bjoernp/gaps_jpn · Datasets at Hugging Face

sentences stringlengths 1 233k	sentences_jp stringlengths 1 7.68k
unfortunately this issue is difficult to address because it requires a detailed computation of the spectral shape .	詳細な計算が必要になるので解決するのは難しいのです
by contrast one can confidently assert a high euv luminosity , because even a modest difference in spectral index , over a large range in photon energy , will manifest itself as a significant difference in flux .	反対に高いeuv光度があると確信を持って主張できますなぜなら光スペクトルの指数におけるわずかな違いでさえもフォトンエネルギーの広い範囲で流量の大きな違いとして顕現するからです
one should , therefore , also expect real clusters to show significant departures from the conventional model at very high x - ray energies , although it is not clear whether an `` excess '' or a `` deficit '' is to be expected at these energies .	したがって,実際のクラスターは,非常に高いX線エネルギーで従来のモデルから大きく逸脱することを期待すべきですが,これらのエネルギーで"過剰"か"赤字"が予想されるかどうかは不明です.
( one would , for example , need to know the precise form of the the dark matter distribution function in order to decide this question . )	(例えば,この問題を解くために, 暗黒物質の分布関数の正確な形を知らなければなりません)
observationally , studies at very high x - ray energies are difficult because of the paucity of photons , but in at least some cases , e.g.	観測的に,非常に高いX線エネルギーでの研究は,光子の不足のために困難ですが,少なくともいくつかの場合,例えば
the cluster a2199 ( kaastra et al 1999 ) , there is evidence of an excess relative to the conventional model .	クラスターa2199 (kaastra et al 1999 ) では従来のモデルと比較して過剰な証拠がある.
we emphasise that for the model we have presented , the issue of the detailed spectral shape is not a critical one at present , because a powerful test of the theory is available via the predicted spatial distribution ( see 4 ) .	詳細なスペクトル形状の問題は,予測された空間分布 (第4項参照) を利用して理論の強力なテストが可能であるため,現在では重要ではないことを強調します.
it is important to recognise that the theory presented in 2,3 is not incompatible with hot , diffuse gas contributing to the observed x - ray emission , rather the opposite in fact .	注目すべきは, 2,3で示された理論は,観測されたX線放射に寄与する熱い,拡散したガスと相容れないという事ではなく,実際は正反対であるということです.
w99 computed the total visible mass which should accumulate within a halo of given velocity dispersion , as a consequence of cloud - cloud collisions ( all of which disrupt the cold clouds ) : @xmath73 after an interval of 10 gyr .	w99は,雲との衝突の結果として, 与えられた速度分散のハロの中で蓄積されるべき見える質量 (これらはすべて冷たい雲を破壊する) を計算しました: @xmath73 10回転の間隔後に.
w99 gave no predictions as to what form this visible material should take ( e.g.	w99は,この可視物質がどのような形をとるべきかについての予測をしなかった (例えば,
stars vs. diffuse gas ) .	星と拡散したガス)
the material released by collisions is initially just gas in free , near - adiabatic expansion , with a centre - of - mass moving on a ballistic trajectory in the cluster potential .	衝突によって放出された物質は初期には放散状態のガスで質の中心は弾道軌道に移動しクラスターの潜在力に近づいています
as it interacts with the intracluster medium , this gas can be shock heated to high temperatures .	クラスター内部環境と相互作用するのでこのガスは衝撃で高温に熱される可能性があります
we note that in a cluster the mean particle densities are very low , implying long cooling times and a large fraction of @xmath74 could therefore be in the form of hot , diffuse gas .	クラスターでは平均粒子の密度が非常に低いので長い冷却時間がかかるので @xmath74の大きな部分は熱いガスとして存在している可能性があります
in consequence , phenomena such as the sunyaev - zeldovich ( sz ) effect , which are contingent on the existence of _ tenuous _ hot gas , are expected to be present in our theory .	結論から言うと, 熱いガス存在に条件付けられている, シュニャーフ・ゼルドヴィッチ (sz) 効果のような現象は, 我々の理論に存在するものと予想されます.
because we are ascribing a substantial fraction of the observed x - ray emission to cloud collisions , it is clear that the expected magnitude of the sz effect is diminished relative to the standard theory of cluster x - ray emission .	観測されたX線放射の相当な部分を雲の衝突に代入しているので, 予想されるSz効果の大きさはクラスターX線放射の標準理論に比べて減少していることは明らかです.
however , accurate measurements would be necessary to distinguish between our theory and the standard model , whereas the sz effect has only recently been convincingly detected at all ( e.g.	しかし,我々の理論と標準モデルを区別するには正確な測定が必要で, sz効果は最近まで説得力のある方法で検出されていない (例えば,
rephaeli 1995 ) .	フレデリック・リファレル 1995年)
