। rw = 2। থমিন=0। 70.maz=2 re0= Temes "OS। ag=-1 এবং fp=-2.25 (প্রথম কলিনিন J. ag=-1 এবং By=-4.5 (দ্বিতীয় কলামের জন্য)। ag=-0.8 এবং By=-2 25 (fe [অ্যাক্ট কলাম)। 'ইভিমহোলগুলি হল আমে আ যেগুলি চিত্রে গৃহীত হয়েছে৷

Figure 3. Plot of C{r), C.(7), Cu(t}—7, C'(r}—1. tr. ra for the light curve of the power law local pulse determined by (2). where a Hand function rest frame form is adopted. And ve take '=10, 42 = 2, Ava. rw =2. Thmin=0. 70.maz=2 re0= Temes "OS. ag=-1 and fp=-2.25 (for first colnnin J. ag=-1 and By=-4.5 (for second column). ag=-0.8 and By=-2 25 (fe [act column). ‘The evimhols are the aame aa those adopted in Fig.

line

image_240.jpg

Hic. 3. (ক) এর সাথে SI'R বিবর্তন বক্ররেখার উদাহরণ সূচকীয় ফর্ম (eq) বলেছেন স্যান্ডেজ (1986) ফর্ম (eq. 7) এর জন্য স্নোডেল (220-1 (নিম্ন-1") একটি উদাহরণ। (8) আপেক্ষিক ভালতা বিটি এক্স এর? (eq, 8) সূচকীয় (লাল) এবং স্যান্ডেজের জন্য forall মডেল (19R6) (কালো) ফর্ম

Hic. 3. (a) Example fit of the SI'R evolution curve with the exponential form (eq) said the Sandage (1986) form (eq. 7) for snodel (220-1 (low-1") aa an example. (8) The relative goodness of Bt x? (eq, 8) forall modale for exponential (red) and Sandage (19R6) (black) forme

line

image_240.jpg

যেখানে

where

line

image_2428.jpg

টি. মেফোজ-ডান্তাস। মার্টিনেজ-পার্স!" 'খসড়া সংস্করণ সেপ্টেম্বর £7, 2018

T. Mefoz-Dantas.'” J. Casanes,' ano LC. Martinez-Pars!” ‘Draft version September £7, 2018

line

image_2428.jpg

(X1822-371 (V691 Cra) উজ্জ্বলতম LMXBগুলির মধ্যে একটি অপটিক্যাল মধ্যে এবং প্রোটোটাইপিকাল অ্যাক্রিশন ডিস্কও করোনা {ADC) সোর্স ডুক এর কম এল,/ লেস ~20 অনুপাত (এটি সাধারণত ~800-1000)। এডিসি সূত্রে জানা গেছে, কম্বি উচ্চ প্রবণতার জাতি এবং একটি পুরু রোগ অস্পষ্ট করে কেন্দ্রীয় উৎস, এবং শুধুমাত্র এক্স-রে উপাদান থেকে বিক্ষিপ্ত ডিসের উপরে এবং নীচে পর্যবেক্ষকের কাছে পৌঁছাতে পারে (সাদা এবং হোল্ট 1982)। 'অ্যাসেরেশন ডিস্কের গ্রহনকে ধন্যবাদ 5.57 ঘন্টা অরবিটাল পিরিয়ডে সহচর তারকা দ্বারা (হলি & মেসন 1989: এখানেইটার HM89) একটি সঠিক নির্ধারক- প্রবণ কোণের tion বিদ্যমান, i=82.5 1.5 (Heinz & নওয়াক 2001; এরপর HNO1)। উত্স এছাড়াও প্রদর্শন করে 0.50% এক্স-রে ডাল (Jonker & Van der Klis 2001) যা নেনের একটি অত্যন্ত সুনির্দিষ্ট সংকল্প cnable করে Ky=94.5:40.5 এর ট্রন স্টার রেডিয়াল বেগ সেমিঅ্যাম্প্লিটন্ড lan s-'. অতএব, একটি জন্য অনুপস্থিত একমাত্র পরামিতি

(X1822-371 (V691 Cra) is one of the brightest LMXBs in the optical. and also the prototypical accretion disc corona {ADC) source duc to its low L,/ Lays ~20 ratio (it is usually ~800-1000). In ADC sources, the combi nation of high inclination and a thick dise obscures the central source, and only X-rays scattered from material above and below the dise can reach the observer (White & Holt 1982). ‘Thanks to eclipses of the aceretion disc by the companion star on a 5.57h orbital period (Hollie & Mason 1989: hereaiter HM89) an accurate determina- tion of the inclination angle exists, i=82.5 1.5 (Heinz & Nowak 2001; hereafter HNO1). The source also displays 0.50% X-ray pulses (Jonker & Van der Klis 2001) which cnables an extremely precise determination of the nen tron star radial velocity semiamplitnde of Ky=94.5:40.5 lan s-'. Therefore, the only parameter missing for an

paragraph

image_2583.jpg

পরিশিষ্ট A: কৌণিক স্প্রেড

APPENDIX A: ANGULAR SPREAD

line

image_2583.jpg

আমরা ব্যবহারের সুস্পষ্ট সুবিধা প্রদর্শন করেছি রেডিও সেরেনকভ নায়ের নীচে ফ্রিকোনসিতে vaives innms 'সর্বোত্তম ফ্রিকোয়েন্সি হবে যে যেখানে ঝরনা দৈর্ঘ্য। এর মধ্যে কয়েক মিটার ক্রম Innae rogolith, এর আকারের একই ক্রম রেডিও তরঙ্গের তরঙ্গদৈর্ঘ্য যেখানে রেডিও-নিঃসরণ প্যাটার্ন প্রায় আইসোট্রপিক। ‘যাবার সুবিধা নিম্ন ফ্রিকোয়েন্সি সব পরীক্ষা বেশ্যা প্রযোজ্য বিকিরণ একটি ঘন মধ্যম মধ্যবর্তী একটি অংশ crasies প্রতিসরণ একটি উল্লেখযোগ্যভাবে কম imdex সঙ্গে একটি.

