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this is significantly higher than the 5 - 15% figure in the milky way - based on the l01 catalog and harris ( 1996 ) gc distances , with the variation due to how transient sources are counted - but smaller than the @xmath470% measured in ngc 1399 ( a01 ) .
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これは,銀河系における 5~15% の値より 大きく高い -- これは,銀河系における 1・01カタログと ハリス (1996年) の距離に基づいている -- 短時間的な光源の計算方法による変動がある -- しかし,NGC 1399 (a01 ) で測定された @xmath470% より小さい.
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the fraction of lmxbs in gcs and other associated numbers reported here represent
snapshot " values at the observational epoch .
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ここで報告されているgcsの lmxbsの分数と他の関連数は,観測期における"スナップショット"値を表しています.
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while it is possible that there are underlying populations of long - lived transients in the field or gcs , the instantaneous values are central to addressing scientifically interesting issues such as the importance of lmxbs to the x - ray emission from galaxies , their effect on x - ray background measurements and the significance of gcs to these values .
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フィールドやgcsに長生きしたトランジタの基礎的な集団がある可能性はありますが,瞬間の値は,銀河からのX線放射に対するlmxbsの重要性,X線背景測定への影響,これらの値に対するgcsの重要性などの科学的に興味深い問題を扱う上で中心的です.
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hence it appears that at present gcs are the dominant sites for lmxb formation in early type galaxies , in consonance with the suggestion of white , sarazin & kulkarni ( 2002 ) .
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初期のタイプの銀河の形成の主要な場所であると思われる. これはホワイト, サラジン, クルカルニの提案と一致している (2002年).
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thus , it is vitally important to study the gc - lmxb connection in these galaxies .
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銀河のGc-LMXBの 接続を研究することが非常に重要です
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although the fraction of lmxbs in gcs is different across galaxy types , the fraction of gcs hosting lmxbs is remarkably similar in all galaxies studied to date .
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銀河の種類によって 異なるが 銀河の1つの銀河に 1つの銀河が宿っているのには 驚くほど似ている
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approximately 4% of ngc
4472 gcs host l@xmath0@xmath110@xmath2 erg s@xmath3 lmxbs , compared to about 4% in ngc 1399 ( a01 ) , @xmath42 - 3% in m31 ( using distefano et al .
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ゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノムゲノム
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2002 and barmby & huchra 2001 ) , and 1 - 4% in the galaxy ( using liu et al .
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銀河系では1%から4%まで (Liu et al.
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2001 and harris 1996 ) .
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及び ハリス 1996 ).
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thus the formation efficiency of lmxbs in gcs must be strongly driven by the properties of gcs , rather than that of the host galaxy .
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宿主銀河の特性が 強く影響しているはずである.
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the color distribution of the ngc 4472 gcs is clearly bimodal ( fig .
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色の分布は明らかに二模様である (図).
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2 ) , with a population of blue , metal - poor gcs , and one of red , metal - rich gcs , as found in most other ellipticals ( e.g.
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2 ) の青色で金属が少ないGcと赤色で金属が豊富なGcの集団があり,他のほとんどの円形 (例えば
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zepf & ashman 1993 , kw01 ) .
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ゼッフとアシュマン 1993年, kw01 )
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kmm mixture modeling tests ( ashman , bird & zepf 1994 ) reveal a blue peak at v - i=0.98 and a red one at v - i=1.23 , with a dividing color of v - i=1.10 .
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kmm混合モデル化試験 (Ashman, Bird & Zepf 1994年) は,v-i=0.98で青いピークとv-i=1.23で赤いピークを明らかにし,その分断色はv-i=1.10である.
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one of the more striking results ( fig .
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注目すべき結果の一つ (図.
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2 ) is that there are 3.3 times as many lmxbs in red gcs as there are in the blue .
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青の3倍と赤の3倍です. 青の2倍と赤の3倍です.
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even after accounting for the slightly larger number of red gcs , the overabundance factor is still @xmath42.7 .
