Datasets:
bjoernp
/
gaps_jpn

Dataset card Data Studio Files
xet
Community
sentences
stringlengths
1
233k
sentences_jp
stringlengths
1
7.68k
[ fig : lcurve ] ) , therefore further confirming this scenario ( see [ secswift ] ) .
図: 曲線) で,このシナリオがさらに確認されている ([ secswift ] を参照).
we accumulated all data that are quasi - simultaneous to observations and we created a combined `` hard state '' and `` soft state '' spectrum ( summing all isgri and jem - x spectra from revolution 1643 - 1648 and 1649 - 1652 , corresponding to mjd 57429 - 57441 and 57443 - 57453 , respectively ) .
観測に準同時に対応する全てのデータを集めて, 硬質状態と軟質状態のスペクトル (それぞれ57429-57441,57443-57453のmjdに対応する, 1643~1648,1649~1652のISGRIとJEM-Xスペクトルの合計) を組み合わせた.
we then performed a broad - band fit by considering these and spectra .
波長とスペクトルを考慮して 広帯域のフィットを行いました
as already clear from the analysis of the and data , a single component emission model is not an adequate description of the emission of ( see [ sec - xmm - meanspec ] and [ secswift ] ) .
単一構成要素の排出モデルでは, ([ sec - xmm - meanpec ] と [ secswift ] を参照) の排出量を十分に記述できないことが, 単一構成要素の排出モデルによる排出量を分析した結果明らかになった.
therefore , we began by applying the best fit double component models fitting the spectrum ( see tab .
したがって,まずはスペクトルに最も適した二重構成モデル (タブを参照) を適用しました.
3 ) to the soft state cumulative and spectra .
3 ) のソフト状態の累積とスペクトルに変換する.
in all models that we explored , we applied an inter - normalisation factor ( see tab .
分析したすべてのモデルでは,インターノーマライゼーション因子 (タブを参照) を適用した.
[ integr ] ) between the different instruments .
異なる金融機関間の [ 統合 ] 関連性.
we first considered the absorbed double thermal component ( cons*abs*(diskbb+bbody ) , see model 4 in tab .
まず,吸収された二重熱成分 (cons*abs*(diskbb+bbody) を検討した.タブのモデル4を参照.
[ double ] ) .
オーケー オーケー
this model ( see [ sec - xmm - meanspec ] and tab .
このモデル ([ sec - xmm - meanspec ] と tab を参照してください.
[ double ] ) , being composed by two thermal components peaking below 2 kev , predicts very little emission above @xmath142 kev .
2kV以下でピークを記録する2つの熱成分から構成され, @xmath142kV以上の放射はほとんどないと予測しています.
on the contrary , even in the soft state , emits significant radiation above 20 kev .
逆に 柔らかい状態でも 20kV以上の 放射能を放出します
to try to reproduce the hard x - ray emission , this model increases the best fit temperature of the disc black body component and lowers the disc inner radius to unrealistic values .
このモデルは,ディスクのブラックボディの 最適温度を上げ,ディスクの内半径を非現実的な値に 下げています.
indeed , the best fit temperature is @xmath143 kev and the inner disc radius is @xmath144 km , the latter being too small for either a ns or a bh .
実際 最適な温度は @xmath143 kevで 内盤半径は @xmath144 kmで 後者はNSやBHには小さすぎる
for this reason we rule out this model .
このモデルを排除する理由です
we then tested the absorbed black body plus comptonisation component ( cons*abs*(bbody+nthcomp ) , model 1 in in tab .
吸収された黒い体とコンポニゼーションコンポーネント (cons*abs*(body+nthcomp) をテストした.
[ double ] ) as well as the absorbed disc black body plus comptonisation component ( cons*abs*(diskbb+nthcomp ) model 2 in tab .
吸収ディスクブラックボディとコンポムニゼーションコンポーネント (cons*abs*(diskbb+nthcomp) のモデル2はタブに記載されています.
[ double ] ) .
オーケー オーケー
incidentally , we note that even adding the data , the energy of the cutoff in the electron distribution is unconstrained ( @xmath145 kev ) .
電子分布の切断のエネルギーは制限されない (xmath145 kev)
therefore we fix this value to 50 kev , as in the previous fits ( [ sec - xmm - meanspec ] and tab .
