image imagewidth (px) 59 729 | original_image stringlengths 12 15 | bbox dict | translated_text stringlengths 1 3.59k | english_text stringlengths 4 3.91k | text_type stringclasses 2
values | padding_applied dict | text_stats dict |
|---|---|---|---|---|---|---|---|
image_13701.jpg | {
"xmin": 104,
"ymin": 769,
"xmax": 683,
"ymax": 859
} | Iu ଆମର moasnremeut ଆଧାରିତ ମଡେଲଗୁଡିକ, ପୃଥକ ମେଷ୍ଟ୍ରେମ୍ୟୁଟ୍ ଗୁଡିକ ସର୍ବଦା lo disjomnd ସେଲ ପ୍ରୟୋଗ କରନ୍ତି |
qubits। ଯଦି ସେମାନେ wneastirement ଆଧାର ପସନ୍ଦ କରନ୍ତି ତେବେ ସେମାନେ ସମସ୍ତେ କ୍ୱାଣ୍ଟମ୍ ଅପରେସନ୍ ଅଡି ଭାବରେ କାର୍ଯ୍ୟ କରନ୍ତି |
ଆଡପ୍ଲାଇଭ୍ ପିନ୍ଧିନଥିଲେ ତାପରେ ଆମେ ସମାନ୍ତରାଳ ଭାବରେ, ସମସ୍ତ ମାପକୁ ସମାନ ଭାବରେ କରିବା |
ଆଡାପ୍ଟିଭ୍ ପସନ୍ଦଗୁଡ଼ିକର ... | Iu our moasnremeut based models, distinct meastremeuts always apply lo disjomnd sels of
qubits. Honce they all commie as quantum operations aud if tle wneastirement basis choices
wore not adlaplive then we conld do all the measitrements simullancously, in parallel, The
necessity of adaptive choices arose (rom the Panli... | line | {
"top": 12,
"left": 24,
"right": 28,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 458,
"width": 579,
"height": 90,
"aspect_ratio": 6.43
} | |
image_13718.jpg | {
"xmin": 94,
"ymin": 736,
"xmax": 720,
"ymax": 840
} | ‘ଏହିପରି ଉଭୟ ଆଭିମୁଖ୍ୟରେ [5, 6], ଶାସ୍ତ୍ରୀୟ ସମୀକରଣର ସମ୍ପ୍ରସାରଣ ହେଲା-
ବିଭିନ୍ନ ସ୍ୱୀକୃତିରୁ ଗଠିତ: ଏହା ଏପର୍ଯ୍ୟନ୍ତ ଏକ ଧାରଣା ଦେଇଥାଏ ଯେ, କିଛି ଅତିରିକ୍ତ ଏବଂ ବିଶେଷ |
କ୍ୱାଣ୍ଟମ୍ ସିଦ୍ଧାନ୍ତରେ ପହଞ୍ଚିବା ପାଇଁ ସେ ଶାସ୍ତ୍ରୀୟ ସଂଗୀତର ଗତିଶୀଳତା ଉପରେ ଲଗାଇଲେ | ତଥାପି, ଯେପରି |
ଏହି କାଗଜ ପ୍ରଦର୍ଶନ କରିବାକୁ ଲକ୍ଷ୍ୟ ରଖିଛି, ଜଣେ ଆଗକୁ ଆଗକୁ ବ can ିପାରିବ, | ‘Thus in both of the approaches [5, 6], auly the extension of the classical equation was con-
structed from various axioms: this still gives the impression that, something extra and special
unust he imposed on classical ensemble dynamics to arrive at quantum theory. However, as
this paper aims to demonstrate, one can p... | line | {
"top": 10,
"left": 13,
"right": 22,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 313,
"width": 626,
"height": 104,
"aspect_ratio": 6.02
} | |
image_13718.jpg | {
"xmin": 94,
"ymin": 93,
"xmax": 719,
"ymax": 170
} | କେତେକ ଅଧ୍ୟୟନ, ନେଲସନ [3] ଏବଂ ଅନ୍ୟାନ୍ୟ [4] ଙ୍କ ଭଳି ସ୍ନାଚ୍, ଏଥିରୁ (2) ପାଇବାକୁ ଲାଭ କରିଛି |
ସୋଏନ୍ ଷ୍ଟୋଷ୍ଟାଷ୍ଟିକ୍ ମାଇକ୍ରୋ-ଡାୟାମିକ୍ସ, ଅନୁମାନଗୁଡ଼ିକ ଜଣାଶୁଣା ଶାସ୍ତ୍ରୀୟ ପଦାର୍ଥ ବିଜ୍ଞାନଠାରୁ ଅଧିକ |
କିମ୍ବା ଅତିରିକ୍ତ ଉପାଦାନଗୁଡିକ ଉପସ୍ଥାପନ କର ଯାହାକି ନୂତନ ପଜଲ୍ ବ raise ାଏ | | some studies, snch as those of Nelson [3] and others [4], have boon made to derive (2) from
soine stochastic micro-dyuamics, the assumptions cither go beyond familiar classical physics
or introduce additional ingredients that raise new puzzles. | line | {
"top": 28,
"left": 14,
"right": 26,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 253,
"width": 625,
"height": 77,
"aspect_ratio": 8.12
} | |
image_13746.jpg | {
"xmin": 93,
"ymin": 467,
"xmax": 719,
"ymax": 543
} | Ap (w) ସହିତ ଗଣାଯାଇଥିବା ମାଗଣା cnergy ର ଥର୍ମାଲ୍ ଅଂଶ ଅଲଟ୍ରାଭାଇଓଲେଟ୍ ମୁକ୍ତ ହେବା ପାଇଁ ଅନ୍ ହୋଇଯାଏ |
ଭିନ୍ନତା | ତଥାପି, ଜଡିତ କିଛି ଇଣ୍ଟିଗାଲ୍ସର ଏକ ସ୍ୱତନ୍ତ୍ର ବ୍ୟାଖ୍ୟା ନାହିଁ |
ପରିଶିଷ୍ଠରେ ଦର୍ଶାଯାଇଛି ବାସ୍ତବରେ | The thermal part of the free cnergy calculated with Ap(w) turns ont to be free of ultraviolet
divergences. However, some of the integrals involved do not have a unique interpretation as
shown in the Appendix. In fact. | line | {
"top": 12,
"left": 23,
"right": 25,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 193,
"width": 626,
"height": 76,
"aspect_ratio": 8.24
} | |
image_13746.jpg | {
"xmin": 94,
"ymin": 936,
"xmax": 720,
"ymax": 986
} | room ରୁମ୍ ତାପମାତ୍ରାରେ kyT ~ 2.6 x 107? eV, ଏବଂ ଏହା ସୂଚିତ କରେ ଯେ ସେ / wkyT ~ 3yam) | Ky (w)
ଏବଂ Ky (z) ଆର୍କ ଟ୍ରାଇକୋଟୋମିକ୍ କାର୍ଯ୍ୟଗୁଡ଼ିକ: ଯାହା ନିର୍ଭର କରି କେବଳ £ 1 ଏବଂ 0 ମୂଲ୍ୟ ନେଇପାରେ | | {at room temperature kyT ~ 2.6 x 107? eV, and this implies that he/wkyT ~ 3yam ). Ky(w)
and Ky(z) arc trichotomic functions of t: that can take only the values £1 and 0, depending | line | {
"top": 30,
"left": 15,
"right": 19,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 182,
"width": 626,
"height": 50,
"aspect_ratio": 12.52
} | |
image_13746.jpg | {
"xmin": 93,
"ymin": 261,
"xmax": 719,
"ymax": 308
} | ଶୂନ-ବିନ୍ଦୁ ମୁକ୍ତ କିମ୍ବା ଆଭ୍ୟନ୍ତରୀଣ ଶକ୍ତିରେ ସ୍ପେକ୍ଟ୍ରାଲ୍ ସାନ୍ଦ୍ରତା Ap (ର) ଅବଦାନ |
ହେଉଛି କାସିମିର୍ ଶବ୍ଦ | | The contribution of the spectral density Ap(is) to the zero-point free or internal energy
is the Casimir term | line | {
"top": 20,
"left": 21,
"right": 20,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 102,
"width": 626,
"height": 47,
"aspect_ratio": 13.32
} | |
image_13777.jpg | {
"xmin": 70,
"ymin": 219,
"xmax": 399,
"ymax": 418
} | ମାନକ ତ୍ରୁଟି ସଂଶୋଧନ (EC) କ ques ଶଳଗୁଡ଼ିକ ବ୍ୟବହାର କରାଯାଇପାରିବ |
ଏହି ସମସ୍ୟାକୁ ଦୂର କରନ୍ତୁ | ଯଥା, ହାଇ ପର୍ଟର୍ମିଙ୍ଗ୍ ତିନୋଟି ମେ-
ପ୍ରତ୍ୟେକ ଅଙ୍କ ପାଇଁ ନିଶ୍ଚିତତା ଏବଂ ସଂଖ୍ୟାଗରିଷ୍ଠ ଭୋଟ୍ ବ୍ୟବହାର | the
ତ୍ରୁଟିର etfcctive ସମ୍ଭାବନା ~ 3p କୁ ହ୍ରାସ କରାଯାଇପାରେ?