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赤のGCSの数が少し多いことを考慮しても 過剰な要素は @xmath42.7です
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previous observations of galactic gcs have also showed such a trend ( e.g.
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銀河系銀河の以前の観測も同様の傾向を示した (例えば,
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bellazzini et al .
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ベラッツィニ ほか
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1995 ) , although small number statistics make it difficult to disentangle it from other gc properties such as distance from the center of the galaxy .
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銀河の中心からの距離などの他のgc特性から解き放つのは難しい.
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the top panel of fig .
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上の板のフィギュア
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2 also suggests a tendency for more efficient lmxb formation in gcs in the inner region .
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内部領域のGCSでより効率的なLMXB形成の傾向を示唆しています.
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the lower panel of fig .
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低層のフィギュア板
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2 clearly shows that lmxbs are formed preferentially in the brightest gcs .
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明らかに lmxbsは最も明るいgcsで好ましい形成されていることを示しています.
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this effect is actually even stronger than indicated when one considers that the faint end of the globular cluster luminosity function ( gclf ) has not been corrected for incompleteness .
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この効果は,球状群の光度関数 (gclf) の弱点の部分が不完全で修正されていないことを考えると,実際は示されたよりもさらに強い.
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figure 2 also suggests that smaller gcs are favored lmxb hosts .
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図2は,小さなGCSが好ましいLMXBホストであることを示唆しています.
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thus , each of these variables could provide the physical environment that promotes lmxb formation in gcs .
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物理的な環境が提供され 形成が促進される
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in order to better understand the relative importance of each of these factors we turn to discriminant analysis ( da ) .
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これらの各因子の相対的重要性をよりよく理解するために,差別分析 (da) に目を向ける.
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da is used to weight and combine the discriminating variables in such a way that the differences between pre - defined groups are maximized ( e.g.
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daは,事前に定義されたグループ間の差を最大化するように,差別変数を重み付け,組み合わせるのに使用されます (例えば,
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antonello & raffaelli 1983 ) .
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アントネロとラファエッリ 1983年)
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thus each data point
is assigned a discriminant score of the form @xmath19 where f is the discriminant score , @xmath20 is the weighting coefficient for variable i , and @xmath21 is the i@xmath22 discriminating variable , such that the distribution of discriminant scores of the pre - defined groups is maximally separated along the axis of this new composite variable .
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したがって,各データポイントに @ xmath19 の形式の差別分数が割り当てられ, f は差別分数, @ xmath20 は変数 i の加重係数, @ xmath21 は i@ xmath22 の差別分数,つまり,事前に定義されたグループの差別分数分布は,この新しい複合変数の軸に沿って最大分離されます.
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the absolute values of the standardized coefficients , @xmath20 , reveal the relative importance of the associated discriminating variables .
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標準化された係数の絶対値 @xmath20 は,関連した差別変数の相対的重要性を明らかにします.
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in certain cases , where the discriminating variables may be correlated , the absolute value of the structure coefficients - which are the correlations of each variable with the discriminant function - may give better estimates of the significance of each of the variables .
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差別変数が相関している場合,それぞれの変数と差別関数の相関である構造係数の絶対値は,それぞれの変数の重要度をより正確に推定することができる.
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using the spssv10 package we performed da on the lmxb and non - lmxb gc populations with v , v - i , r@xmath17 and distance from the center of the galaxy as the variables .
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spssv10 パッケージを使って lmxb と lmxb ではない gc 集団で V, V-I, r@xmath17 と 銀河の中心からの距離を変数として DA を実行しました
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the standardized coefficients and structure coefficients ( within brackets ) for selected tests are presented in table 1 .
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標準化された係数と構造係数 (括弧内) は,選択された試験の表 1 に示されています.
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since da is a linear method , we tested the importance of gc size by using r@xmath17 , r@xmath23 and log(r@xmath17 ) in turn .
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daは線形なので,r@xmath17,r@xmath23,log(r@xmath17 ) を順番に用いることで gcの大きさの重要性を検証した.