a referee has brought to my attention the point that the spatial distribution of sz decrement can be used to test the proposed model .	裁判官は私の注意を引き寄せました SZの空間分布は提案されたモデルをテストするために使用できます
the theory predicts that the diffuse , hot gas should lie mostly within a radius of order @xmath32 of the cluster centre i.e.	理論は散乱した熱いガスがクラスターの中心から @xmath32の半径内にあると予測しています
more compact than is conventionally assumed .	慣例的に想定されるより狭い
existing images ( e.g.	既存の画像 (例えば
carlstrom et al 1999 ) appear to be consistent with the proposed model , in that they indicate characteristic radii comparable to @xmath32 for the underlying gas distribution .	モデルでは, 基本的なガス分布の @xmath32 と比較可能な特徴半径を示している.
we note that if the theory presented here is correct then the sz effect is unlikely to prove useful as a technique for measuring the distances to clusters .	クラスターまでの距離を測定する技術として役立つことはありません
although our theory predicts a similar mean intensity profile ( eq .	理論では平均強度プロファイルが類似している (Eq.
4 ) to that of the conventional model , the instantaneous distribution consists of a large number of point - like sources , and the most fundamental test of the theory would be to attempt to resolve the emission from a cluster into its component sources .	理論の最も基本的なテストは,クラスタからその構成要素の源に排出を分解しようと試みることです.
each of these sources should be transient , with a characteristic time - scale @xmath75 , and for @xmath76 au this is @xmath77 days .	これらの源はそれぞれ一時的で特徴的な時間スケール @ xmath75で @ xmath76 au の場合は @ xmath77 日です
the mean luminosity is @xmath78 ( this estimate assumes a virial temperature of order 10 k for the clouds , cf .	平均光度 @xmath78 (この推定値は雲の10 kの位温を想定しています.
wardle & walker 1999 ) ; in turn this implies a total number @xmath79 of sources contributing to the cluster luminosity .	これは,クラスターの明るさに寄与するソースの総数 @xmath79 を意味する.
in the case of the virgo cluster , the nearest rich cluster of galaxies ( @xmath80 , @xmath81 mpc ) , we deduce : a mean flux of roughly @xmath82 ; @xmath83 days ; a total number of order 16,000 sources ; and a peak source density ( in the cluster core ) of @xmath84 .	銀河団の最も近い豊かな銀河団であるヴァージョ星団 (@xmath80, @xmath81 mpc) の場合,我々は: 平均フロースは大体@xmath82; @xmath83日; 総数では16000の源;
these estimates should be interpreted as order - of - magnitude estimates only ; nevertheless they indicate that the x - ray satellite chandra should easily detect individual transients within the virgo cluster , even in relatively short observations of an hour or so .	これらの推定値は大きさの順位の推定値としてのみ解釈されるべきである. しかし,それらはX線衛星チャンドラがヴァージー星団内の個々のトランジタを比較的短い観測時間でも容易に検出することを示しています.
by virtue of chandra s high resolution imaging , source confusion should not be a problem even in the core of the cluster .	チャンドラの高解像度画像により源の混乱はクラスターの中核でも問題にならないはずです
the rosat satellite was less sensitive than chandra , and had much poorer angular resolution , but even the rosat all sky survey ( rass ) should have revealed the brightest of the ongoing collisions at the periphery of the virgo cluster , where source confusion is expected to be less of a problem than in the core .	ローサット衛星はチャンドラよりも敏感度が低く角度解像度もかなり低いのですがローサット全天観測 (RASS) により進行中の衝突の最も明るい光がヴァージー星団の周辺で明らかになったはずです
inspection of the publicly available rass image of virgo ( reproduced in figure 3 ) suggests that this is indeed the case , as the outer regions of the cluster appear to possess a great deal of compact substructure .	公開されているヴァージンゴのラス画像 (図3に再現されている) を調べると, 群集の外部地域は非常にコンパクトな構造を持っているように見えるので,これが実際にそうであることを示唆しています.
these data are discussed in bhringer et al ( 1994 ) .	これらのデータは,ブリンガー社 (1994年) で論じられています.
what are the implications of non - detection of the predicted population of transient sources in virgo ?	ヴァージョの予測された暫定的な源の集団が検出されない場合の影響は?
chandra s resolution and sensitivity are such that the predicted sources should be detectable , and not confused with each other , even if their fluxes are an order of magnitude lower than the predicted value .	予測される光源は検出可能で混同はできませんたとえその流れが予測値より大きさの順番が低いとしても