itcraction ସମୟ ଏବଂ ସଂଖ୍ୟାକୁ ତିନିଗୁଣ ଖର୍ଚ୍ଚରେ |
ପରିମାପ ଯଦିଓ ଏହା ଏକ ବଡ ପରି ଦେଖାଯାଏ ... | Standard error correction (EC) techniques can be used to
overcome this problem. E.g., hy pertorming three mea-
surements for each digit and using majority vote. the
etfcctive probability of error can be reduced to ~ 3p?
at the expense of tripling the itcraction time and num
ber of measwrements. While this may look like... | paragraph | {
"top": 19,
"left": 14,
"right": 27,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 720,
"width": 329,
"height": 199,
"aspect_ratio": 1.65
} | |
image_13777.jpg | {
"xmin": 450,
"ymin": 181,
"xmax": 721,
"ymax": 196
} | B. ସ୍ନାନ ସାଜସଜ୍ଜା ତ୍ରୁଟିର ଆକଳନ | | B. Estimation uf bath decorrelation errors | line | {
"top": 18,
"left": 23,
"right": 30,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 32,
"width": 271,
"height": 15,
"aspect_ratio": 18.07
} | |
image_13777.jpg | {
"xmin": 421,
"ymin": 70,
"xmax": 750,
"ymax": 148
} | ଆହୁରି ମଧ୍ୟ ଧ୍ୟାନ ଦିଅନ୍ତୁ ଯେ ପରବର୍ତ୍ତୀ ଉନ୍ନତିଗୁଡିକ (Af ଅଙ୍କ ବାହାରେ) |
ଏହି କ que ଶଳକୁ ହାସଲ କରାଯାଇପାରିବ | ବାସ୍ତବରେ, ପସନ୍ଦ
owr ଡିଜିଟାଲ୍ ପାଇଁ ତ୍ରୁଟି ସଂଶୋଧନ ପାଇଁ ଏକ ଡିଜିଟାଲ୍ ଆଭିମୁଖ୍ୟ ଗ୍ରହଣ କରିବା |
କ techni ଶଳ ଅପେକ୍ଷା ଯଥେଷ୍ଟ ଭଲ ସୁଗନ୍ଧ ଉତ୍ପାଦନ କରେ |
ଡିଜିଟାଲ୍ କ techni ଶଳକୁ ଏକ ଆନାଗଲ୍ ପଦ୍ଧତି ସହିତ ଅନୁକୂଳ କରିବା | | also note that further improvements (beyond Af digits)
can be achieved hy this technique. In essence, choos.
ing a digital approach to error correction for owr digital
technique yields substantially better perfornvance than
adapting the digital technique to an analog approach. | line | {
"top": 25,
"left": 14,
"right": 27,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 301,
"width": 329,
"height": 78,
"aspect_ratio": 4.22
} | |
image_13891.jpg | {
"xmin": 110,
"ymin": 815,
"xmax": 319,
"ymax": 837
} | 1 ପରିଚୟ | 1 INTRODUCTION | line | {
"top": 12,
"left": 22,
"right": 20,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 7,
"width": 209,
"height": 22,
"aspect_ratio": 9.5
} | |
image_13891.jpg | {
"xmin": 108,
"ymin": 730,
"xmax": 612,
"ymax": 749
} | କୀ ଶବ୍ଦ: ଅନଟୋଲୋଜି, କ୍ୱାଣ୍ଟୁଇନ୍ ସମ୍ପର୍କ, ବେଲ୍ ଅସମାନତା, କଟାଙ୍ଗଲେମେଣ୍ଟ | | Keywords: ontology, quantuin correlations, Bell inequality, cutanglement. | line | {
"top": 18,
"left": 12,
"right": 26,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 69,
"width": 504,
"height": 19,
"aspect_ratio": 26.53
} | |
image_13940.jpg | {
"xmin": 70,
"ymin": 560,
"xmax": 399,
"ymax": 786
} | ଇଉଲର୍ କୋଣର ଦୁଇଟି ଉପଯୁକ୍ତ ତ୍ରିଗୁଣ ପାଇଁ gj = (4./%.s) |
ବେଶ୍ୟା £ - FE ") = je] W !!} Ge, MEY) = [jedi im the
ମାନକ ସୂଚନା}। ଧ୍ୟାନ ଦିଅନ୍ତୁ ଯେ pg g2) = [B} (W | ହେଉଛି ଆକ୍ଟୁ |
ସହଯୋଗୀ ସ୍ୱାଧୀନ ay ଏବଂ a। ଦ୍ୱିତୀୟତ since, ଯେହେତୁ ବବ୍ ମିଛ |
|,} ବିଷୟରେ ପୂର୍ବ ଜ୍ଞାନ | ପାଇଁ ଏକ ପ୍ରାଥମିକ ସମ୍ଭାବନା |
ଏହି ରାଜ୍ୟଗୁଡିକର କ୍ୟାଚ୍ ହେଉଛି dg, ଯାହା ଇନ... | for two suitable triplets of Euler angles gj = (4./%.s).