したがって,この値を 50 kev に固定します. 前回の fits ([ sec - xmm - meanpec ] と tab のように.
[ double ] ) .
オーケー オーケー
both these thermal plus comptonisation models provide a good description of the data ( @xmath146 for 331 dof , @xmath147 for 331 dof , respectively ) .
この2つの熱加算モデルでは,データについてよく説明できます (それぞれ331 dofの @xmath146,331 dofの @xmath147).
we note that the best fit parameters of the absorber , black body and disc black body components are consistent with the ones obtained by fitting the higher statistics spectrum alone ( see tab .
吸収器,ブラックボディ,ディスクブラックボディの部品の最適フィットパラメータは,上位統計スペクトルのみをフィットすることで得られたものと一致していることに注意します (タブを参照).
[ double ] ) .
オーケー オーケー
however , the addition of the data allows us to obtain now more reliable constraints on the parameters of the comptonisation component .
しかし,データを追加することで,計算構成要素のパラメータのより信頼できる制約を得ることができます.
in particular , the photon index of the comptonisation component ( @xmath148 ) is now consistent with the values typically observed in accreting compact objects .
特に,コンポニズーションコンポーネントの光子指数 (xmath148) は, 積層するコンパクトな物体で通常観測される値と一致しています.
moreover , the detection of x - ray emission up to @xmath2 kev , allowed us to rule out that the soft state emission is only composed by a combination of pure thermal components .
さらに, @xmath2 kevまでX線放射の検出は, ソフト状態の放射は純粋な熱成分の組み合わせによってのみ構成されていることを排除することを可能にしました.
we then also fitted the combined hard state spectrum ( see fig .
組み合わせた硬質スペクトルも取り入れました (図を参照).
[ fig : spectra ] ) .
想像してみてください
the broad band spectra can be fit by an absorbed comptonisation component plus either a black body or a disc black body ( see models 1h and 2h in tab .
ブロードバンドスペクトルは,吸収コンポニズーションコンポーネントとブラックボディまたはディスクブラックボディで取り付けることができます (タブのモデル1hと2hを参照してください.
[ integr ] ) .
整合する
none of these two models provide a completely acceptable fit ( @xmath149 for 552 dof and @xmath150 for 552 dof , respectively ) .
この2つのモデルでは完全に適合しない (それぞれ552 dof の @xmath149 と552 dof の @xmath150).
we attribute this to the strong spectral and flux evolution ( e.g.
波長と流動の進化 (例えば
, variation in photon index ) observed during the hard state ( see [ secswift ] ) , that can not be properly taken into account by the fit of these combined spectra .
固体状態 ([ secswift ] を参照) 中の光子指数) の変動が,これらの組み合わせたスペクトルの適合によって適切に考慮されることができません.
therefore , we refrain the reader from extracting too detailed information from these spectra .
読み手は 詳細な情報を 抽出しないようにしています
it is clear , however , that the hardness ratio changed by a factor of @xmath151 between the hard ( @xmath152 erg @xmath5 s@xmath6 , @xmath153 erg @xmath5 s@xmath6 ) and soft ( @xmath154 erg @xmath5 s@xmath6 , @xmath155 erg @xmath5 s@xmath6 ) state ( see fig .
しかし,硬度比は,硬度 (xmath152 erg @xmath5 s@xmath6, @xmath153 erg @xmath5 s@xmath6 ) と柔らかさ (xmath154 erg @xmath5 s@xmath6, @xmath155 erg @xmath5 s@xmath6 ) の状態の間に @xmath151 の因数で変化していたことが明らかである (図参照).
[ fig : spectra ] ) .
想像してみてください
this reinforces the interpretation that the source underwent a state change during the monitored period .