this is a sufficiently wide margin for error ( in the modelling ) that observations with chandra should be definitive : if chandra does not detect these sources , then clouds of the type we have discussed make only a small contribution to the dark matter in the virgo cluster .	これは (モデル化において) 十分な誤差の範囲で,チャンドラによる観測は決定的であるべきである: もしチャンドラがこのような源を検出できなければ,
as the collision rate , and hence the expected number of detectable sources , is proportional to the square of the number of clouds per unit volume , if no collisions are observed where @xmath1 are expected , then the putative clouds comprise @xmath85% of all the matter in virgo .	衝突率,つまり検出可能な観測源の予想される数は雲の単位体積数の正方形に比例するので, @xmath1 が予想される場所で衝突が観測されない場合, 推定される雲は @xmath85% のすべての物質を占めていることになります.
entities as large as clusters are widely regarded as representative samples of the universe as a whole , so in turn this can be taken as a limit on the contribution of cold clouds to the total matter density of the universe .	クラスターのような大きな実体は宇宙全体の代表的なサンプルとして広く見なされているので, これは宇宙の物質密度全体に寒い雲の貢献の限界として見なされ得る.
in principle , non - detection by chandra admits another possible interpretation : collisions which are so brief that less than five photons are collected by chandra from each event ; this circumstance would require cloud masses @xmath86 .	理論的には,チャンドラによる検出の欠如は別の解釈を許容します: 衝突はあまりに短く,チャンドラによって収集される光子は 5個未満です. この状況では @xmath86 雲の質量が必要になります.
this , however , is not a self - consistent model : the condition @xmath41 , from the tully - fisher relation ( 2 ; w99 ) , with the simultaneous requirement that the cloud temperature be greater than the temperature of the microwave background ( 3k ) , fixes a lower limit on the cloud mass of @xmath87 .	しかし,これは自己一貫したモデルではありません: 条件 @xmath41 は,Tully-Fisher関係 ( 2; w99 ) から,同時に,雲の温度がマイクロ波背景の温度 (3k ) よりも大きいという要求とともに, @xmath87 の雲質量に対する下限を定めている.
neither of these requirements can be relaxed without compromising the model , so chandra will provide a strong test of the theory .	モデルを損なうことなく緩和することはできませんだからチャンドラは理論の強力なテストを提供します
we also note that the thermodynamic ( temperature ) requirement alone demands very small radii , @xmath88 , for @xmath86 , making it difficult to explain the extreme scattering events ( walker & wardle 1998 ) if low - mass clouds are invoked .	熱力学 (温度) の要件だけで @xmath88 の半径が @xmath86 よりも小さいことが分かり, 低質量雲を想定すると, 極端な散乱現象 (Walker & Wardle 1998年) を説明するのは困難である.
an interesting qualitative point is that the x - ray spectra of galaxy clusters typically exhibit iron abundances of order 0.3 ( in solar units : mushotzky & loewenstein 1997 ) .	興味深い質的点は,銀河団のX線スペクトルには通常 0.3の鉄の量があることです (太陽単位で: Mushotzky & Loewenstein 1997).
if a large fraction of the x - ray emission does indeed arise from cloud - cloud collisions , then these clouds presumably contain iron and other heavy elements .	雲との衝突によって X線放射が大きく発生しているのなら雲には鉄やその他の重元素があるはずである
( this conclusion can also be tested by chandra observations . )	(この結論はチャンドラ観測によっても検証できます)
the simplest interpretation of this point is that it indicates primordial non - zero heavy element abundances .	この点の最も単純な解釈は原始的な非ゼロ重元素の豊富さを示すということです
this is highly unconventional , but no more so than the idea that all of the dark matter might be in the form of cold gas clouds .	暗黒物質は冷たいガス雲の形に存在しているかもしれないという考えと同じです
indeed , as emphasised by walker & wardle ( 1999 ) , the two ideas are linked : if all of the dark matter is baryonic , then consistency of the big bang nucleosynthesis calculations with the observed _ light _ element abundances requires that the universe was inhomogeneous at the epoch of cosmic nucleosynthesis , and in turn this admits the possibility of primordial _ heavy _ element nucleosynthesis .	ウォーカーとウォードルが強調したように, 2つの考えは関連しています: もし全てのダークマターがバリオンなら, ビッグバン核合成の計算と観測された光の元素の豊富さの一致は, 宇宙核合成の時代に宇宙が不均一であったことを要求し,
this logic led walker & wardle ( 1999 ) to propose that the genesis of the ( proto-)clouds involved a phase transition in the very early universe ( i.e.	この論理は,ウォーカーとウォードル (1999) が, (原) 雲の誕生は,非常に初期の宇宙 (すなわち,
prior to the epoch of cosmic nucleosynthesis ) cf .	原子核合成の時代より前) cf.