whore £- FE") = je]W!!} Ge, MEY) = [jedi im the
standard notation}. Note that pg. g2) = [B}(W| is actu
ally independent of ay and a. Second, since Bob lias no
prior knowledge about |,}. the a priori probability for
cach of these states is dg, which stands for the... | paragraph | {
"top": 24,
"left": 25,
"right": 26,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 743,
"width": 329,
"height": 226,
"aspect_ratio": 1.46
} | |
image_13940.jpg | {
"xmin": 70,
"ymin": 787,
"xmax": 400,
"ymax": 836
} | ଘୂର୍ଣ୍ଣନ କୋଭାରିଆନ୍ସ ବ୍ୟବହାର କରି, ଗୋଟିଏ ଉପରେ ଏକତ୍ର ହୋଇପାରିବ |
ଗ୍ଲୋବାଲ୍ ପାରାମିଟରଗୁଡିକ g '= gy ଅଡି ଏକ୍ସପ୍ରେସ୍ A କେବଳ ଟମାସରେ |
ଆପେକ୍ଷିକମାନେ 9 = 9,242 [7] ପରି | | Using rotational covariance, one can integrate ont the
global parameters g' = gy aud express A just in tomas of
the relative ones 9 = 9,242 [7] as | line | {
"top": 24,
"left": 13,
"right": 18,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 155,
"width": 330,
"height": 49,
"aspect_ratio": 6.73
} | |
image_13940.jpg | {
"xmin": 422,
"ymin": 847,
"xmax": 604,
"ymax": 863
} | ଏହା ସହିତ, A କୁ ଲେଖାଯାଇପାରିବ | | With this, A can be written as | line | {
"top": 13,
"left": 17,
"right": 17,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 29,
"width": 182,
"height": 16,
"aspect_ratio": 11.38
} | |
image_14011.jpg | {
"xmin": 177,
"ymin": 329,
"xmax": 637,
"ymax": 456
} | ଏକ ଆଙ୍ଗେଣ୍ଟିଂ ପଥ ଖୋଜିବା ପାଇଁ ପ୍ରତ୍ୟେକ ପୁନରାବୃତ୍ତି ସମ୍ପର୍କୀୟ | ଆଲଗୋରିଦମ |
କିଛି frce ଭର୍ଟେକ୍ସରୁ ଏକ ରୁଟିଫ୍ଲିଷ୍ଟ୍ ସ୍କାର୍ଚ୍ କରେ | ଏହା ବ୍ରୋଭାସ୍ ପଥ ଡାଟ |
ସାମ୍ପ୍ରତିକ ମେଳଣର ବିକଳ୍ପ ନୋ-ଏଜ୍ ଏବଂ ଧାରକୁ ନେଇ ଗଠିତ | ମେଳଣ
ନିର୍ଦ୍ଦିଷ୍ଟ ହାଇ ପଏଣ୍ଟର୍ ସାଥୀ | ଯଦି ଆମେ sch ପାଇଲୁ, ws ଏକ ଭର୍ଟେକ୍ସ 1 mien କୁ ଡାକିବା |
ଆରମ୍ଭରୁ “ଦ length ର୍ଘ୍ୟର ଏକ ଉଚ୍ଚ... | Each iteration cousists of searching for an angmenting path. The algorithm
performs a breadtlfiest scarch from some frce vertex. It brovsas paths dat
consist of alternated nou-edges and edges of the current matching. The matching
is specitied hy pointers mate. Let ws call a vertex 1 mien if we have found sch
an altemat... | line | {
"top": 16,
"left": 15,
"right": 21,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 630,
"width": 460,
"height": 127,
"aspect_ratio": 3.62
} | |
image_14011.jpg | {
"xmin": 226,
"ymin": 580,
"xmax": 638,
"ymax": 666
} | * ଯଦି ବ୍ରିଜ୍ ନିଲ୍ ଅଟେ, ତେବେ p ଉପରେ ପୂର୍ବର ଭର୍ଟେକ୍ସକୁ ଫିଙ୍କ୍ ପଏଣ୍ଟ |
‘ଅନ୍ପୁଟ୍ 1 ରୁ ସାଥୀ ଏବଂ ଫୁକ୍, ଏବଂ ଟିଙ୍କରୁ 4 ପର୍ଯ୍ୟନ୍ତ ଟ୍ରାକ୍,
© ନଚେତ୍ ଏକ ବ୍ରିଜ୍ ମାଧ୍ୟମରେ ଏକ ଆବିଷ୍କୃତ ହୋଇଛି, ଏହାର ପାର୍ଶ୍ୱକୁ ଲିଙ୍କ୍ ପଏଣ୍ଟ |
ବ୍ରିଜ୍ ଏବଂ ଅନ୍ୟ ପାର୍ଶ୍ୱକୁ ବ୍ରିଜ୍, ‘ଲିଙ୍କ୍ ରୁ w କୁ ଟ୍ରାକ୍ କରନ୍ତୁ |
ବିପରୀତ ଦିଗ, ଏବଂ ତାପରେ ବ୍ରିଜ୍ ଠାରୁ ଏବଂ ସାଧାରଣ ଦିଗ... | * If bridge is nil, then fink points to the previous even vertex on p.
‘Ontput 2 edges from 1 to mate and fuk, and trace p from tink to 4,
© Otherwise a was discovered via a bridge, link points to u's side of the
bridge, and bridge to the other side, ‘Trace p from link to w in the
opposite direction, and then from brid... | line | {
"top": 19,
"left": 22,
"right": 20,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 324,
"width": 412,
"height": 86,
"aspect_ratio": 4.79
} | |
image_14011.jpg | {
"xmin": 194,
"ymin": 767,
"xmax": 550,
"ymax": 782
} | 5। ପ୍ରତ୍ୟେକ ଭର୍ଟେକ୍ସ ୱୁ ପାଇଁ! 2 ସହିତ ସଂଯୁକ୍ତ, ନିମ୍ନଲିଖିତ କାର୍ଯ୍ୟ କରନ୍ତୁ: | 5. For every even vertex wu! connected to 2, do the following: | line | {
"top": 15,
"left": 18,
"right": 22,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 72,
"width": 356,
"height": 15,
"aspect_ratio": 23.73
} | |
image_14011.jpg | {
"xmin": 176,
"ymin": 166,
"xmax": 638,
"ymax": 216
} | ଏକ ଭର୍ଟେକ୍ସ # ମୂଲ୍ୟ ଟାଇନ୍ O (a। + vay}, ଯେଉଁଠାରେ a, ଆମ୍ୱାର୍କଡ୍ ସଂଖ୍ୟା ଅଟେ |
r ରୁ ମିଳିଥିବା vertices ସମସ୍ତ ଭର୍ଟିକ୍ସ ଉପରେ smn ଉପର-ବୋମା ଭଳି |
ଥିଓରେମ୍ 1 ର ପ୍ରମାଣ | ଧ୍ୟାନ ଦିଅନ୍ତୁ ଯେ 37 dy କୁ ସର୍ବାଧିକ 2n ବୃଦ୍ଧି କରାଯାଇଛି | | a vertex # costs tine O(a. + vay}, where a, is the number of amuarked
vertices found from r. The smn over all vertices is upper-bomded like in the
proof of Theorem 1. Note that 37. dy has been increased by at most 2n. | line | {
"top": 17,
"left": 25,
"right": 26,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 214,
"width": 462,
"height": 50,
"aspect_ratio": 9.24
} | |
image_14011.jpg | {
"xmin": 226,
"ymin": 792,
"xmax": 638,
"ymax": 877
} | * ପ୍ରଥମେ v ଏବଂ w ର ପଏଣ୍ଟର୍ ତୁଳନା କରନ୍ତୁ | ଯଦି ସେମାନେ ସମାନ, କିଛି କର ନାହିଁ |
© ବର୍ତ୍ତମାନ, »ଏବଂ ଅଦ୍ଭୁତ ଦ length ର୍ଘ୍ୟର ଏକ ବୃତ୍ତରେ w lic, ଏବଂ ଧାର {v1 ହେଉଛି |
ଦୁଇଟି ଉପପଥ ମଧ୍ୟରେ ଏକ ସେତୁ | ନିକଟତମ କମନିଅନ୍ ଅଦ୍ଭୁତ ସନ୍ଧାନ କରନ୍ତୁ |
ପୂର୍ବପୁରୁଷ p 1 ଏବଂ w ସୂଚକ ମୁଷ୍ଟି ଅନୁସନ୍ଧାନ କରି | ସାଇକେଲକୁ ଭାଙ୍ଗି ଦିଅ |
‘Aw ଅନୁସରଣ କରେ: | * Compare the pointers first of v and w. If they are equal, do nothing.