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we report only the r@xmath17 analysis , which consistently assigns the most power to the size parameter .
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サイズパラメータに最も大きな力を割り当てている r@xmath17 解析のみを報告します
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two random variables , a gaussian , and a uniform distribution are also used to gauge the significance of the results .
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ランダムな変数であるガウス分布と 均一分布も データの重要度を測るのに用いられます
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fig .
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ツキ
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3 shows the success of da in separating the two populations .
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3はダが2つの集団を 分離した成功を示しています
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da of the entire sample clearly shows that the luminosity of a gc is the most important factor that drives lmxb formation in gcs .
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明らかにGcの輝度が GCのLMXB形成を 駆動する最も重要な要因であることを示しています
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color and distance appear to be equally important secondary factors that drive lmxb formation , with size providing a much weaker discriminant .
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色の差と距離は同じくらい重要な二次要因で LMXBの形成を促す サイズが弱く 差別的要因になる
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we note however that the incompleteness of the faint end of the gclf has a radial dependance that is both a function of the background light and differences in the exposure times of the wfpc2 images .
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しかし 暗い部分の不完全さは 放射的な依存関係があることに気づきます 背景光と WFPC2画像の 曝光時間の違いによるものです
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since the gclf is constant at all radii ( kundu , zepf & ashman 2002 ) and the luminosity is known to be uncorrelated with color and r@xmath17 , restricting the sample to [email protected] mag gcs , where the completeness is @xmath4100% , provides a fairer statistical test for distance effects .
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半径のすべてでgclfは一定であり (Kundu, Zepf & Ashman 2002),光度が色とr@xmath17と相関しないことが知られているため,サンプルを[email protected] mag gcsに制限すると,完全性は@xmath4100%で,距離効果のより公正な統計テストが得られます.
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this sample reveals that v , and v - i are the two most important discriminating variables , followed by smaller contributions from r@xmath17 and distance .
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このサンプルでは,v,およびv-i が2つの最も重要な差別変数であり, r@xmath17 と距離の小さな貢献が続く.
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an independent statistical test using logistic regression analysis reveals similar weights for each parameter , strengthening our confidence in the results
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独立統計テストでは ロジスティック回帰分析を用いて それぞれのパラメータの重量が 類似していることが明らかになり,結果に対する信頼が強化されました
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the strong dependence of lmxb specific frequency on gc luminosity could simply be a reflection of the larger number of stars in more luminous gcs , or it could possibly signal more efficient dynamical lmxb formation in massive gcs .
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単に光沢のある銀河の 恒星の数が増えた結果かもしれません あるいは 巨大な銀河の 動的形成が より効率的であることを 示すかもしれません
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the inset in fig .
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挿入図に
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3 shows that the lmxb density per unit gc luminosity is roughly constant with v magnitude .
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3は,光度1単位あたりの lmxb 密度が,大まかに v 大きさの定数であることを示しています.
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since gc luminosity is proportional to the total number of stars for the roughly constant m / l ( and similar imfs ) in gcs , this suggests that the dependence of lmxb frequency on luminosity can largely be attributed to the greater number of stars in bright gcs .
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gcの輝度がgcsのほぼ恒常のm / l (および類似のimfs) の星の数と比例しているので,これはlmxbの周波数の輝度への依存が主にgcsの明るい星の数に起因することを示唆しています.
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it is also clear from our analysis that metallicity is a significant , strong , independent parameter .
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分析から明らかになったのは 金属性も 重要な 強力な 独立したパラメータだということです
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there are few theoretical explanations that can account for this .
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理論的に説明できるのは わずかです
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one possibility is the suggestion of bellazzini et al ( 1995 ) , that the larger radii of metal - rich stars promotes lmxb formation in gcs and facilitates mass transfer by roche lobe overflow .
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可能性の一つは, ベルラッツィニ等 (1995) の提案である. 金属が豊富な恒星の半径が大きいことが, GCSにおける LMXB形成を促進し, ロシェロブ溢れによる質量移転を容易にする.