We have demonstrated the clear advantage of using radio vaives at freequoncies well below the Cerenkov nae innms. ‘The optimum frequency will be that where the length of the shower. of the order of several meters inthe Innae rogolith, is of the same order of magnitude as the wavelength of the radio waves where the radio-emission pattern is nearly isotropic. ‘The advantage of going to lower frequencies applies to all experiments whore the radiation crasies a bodary betwen a dense medinm to one with a considerably lower imdex of refraction.

line

image_2583.jpg

যেখানে wy = 2.4 GHz এবং স্প্রেডিং Ac দ্বারা দেওয়া হয় সমক. (3)। সমক. (AL) পরীক্ষামূলকভাবে দেখানো হয়েছে (10] থেকে কণার ঝরনা জন্য একটি ফ্যাক্টর 2 মধ্যে সঠিক হতে হবে যে প্রায় 10 eV-এর একটি প্রাথমিক কণার সাথে মিল থাকবে যেখানে তরঙ্গদৈর্ঘ্য 1 GHz এর বেশি এর অনুদৈর্ঘ্য ব্যাপ্তির (দৈর্ঘ্য) তুলনায় ছোট ঝরনা যে ক্ষেত্রে তরঙ্গদৈর্ঘ্য তুলনা করা হয়- ঝরনা দৈর্ঘ্য ble. বর্তমানের জন্য আগ্রহের inwestigation, কেউ সহজ থেকে বিচ্যুতি আশা করতে পারে প্যারামিটারাইজেশন যেখানে আমাদের প্রধান উদ্বেগ ix কৌণিক সেরেনকভ বিকিরণের বিস্তার।

where wy = 2.4 GHz and the spreading Ac is given by Eq. (3). Eq. (AL) has been experimentally shown (10] to be accurate within a factor 2 for a shower of particles that would correspond to a primary particle of about 10 eV at feecqtencies exceeding 1 GHz where the wavelength is small compared to the longitudinal extent (length) of the shower. For the case in which the wavelength is compara- ble to the length of the shower. of interest for the present inwestigation, one may expect deviations from the simple parametrization where our main concern ix the angular spread of the Cerenkov radiation.

paragraph

image_2588.jpg

অপেক্ষাকৃত ছোট 0.8 মিটার ওয়েন্ডেলস্টাইন tcle- সুযোগ প্রয়োজনীয় দীর্ঘমেয়াদী প্রাপ্যতা আছে পর্যবেক্ষণ প্রকল্পের জন্য (j.c. 130 পরিষ্কার রাত প্রতি বছর, অনিয়ন্ত্রিত অ্যাক্সেস)। যদিও টেলিস্কোপ ডক্সের সম্পূর্ণ সুবিধা নিতে পারে না ভাল (« 1") সাইটের sccing গুণমান. আমরা reeularly | এর ছবি প্রাপ্ত করুন থেকে 1.5" FWHM

The relatively small 0.8 m Wendelstein tcle- scope has the necessary long-term availability for monitoring projects (j.c. 130 clear nights per year, unrestricted access). Although the telescope docs not take full advantage of the good (« 1") sccing quality of the site. we reeularly obtain images of | to 1.5" FWHM

line

image_2588.jpg

উত্তর বামন অধ্যয়নের জন্য 6টি সিপ স্টার ব্যবহার করা স্থানীয় গোষ্ঠীর অনিয়মিত ছায়াপথ

Using 6 Cep Stars to study Northern Dwarf Irregular Galaxies of the Local Group

line

image_2588.jpg

কে শব্দ. ছায়াপথ: দূরত্ব - ছায়াপথ: বামন - ছায়াপথ: পৃথক: লিও এ - ছায়াপথ: পৃথক: DDO 216— ছায়াপথ: পৃথক: GRS — Cepheids — স্থানীয় গ্রুপ

Kay words. Galaxies: distances - Galaxies: dwarf - Gulaxies: individual: Leo A - Galaxies: individual: DDO 216— Galaxies: individual: GRS — Cepheids — Local Group

line

image_2593.jpg

বিমূর্ত, আমরা নিউট্রন স্টার এক্স-রে ক্ষণস্থায়ী Cen X-4 এর ESO-NTT কম রেজোলিউশনের স্পেকট্রোস্কোপি উপস্থাপন করছি। একটি সম্পূর্ণ অরবিটাল এল আমাদের ডেটা K2-7 V সঙ্গীর উপস্থিতি প্রকাশ করে যা $600-€600 A থেকে 62% 10 যাত্রা করে fot এবং ocbits নিউজোন তারকাকে A = 145.82 10 kins এর বেগ সেমিভ্যাম্পলিউড সহ। এই. একটি পূর্ববর্তী উইল মিলিত ইনলিয়েশন কোণ aul ভর অনুপাত নির্ণয়, মাই = LS + 1.0 Ma এর নিউটন সার এবং কম্প্যাকশন ভর দেয় ffs = 0.31 0.27 Mf, যথাক্রমে ভর দরজাটি এইভাবে ইনফিড বর্ণালী টাইপ আইসিটিং ts gro এর জন্য আন্ডারম্যাসিভ বিবর্তিত হয়েছে, পূর্ববর্তী স্টাডির সাথে একমত। আইকে লাইয়ের ডপলেক টমোগ্রাফি তে অবস্থিত বিশিষ্ট ইমশন দেখায় সঙ্গী আল একটি স্লিগ্লাইয়াক্সজেরিক অ্যাক্রিশন ডাইভ ডিস্ট্রিবিউশন সিঙ্ক হিট সিটেনে দেখা যায় পেসেসিং উন্মাদ দেস, প্রাইমারী থেকে এক্স-রে দ্বারা ব্যাখ্যা করা যেতে পারে। কোন প্রমাণ পাওয়া যায়নি Cr Hr-এ হট স্পো, যখন একজন তার Tl ines-এর Doppletorngeaphy-এর মাধ্যমে প্রকাশিত হয়। এই ca বট স্পট হিসাবে ilepeted করা হবে এবং ডাই বেইনের বাইরের অঞ্চলগুলি অন্যান্য সিস্টেমের তুলনায় উচ্চ টার্মপেনচারে:

Abstract, We present ESO-NTT low resolution spectroscopy of the neutron star X-ray transient Cen X-4 in quiescence over a complete orbital ele. Our data reveal the presence af a K2-7 V companion which commbutes 62% 10 the $600-€600 A fot and ocbits the neuzon star with a velocity semivampliude of A = 145.82 10 kins. This. combined wil a previous determination of the inliation angle aul mass ratio, yields neuton sar and compaction mass of My = LS + 1.0 Ma and ffs = 0.31 0.27 Mf, respectively The mass door s thus undermasive fo the infeed spectral ype iicating ts gro evolved, in agreement with previous stdies. Dopplec tomography of the Ike lie shows prominent emsion located on the companion al a slighlyaxjeric accretion dive distribution sinc hit seen in sytens with pecessing eccentric des, Strong Il emission fron the companion can be explained by X-ray iad frm the primary. No evidence is found Cr hot spo in Hr, whereas one is revealed via Doppleetorngeaphy of he Tl ines. This ca be ilepeted as the bot spot and outer regions of the die beine at a higher termpensture than in other systems:

line

image_2593.jpg

গৃহীত: গৃহীত

Received: accepted

line

image_2593.jpg

anzo'?, §, ক্যাম্পানা!, I. Casares?, G_L. ইজরায়েল*, এস. কোভিনো!, PA। চার্লস*"® এল. স্টেলা'

anzo'?, §, Campana!, I. Casares?, G_L. Israel*, S. Covino!, PA. Charles*"® L. Stella’

line

image_2602.jpg

সক্রিয় গ্যালাকটিক নিউক্লিয়াস (AGNs) এর স্ট্যান্ডার্ড মডেলের একটি মৌলিক উপাদান হল একটি অভ্যন্তরীণ অ্যাক- একটি সুপারম্যাসিভ ব্ল্যাক হোলের চারপাশে ক্রিয়েশন ডিস্ক। তারপরে রয়েছে ব্রড-লাইন অঞ্চল (BLR) এবং সংকীর্ণ-রেখার অঞ্চল {NLRs} অ্যাক্রিশন ডিস্কের বাইরে, যা নির্গমনের জন্য দায়ী AGN বর্ণালীতে প্রদর্শিত লাইন। ডিফক্রুট উপাদানগুলির মধ্যে জ্যামিতিক সম্পর্ক AGN-এর শারীরবৃত্তির বোঝার জন্য প্রাসঙ্গিক। প্রমাণের অনেক লাইন তা দেখায় রেডিও জেটগুলির অবস্থান এবং এর প্রধান অক্ষের মধ্যে সামান্য বা কোন সম্পর্ক নেই হ্যাস্ট গ্যালাক্সির ডিস্ক (Schmitt et al. 2001)। যাইহোক, AGN-এর অভ্যন্তরীণ অঞ্চলের জন্য জিও- বিএলআর এবং অ্যাক্রিশন ডিস্কের মধ্যে মেট্রিকাল সম্পর্ক এখনও একটি রহস্য রয়ে গেছে: কারণ এটি হল যে BLR এবং ডিস্কের প্রবণতা নির্ধারণ করা কঠিন।

One basic component of the standard model of active galactic nuclei (AGNs) is an inner ac- cretion disk around a supermassive black hole. Then there are broad-line regions (BLRs) and narrow-line regions {NLRs} outside the accretion disk, which are responsible for the emission lines appearing in the AGN spectra. The geometrical relation between the diffcreut components is pertinent to an understanding of the physies of the AGNs. Many lines of evidence show that there is little or no correlation between the position of the radio jets and the major axis of the disk of the hast galaxy (Schmitt et al. 2001). However, for the inner region of AGNs the geo- metrical relation between the BLRs and the accretion disk still remains a mystery: The reason is that it is difficult to determine the inclinations of the BLRs and the disk.

line

image_2602.jpg

ওয়েই-হাও বিয়ান

Wei-Hao Bian

line

image_2639.jpg

2. আশেপাশের তুলনায় অগ্রবর্তী প্রান্তের ভিতরে গ্যালাক্সি গ্যাস শীতল (KF = 0.43 keV) 2.2koV Virgo IOM। লন্ডিং প্রান্তের ভিতরে থো পৃষ্ঠের উজ্জ্বলতা বন্টন একটি দ্বারা ভালভাবে মাপসই পাওয়ার ল ডনসিটি ডিস্ট্রিবিউশন 22 = 0.01¢r/r2)-cn~ (A ~ 0.8 Zz এর জন্য, }, বেশ্যা ra = 3.1 kpe প্রান্তের অবস্থান। কোল্ড ফ্রন্ট এবং এর ভিতরে গ্যাসের মধ্যে থো ঘনত্বের অনুপাত surromuding Virgo ICM, সারফেস ব্রাইটনেস প্রোফাইল ফিটিং থেকে পাওয়া যায়, হল 1¢2/rtec = 3811) গ্যালাক্সি আইএসএম ধাতুর জন্য 0.2 থেকে 1.0 Zs পর্যন্ত।