© Now, » and w lic on a circle of odd length, and the edge {v1 is
a bridge between the two subpaths. Find the nearest comnion odd
ancestor p of 1 and w by tracing the pointers fist. Collapse the ciecle
‘aw follows: | line | {
"top": 15,
"left": 21,
"right": 22,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 307,
"width": 412,
"height": 85,
"aspect_ratio": 4.85
} | |
image_14066.jpg | {
"xmin": 460,
"ymin": 335,
"xmax": 710,
"ymax": 350
} | GNST ଏବଂ GLT ରେ VL ଡାଇନାମିକ୍ସ | | VL DYNAMICS IN GNST AND GLT | line | {
"top": 18,
"left": 23,
"right": 16,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 31,
"width": 250,
"height": 15,
"aspect_ratio": 16.67
} | |
image_14074.jpg | {
"xmin": 105,
"ymin": 510,
"xmax": 647,
"ymax": 546
} | Class ଶାସ୍ତ୍ରୀୟ ଏବଂ କ୍ୱାଣ୍ଟମ୍ ଘଟଣାଗୁଡ଼ିକ ମଧ୍ୟରେ ସୀମା କେବଳ ମାଉସିର ପ୍ରଶ୍ନ,
A. A. Z. କୁ ବଣ୍ଟନ କରାଯାଇଛି) | ¢ The border between classical and quantum phenomena is just a question of moucy,
{Altributed to A. Z.) | line | {
"top": 20,
"left": 23,
"right": 23,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 100,
"width": 542,
"height": 36,
"aspect_ratio": 15.06
} | |
image_14104.jpg | {
"xmin": 165,
"ymin": 328,
"xmax": 305,
"ymax": 343
} | I. ପରିଚୟ | I. INTRODUCTION | line | {
"top": 23,
"left": 28,
"right": 14,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 8,
"width": 140,
"height": 15,
"aspect_ratio": 9.33
} | |
image_14104.jpg | {
"xmin": 71,
"ymin": 366,
"xmax": 398,
"ymax": 611
} | କେଉଁ ପରୀକ୍ଷଣର ନେତୃତ୍ୱ ନେବ ତାହା ବର୍ତ୍ତମାନ ସୁଦ୍ଧା ଜଣା ପଡିନାହିଁ
ପ୍ରଥମ ନିର୍ଭରଯୋଗ୍ୟ, ପ୍ରୋଟୋଟାଇପିକାଲ୍ କ୍ର୍ରାଟମ୍ କୋନାପ୍ୟୁଟିଂ ଡି-
ଭାଇସ୍, ଦୁଇଟି ରାଜ୍ୟ ସହିତ କ୍ୱାଣ୍ଟମ୍ ସିଷ୍ଟମ୍ | qnbits କୁହାଯାଏ |
cprantum ସୂଚନା ପାଇଁ ମ basic ଳିକ ଏକକ ଭାବରେ ନିଆଯାଏ |
ପ୍ରକ୍ରିୟାକରଣ ଏବଂ ସଂରକ୍ଷଣ ତଥାପି | ଅଭ୍ୟାସରେ, ଏହି ଦୁଇଟି |
ରାଜ୍ୟଗୁଡିକ ଆର୍କ ପ୍ରାୟତ states ଏ... | At present it is not known which experiment will lead
to the first reliable, prototypical cgratum conaputing de-
vice, Quantum systems with two states. called qnbits
are taken to be the basic unit for cprantum information
processing and storage. However. in practice, these two
states arc often only two of a larger set ... | paragraph | {
"top": 30,
"left": 10,
"right": 22,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 902,
"width": 327,
"height": 245,
"aspect_ratio": 1.33
} | |
image_14154.jpg | {
"xmin": 108,
"ymin": 650,
"xmax": 705,
"ymax": 818
} | ଜିଆନ କାର୍ଲୋ ଘିର୍ଡି ବେଳେବେଳେ ତାଙ୍କ ଲେଖାରେ ପରାମର୍ଶ ଦିଅନ୍ତି ଯେ ସମାନ କଣିକା କିମ୍ବା QFT |
GRW ମଡେଲର framework ାଞ୍ଚାରେ ସନ୍ତୋଷଜନକ ଉପାୟରେ ଚିକିତ୍ସା କରାଯାଇପାରିବ ନାହିଁ [15,
ପୃଷ୍ଠା 118), [3, ପୃଷ୍ଠା 312 ଏବଂ 382), କିନ୍ତୁ ହିଲବର୍ଟ ସ୍ପେସ୍ ପାଇଁ ଏକ ବିସ୍ତାର ପ୍ରକ୍ରିୟା ଆବଶ୍ୟକ କରେ | ମୁଁ
ଭାବନ୍ତୁ ଯେ ମୁଁ ଯେଉଁ ମଡେଲ୍ ଉପସ୍ଥାପନ କରିଛି (ଯଥାକ୍ରମେ N ସମା... | GianCarlo Ghirardi sometimes suggests in his writings that identical particles or QFT
cannot be treated in the framework of the GRW model in a satisfactory way [15,
page 118), [3, pages 312 and 382), but require a diffusion process iu Hilbert space; I
think that the model I have presented (respectively, as far as N ide... | line | {
"top": 30,
"left": 26,
"right": 10,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 642,
"width": 597,
"height": 168,
"aspect_ratio": 3.55
} | |
image_1566.jpg | {
"xmin": 90,
"ymin": 618,
"xmax": 735,
"ymax": 792
} | ଏହା ଦର୍ଶାଯାଇଛି ଯେ ଅପ୍ଟିକାଲ୍ ଏବଂ ନିକଟ ଇନଫ୍ରାଡ୍ ସ୍ପାଇରାଲ୍ ବାହୁ ମର୍ଫୋଲୋଜି ମଧ୍ୟରେ ପାର୍ଥକ୍ୟ ଅଛି | କେତେକ
ଗ୍ୟାଲେକ୍ସି ଯାହା ଅପ୍ଟିକାଲରେ ଲୋକୁଲେଣ୍ଟ୍ ସ୍ପିରାଲ୍ ଷ୍ଟ୍ରାକ୍ଟାୟର୍ ପ୍ରଦର୍ଶନ କରେ, ଯେତେବେଳେ ଗ୍ରାଣ୍ଡ୍-ଡିଜାଇନ୍ ସ୍ପିରାଲ୍ ଗଠନ ଦେଖାଏ |
ନିକଟ ଇନଫ୍ରାଡ୍ ** ରେ ଦେଖାଗଲା | ଆହୁରି ମଧ୍ୟ, ଗ୍ୟାଲେକ୍ସି ଯାହା ଅପ୍ଟିକାଲରେ ଗ୍ରାଣ୍ଡ-ଡିଜାଇନ୍ ଦେଖାଯାଏ, ସାଧାର... | It has been shown that there are differences between optical and near-infrared spiral arm morphologies. Some
galaxies which exhibit locculent spiral stractire in the optical often show grand-design spiral structure when
observed in the near-infrared**. Also, galaxies that appear grand-design in the optical, usnally hav... | line | {
"top": 18,
"left": 23,
"right": 24,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 1275,
"width": 645,
"height": 174,
"aspect_ratio": 3.71
} | |
image_1566.jpg | {
"xmin": 90,
"ymin": 450,
"xmax": 735,
"ymax": 551