hogan ( 1978 ) .	ローガン (1978年)
the abundant iron in cluster x - ray spectra underlines this interpretation , thereby connecting the cold - cloud model directly to the physics of elementary particles .	クラスターのX線スペクトルに豊富な鉄が存在することはこの解釈を裏付けているので寒い雲のモデルを素粒子物理学と直接結びつけているのです
we have shown that if the dark matter is entirely composed of cold gas clouds , then a substantial fraction of the observed x - ray emission from clusters should be due to physical collisions between these clouds .	暗黒物質が冷たいガス雲から完全に構成されているなら観測された群集からのX線放射の相当な部分はこれらの雲間の物理的な衝突によるものだと示した
this possibility appears to be consistent with existing data .	この可能性は既存のデータと一致しているようです.
indeed the form of the observed cluster luminosity - temperature correlation , and the measurement of high euv luminosities for some clusters , both suggest that this process may well be occurring .	実際観測されたクラスターの輝度 - 温度相関の形といくつかのクラスターの高euv輝度測定は,このプロセスは起こる可能性を示唆しています.
if so then high - resolution images of the virgo cluster should reveal a large number of point - like , transient x - ray sources contributing to the emission .	もしそうならヴァージー星団の高解像度画像は放射に寄与する瞬時の点状のX線源を明らかにするはずです
conversely , if these sources are not seen , then cold clouds of @xmath89 can not contribute more than about 1% of the dark matter , either in clusters or , by extension , in the universe as a whole .	反対に,これらの源が見えない場合, @xmath89の冷たい雲はクラスターでも, 拡張的に言えば, 宇宙全体でも, 暗黒物質の1%以上を貢献することはできません.
i thank mark wardle for providing numerical polytropic density profiles , and for several useful discussions .	複数の多熱帯密度プロファイルを提供してくれて, 役に立つ議論をいくつかしてくれてありがとう.
andy fabian , ron ekers and haida liang contributed helpful advice on clusters .	アンディ・ファビアン,ロン・エカーズ,ハイダ・リアンはクラスターに関する役に立つアドバイスをくれました
arnaud m. , evrard a.e .	アルナード・M・エヴァーラード・E
1999 , mnras , 305 , 631 bloemen h. 1989 , araa , 27 , 469 bhringer h. , briel u.g .	1999年, ブラウンズ, 305, 631 ブルーマン, 1989年, アラア, 27, 469 ブリンガー, ブリエル, ユ.
, schwarz r.a .	シュワルツ・R・A
, voges w. , hartner g. , trmper j.	ウォーグス W. ハートナー G. トランパー J.
1994 nature 368 , 828 carlstrom j.e .	1994 自然 368, 828 カールストーム j.e.
, joy m.k .	ジョイ・M・K
, grego l. , holder g.p .	グレゴ・I. 持有者総額
, holzapfel w.l .	ウォルター・ホルザフェル
, mohr j.j .	オーケイオーケイ
, patel s. , reese e.d .	レイズ・エド
1999 `` particle physics and the universe '' eds l. bergstrom , p. carlson , c. fransson ( in press , astro - ph/9905255 ) clarke c.j .	1999 ` ` ` 粒子物理学と宇宙 " eds L. Bergstrom, p. Carlson, c. Fransson (プレス, astro - ph/9905255 ) クラーク C.j.
, pringle j.e .	プリングル・J・E
1997 , mnras , 288 , 674 de paolis f. , ingrosso g. , jetzer ph .	1997年, マンラス, 288, 674 デ・パオリス F., イングロッソ G., ジェザー PH.
, roncadelli m. 1995 , phys .	ランカデリ, 1995年, 物理学
lett .	やって
, 74 , 14 dixon d.d .	74, 14 ディクソン D.D.
, hartmann d.h .	ハートマン D.H.
, kolaczyk e.d .	コーラチク医学部
, samimi j. , diehl r. , kanbach g. , + mayer - hasselwander h. , strong a.w .	ガンバハ・G・メイヤー・ハッセルワンダー・H・ストロング
1998 , new ast .	1998年,新アスト
, 3 , 539 draine b.t .	流水 b.t.
1998 apjl 509 , l41 fabian a.c 1994 , araa , 32 , 277 fabian a.c .	1998年5月5日, ファイビアン・ア・シ 1994年, アラア, 32, 277 ファイビアン・ア・シ
, crawford c.s .	クラウフォード・C・S
, edge a.c .	エッジAC
, mushotzky r.f .	シャイナ・ラ・フリッツキ
1994 , mnras , 267 , 779 fiedler r.l .	1994年,MNRA,267,779 フィードラー R.L.
, dennison b. , johnston k.j .	デンニソン・B・ジョンストン・K・J
, hewish a.	願ってる
1987 , nature , 326 , 675 gerhard o. , silk j.	ゲルハルト・オ, シルク・J
1996 , apj , 472 , 34 girardi m. , fadda d. , giuricin g. , mardirossian f. , mezzetti m. , biviano a.	1996年, APJ, 472, 34 吉ラディ M., ファダ D., ジュリチン G., マルディロシアン F., メゼッティ M., ビビアノ A.
1996 , apj , 457 , 61 henriksen r.n .	1996年, apj, 457, 61 ヘンリクセン r.n.
, widrow l.m .	ワイドロウ・I・M
1995 apj 441 , 70 hogan c.j .	1995 APJ 441 ホーガン・C・J 70
1978 mnras 185 , 889 jones c. , forman w. 1984 , apj , 276 , 38 kaastra j.s .	1978年モンラ 185, 889 ジョーンズC, フォーマン 1984年 A.J.P. 276, 38 カストラ J.S.
, lieu r. , mittaz j.p.d .	ローグ・R・ミタズ州警察
, bleeker j.a.m .	ブルッカー・J・A・M
, mewe r. , colafrancesco s. , + lockman f.j .	ロークマン・F・J
1999 , apjl , 519 , l119 kalberla p.m.w .	1999年,アピル, 519年, 1119年カルベルラ・プム・ウ
, shchekinov yu.a .	チェキノフ・ユア