2. Galaxy gas inside the leading edge is cool (KF = 0.43 keV) compared to the surrounding 2.2koV Virgo IOM. Tho surface brightness distribution inside the londing edge is well fit by a power law donsity distribution 22 = 0.01¢r/r2)-cn~ (for A ~ 0.8 Zz, }, whore ra = 3.1 kpe is the position of the edge. Tho donsity ratio between gas inside the cold front and the surromuding Virgo ICM, found from fitting the surface brightness profile, is 1¢2/rtec = 3811) for galaxy ISM metal abundanees from 0.2 to 1.0 Zs.

line

image_2651.jpg

Murtin (1995) huve এর টিউবেল 1 এর কিছু গাকুচি ইনকোনেট নামীয় হাবল টাইপএক্স (7) Bsted। যদিও সে পূর্ণ ROS প্রকারগুলি ure curroet: NGC 1156. 1288, 143%, 3614. 4214৷ 4304. 5350, এবং 1C 1952. Fioally। "NGC 4891" হল ccally NCC 4397. une “New]” হল MCC-OL-08-085 (অনুমিত তালিকাভুক্ত এনইডি-তে "শ্যাপলি-আরেস 1")।

‘Some of the gakucies in Tuble 1 of Murtin (1995) huve inconeet namerical Hubble typex (7) Bsted. Uhough he full ROS types ure curroet: NGC 1156. 1288, 143%, 3614. 4214. 4304. 5350, and 1C 1952. Fioally. “NGC 4891" is ccally NCC 4397. une “New]" is MCC-OL-08-085 (alow listed a “Shapley-Ares 1” in NED).

line

image_274.jpg

আমরা HST সংরক্ষণাগার থেকে ডেটা পুনরুদ্ধার করেছি! "অন-দ্য-ফ্লাই"-এর পরে সমস্ত উপলব্ধ GRB-এর জন্য প্রক্রিয়াকরণ এর মধ্যে রয়েছে স্পেস টেলিস্কোপ ইমেজিং স্পেকট্রো- দিয়ে পর্যবেক্ষণ করা 29টি জিআরবি গ্রাফ (এসটিআইএস), ওয়াইড-ফিল্ড প্ল্যাঙ্কটারি ক্যামেরা 2 (ভিএফপিসি2) এবং 10টি সহ 8টি জিআরবি পর্যবেক্ষণ করা হয়েছে জরিপের জন্য উন্নত ক্যামেরা (ACS) দিয়ে GRBগুলি পর্যবেক্ষণ করা হয়েছে৷ অস্পষ্ট বিবরণ সারণী 1-এ সংক্ষিপ্ত করা হয়েছে। প্রতিটি GRB-এর জন্য আমরা কমাতে সাম্প্রতিক উপলব্ধ ছবি ব্যবহার করেছি আফটারগ্লো এবং/অথবা সুপারনোভা নির্গমন থেকে দূষণ”।

We retrieved data from the HST archive! for all available GRBs after “on-the-fly” pre- processing. Those include 29 GRBs observed with the Space Telescope imaging Spectro- graph (STIS), 8 GRBs observed with the Wide-Field Planctary Camera 2 (VFPC2), and 10 GRBs observed with the Advanced Camera for Surveys (ACS). Details of the obscrvatious are summarized in Table 1. For each GRB we used the latest available images to reduce contamination from the afterglow and/or supernova emission”.

line

image_2809.jpg

একটি অনুরূপ বিশ্লেষণ, যাকে আমরা নায়ক মনে করি তার চেয়েও পাপী নিরপেক্ষ জনসাধারণের মধ্যে বিস্তৃত ছিল, সম্প্রতি রেফ, [88] মধ্যে eartied আউট. যদিও আমরা খুঁজে পাই, যেমন [B8], থ্যাল অ্যাটাক্সিয়া উদ্ধৃত (32) এবং (38) € = 1 সহ মডেলগুলির সাথে সামঞ্জস্যপূর্ণ, (€2{on)}"** এর জন্য পরম সর্বোচ্চ মান [৮৮] এ উদ্ধৃতি থেকেও বড় মাত্রার হুকুম বেশি, এমনকি বিবেচনায় নিয়ে আদেশ ঐক্যের au অনিশ্চয়তা faelor. এই অব্যবস্থাপনার কারণ খুঁজে বের করতে হবে সামান্য ভিন্ন MSSM পরামিতি যার উপর সমুদ্র বর করেছে, বা সংখ্যাগত পেয়ার অ্যানিবিলেশন ক্রস সেকশনের মূল্যায়নে পার্থক্য, বিশেষ করে এর সান্নিধ্যে resomamnees, যেখানে আমরা এখানে রিপোর্ট করা সবচেয়ে বড় ক্রস স্কেশনগুলি খুঁজে পাই, অন্যদিকে, Rel, [88] খুঁজে পায় ভরের সীমার বাইরে আমরা (83) যা উদ্ধৃত করেছি তার চেয়ে সুপারসিমেট্রিক ফ্যাক্টরের জন্য বড় মান এখানে বিবেচনা করা হয়েছে, আমার এবং 100 জিভিতে। একটি পার্শ্ব মন্তব্য হিসাবে, আমরা presenee মধ্যে ঘাট নির্দেশ করতে চাই বিনাশ প্রক্রিয়া, বিশেষত আমাদের ফলাফলের পরিপ্রেক্ষিতে সেকেন্ডে উপস্থাপিত। 5, uo সরাসরি সম্পর্ক