} | ସମ୍ପ୍ରତି ଏହା ଦେଖାଯାଇଛି ଯେ ଶିଅର ହାର (ଘୂର୍ଣ୍ଣନରୁ ନିର୍ଦ୍ଧିଷ୍ଟ କୁରା ax ଼ି) ମଧ୍ୟରେ ଏକ ସମ୍ପର୍କ ଅଛି |
ବକ୍ର) ଏବଂ ଡିସ୍କ ଗାଲାକ୍ସିରେ ସ୍ପିରାଲ୍ ବାହୁ ପିଚ୍ କୋଣ! ଜୋରରେ କ୍ଷତବିକ୍ଷତ ସ୍ପାଇରାଲ୍ ବାହୁ ସହିତ ସ୍ପାଇରାଲ୍ ଗାଲାକ୍ସିଗୁଡିକ ହ୍ରାସ ପାଉଛି |
ଘୂର୍ଣ୍ଣନ ବକ୍ର, ଯେହେତୁ ଗୋଟିଏ ବୃହତ ରେଡିଓକୁ ଅଗ୍ରସର ହୁଏ, ଏବଂ ଜୋସେଲି ୱାଉଣ୍ଡ୍ ବାହୁ ସହିତ ଗାଲାକ୍ସିଗୁଡିକ ଘୂର... | It has recently been shown that a correlation exists between the rate of shear (ax determined from rotation
curves) and spiral arm pitch angle in disk galaxies! Spiral galaxies with tighly wound spiral arms have falling
rotation curves, as one proceeds to larger radii, and galaxics with Joosely wownd arms have rising r... | line | {
"top": 13,
"left": 23,
"right": 24,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 724,
"width": 645,
"height": 101,
"aspect_ratio": 6.39
} | |
image_1566.jpg | {
"xmin": 91,
"ymin": 825,
"xmax": 519,
"ymax": 844
} | 3। ଶିଅର୍ ରେଟ୍ ବନାମ ପିଚ୍ ଆଙ୍ଗଲ୍ ସମ୍ପର୍କକୁ ଉନ୍ନତ କରିବା | | 3. Improving the shear rate vs pitch angle correlation | line | {
"top": 10,
"left": 27,
"right": 22,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 54,
"width": 428,
"height": 19,
"aspect_ratio": 22.53
} | |
image_1600.jpg | {
"xmin": 423,
"ymin": 832,
"xmax": 750,
"ymax": 992
} | modcl। ଯେଉଁଥିରେ ଦୁଇଟି ପୃଥକ କମ୍ପ୍ଟୋନାଇଜିଂ ଅଞ୍ଚଳ cxist ଏବଂ |
ପାରାମକ୍ଟରର ଏକ ଭିନ୍ନ ସଟ୍ ଦ୍ୱାରା ବର୍ଣ୍ଣିତ | ଷଣ୍
th କୁ ବାଧିତ କରିବା ପାଇଁ RXTE ର ଟେଣ୍ଡର ଶକ୍ତି ପରିସର ଜରୁରୀ |
ଫୋଟନ୍ ଇଣ୍ଡେକ୍ସ କିମ୍ବା କମ୍ପପଟାଇଜେସନ୍ ପାରାମିଟର | ଏବଂ ବିଲୋପ କରେ |
ଏକ କଳାଧନ ଉପାଦାନ ପାଇଁ nced | ଏହି ଥେରୋସୁଟିସ୍ ବିପରୀତ |
LMXB ର ଅଧିକାଂଶ ସ୍ପେକ୍ଟ୍ରାଲ୍ ମଡେଲ୍ ଯାହା ଏକ ଦ... | modcl. whereby two distinct Comptonizing regions cxist and
are characterized by a different sot of paramcters. The ox
tended energy range of RXTE is essential to constraining th
photon index or Comptonization parameter. and eliminates
the nced for a blackbody component. Thisrosutis contrary to
most spectral models of L... | line | {
"top": 26,
"left": 16,
"right": 15,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 610,
"width": 327,
"height": 160,
"aspect_ratio": 2.04
} | |
image_1656.jpg | {
"xmin": 95,
"ymin": 388,
"xmax": 722,
"ymax": 555
} | ଆମର ଫଳାଫଳଗୁଡିକ ମଧ୍ୟରେ ବସ୍ (2002, 2004) ମଧ୍ୟରେ ସ୍ପଷ୍ଟ ମତଭେଦ ହୋଇପାରେ |
କ techni ଶଳ ଏବଂ ଅନୁମାନରେ ପାର୍ଥକ୍ୟର ଯେକ mm ଣସି mmnber କୁ ଡକ୍, ଯେପରିକି କୃତ୍ରିମ ସାନ୍ଦ୍ରତା,
ସ୍ୱଚ୍ଛତା, ରାଜ୍ୟର ସମୀକରଣ, ପ୍ରାରମ୍ଭିକ ଡିସ୍କ ମଡେଲ ଏବଂ ପର୍ଟବର୍ଟେସନ୍, ଗ୍ରୀଡ୍ ଆକୃତି ଏବଂ ରେଜୋଲୁନ୍-
ଟାଇନ୍, ଏବଂ ରେଡିଏଟିଭ୍ ହାଉଣ୍ଡାରୀ କଣ୍ଡିଟିଭ୍, ଆମେ ବିକିରଣକୁ ନିୟନ୍ତ୍ରଣ କରୁଥିବ... | The apparent disagrocment between our results aud those of Boss (2002, 2004) could be
duc to any mmnber of differences in techniques and assumptions, such as artificial viscosity,
opacities, equations of state, initial disk models and perturbations, grid shapes and resoln-
tion, and radiative houndary conditious, inchi... | line | {
"top": 23,
"left": 11,
"right": 14,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 637,
"width": 627,
"height": 167,
"aspect_ratio": 3.75
} | |
image_1656.jpg | {
"xmin": 94,
"ymin": 588,
"xmax": 736,
"ymax": 671
} | ଉପଯୋଗୀ ମନ୍ତବ୍ୟ ପାଇଁ ଆମେ A.P.Boss ଏବଂ au snonymons ରେଫରିଙ୍କୁ ଧନ୍ୟବାଦ ଦେଉଛୁ | ଏହି କାମଟି ଥିଲା-
ନାସା ଅରିଜିନ୍ସ ଅଫ୍ ସ olar ର ସିଷ୍ଟମର ଅଂଶରେ ପୋର୍ଟ ହୋଇଛି ନଂ। NAGS-1196d ଏବଂ NNGOSGN1IG,
ନାସା ପ୍ଲାନେଟାରୀ ଗୋଲୋଜି ଏବଂ ଜିଓଫିଜିକ୍ସ ଅନୁଦାନ ନମ୍ବର NAGS-10262, ଏବଂ ଏକ ଅଂଶୀଦାର ୟୁନି-
ଇଣ୍ଡିଆନା ୟୁନିଭରସିଟି ପର୍ଯ୍ୟନ୍ତ ଆଇବିଏମ୍, Inc. | We thank A.P. Boss and au snonymons referee for useful comments. This work was sup-
ported in part hy NASA Origins of Solar Systems grants Nos. NAGS-1196d and NNGOSGN1IG,
by NASA Planetary Goology and Geophysics grant No. NAGS-10262, and hy a Shared Uni-
versity Research grant from IBM, Inc. to Indiana University, | line | {
"top": 19,
"left": 15,
"right": 30,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 303,
"width": 642,
"height": 83,
"aspect_ratio": 7.73
} | |
image_1698.jpg | {
"xmin": 348,
"ymin": 376,
"xmax": 466,
"ymax": 393
} | ଅକ୍ଟୋବର 17, 2018 | October 17, 2018 | line | {
"top": 23,
"left": 15,
"right": 28,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 16,
"width": 118,
"height": 17,
"aspect_ratio": 6.94
} | |
image_1698.jpg | {
"xmin": 194,
"ymin": 215,
"xmax": 621,