unfortunately this issue is difficult to address because it requires a detailed computation of the spectral shape .

詳細な計算が必要になるので解決するのは難しいのです

by contrast one can confidently assert a high euv luminosity , because even a modest difference in spectral index , over a large range in photon energy , will manifest itself as a significant difference in flux .

反対に高いeuv光度があると確信を持って主張できますなぜなら光スペクトルの指数におけるわずかな違いでさえもフォトンエネルギーの広い範囲で流量の大きな違いとして顕現するからです

one should , therefore , also expect real clusters to show significant departures from the conventional model at very high x - ray energies , although it is not clear whether an `` excess '' or a `` deficit '' is to be expected at these energies .

したがって,実際のクラスターは,非常に高いX線エネルギーで従来のモデルから大きく逸脱することを期待すべきですが,これらのエネルギーで"過剰"か"赤字"が予想されるかどうかは不明です.

( one would , for example , need to know the precise form of the the dark matter distribution function in order to decide this question . )

(例えば,この問題を解くために, 暗黒物質の分布関数の正確な形を知らなければなりません)

observationally , studies at very high x - ray energies are difficult because of the paucity of photons , but in at least some cases , e.g.

観測的に,非常に高いX線エネルギーでの研究は,光子の不足のために困難ですが,少なくともいくつかの場合,例えば

the cluster a2199 ( kaastra et al 1999 ) , there is evidence of an excess relative to the conventional model .

クラスターa2199 (kaastra et al 1999 ) では従来のモデルと比較して過剰な証拠がある.

we emphasise that for the model we have presented , the issue of the detailed spectral shape is not a critical one at present , because a powerful test of the theory is available via the predicted spatial distribution ( see 4 ) .

詳細なスペクトル形状の問題は,予測された空間分布 (第4項参照) を利用して理論の強力なテストが可能であるため,現在では重要ではないことを強調します.

it is important to recognise that the theory presented in 2,3 is not incompatible with hot , diffuse gas contributing to the observed x - ray emission , rather the opposite in fact .

注目すべきは, 2,3で示された理論は,観測されたX線放射に寄与する熱い,拡散したガスと相容れないという事ではなく,実際は正反対であるということです.

w99 computed the total visible mass which should accumulate within a halo of given velocity dispersion , as a consequence of cloud - cloud collisions ( all of which disrupt the cold clouds ) : @xmath73 after an interval of 10 gyr .

w99は,雲との衝突の結果として, 与えられた速度分散のハロの中で蓄積されるべき見える質量 (これらはすべて冷たい雲を破壊する) を計算しました: @xmath73 10回転の間隔後に.

w99 gave no predictions as to what form this visible material should take ( e.g.

w99は,この可視物質がどのような形をとるべきかについての予測をしなかった (例えば,

stars vs. diffuse gas ) .

星と拡散したガス)

the material released by collisions is initially just gas in free , near - adiabatic expansion , with a centre - of - mass moving on a ballistic trajectory in the cluster potential .

衝突によって放出された物質は初期には放散状態のガスで質の中心は弾道軌道に移動しクラスターの潜在力に近づいています

as it interacts with the intracluster medium , this gas can be shock heated to high temperatures .

クラスター内部環境と相互作用するのでこのガスは衝撃で高温に熱される可能性があります

we note that in a cluster the mean particle densities are very low , implying long cooling times and a large fraction of @xmath74 could therefore be in the form of hot , diffuse gas .

クラスターでは平均粒子の密度が非常に低いので長い冷却時間がかかるので @xmath74の大きな部分は熱いガスとして存在している可能性があります

in consequence , phenomena such as the sunyaev - zeldovich ( sz ) effect , which are contingent on the existence of _ tenuous _ hot gas , are expected to be present in our theory .

結論から言うと, 熱いガス存在に条件付けられている, シュニャーフ・ゼルドヴィッチ (sz) 効果のような現象は, 我々の理論に存在するものと予想されます.

because we are ascribing a substantial fraction of the observed x - ray emission to cloud collisions , it is clear that the expected magnitude of the sz effect is diminished relative to the standard theory of cluster x - ray emission .

観測されたX線放射の相当な部分を雲の衝突に代入しているので, 予想されるSz効果の大きさはクラスターX線放射の標準理論に比べて減少していることは明らかです.

however , accurate measurements would be necessary to distinguish between our theory and the standard model , whereas the sz effect has only recently been convincingly detected at all ( e.g.

しかし,我々の理論と標準モデルを区別するには正確な測定が必要で, sz効果は最近まで説得力のある方法で検出されていない (例えば,

rephaeli 1995 ) .

フレデリック・リファレル 1995年)

a referee has brought to my attention the point that the spatial distribution of sz decrement can be used to test the proposed model .

裁判官は私の注意を引き寄せました SZの空間分布は提案されたモデルをテストするために使用できます

the theory predicts that the diffuse , hot gas should lie mostly within a radius of order @xmath32 of the cluster centre i.e.