A similar analysis, extending to even sinaller neutralino masses than those we consider hero, was recently eartied out in Ref, [88]. Although we find, as in [B8], thal the ataxia quoted in (32) and (38) corespond to models with € = 1, the absolute maximal value for (€2{on)}"** we find here is more dhan Uwo orders of inmagnitude larger than whet quoted in [88], even taking into account au uncertainty faelor of order unity. The reason for this diserepaney ean be traced back to either the slightly different MSSM parameters over which the seas have boon performed, or to numerical differences in the evaluation of the pair annibilation cross section, particularly in the proximity of resomamnees, where we find the largest cross scetions reported here, On the ather hand, Rel, [88] finds larger values for the supersymmetric factor than what we quote in (83), outside the range of masses considered here, at my & 100 GeV. As a side remark, we would like to point out Ghat in presenee of coannihilation processes, aud parLicularly in view of our results presented in Sec. 5, uo direct relations

line

image_2846.jpg

কম্প্যাক্ট পারমাণবিক উপাদানের জোড়া (sce টেবিল | এবং চিত্র 2) সঙ্গে 4 ছোট, উত্তর-পূর্ব দিকে দুর্বল এক্সটেনশন উজ্জ্বল উপাদান। এই দ্বৈত কাঠামো স্মরণ করিয়ে দেয়

pair of compact nuclear components (sce Table | & Fig. 2) with 4 small, weak extension toward the north-east of the brightest component. This double structure is reminiscent of

line

image_2846.jpg

অনেক কম শক্তি সম্পন্ন Seyfert ছায়াপথের মূল অঞ্চল (যেমন Thean ct al. 2000)। তবে. নিম্ন কৌণিক রেজোলিউশন ইউভি টেপার করা চিত্রগুলি দেখায় যে এই কম্পনক্যাটগুলি একটি প্রাক্তন-

the core regions of many low powered Seyfert galaxics (e.g. Thean ct al. 2000). However. the lower angular resolution uv tapered images show these componcats to be sitting in an ex-

line

image_3016.jpg

আমরা x লো ভরের pkinct coibedded porferoud numerical siaulaliens একটি toroidal auigneLic Geld ব্যবহার করে জেলায় কোয়েবডেড (se dilferent codes. ln the aos perlorawd with GLOBAL, Lhe গ্রিড ছিল logacithauic এবং Uw প্ল্যানেলকে স্থির সিসেনলারে রাখা হয়েছিল

We bave porferoud numerical siaulaliens of x low mass pkinct coibedded ina dist comtainiog a toroidal auigneLic Geld using (se dilferent codes. ln the aos perlorawd with GLOBAL, Lhe grid was logacithauic and Uw planel was kept ona fixed cicenlar

line

image_3016.jpg

4 আলোচনা

4 DISCUSSION

line

image_303.jpg

RCSJ022434-0002.5 এর সাবমিলিমিটার ইমেজিং: একটি উচ্চ রেডশিফ্ট ক্লাস্টারে তীব্র কার্যকলাপ? টিএমএলএ ওয়েনা ! HuS.C. ইয়ে? 8, ভন'। H. Hoexsrna!, MLD. ক্ল্যাপেনস?, এলপি। Baruuencros® Hscent, 1.0.7 'ড্রফ্ট সংস্করণ নভেম্বর 12, 201%

SUBMILLIMETER IMAGING OF RCSJ022434-0002.5: INTENSE ACTIVITY IN A HIGH REDSHIFT CLUSTER? TMLA. Wena! HuS.C. Yee? 8, von’. H. Hoexsrna!, MLD. CLappens?, LP. Baruuencros® Hscent, 1.0.7 ‘Droft version November 12, 201%

line

image_303.jpg

¢ ~ 1 গ্যালাক্সি ক্লাস্টারের একটি রেডশিফ্ট দ্বারা আল দেখায় প্রস্তুত উল্লেখযোগ্য। তাদের স্থানীয় ডিসিন থেকে ভিন্ন- dants, তরুণ এবং আরও সক্রিয় সিস্টেমের নির্দেশক (c.g. Buicher & Ocmler 1984: van Dokkam ot al. 1999. 2001; দ্বারলানাথ ও ওয়েন 1999: Smail ct al. 1999) সেরা এবং অন্যান্য. 2002)। মাঠে কুঠার, এই সক্রিয়তার nmich- ity is dust enshrouded { Poggianti ct al. 1999: Smail et al 1999) এবং শুধুমাত্র অপটিক্যাল স্টাডিজ থেকে প্রাপ্ত সিদ্ধান্ত সম্ভাব্য বিভ্রান্তিকর বা এ. সেরা mcomplete. প্রকৃতপক্ষে. মাঝারি রেডশিফ্ট ক্লাস্টারগুলির সাম্প্রতিক পর্যবেক্ষণ (2 ~ Liynu-এ ISO সহ 0.2-0.4}, যা সরাসরি গরম করে