"ymax": 269
} | ଧଳା ଗର୍ତ୍ତ ବ୍ରହ୍ମାଣ୍ଡର ସୀମିତ ସୀମା |
ଅନ୍ଧକାର ବିଷୟ ବିନା | | Finite bounded expanding white hole universe
without dark matter | line | {
"top": 19,
"left": 21,
"right": 15,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 55,
"width": 427,
"height": 54,
"aspect_ratio": 7.91
} | |
image_1698.jpg | {
"xmin": 218,
"ymin": 288,
"xmax": 595,
"ymax": 363
} | ଜନ୍ ଜି ହାର୍ଟନେଟ୍ |
ସ୍କୁଲ ଅଫ୍ ଫିଜିକ୍ସ, ୱେଷ୍ଟର୍ ଅଷ୍ଟ୍ରେଲିଆ ବିଶ୍ୱବିଦ୍ୟାଳୟ,
35 ଷ୍ଟିରଲିଙ୍ଗ୍ ହ୍ୱି, କ୍ରଲ୍ଲି 6009 WA ଅଷ୍ଟ୍ରେଲିଆ |
“ଜୋନ୍ @ ପଦାର୍ଥ ବିଜ୍ଞାନ | uwa.edu.au | John G. Hartnett
School of Physics, the University of Wester Australia,
35 Stirling Hwy, Crawley 6009 WA Australia
“john@physics. uwa.edu.au | line | {
"top": 17,
"left": 26,
"right": 14,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 157,
"width": 377,
"height": 75,
"aspect_ratio": 5.03
} | |
image_1744.jpg | {
"xmin": 95,
"ymin": 534,
"xmax": 722,
"ymax": 703
} | ବାମ ପ୍ୟାନେଲଗୁଡିକରେ, କେନ୍ଦ୍ରୀୟ ପ୍ରୋଟୋଷ୍ଟେଲାର୍ ଅଞ୍ଚଳରେ ମଧ୍ୟ ଜୋରନ୍ସ ଇନଫଲ୍ ଘଟୁଛି |
କେନ୍ଦ୍ରୀୟ ପ୍ରୋଟୋଷ୍ଟାର ଉପରେ କନ୍ଫ୍ଲେଟରେ ଥିବା ମାଟ୍ରିଆଲ୍ ବର୍ଷା ହୁଏ | ଉପର ଡାହାଣ ପାଉଲରେ, କ
jct ପରି ଆଉଟଫ୍ଲୋ ହେନ୍ ଆରମ୍ଭ କରିଛି | ଏହି ଅନଟଫିଓ ସୁପର ଆଲଭେନିକ୍ ସ୍ପୋକଡସ୍ ଅଡି କଲିମେଟ୍ |
ଆଉଟଫ୍ଲୋ ଅକ୍ଷ ଆଡକୁ | ଆମେ ତଳ ଡାହାଣ ପ୍ୟାନେଲରେ ଏହା ସୁଗମ ଡିସ୍କ ଦେଖାଇଥାଉ |
ପଏଣ୍... | In the left panels, vigorons infall is still occurring onto the central protostellar region as
the matcrial in the envelope rains down on the central protostar. In the top right pauel, a
jct-like outflow has heen initiated. This ontfiow achioves super Alvénic spocds aud collimate
towards the outflow axis. We show in th... | line | {
"top": 25,
"left": 28,
"right": 26,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 631,
"width": 627,
"height": 169,
"aspect_ratio": 3.71
} | |
image_1744.jpg | {
"xmin": 94,
"ymin": 714,
"xmax": 721,
"ymax": 777
} | ଚିତ୍ର 5 ର ଉପର ଡାହାଣ ପ୍ୟାନେଲରୁ ଡିସ୍କ ପବନ ଉତ୍ପନ୍ନ ହୋଇପାରେ |
ଡିସ୍କର ଚତୁର୍ଦ୍ଦିଗ ଅଂଶ | ଡିସ୍କ ଘୂର୍ଣ୍ଣନ ବେଗର ହ୍ରାସ v ,, 5 x 10 em ଭିତରେ ହୋଇପାରେ |
ଏହି କେନ୍ଦ୍ରୀୟ ଅଞ୍ଚଳରେ ଡିସ୍କ ପବନ ଲଞ୍ଚ କରିବା ଅଧିକ କଷ୍ଟସାଧ୍ୟ ହେବାର ଏକ କାରଣ ହୁଅ | | From the upper right panel of Fig. 5 one can sec that the disk wind arises from the
circumibinary part of the disk. The decrease in disk rotation speed v,, inside 5 x 10 em may
be a reason why the disk wind in this central region is apparcutly more difficult to launch. | line | {
"top": 12,
"left": 21,
"right": 18,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 216,
"width": 627,
"height": 63,
"aspect_ratio": 9.95
} | |
image_1783.jpg | {
"xmin": 433,
"ymin": 988,
"xmax": 749,
"ymax": 1002
} | ତାରାମାନଙ୍କର ଆସିନପଟୋଟିକ୍ ଧାତୁତା ନିର୍ଣ୍ଣୟ କରାଯାଏ ନାହିଁ | | The stars’ asyinptotic metallicity is determined not | line | {
"top": 12,
"left": 12,
"right": 28,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 54,
"width": 316,
"height": 14,
"aspect_ratio": 22.57
} | |
image_1783.jpg | {
"xmin": 422,
"ymin": 859,
"xmax": 749,
"ymax": 986
} | କଣ୍ଟେଷ୍ଟରେ, କେବଳ ସାବ୍-ମିମି ଶସ୍ୟଗୁଡିକ ଭଲ ଭାବରେ ଯୋଡି ହୋଇ ରହିଥାଏ |
ଡିସ୍କ ଗ୍ୟାସ୍ ସହିତ ବିକଶିତ ହୁଏ | ବୃହତ-ଠାରୁ ସ୍ଥାନାନ୍ତରଣ-
nnn ଶସ୍ୟଗୁଡିକ ହାଇ- ର ପ୍ରଭାବ ଦ୍ୱାରା ନିର୍ଣ୍ଣୟ କରାଯାଏ |
ଡ୍ରୋଡାଇନାମିକ୍ ଡ୍ରାଗ୍ ପ୍ରକ୍ରିୟା (ଟେକୁଚି ଏବଂ ଏଲ। 2005) | ଭାରୀ
ସୁପର-କିମି ପ୍ଲାନ୍ଟେସିମାଲରେ ଥିବା ଉପାଦାନଗୁଡ଼ିକ ହେଉଛି_ n0 |
ଡିସ୍କ ଗ୍ୟାସ୍ ଦ୍ୱାରା ଅଧିକ ପ୍ରଭାବିତ... | In conteast, only sab-mm grains are well coupled and
evolves with the disk gas. The migration of larger-than-
nnn grains is determined by the effectiveness of the hy-
drodynamiic drag process (Takeuchi et al. 2005). Heavy
elements contained in super-km planctesimals are_n0
longer significantly affected by the disk gas ... | line | {
"top": 11,
"left": 10,
"right": 26,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 459,
"width": 327,
"height": 127,
"aspect_ratio": 2.57
} | |
image_1797.jpg | {
"xmin": 55,
"ymin": 885,
"xmax": 389,
"ymax": 948
} | ଆମର ତଥ୍ୟରେ ସେମାନଙ୍କର ତଥ୍ୟ ପରଠାରୁ ଏହି କ୍ଲଷ୍ଟରଗୁଡ଼ିକର ବିଶ୍ଳେଷଣ |
ଅନ୍ୟ କ୍ଲଷ୍ଟରଗୁଡ଼ିକ ସହିତ ତୁଳନା କରାଯାଏ ଏବଂ ସେଥିପାଇଁ |
ଆମର ନିଶ୍ଚିତକରଣ ପ୍ରକ୍ରିୟାଗୁଡ଼ିକର ପରବର୍ତ୍ତୀ ଗାଲ ପ୍ରଦାନ କରନ୍ତୁ |
ଏବଂ ରେଡଶିଫ୍ଟ ଆକଳନ | | analysis of these clusters since their data at our disposal
are comparable to those of the other clusters and therefore
provide a further cheek of our procedures of confirmation