理論は散乱した熱いガスがクラスターの中心から @xmath32の半径内にあると予測しています

more compact than is conventionally assumed .

慣例的に想定されるより狭い

existing images ( e.g.

既存の画像 (例えば

carlstrom et al 1999 ) appear to be consistent with the proposed model , in that they indicate characteristic radii comparable to @xmath32 for the underlying gas distribution .

モデルでは, 基本的なガス分布の @xmath32 と比較可能な特徴半径を示している.

we note that if the theory presented here is correct then the sz effect is unlikely to prove useful as a technique for measuring the distances to clusters .

クラスターまでの距離を測定する技術として役立つことはありません

although our theory predicts a similar mean intensity profile ( eq .

理論では平均強度プロファイルが類似している (Eq.

4 ) to that of the conventional model , the instantaneous distribution consists of a large number of point - like sources , and the most fundamental test of the theory would be to attempt to resolve the emission from a cluster into its component sources .

理論の最も基本的なテストは,クラスタからその構成要素の源に排出を分解しようと試みることです.

each of these sources should be transient , with a characteristic time - scale @xmath75 , and for @xmath76 au this is @xmath77 days .

これらの源はそれぞれ一時的で特徴的な時間スケール @ xmath75で @ xmath76 au の場合は @ xmath77 日です

the mean luminosity is @xmath78 ( this estimate assumes a virial temperature of order 10 k for the clouds , cf .

平均光度 @xmath78 (この推定値は雲の10 kの位温を想定しています.

wardle & walker 1999 ) ; in turn this implies a total number @xmath79 of sources contributing to the cluster luminosity .

これは,クラスターの明るさに寄与するソースの総数 @xmath79 を意味する.

in the case of the virgo cluster , the nearest rich cluster of galaxies ( @xmath80 , @xmath81 mpc ) , we deduce : a mean flux of roughly @xmath82 ; @xmath83 days ; a total number of order 16,000 sources ; and a peak source density ( in the cluster core ) of @xmath84 .

銀河団の最も近い豊かな銀河団であるヴァージョ星団 (@xmath80, @xmath81 mpc) の場合,我々は: 平均フロースは大体@xmath82; @xmath83日; 総数では16000の源;

these estimates should be interpreted as order - of - magnitude estimates only ; nevertheless they indicate that the x - ray satellite chandra should easily detect individual transients within the virgo cluster , even in relatively short observations of an hour or so .

これらの推定値は大きさの順位の推定値としてのみ解釈されるべきである. しかし,それらはX線衛星チャンドラがヴァージー星団内の個々のトランジタを比較的短い観測時間でも容易に検出することを示しています.

by virtue of chandra s high resolution imaging , source confusion should not be a problem even in the core of the cluster .

チャンドラの高解像度画像により源の混乱はクラスターの中核でも問題にならないはずです

the rosat satellite was less sensitive than chandra , and had much poorer angular resolution , but even the rosat all sky survey ( rass ) should have revealed the brightest of the ongoing collisions at the periphery of the virgo cluster , where source confusion is expected to be less of a problem than in the core .

ローサット衛星はチャンドラよりも敏感度が低く角度解像度もかなり低いのですがローサット全天観測 (RASS) により進行中の衝突の最も明るい光がヴァージー星団の周辺で明らかになったはずです

inspection of the publicly available rass image of virgo ( reproduced in figure 3 ) suggests that this is indeed the case , as the outer regions of the cluster appear to possess a great deal of compact substructure .

公開されているヴァージンゴのラス画像 (図3に再現されている) を調べると, 群集の外部地域は非常にコンパクトな構造を持っているように見えるので,これが実際にそうであることを示唆しています.

these data are discussed in bhringer et al ( 1994 ) .

これらのデータは,ブリンガー社 (1994年) で論じられています.

what are the implications of non - detection of the predicted population of transient sources in virgo ?

ヴァージョの予測された暫定的な源の集団が検出されない場合の影響は?

chandra s resolution and sensitivity are such that the predicted sources should be detectable , and not confused with each other , even if their fluxes are an order of magnitude lower than the predicted value .

予測される光源は検出可能で混同はできませんたとえその流れが予測値より大きさの順番が低いとしても

this is a sufficiently wide margin for error ( in the modelling ) that observations with chandra should be definitive : if chandra does not detect these sources , then clouds of the type we have discussed make only a small contribution to the dark matter in the virgo cluster .

これは (モデル化において) 十分な誤差の範囲で,チャンドラによる観測は決定的であるべきである: もしチャンドラがこのような源を検出できなければ,

as the collision rate , and hence the expected number of detectable sources , is proportional to the square of the number of clouds per unit volume , if no collisions are observed where @xmath1 are expected , then the putative clouds comprise @xmath85% of all the matter in virgo .

衝突率,つまり検出可能な観測源の予想される数は雲の単位体積数の正方形に比例するので, @xmath1 が予想される場所で衝突が観測されない場合, 推定される雲は @xmath85% のすべての物質を占めていることになります.

entities as large as clusters are widely regarded as representative samples of the universe as a whole , so in turn this can be taken as a limit on the contribution of cold clouds to the total matter density of the universe .