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while grindlay ( 1987 ) suggested that a similar metallicity trend seen in galactic gcs can be explained by a flatter initial mass function in metal - rich gcs
, recent studies suggest that the observed differences in the present day mass function depend primarily on gc evolution , and not metallicity ( e.g.
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グラインドレイ (1987年) は,銀河系銀河系における金属性の傾向は金属が豊富にある銀河系における初期質量関数より平坦で説明できると示唆したが,最近の研究は,現在の質量関数における観測された差異は主に銀河系進化に依存し,金属性 (例えば,
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piotto & zoccali 1999 ) .
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皮オット&ゾッカリ 1999年)
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while the rate of lmxb formation depends on the gc environment , our observations reveal no obvious trend of l@xmath0 with gc luminosity , color , size or distance .
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Lmxbの形成の速度は GC環境に依存しますが 我々の観測は GCの明るさ,色,大きさ,距離に l@xmath0の明らかな傾向を示していません
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further theoretical studies of the effect of gc environment on lmxb formation and evolution are required to understand the underlying physics .
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基礎物理を理解するために LMXBの形成と進化にGC環境の影響に関する理論的研究が必要である.
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are lmxbs in gcs different from those outside gcs ?
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GCのLMXBは GCの外のLMXBと違うのか?
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were the non - gc - lmxbs in ellipticals formed in gcs and consequently ejected ?
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円形の非-GC-LMXBは GCで形成され,その結果,放出されたのでしょうか?
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in order to address some of these questions we compare the gc and non - gc populations of lmxbs .
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これらの疑問を解決するために, LMXB のGCと非-GCの集団を比較します.
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the mean luminosity of gc - lmxbs , @xmath24 erg s@xmath3 is slightly higher than , but statistically indistinguishable from , the non - gc - lmxbs at @xmath25 erg s@xmath3 .
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gc - lmxbs, @xmath24 erg s@xmath3 の平均光度が, @xmath25 erg s@xmath3 の非 gc - lmxbs よりもわずかに高いが, 統計的に区別できない.
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similarly , kolmogorov - smirnov tests revealed that the possibility that the gc and non - gc - lmxbs are drawn from the same l@xmath0 or radial distance populations can not be eliminated at greater than the 30% level .
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同様に,コルモゴロフ-スミルノフのテストは, gcと非-gc-lmxbsが同じl@xmath0または放射距離の集団から抽出されている可能性が 30%以上のレベルでは排除できないことを明らかにしました.
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however , the exact distribution of each of these quantities in the two populations may hold vital clues about their origin .
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しかし,この2つの集団のそれぞれの量間の正確な分布は, 起源に関する重要な手がかりを 秘めているかもしれません
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a single power - law fit of the cumulative luminosity function ( fig .
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累積光度関数の単一のパワー・ローフィット (図.
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4 ) of each of the lmxb categories can be eliminated at greater than 95% confidence level , while a broken power law of the form @xmath26 fits each of the populations well .
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解消できるのは 95%以上の信頼度で, @xmath26の破られた乗法がそれぞれの集団に適している.
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the non - gc - lmxbs and all " source lists were corrected for background / foreground contamination , estimated from mushotzky et al ( 2000 ) , before fitting .
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背景と前景の汚染を修正した. Mushotzky et al (2000) から推定された.
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as is evident from fig .
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明らかにフィグ.
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4 , all populations show a break at l@xmath27@xmath43@xmath510@xmath6 ergs s@xmath3 .
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4, すべての集団は l@xmath27@xmath43@xmath510@xmath6 ergs s@xmath3 で断裂を示している.
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a similar break is observed in other galaxies ; sarazin et al ( 2000 ) argue that the knee " is at the typical eddington luminosity for spherical accretion onto a 1.4 m@xmath28 neutron star , and may indicate the break between neutron star and black hole ( bh ) accretors .