and redshift estimation. | line | {
"top": 11,
"left": 17,
"right": 23,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 196,
"width": 334,
"height": 63,
"aspect_ratio": 5.3
} | |
image_1797.jpg | {
"xmin": 55,
"ymin": 955,
"xmax": 390,
"ymax": 986
} | କ୍ଲଷ୍ଟର P53, P36, ଏବଂ 8 ର R ଫଟୋଗ୍ରାଫି |
P63 2 ରେ ସ୍ଥାପିତ HiRAC କ୍ୟାମେରାରୁ | | 8 and R photometry of clusters P53, P36, and
P63 is from the HiRAC camera mounted at the 2. | line | {
"top": 21,
"left": 23,
"right": 18,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 75,
"width": 335,
"height": 31,
"aspect_ratio": 10.81
} | |
image_1797.jpg | {
"xmin": 56,
"ymin": 829,
"xmax": 738,
"ymax": 861
} | ଚିତ୍ର 2।
ଉଭୟ (B - RUR) ଏବଂ {¥ - £ 7) ଚିତ୍ରରେ ETS ସହିତ | | Fig. 2. (B— R.A} and (V —7,1) ETS and redshift estimates of clusters within our smvey. This sample includes clusters
with ETS in both (B — RUR) and {¥ — £7) diagrams. | line | {
"top": 10,
"left": 14,
"right": 15,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 55,
"width": 682,
"height": 32,
"aspect_ratio": 21.31
} | |
image_184.jpg | {
"xmin": 55,
"ymin": 491,
"xmax": 374,
"ymax": 520
} | ପବ୍ଡ୍ ଭଗ୍ନାଂଶ (cquution 1) | nal the ru pabd iraction
fequation 2}। | pubed fraction (cquution 1). nal the ru pabd iraction
fequation 2}. | line | {
"top": 12,
"left": 10,
"right": 30,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 67,
"width": 319,
"height": 29,
"aspect_ratio": 11
} | |
image_184.jpg | {
"xmin": 406,
"ymin": 889,
"xmax": 662,
"ymax": 903
} | 4 ଆଲୋଚନା ଏବଂ ସିଦ୍ଧାନ୍ତ | | 4 DISCUSSION AND CONCLUSIONS | line | {
"top": 15,
"left": 24,
"right": 13,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 24,
"width": 256,
"height": 14,
"aspect_ratio": 18.29
} | |
image_184.jpg | {
"xmin": 56,
"ymin": 627,
"xmax": 171,
"ymax": 641
} | 3.2.2 କ ech ଶଳ (ii) | 3.2.2 Technique fii) | line | {
"top": 27,
"left": 20,
"right": 10,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 19,
"width": 115,
"height": 14,
"aspect_ratio": 8.21
} | |
image_184.jpg | {
"xmin": 406,
"ymin": 660,
"xmax": 725,
"ymax": 849
} | ଯେପରି ଜଣେ ଆଶା କରିବେ | ଆଇ-ଡାଟା ଏକ୍ସ-ରେ ଫାଲ୍ ହୋଇଛି |
ନାଡିର ଅବଧି (ଚିତ୍ର 4 ରେ ବିନ୍ଦୁ ରେଖା) ixcclleat ରେ ix ସହମତ |
ମର୍ଫୋଲୋଜି ଦୃଷ୍ଟିରୁ ଚିତ୍ର 2 ରେ ଦୋଷୀ ସାବ୍ୟସ୍ତ ହେବ ନାହିଁ |
ଫେଜ୍ ଏବଂ ପଲ୍ସଡ୍ ଭଗ୍ନାଂଶ (ଲିଜ୍ = 0 + 20%) | I-dlals
ଆପ୍ଟିକୁଲି-ଡିଟେରଡାଲ୍ ପାଲାରେ ଫୋଲ୍ଡ୍: ଅବଧି | (କଠିନ ଜିନ୍) |
ଗୁରୁରେ 4) ପାଖାପାଖି ସମାନ Une pbsase off pals
puo... | As one would expect. the i-data falded oa the X-ray
pulse period (dotted line in figare 4) ix in excclleat agree
wnt wilh tht proscuted in figure 2. in terms of morphology
phasing and pulsed fraction (lige = 0 + 20%). The i-dlals
Folded on the apticully-deteradaal pala: period. (solid Jin
in gure 4) shuns approxiowtely... | paragraph | {
"top": 22,
"left": 18,
"right": 23,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 670,
"width": 319,
"height": 189,
"aspect_ratio": 1.69
} | |
image_184.jpg | {
"xmin": 56,
"ymin": 766,
"xmax": 375,
"ymax": 1043
} | ଚିତ୍ର 30 ଲେମ୍ବୁ-ସିଆରିଲ୍ _ ପିରିୟଡୋଗ୍ରାମ୍ ଗୁଡ଼ାଏ |
Ue 30618 ud 310M ପଏଣ୍ଟ io ପାଇଁ (Rybieki 1989) |
tue @ Baht ଆରୋଗ୍ୟ oo 10/06/02 nud 12/0892 | ୧୦
ଦର୍ଶନୀୟ ଭାବରେ | 9 "ହାଲୁକା ଏନ୍ଭସ୍ ଦୁର୍ଭାଗ୍ୟବଶତ Low ଲୋ ୱୋଇ |
w perforra ଏପରି ଏକ ଅନଲିସିସ୍ | ହାଲୁକା ବକ୍ରଗୁଡ଼ିକ Lx ଥିଲା |
ସ୍ୱଚ୍ଛତା ପରିବର୍ତ୍ତନ ଏବଂ Ue detzcaded ପାଇଁ ସଂଯୁକ୍ତ |
ly su... | Figure 30 sbows the Lemb-Searyle _ periodogramas
(Prowse Rybieki 1989) for Ue 30618 ud 310M points io
tue @ Baht cures obtained oo 10/06/02 nud 12/0892. 10
spectively. The 9" light eneves were unlortunately Low woiy
w perforra such an unlysis. The light curves were Lx
coneted for transparency variations and Ue detzcade... | paragraph | {
"top": 27,
"left": 20,
"right": 24,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 1028,
"width": 319,
"height": 277,
"aspect_ratio": 1.15
} | |
image_1894.jpg | {
"xmin": 94,
"ymin": 447,
"xmax": 128,
"ymax": 464
} | ସହିତ | with | line | {
"top": 28,
"left": 10,
"right": 16,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 4,
"width": 34,
"height": 17,
"aspect_ratio": 2
} | |
image_1894.jpg | {
"xmin": 93,
"ymin": 280,
"xmax": 581,
"ymax": 300