By a redshift of ¢ ~ 1 galaxy clusters show al ready significant. diffcrenees from their local deseen- dants, indicative of younger and more active systems (c.g.. Buicher & Ocmler 1984: van Dokkam ot al. 1999. 2001; Dwaralanath & Owen 1999: Smail ct al. 1999) Best et al. 2002). Ax in the field, nmich of this activ- ity is dust enshrouded {Poggianti ct al. 1999: Smail et al 1999) and conclusions drawn solely from optical studies are potentially misleading or at. best mcomplete. Indeed. recent observations of moderate redshift clusters (2 ~ 0.2-0.4} with ISO at Liynu, which directly sauples hot

line

image_3052.jpg

একটি সাম্প্রতিক, গুরুত্বপূর্ণ কাজ, ফিশার এবং ভ্যালেন্টি (2005) দেখিয়েছেন যে সমস্যা- একটি গ্রহকে হোস্ট করার ক্ষমতা হোস্ট নক্ষত্রের ধাতবতার সাথে কিউনাইট নাটকীয়ভাবে বৃদ্ধি পায় {প্রায় [Fe/H]'* হিসাবে, যেখানে [Fo/H] লোহার প্রাচুর্যকে পুনরুজ্জীবিত করে}। এই ফলাফল যদি পারে আলোচনার অধীন ধাতব পদার্থের সাথে এক্সট্রাপোলেট করা হবে, এটা বোঝায় যে গ্রহের গঠন আমরা যে ধরণের ডিস্ক বিবেচনা করছি তাতে অত্যন্ত দক্ষ হবে,

In a recent, important work, Fischer and Valenti (2005) have shown that the prob- ability to host a planet increases qnite dramatically with the metallicity of the host star {approximately as [Fe/H]'*, where [Fo/H] reprosents the iron abundance}. If this result can be extrapolated to the metallicities under discussion oro, it implics that planets formation would be highly efficient in disks of the kind we are considering,

line

image_3066.jpg

চিত্র ১। disteibucon বাম প্যানেল ibe ফলাফল দেখায় (অথবা Hu-অঞ্চল মডেল, সিলিকেট সহ Gwe PN মডেলের জন্য মধ্যম প্যানেল, এবং ভিলা প্যানেল গ্রাফাইট সহ PN মডেলগুলি। AU Tine Bux বৃষ্টি ধুলো ছাড়া বেস মডেলে সংকীর্ণ হয়। মেডেল সংখ্যা ভ্যান মোয়াট এট আল এর সারণি 4 এ সংজ্ঞায়িত করা হয়েছে। (2004)।

FIGURE 1. _ (van Hoof et al. 2004) The variation of the line ratio to If for selected emission lines as a function of the grain size disteibucon. The left panel shows ibe results (or the Hu-region models, the middle panel for Gwe PN models with silicate, and the vila panel far the PN models with graphite. AU Tine Bux rains ae narroatised to the base model without dust. The madels numbers ate defined in Table 4 of van Moat et al. (2004).

line

image_3068.jpg

উপলব্ধ কম্পিউটার শক্তি বাস cnormously বৃদ্ধি ফো-এর প্রথম প্রজন্মের বিকাশের পর থেকে দ্য সিক্সটিক্সের শেষের দিকে toionisation কোড। এই অনুমতি দিয়েছে আরো জটিল মডেল নির্মাণ. যে ধন্যবাদ এছাড়াও পারমাণবিক পদার্থবিদ্যার মহান অগ্রগতি, অন্তর্ভুক্ত হতে পারে আরও আয়ন, আরও ফ্রিকোয়েন্সি পয়েন্ট। আরো লাইন এবং আরো পারমাণবিক স্তর। তবুও। কিছু ব্যতিক্রম সহ। দ গোলাকার প্রতিসাম্যের ফান্ডারাক্যাটাল অনুমান বাস আল- উপায় রাখা হয়েছে। স্থানিকভাবে পুনরুদ্ধার করা চিত্রগুলিতে এক নজর হাই অঞ্চলের এবং PNe, যে চাপ দিয়ে সহজেই পাওয়া যায় আধুনিক যন্ত্র, অবিলম্বে যে প্রদর্শন করে এই বস্তুর চাপ খুব কমই অভিক্ষেপে বৃত্তাকার। প্রভাব উদীয়মান উপর gcometry এবং/অথবা deasity বিতরণ নির্গমন লাইন বর্ণালী কিছু ক্ষেত্রে নাটকীয়, এবং একটি অবাস্তব মডেল ভুল সনাক্ত করতে পারে- এনসিবুলার বৈশিষ্ট্যের জাতি (যেমন মৌলিক প্রাচুর্য) এবং/অথবা কেন্দ্রীয় তারকা প্যারাক্টার। যা বিভ্রান্তি সৃষ্টি করতে পারে- ing উপসংহার

Available computer power bas increased cnormously since the development of the first generation of pho- toionisation codes in the late sixtics. This has allowed the construction of more complex models. that. thanks also to the great advances in atomic physics, may include more ions, more frequency points. more lines and more atomic levels. Nevertheless. with a few exceptions. the fundaracatal assumption of spherical symmetry bas al- ways been retained. A glance at spatially resalved images of Hi regions and PNe, that arc readily obtainable with modern instrumentation, immediately demonstrates that these object arc rarely circular in projection. The effects of gcometry and/or deasity distribution on the emerging emission line spectrum are in some cases dramatic, and an unrealistic model may result in the incorrect detcrmi- nation of ncbular properties (e.g. elemental abundances) and/or central star pararacters. which may yield mislead- ing conclusions.