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類似の断裂は他の銀河にも観測されている. sarazin et al (2000) は,この膝は"1.4 m@xmath28の中性子星への球形の収縮のための典型的なエディントン輝度であり,中性子星とブラックホール (bh) の収縮器の間の断裂を示す可能性があると主張している.
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the luminous gc - lmxb population can not be explained by multiple bright lmxbs in favorable gc environments as we see no trend of higher x - ray luminosity in preferred gc hosts .
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光沢のあるGC-LMXB群は 適したGC環境では 複数の明るいLMXBによって説明できない. 適したGCホストでは X線の明るさの上昇傾向が見られないからです.
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also , the knee " in the non - gc - lmxb population of ngc 4472 can not be caused by multiple lmxbs .
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またNGC4472の非-GC-LMXB集団の膝の"は 複数のLMXBによって引き起こされる事はできません
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thus bh - lmxbs appear to be the most plausible explanation for the break based on present observations .
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bh−lmxbsは 観測結果に基づいて 最も妥当な説明であると考えられます
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if non - gc - lmxbs were formed in clusters they can escape from gcs by one of two mechanisms , cluster destruction - which is more efficient in the inner regions of galaxies ( e.g.
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銀河団で形成された場合, 銀河団破壊という2つのメカニズムのうちの1つで 銀河団から脱出できます.
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vesperini 2000 ) , and should reveal a surfeit of non - gc - lmxbs in the inner regions - or dynamical kicks that eject lmxbs from gcs .
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内部部位に非GCのLmxBsが 過剰に存在しているか GCSからLmxBsを 放出するダイナミックキックが 検出される
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in the latter case
, one might expect a spatial density distribution at least as extended as that of the gcs .
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空間密度分布は GCS の分布と同じくらい 広範囲に及ぶと予想できます
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if non - gc - lmxbs are formed in the field population , one would of course expect the density distribution to follow the light profile ( which is steeper than the gc profile ) .
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フィールド集団で - gc - lmxbs以外のものが形成された場合, 密度分布はもちろん光プロファイル (gcプロファイルより急さ) に従うことを期待する.
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the bottom panel of fig .
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の木の底の板
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4 suggests that the radial density distribution of gc - lmxbs and non - gc - lmxbs is roughly similar , and consistent with the gc population .
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4は, gc-lmxbs と非-gc-lmxbs の放射性密度分布が,大体似ていて,gc 集団と一致することを示唆しています.
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at face value
this suggests that dynamically ejected lmxbs from gcs may account for a significant fraction of non - gc - lmxbs .
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表面的な価値では これはGCSから動的に放出された LMXBが GC以外の LMXBの 重要な部分を占める可能性があることを示唆している.
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studies of the spatial properties of lmxbs over a larger radial range , especially the innermost regions of x - ray faint galaxies , are required to probe whether most non - gc - lmxbs in early type galaxies have a gc ancestry .
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放射線範囲の広い範囲における lmxbs の空間的性質の研究,特に X線弱銀河の最も内部の領域は,初期のタイプの銀河のほとんどの非- gc- lmxbs が gc の祖先を持っているかどうかを調べる必要があります.
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second epoch _
observations will further allow discrimination between possible long - lived transient lmxbs associated with the field , and the more persistent sources that may be expected to form in gcs ( piro & bildsten 2002 ) .
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観測により,この地盤に関連した長期にわたる一時的な LMXB と, GCS (Piro & Bildsten 2002) で形成される可能性のあるより永続的な LMXB の区別がさらに可能になる.