これは, 監視期間中に 源が状態変化したとの解釈を 強化する.
c c c c c c + & & + & & & & & + model & ( 4s ) & ( 1s ) & ( 2s ) & ( 2h ) & ( 1h ) + @xmath44 & @xmath156 & @xmath157 & @xmath158 & @xmath159 & @xmath160 + @xmath52 & @xmath161 & @xmath162 & & & @xmath163 + @xmath54 & @xmath164 & @xmath165 & & & @xmath166 + @xmath57 & @xmath167 & & @xmath168 & @xmath169 & + @xmath59 & @xmath170 & & @xmath171 & @xmath172 & + @xmath46 & & @xmath173 & @xmath173 & @xmath174 & @xmath175 + @xmath79 & & @xmath176 & @xmath177&@xmath178 & @xmath179 + @xmath180 & @xmath181 & @xmath182 & @xmath182 & @xmath183 & @xmath184 + @xmath185 & @xmath186 & @xmath187 & @xmath188 & @xmath189 & @xmath190 + @xmath191 & @xmath192 & @xmath193 & @xmath194 & @xmath195 & @xmath196 + @xmath50 & 369.5 / 331 & 357.0 / 331 & 355.9 / 331 & 648.9 / 552 & 659.2 / 552 + the location of was observed with the gamma - ray burst optical near - infrared detector ( grond ; greiner et al .
観測&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&
2008 ) mounted at the mpg / eso 2.2 m telescope in la silla , on 2016 febuary 19.35 ut .
レーベルは2016年2月19日,ラ・シルラにあるMPG/ESO 2.2m望遠鏡に設置された.
observations were obtained simultaneously in the j , and h photometric bands for 640 s integration time each , r@xmath197 , i@xmath197 , z@xmath197 , j , h , k. due to the extreme galactic foreground reddening affecting the optical bands and saturation affecting the k - band , only the j and h band data are discussed here . ]
観測は同時に j, h 光学帯でそれぞれ640秒の統合時間, r@xmath197, i@xmath197, z@xmath197, j, h, k で得られた.光学帯に影響する銀河前面の赤みが極端で, k-帯に影響する飽和が強いため, j と h 帯のデータのみがここで議論されている. ]
.
やってみよう
the data were reduced with the standard tools and methods as described in krhler et al .
標準的なツールと方法を使ってデータを縮小した.
the photometry was measured from circular apertures with radii corresponding to the image full width at half maximum ( @xmath198 in j and @xmath199 in h ) and calibrated against 2mass stars in the same field .
光測定は半径が半最大で画像の全幅に相当する円形の光孔から測定され (jで @xmath198 とhで @xmath199) 同じフィールドの2質量星に対して校正されました.
a single bright source , reported also by masetti et al .
マセッティ等によって報告された 単一の明るい源です
( 2016 ) from archival vvv imaging , is seen at the x - ray position .
画像は 画像の位置から撮ったものです
the apparent aperture magnitudes ( in the vega system ) are @xmath200 and @xmath201 .
表面的な光度数は (ベガ系では) @xmath200 と @xmath201 です.
the location of the new transient was also contained in a series of 15 grond observations obtained on 2015 april 26.35 - 26.42 ut when monitoring another galactic center transient .
銀河の中心にある別のトランジエンタを観測した際の観測結果です
no variability was found for the bright near - ir source in the j or h band during this set of observations and the median magnitudes of @xmath202 ( seeing @xmath198 ) and @xmath203 ( @xmath204 ) are consistent within errors with the post - outburst measurements .
この観測のセットでは j または h 帯の明るい近距離光源の変動は見つかりませんでした.そして @xmath202 (見 @xmath198 ) と @xmath203 (見 @xmath204 ) の中間値は,噴出後の測定値の誤差に一致しています.
the near - ir source density at the position of the transient is very high and grond photometry corresponds with the co - addition of the flux of all sources within the aperture .
瞬時の位置での近 IR 源の密度は非常に高く,グラウンド光度測定は,アプチャーの内のすべての源のフルスを併算する.
therefore , we can only conclude , that the brightest source within the error circle , dominating the total emission , remained constant between the pre- and post - outburst observations and none of the fainter objects brightened to a level where it would increase the overall emission within the aperture by more than 0.1 magnitude .
誤差の円の中で最も明るい光源が 観測前と観測後の間には一定であり 弱く見える物体はどれも 観測前と観測後の間には一定であり
the gc is routinely observed with adaptive optics using at the vlt ( see gillessen et al .
標準的に,高周波で適応光学で観測される (Gillessen et al.を参照).
2009 for a description of the program and data reduction ) .
プログラムとデータ削減の説明を 参照してください).
figure [ naco ] shows a stacked k band image from archival ( pre - outburst ) observations .
図 [ naco ] はアーカイブ (爆発前) の観測から k 帯の画像を積み重ねています.
besides the bright source dominating the grond photometry , multiple fainter objects are resolved either inside or in the close proximity to the error region ( black circle ) .