paragraph

image_3068.jpg

ফোটন অধ্যুষিত অঞ্চল (PDRs নামেও পরিচিত phorondissociation অঞ্চল) সমস্ত pho- এর সাথে যুক্ত টোজোনাইজড নীহারিকা। PNe সহ, যা অপটিক্যালি পুরু 13.6 eV বিকিরণ। যখন AV > সহ সমস্ত ফোটন 13.6cV শোষিত হয়েছে H প্রধান হয়ে ওঠে নিরপেক্ষ সাধারণভাবে পিডিআরের সূচনা চিহ্নিত করে (Ticlons & Hollenbach, 1985)। শাস্ত্রীয়ভাবে, দুটি পুনরায় জিওনগুলি বোকাকে আলাদা সমস্যা হিসাবে বিবেচনা করেছে। উভয় মধ্যে স্পেকট্রোস্কোপিক পর্যবেক্ষণের উপর ভিত্তি করে অভিজ্ঞতামূলক বিশ্লেষণের শর্তাবলী- পরিবেশন এবং সংখ্যাসূচক বিকাশের পরিপ্রেক্ষিতে কোড যে দুটি envi এর cithcr মডেল করতে সক্ষম হবে: রনমেন্টস বাস্তবে, একটি আলোকিত অঞ্চল এবং এর পিডিআর ঘনিষ্ঠভাবে মিলিত হয় এবং, তাই, একটি স্ব-সঙ্গতিপূর্ণ ক্যাল cululation বাঞ্ছনীয়। বিকিরণ ক্ষেত্রের উপর impinging একটি PDR প্রান্ত হয়. আসলে ফোটন ডিফুর ফলাফল আয়নযুক্ত অঞ্চলের মধ্য দিয়ে আয়ন। এবং স্বাভাবিকভাবেই গণনা করা হয়: একটি স্ট্যান্ডার্ড ফটোঅনশন কোড দ্বারা লেটেড, যদিও ক্লাসিক্যাল পিডিআর কোড সাধারণত টিট জি! একটি বিনামূল্যে পরামিতি হতে হবে মডেল থেকে নির্ধারিত। তাছাড়া কিছু মো গুরুত্বপূর্ণ আইআর ডায়াগনস্টিক ইউএসডিতে গ্যাসের বৈশিষ্ট্য একটি PDR চাপও আয়নিত অঞ্চলে আংশিকভাবে নির্গত হয়। এই ঘটনা। উদাহরণস্বরূপ, টন এর সমস্ত পরিবর্তনের জন্য যেমন 0°, C*, Si7। lonisation Potcatials (IPS) থাকা 13.6 eV এর চেয়ে কম। চিত্র 2 আয়নিসার একটি প্লট দেখায়- একটি H 11 অঞ্চলের tion গঠন এবং এর সাথে সম্পর্কিত PDR। সম্প্রতি Abel ct al দ্বারা গণনা করা হয়েছে। (2005)।

Photon Dominated Regions (PDRs also known as phorondissociation regions) are associated with all pho- tojonised nebulae. including PNe, that are optically thick to 13.6 eV radiation. When all photons with AV > 13.6cV have been absorbed H becomes predominant neutral. in gencral marking the beginning of the PDR (Ticlons & Hollenbach, 1985). Classically, the two re gions have boca treated as separate problemas. both in terms of empirical analyses based on spectroscopic ob- servations and in terms of the development of numerical codes that would be able to model cithcr of the two envi: ronments. In reality, a photoionised region and its PDR are closely coupled and, therefore, a self-consistent cal culation is preferable. The radiation field impinging on the edge of a PDR is. in fact. a result of photon diffu sion through the ionised region. and is naturally calcu: lated by a standard photoiontsation code, whilst classical PDR codes generally teat Gy! as a free parameter to be determined from the model. Moreover, some of the mos important IR diagnostics uscd to characterise the gas in a PDR arc also Partially emitted in the ionised region. This is the case. for example, for all transitions of ton such as 0°, C*, Si7. having lonisation Potcatials (IPS lower than 13.6 eV. Figure 2 shows a plot ofthe ionisa- tion structure of an H 11 region and its associated PDR. as recently calculated by Abel ct al. (2005).

paragraph

image_3076.jpg

বিশদ বিশ্লেষণের সাপেক্ষে সূর্যের দাগটি বরং অনিয়মিত (sce চিত্র 1) এবং দুটি প্রদর্শন করে মূল ছাতার সংলগ্ন স্বতন্ত্র ছাতার কোর, তাদের মধ্যে একটি, মূল ছাতার উপরে চিত্রটি, তার নিজস্ব পেনাম্ব্রা দ্বারা বেষ্টিত। অন্যান্য umbral কোর প্রায় একত্রিত করা হয় প্রধান umbra এবং একটি ম্লান আলো দ্বারা পৃথক করা তার বাম দিকে দৃশ্য করা হয়. সেতু, ব্যাখ্যা সোকাস-নাভারো ওট আল দ্বারা বিকাশিত স্টোকস ইনভার্সন কোড ব্যবহার করে ডেটারটি করা হয়েছিল (2000) uon-LTE তে গঠিত বর্ণালী রেখার জন্য, কোডটি এর ডোপথ স্তরবিন্যাস অনুমান করে temperatnre, লাইন-অফ-সাইট ভেলোসিটি অড ম্যাগুটিক ফিল্ড ভেক্টর যা একটির জন্য সেরা ফিট দেয় স্টোকস স্পেকট্রার বিশেষ কিছু। ফটোস্ফিয়ারিক Fo Ca লাইনের ডানাগুলিতে মিশে যায় এছাড়াও ক্যাডে দ্বারা অনুপস্থিত, সমগ্র বায়ুমণ্ডলের একটি সম্পূর্ণ সংযুক্ত ছবি প্রদান করে নিম্ন ফটোস্ফিয়ার থেকে ক্রোমোস্ফিয়ারে।