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lllllllllll + v & v - i & distance & r@xmath17 & random1 & random2 & p - value & correct + 0.89(0.89 ) & -0.41(-0.35 ) & 0.14(0.34 ) & 0.04(0.22 ) & -0.04(-0.07 ) & 0.05(0.10 ) & 0.000 & 74.3% + 0.89(0.90 ) & -0.41(-0.35 ) & 0.14(0.34 ) & 0.04(0.22 ) & & & 0.000 & 74.4% + + 0.86(0.82 ) & -0.43(-0.40 ) & 0.19(0.23 ) & 0.28(0.30 ) & & & 0.000 & 75.5% +
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lllllllllll + v & v - i & distance & r@xmath17 & random1 & random2 & p - value & correct + 0.89(0.89 ) & -0.41(-0.35 ) & 0.14(0.34 ) & 0.04(0.22 ) & -0.04(-0.07 ) & 0.05(0.10 ) & 0.000 & 74.3% + 0.89(0.90 ) & -0.41(-0.35 ) & 0.14(0.34 ) & 0.04(0.22 ) & & & & 0.000 & 74.4% + 0.86(0.82 ) & -0.43(-0.40 ) & 0.19(0.23 ) & 0.28(0.30) & & 0.000 & 75.5% +
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in this paper we explicitly show that in general relativity , the relative velocity of two local inertial frames is always less than the velocity of light .
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この論文では 相対性理論では 局所的な慣性フレームの相対速度が 常に光の速度より小さいことを 明確に示しています
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this fact is a by - product of the equivalence principle .
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この事実は等価原理の副産物です.
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the general result is then illustrated within two examples , the flrw cosmological model and the schwarzschild metric .
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フレルワ宇宙モデルと シュワルツシルトメトリックの2つの例で 概要が示されています
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special relativity does not allow faster - than - light velocities .
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特殊相対性理論では 光速より速い速度は許されない
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neither can a particle move faster than light in an inertial frame , nor can the relative velocity of two inertial frames be greater than that of light .
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粒子も慣性フレームでは 光より速く移動することはできません 2つの慣性フレームの相対速度も 光より大きく移動することはできません
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naturally this question arises : what is the situation in general relativity ?
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相対性理論の現状は どうなっているのでしょうか?
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in einstein s theory of general relativity , inertial frames are defined locally as freely falling frames .
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アインシュタインの相対性理論では 無力フレームは 局所的に自由落下フレームとして定義されています
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according to the equivalence principle , the special theory of relativity is applicable in each of these local frames .
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特殊相対性理論は これらの各局域に適用されます.
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it follows that in these local frames , the velocity of any particle is always less than the velocity of light .
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粒子速度は常に光の速度より小さい. 粒子速度は常に光の速度より小さい.
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however , the situation for the relative velocity of neighboring or far away inertial frames needs more attention .
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しかし 隣接する 遠隔の慣性フレームの相対速度については 注目が必要です
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even for neighboring frames , simply dividing the spatial coordinate distance by the temporal coordinate distance of two frames can result in a superluminal velocity .
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隣接するフレームでも 空間座標距離を 2つのフレームの時間座標距離で割ると 超光速が得られます
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by spatial and temporal coordinate distance of two neighboring frames we mean the difference between the coordinates of the origin of the two frames in an arbitrary global frame covering both local frames .
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隣接する2つのフレームの空間と時間的な座標距離は 任意のグローバルフレームの2つのフレームの起源の座標の間の差を意味します
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in special relativity , it is simple to observe that dividing spatial distance by temporal distance can lead to superluminal velocity .
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特殊相対性理論では 空間距離を時間距離で割ると 超光速が得られます
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for example , consider two particles ( either near each other or far away ) moving with velocity @xmath0 in different directions .
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例えば,異なる方向で速度 @ xmath0で移動する2つの粒子 (互いに近いか遠くにある) を考えましょう.
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the above mentioned method of calculation of the relative velocity would result in @xmath1 .
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相対速度を計算する上記の方法は @xmath1 を得ることになる.
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but using the relativistic velocity addition method ( which is equivalent to making a lorentz transformation to bring one of the particles at rest ) , one gets @xmath2 .
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素粒子の一方を静止させる ローレンツ変換の方法と同じで @xmath2 となります
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it is clear that this second method is physically meaningful .
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この2番目の方法が物理的に意味があることは明らかです
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the existence of curvature of the space - time in general relativity , makes the situation more complicated .
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空間と時間の曲線が存在すると 状況が複雑になる
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