グラウンド光度測定を支配する明るい光源に加えて,複数の弱体な物体はエラー領域 (黒い円) の内側またはその近くで解像されます.
for the bright source ( see fig .
輝く泉 (図を参照).
[ naco ] ) we measure magnitudes of @xmath205 and @xmath206 while , for comparison , the fainter star ( indicated with 2 in fig .
比較のために,より弱く見える星 (図2で示されている) の2つの大きさを測定します.
[ naco ] ) has @xmath207 and @xmath208 .
ビデオの2つの要素は
the mpe - ir group obtained new data on 2016 march 16 .
MPE-IRグループは2016年3月16日に新しいデータを取得しました.
no significant variation in brightness of any of the sources within the error circle is observed ( gillessen private communication ) .
誤差の円内のどの源の明晰度にも大きな変化が観測されない (Gillessen プライベート通信).
the probability of having such a bright star within the error circle of @xmath209 arcsec@xmath210 can be computed from number of stars with @xmath211 mag within an annulus centred on and with inner and outer radii of @xmath212 arcsec and @xmath213 arcsec , respectively .
@xmath209 弧秒 @xmath210 の誤差の円内にこのような明るい星がある確率は, @xmath211 弧秒と @xmath213 弧秒の内半径と外半径を中心とした円周内の @xmath211 磁力を持つ星の数から計算できます.
this annulus includes the position of the putative near - ir counterpart .
この円は 推定の近距離対照の位置を含んでいます
the observed surface density within the annulus is 0.032 stars arcsec@xmath214 implying a chance coincidence probability of @xmath123 % of finding a source with @xmath211 mag within the error circle , i.e.
観測された表面密度は0.032星 arcsec@xmath214で 誤差の円内にある @xmath211magの源を見つける確率は123%である
that the bright source is not associated with the the x - ray transient .
照明源はX線の 短暫の光と関連していない
using the average reddening towards the galactic center of @xmath215 mag ( fritz et al .
@xmath215 magの銀河中心の平均赤みが使用された (Fritz et al.
2011 ) , the absolute k - band magnitude is @xmath216 .
2011年) の絶対 k-バンドの大きさは @xmath216 です.
the star spectroscopically shows the co band heads in the k - band , which excludes stars hotter than spectral class f ( wallace & hinkle 1997 ) .
恒星は光譜学的に,光学クラスf (Wallace & Hinkle 1997) より熱い恒星を除く k-帯のコバンドヘッドを示しています.
the absolute magnitude would suggest it to be a late type giant or super giant .
絶対的な大きさは 遅いタイプの巨人か超巨人だと示唆する
we report the identification of a new accreting x - ray binary , and results from the early phases of its x - ray emission evolution .
新たに増殖するX線バイナリの 発見と報告します そしてそのX線放射進化の初期段階の 成果です
reached a peak flux at an absorbed value of @xmath217 erg @xmath5 s@xmath6 in the 2 - 10 kev band .
2 - 10 kev帯の吸収値 @xmath217 erg @xmath5 s@xmath6 でピークフルースを達成した.
during the observation , shows an absorbed and un - absorbed 2 - 10 kev flux of @xmath218 and @xmath219 erg @xmath5 s@xmath6 , respectively , that corresponds to @xmath220 erg @xmath5 s@xmath6 in the 0.1 - 10 kev band .
観測中に吸収された2 - 10 kevの流動 @xmath218と @xmath219 erg @xmath5 s@xmath6が,それぞれ吸収され,吸収されないことが示され,これは 0.1 - 10 kev帯域の @xmath220 erg @xmath5 s@xmath6 に対応する.
during the observation , showed an observed 2 - 10 kev luminosity of @xmath221 erg s@xmath6 and an un - absorbed luminosity of @xmath222 erg s@xmath6 in the 0.1 - 10 kev band .
観測中に観測された2 - 10 kevの輝度 @xmath221 erg s@xmath6と0.1 - 10 kevの帯域で吸収されていない輝度 @xmath222 erg s@xmath6を示した.
therefore , if is a ns with @xmath223 , the observed luminosity is @xmath224 % of the eddington limit during the observation ( @xmath225 % if is a bh ) .