クラスターのような大きな実体は宇宙全体の代表的なサンプルとして広く見なされているので, これは宇宙の物質密度全体に寒い雲の貢献の限界として見なされ得る.

in principle , non - detection by chandra admits another possible interpretation : collisions which are so brief that less than five photons are collected by chandra from each event ; this circumstance would require cloud masses @xmath86 .

理論的には,チャンドラによる検出の欠如は別の解釈を許容します: 衝突はあまりに短く,チャンドラによって収集される光子は 5個未満です. この状況では @xmath86 雲の質量が必要になります.

this , however , is not a self - consistent model : the condition @xmath41 , from the tully - fisher relation ( 2 ; w99 ) , with the simultaneous requirement that the cloud temperature be greater than the temperature of the microwave background ( 3k ) , fixes a lower limit on the cloud mass of @xmath87 .

しかし,これは自己一貫したモデルではありません: 条件 @xmath41 は,Tully-Fisher関係 ( 2; w99 ) から,同時に,雲の温度がマイクロ波背景の温度 (3k ) よりも大きいという要求とともに, @xmath87 の雲質量に対する下限を定めている.

neither of these requirements can be relaxed without compromising the model , so chandra will provide a strong test of the theory .

モデルを損なうことなく緩和することはできませんだからチャンドラは理論の強力なテストを提供します

we also note that the thermodynamic ( temperature ) requirement alone demands very small radii , @xmath88 , for @xmath86 , making it difficult to explain the extreme scattering events ( walker & wardle 1998 ) if low - mass clouds are invoked .

熱力学 (温度) の要件だけで @xmath88 の半径が @xmath86 よりも小さいことが分かり, 低質量雲を想定すると, 極端な散乱現象 (Walker & Wardle 1998年) を説明するのは困難である.

an interesting qualitative point is that the x - ray spectra of galaxy clusters typically exhibit iron abundances of order 0.3 ( in solar units : mushotzky & loewenstein 1997 ) .

興味深い質的点は,銀河団のX線スペクトルには通常 0.3の鉄の量があることです (太陽単位で: Mushotzky & Loewenstein 1997).

if a large fraction of the x - ray emission does indeed arise from cloud - cloud collisions , then these clouds presumably contain iron and other heavy elements .

雲との衝突によって X線放射が大きく発生しているのなら雲には鉄やその他の重元素があるはずである

( this conclusion can also be tested by chandra observations . )

(この結論はチャンドラ観測によっても検証できます)

the simplest interpretation of this point is that it indicates primordial non - zero heavy element abundances .

この点の最も単純な解釈は原始的な非ゼロ重元素の豊富さを示すということです

this is highly unconventional , but no more so than the idea that all of the dark matter might be in the form of cold gas clouds .

暗黒物質は冷たいガス雲の形に存在しているかもしれないという考えと同じです

indeed , as emphasised by walker & wardle ( 1999 ) , the two ideas are linked : if all of the dark matter is baryonic , then consistency of the big bang nucleosynthesis calculations with the observed _ light _ element abundances requires that the universe was inhomogeneous at the epoch of cosmic nucleosynthesis , and in turn this admits the possibility of primordial _ heavy _ element nucleosynthesis .

ウォーカーとウォードルが強調したように, 2つの考えは関連しています: もし全てのダークマターがバリオンなら, ビッグバン核合成の計算と観測された光の元素の豊富さの一致は, 宇宙核合成の時代に宇宙が不均一であったことを要求し,

this logic led walker & wardle ( 1999 ) to propose that the genesis of the ( proto-)clouds involved a phase transition in the very early universe ( i.e.

この論理は,ウォーカーとウォードル (1999) が, (原) 雲の誕生は,非常に初期の宇宙 (すなわち,

prior to the epoch of cosmic nucleosynthesis ) cf .

原子核合成の時代より前) cf.

hogan ( 1978 ) .

ローガン (1978年)

the abundant iron in cluster x - ray spectra underlines this interpretation , thereby connecting the cold - cloud model directly to the physics of elementary particles .

クラスターのX線スペクトルに豊富な鉄が存在することはこの解釈を裏付けているので寒い雲のモデルを素粒子物理学と直接結びつけているのです

we have shown that if the dark matter is entirely composed of cold gas clouds , then a substantial fraction of the observed x - ray emission from clusters should be due to physical collisions between these clouds .

暗黒物質が冷たいガス雲から完全に構成されているなら観測された群集からのX線放射の相当な部分はこれらの雲間の物理的な衝突によるものだと示した

this possibility appears to be consistent with existing data .

この可能性は既存のデータと一致しているようです.

indeed the form of the observed cluster luminosity - temperature correlation , and the measurement of high euv luminosities for some clusters , both suggest that this process may well be occurring .

実際観測されたクラスターの輝度 - 温度相関の形といくつかのクラスターの高euv輝度測定は,このプロセスは起こる可能性を示唆しています.

if so then high - resolution images of the virgo cluster should reveal a large number of point - like , transient x - ray sources contributing to the emission .