The sunspot subject to detailed analysis is rather irregular (sce Fig 1) and exhibits two distinct umbral cores adjacent to the main umbra, One of them, above the main umbra in the figure, is surrounded by its own penumbra. The other umbral core is almost merged with the main umbra and is scen to its left separated by a faint light. bridge, The interpretation of the data was done using the Stokes inversion code developed by Socas-Navarro ot al (2000) for spectral lines formed in uon-LTE, The code infers the dopth stratification of the temperatnre, line-of-sight velocity aud maguctic field vector that yields the best fit to a particular sot of Stokes spectra. The photospheric Fo blends in the wings of the Ca lines are also compnted by the cade, providing a fully connected picture of the whole atmosphere from the low photosphere to the chromosphere.

line

image_3076.jpg

উপরে বর্ণিত বিশদ বিশ্লেষণের জন্য সম্পূর্ণ ম্যাগুয়েটিক এর একটি 3D পুনর্গঠন প্রয়োজন সক্রিয় অঞ্চলে ক্ষেত্র ভেক্টর। চিত্র 1 বড় smnspot এ চৌম্বকীয় কাঠামো দেখায়, এটিকে ডিস্ক সেন্টার অডে প্রজেক্ট করার পর চৌম্বকীয় ফিক্লড সৌরতে রূপান্তরিত হয় রেফারেন্স ফ্রেম। (পর্যবেক্ষক ফ্রেমে) আজিমুথের 180-ডিগ্রেকের অস্পষ্টতা সমাধান করা হয়েছে সৌর স্থানাঙ্কে রূপান্তরিত হলে একটি আরও রেডিয়াল ফিক্লডের ফলাফলের মান বাছাই করা ফ্রেম একটি ধারাবাহিকতা পরীক্ষা হিসাবে, আমরা প্রলোভন জুড়ে ক্ষেত্রের বিচ্যুতি মেনে নিয়েছি প্রতিটি মাত্রা 1.6 মিনিট বাক্স ব্যবহার করে মানচিত্র B/t (বাক্সের দৈর্ঘ্য দ্বারা ভাগ করা ক্ষেত্রের মাত্রা) এর সাথে সিনল গড় নিরঙ্কুশ মান 1.89%। এই যুক্তি, সেইসাথে স্থানিক সমন্বয় প্রাপ্ত resnlts (মনে রাখবেন যে cach pixcl স্বাধীনভাবে উল্টানো হয়েছিল), দৃঢ়ভাবে সমর্থন করে

The detailed analysis outlined above prodneed a 3D recoustruction of the full maguetic field vector in the active region. Figure 1 shows the magnetic structure in the large smnspot, after deprojecting it to disk center aud with the magnetic ficld transformed to the solar reference frame. The 180-degrec ambiguity in the (observer frame) azimuth was resolved hy picking the value that results in a more radial ficld when converted to the solar coordinate frame. As a consistency test, we compnted the divergence of the field across the entice map using boxes of 1.6 Min iu each dimension, It was fonnd that the divergence is always sinall compared to B/t (the magnitude of the field divided by the length of the box), with an average absolnte value of 1.89%. This argument, as well as the spatial cohereuce of the resnlts obtained (recall that cach pixcl was inverted independently), strongly supports the

line

image_3204.jpg

A. আলোর দ্বারা কণার মিথস্ক্রিয়া বিশ্লেষণ এবং 'ছোট-কোণ এক্স-রে সিলারিং

A. Analysis of particle interaction by light and ‘small-angle x-ray seallering

line

image_3204.jpg

ঘনত্ব পরিমাপগুলি পাতলা সোহিশনে করা হয়েছিল ux- ing 2 DMA 60 যন্ত্রপাতি Paar, Graz, Ansteia দ্বারা সরবরাহ করা হয়েছে। এটি ডিস-এর জন্য 2.42 + 0.12 গ্রাম/সেমি ভরের ঘনত্ব দিয়েছে। সমাধান করা Lapouite কণা। প্রতিসরণ সূচক বৃদ্ধি রেফ্রাক্টোমিটার আলফিয়া-রেফ টাইপ ব্যবহার করে পরিমাপ করা মোম 1টি যন্ত্রপাতি SLS-Systemtechnik দ্বারা সরবরাহ করা হয়েছে (ফ্রেইবার্গ, জার্মানি) যন্ত্রপাতির তরঙ্গদৈর্ঘ্যে কাজ করে স্ট্যাটিক লাইট সিটারিন ব্যবহার করে (632.8 um)।

Density meaxuremeuts were done in dilute sohitions ux- ing 2 DMA 60 apparatus supplied by Paar, Graz, Ansteia. This gave a mass density of 2.42 + 0.12 g/cm for the dis- solved Lapouite particles. The refractive index increment wax measured using the Refraktometer alphia-Ref Typ 1 apparatus supplied by SLS-Systemtechnik (Freiburg, Germany) operating at the wavelength of the apparatus using for static light seatterine (632.8 um).

line

image_3204.jpg

যেখানে A, ix কণার gyration ব্যাসার্ধ। £n(q} মে হেনি সে এক্সট্রাপোলেটেড q = 0। সাধারণভাবে। একটি প্লেটলেট রেডিন এবং এবং পুরু-এর একটি বৃত্তাকার ডিস হিসাবে মডেল করা যেতে পারে- ness E. এলোমেলোভাবে ভিত্তিক মনোডিসপারস প্লেটলেটগুলির জন্য আমরা আছে [40]

where A, ix the radius of gyration of the particles. £n(q} may henee he extrapolated to q = 0. In general. a platelet can be modelled as a circular dise of radins & and thick- ness E. For randomly oriented monodisperse platelets we have [40]

line

image_3230.jpg

স্বীকৃতি

Acknowledgments

line