したがって, if は @xmath223 と ns で,観測された明るさは,観測中のエディントン限度 @xmath224 % です (bh が @xmath225 % である場合).
given these luminosities , does not belong to the class of faint x - ray transients ( wijnands et al .
これらの光度を考えると, 弱 X線トランジエンタのクラスには属さない (wijnands et al.
2006 ) .
2006年) に基づいている.
we point out that is located at less than 16 arcsec from ( the supermassive bh at the gc ) , less than 17 arcsec from ( rea et al .
超大質量ビハから16 弧秒未満 (Gc) 位置にあると指摘します
2013 ; mori et al .
2013年; モリ et al.
2013 ; coti - zelati et al .
2013年; coti- zelati et al. 論文を掲載した
2015 ) and less than 1.7 arcmin from the neutron star low mass x - ray binary ax j1745.6 - 2901 ( ponti et al .
2015年) と中性子星から1.7アークミンの距離にある低質量X線二重星ax j1745.6 - 2901 (ponti et al.
2015 , 2016 ) , therefore it lies in the field of view of all observations pointed to one of these sources ( ponti et al .
参照している) の観点から,これらの情報源のいずれかに指さるすべての観測の範囲内にある (ponti et al.
2015a , b , c ; 2016 ) .
2015a,b,c, 2016年) について
no evidence for previous outbursts of is present in the , and archive ( degenaar et al .
記録には過去 暴発の証拠はない (Degenaar et al.
2012 ; ponti et al .
2012年; ポンティ et al.
2015a , b ) .
2015a, b) について
we compute the upper limit on the x - ray emission of during quiescence by stacking all acis - i observations between 1999 and 2011 , for a total exposure of @xmath226 ms .
静止中のX線放射の上限を計算します 1999年から2011年の全てのACIS-I観測を積み重ねて 合計226秒の露出を計算します
we observe 54 counts within @xmath227 from the position of , in the 0.5 - 10 kev band .
位置から54の電流を観測しました 0.5 - 10KVの帯域です
this translates in a @xmath228 % upper limit of @xmath229 cts s@xmath6 ( gehrels 1986 ) .
これは,xmath228% の上限値である.
assuming the quiescent spectrum of is described either by an absorbed ( @xmath14 @xmath5 ) power law ( with spectral index @xmath230 ) or a black body ( @xmath231 kev ) this can be translated into an un - absorbed luminosity of @xmath232 erg s@xmath6 or @xmath233 erg s@xmath6 .
静止スペクトルが吸収された (xmath14 @ xmath5 ) 功率法 (スペクトル指数 @ xmath230 ) またはブラックボディ (xmath231 kev) によって記述されていると仮定すると,これは @ xmath232 erg s@ xmath6 または @ xmath233 erg s@ xmath6 の非吸収光度に変換できます.
this upper limit on the quiescent x - ray luminosity is consistent with both a ns or bh origin of ( narayan et al .
この静止時のX線光度上限は,n 式とb 式の両方とも一致する (Narayan et al.
1997 ; garcia et al .
1997; ガーシア et al.
2001 ; rea et al .
2001; rea et al. ローラ・エール
2011 ; armas padilla et al .
2011年; アーマス・パディラ et al.
2014 ) .
関連 関連 関連
radio observations did not detect either a steady or periodic counterpart to .
観測は安定した 周期的な対照を検出できませんでした
steady emission is expected under two scenarios .
安定した排出量は2つのシナリオで予想されます.
first , the fundamental plane of bh activity can be used to predict the radio luminosity under the assumption that the system is in the low hard state ( plotkin et al .
まず, 基本的BH活動平面は, システムが低硬度状態にあるという前提のもと, 放射性輝度を予測するために使用できます (Plotkin et al.
for a 10 @xmath234 black hole with the unabsorbed x - ray luminosity observed by , we predict a radio flux density of 6 mjy .
観測されたX線の吸収されていない光の 10 @ xmath234のブラックホールには, 放射流密度が6mJYと予測されます.
the scatter in the fundamental plane is approximately an order of magnitude so that values as high as 100 mjy are possible .
基本平面での分散はおよそ1次元の大きさなので 100mJyの値も可能である.
the imaging non - detection with an rms of 6 mjy , thus , can neither rule out nor confirm the presence of a jet in this system .
画像の検出不能は 6MJYのRMSで, 排除することも確認することもできません このシステムにジェットがあること