もしそうならヴァージー星団の高解像度画像は放射に寄与する瞬時の点状のX線源を明らかにするはずです

conversely , if these sources are not seen , then cold clouds of @xmath89 can not contribute more than about 1% of the dark matter , either in clusters or , by extension , in the universe as a whole .

反対に,これらの源が見えない場合, @xmath89の冷たい雲はクラスターでも, 拡張的に言えば, 宇宙全体でも, 暗黒物質の1%以上を貢献することはできません.

i thank mark wardle for providing numerical polytropic density profiles , and for several useful discussions .

複数の多熱帯密度プロファイルを提供してくれて, 役に立つ議論をいくつかしてくれてありがとう.

andy fabian , ron ekers and haida liang contributed helpful advice on clusters .

アンディ・ファビアン,ロン・エカーズ,ハイダ・リアンはクラスターに関する役に立つアドバイスをくれました

arnaud m. , evrard a.e .

アルナード・M・エヴァーラード・E

1999 , mnras , 305 , 631 bloemen h. 1989 , araa , 27 , 469 bhringer h. , briel u.g .

1999年, ブラウンズ, 305, 631 ブルーマン, 1989年, アラア, 27, 469 ブリンガー, ブリエル, ユ.

, schwarz r.a .

シュワルツ・R・A

, voges w. , hartner g. , trmper j.

ウォーグス W. ハートナー G. トランパー J.

1994 nature 368 , 828 carlstrom j.e .

1994 自然 368, 828 カールストーム j.e.

, joy m.k .

ジョイ・M・K

, grego l. , holder g.p .

グレゴ・I. 持有者総額

, holzapfel w.l .

ウォルター・ホルザフェル

, mohr j.j .

オーケイオーケイ

, patel s. , reese e.d .

レイズ・エド

1999 `` particle physics and the universe '' eds l. bergstrom , p. carlson , c. fransson ( in press , astro - ph/9905255 ) clarke c.j .

1999 ` ` ` 粒子物理学と宇宙 " eds L. Bergstrom, p. Carlson, c. Fransson (プレス, astro - ph/9905255 ) クラーク C.j.

, pringle j.e .

プリングル・J・E

1997 , mnras , 288 , 674 de paolis f. , ingrosso g. , jetzer ph .

1997年, マンラス, 288, 674 デ・パオリス F., イングロッソ G., ジェザー PH.

, roncadelli m. 1995 , phys .

ランカデリ, 1995年, 物理学

lett .

やって

, 74 , 14 dixon d.d .

74, 14 ディクソン D.D.

, hartmann d.h .

ハートマン D.H.

, kolaczyk e.d .

コーラチク医学部

, samimi j. , diehl r. , kanbach g. , + mayer - hasselwander h. , strong a.w .

ガンバハ・G・メイヤー・ハッセルワンダー・H・ストロング

1998 , new ast .

1998年,新アスト

, 3 , 539 draine b.t .

流水 b.t.

1998 apjl 509 , l41 fabian a.c 1994 , araa , 32 , 277 fabian a.c .

1998年5月5日, ファイビアン・ア・シ 1994年, アラア, 32, 277 ファイビアン・ア・シ

, crawford c.s .

クラウフォード・C・S

, edge a.c .

エッジAC

, mushotzky r.f .

シャイナ・ラ・フリッツキ

1994 , mnras , 267 , 779 fiedler r.l .

1994年,MNRA,267,779 フィードラー R.L.

, dennison b. , johnston k.j .

デンニソン・B・ジョンストン・K・J

, hewish a.

願ってる

1987 , nature , 326 , 675 gerhard o. , silk j.

ゲルハルト・オ, シルク・J

1996 , apj , 472 , 34 girardi m. , fadda d. , giuricin g. , mardirossian f. , mezzetti m. , biviano a.

1996年, APJ, 472, 34 吉ラディ M., ファダ D., ジュリチン G., マルディロシアン F., メゼッティ M., ビビアノ A.

1996 , apj , 457 , 61 henriksen r.n .

1996年, apj, 457, 61 ヘンリクセン r.n.

, widrow l.m .

ワイドロウ・I・M

1995 apj 441 , 70 hogan c.j .

1995 APJ 441 ホーガン・C・J 70

1978 mnras 185 , 889 jones c. , forman w. 1984 , apj , 276 , 38 kaastra j.s .

1978年モンラ 185, 889 ジョーンズC, フォーマン 1984年 A.J.P. 276, 38 カストラ J.S.

, lieu r. , mittaz j.p.d .

ローグ・R・ミタズ州警察

, bleeker j.a.m .

ブルッカー・J・A・M

, mewe r. , colafrancesco s. , + lockman f.j .

ロークマン・F・J

1999 , apjl , 519 , l119 kalberla p.m.w .

1999年,アピル, 519年, 1119年カルベルラ・プム・ウ

, shchekinov yu.a .

チェキノフ・ユア