} | ଟେଲିସ୍କୋପ ମଧ୍ୟରେ ବିସପେକ୍ଟ୍ରିନର ଆକଳନକାରୀ i। j, & ଦ୍ୱାରା ବ୍ୟାଖ୍ୟା କରାଯାଇଛି | | The estimator of the bispectruin between telescopes i. j, & is defined by | line | {
"top": 10,
"left": 14,
"right": 15,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 74,
"width": 488,
"height": 20,
"aspect_ratio": 24.4
} | |
image_1894.jpg | {
"xmin": 95,
"ymin": 661,
"xmax": 268,
"ymax": 680
} | ଫୋଟନ୍ ଶବ୍ଦ କେସ୍ | | 4. The photon noise case | line | {
"top": 16,
"left": 28,
"right": 26,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 17,
"width": 173,
"height": 19,
"aspect_ratio": 9.11
} | |
image_1909.jpg | {
"xmin": 165,
"ymin": 86,
"xmax": 294,
"ymax": 98
} | 4 ସ୍ପାଟାଲ୍ ଆନାଲିସିସ୍ | | 4. SPATLAL ANALYSIS | line | {
"top": 19,
"left": 15,
"right": 13,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 22,
"width": 129,
"height": 12,
"aspect_ratio": 10.75
} | |
image_1909.jpg | {
"xmin": 512,
"ymin": 284,
"xmax": 659,
"ymax": 297
} | ଟେମ୍ପୋରାଲ୍ ଆନାଲିସିସ୍ | | 4. TEMPORAL ANALYSIS | line | {
"top": 21,
"left": 21,
"right": 29,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 22,
"width": 147,
"height": 13,
"aspect_ratio": 11.31
} | |
image_1978.jpg | {
"xmin": 55,
"ymin": 162,
"xmax": 726,
"ymax": 215
} | SWIRE ଗାଲାକ୍ସି ଜନସଂଖ୍ୟାର ମର୍ଫୋଲୋଜିକାଲ୍ ଷ୍ଟଡିଜ୍ |
UGC 10214 HST / ACS କ୍ଷେତ୍ର | | Morphological Studies of the SWIRE Galaxy Population in
the UGC 10214 HST/ACS field | line | {
"top": 24,
"left": 10,
"right": 30,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 78,
"width": 671,
"height": 53,
"aspect_ratio": 12.66
} | |
image_1978.jpg | {
"xmin": 230,
"ymin": 805,
"xmax": 726,
"ymax": 835
} | ମୁଖ୍ୟ ଶବ୍ଦ: ଗାଲାକ୍ସି: ବିବର୍ତ୍ତନ ଗ୍ୟାଲେକ୍ସି: ଏଲିପଟିକାଲ୍ ଏବଂ ଲେଣ୍ଟିକୁଲାର୍, ସିଡି ଗ୍ୟାଲେକ୍ସି:
ସ୍ପିରାଲ୍ ଗାଲାକ୍ସି: ଅନିୟମିତ ଇଣ୍ଟ୍ରେଡ୍: ସାଧାରଣ ଇନଫ୍ରାଡ୍: ଗାଲାକ୍ସି | | Key words: galaxies: evolution galaxies: elliptical and lenticular, cD galaxies:
spiral galaxies: irresular intrared: general infrared: galaxies | line | {
"top": 30,
"left": 28,
"right": 11,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 155,
"width": 496,
"height": 30,
"aspect_ratio": 16.53
} | |
image_1994.jpg | {
"xmin": 95,
"ymin": 145,
"xmax": 722,
"ymax": 355
} | F06W ଫିଲ୍ଟର୍ ପାଇଁ, ଯୁଗ 1 ରେ, ଏକ୍ସପୋଜର୍ ସମୟଗୁଡିକ ଚୟନ କରାଯାଇଥିଲା ଯାହା ଦ୍ a ାରା ଏକ S / N ହାସଲ ହୁଏ |
af, kuown MACHO magnitndes ଉପରେ ଆଧାର କରି QSO ପାଇଁ 100 ଲୋଷ୍ଟ କରନ୍ତୁ | Cpoch 2 ରେ ଏକ୍ସପୋଜର୍ |
ସମୟକୁ ଧ୍ୟାନରେ ରଖିବା ପାଇଁ ସେ ଯୁଗ 1 ତୁଳନାରେ କିଛି ମାତ୍ରାରେ ବଡ ହୋଇଥିଲେ |
MACHO sonrces ଯଥେଷ୍ଟ ମିଶ୍ରିତ ହୋଇଥିଲା ଏବଂ ଆକ୍ଟନାଲ୍ V maguitndes... | For the F06W filter, in epoch 1, exposure times were chosen so as to achieve a S/N of
af, loast 100 for the QSOs based on the kuown MACHO magnitndes. In cpoch 2 the exposure
times were choson to he somewhat larger than in epoch 1 to take into account the fact that
the MACHO sonrces were considerably blended and that th... | line | {
"top": 25,
"left": 14,
"right": 12,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 790,
"width": 627,
"height": 210,
"aspect_ratio": 2.99
} | |
image_1994.jpg | {
"xmin": 176,
"ymin": 777,
"xmax": 639,
"ymax": 798
} | 3.1। PSF- ଫିଟିଂ ଏବଂ ବିକୃତି ସମାଧାନ ପାଇଁ ପଦ୍ଧତି | | 3.1. Methodology for PSF-fitting and Distortion Solution | line | {
"top": 30,
"left": 18,
"right": 11,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 47,
"width": 463,
"height": 21,
"aspect_ratio": 22.05
} | |
image_1994.jpg | {
"xmin": 358,
"ymin": 739,
"xmax": 457,
"ymax": 758
} | ବିଶ୍ଳେଷଣ | | 3. Analysis | line | {
"top": 29,
"left": 11,
"right": 29,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 10,
"width": 99,
"height": 19,
"aspect_ratio": 5.21
} | |
image_2041.jpg | {
"xmin": 422,
"ymin": 695,
"xmax": 749,
"ymax": 752
} | ଏକ ଚୁମ୍ବକୀୟ ସନ୍ତୁଳନ ଚିଲାଣ୍ଟ ନିର୍ମାଣ କରିବାକୁ, ଜଣେ କରିପାରିବେ |
ଚୁମ୍ବକୀୟ କ୍ଷେତ୍ରର ରେଡିଆଲ୍ ନିର୍ଭରଶୀଳତା ବାଛନ୍ତୁ, ଏବଂ ତାପରେ |
ସାମ୍ପ୍ରତିକ ଡିଜେସିଟି ଏବଂ ସମୀକରଣ ବ୍ୟବହାର କରି ଚାପର ମୂଲ୍ୟାଙ୍କନ କର |
(1) ଏବଂ (2) | To construct an magnetostatic equilibrium filament, one can
choose the radial dependence of the magnetic field, and then
evaluate the current deasity and the pressure using equations
(1) and (2). | line | {
"top": 13,
"left": 13,
"right": 26,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 195,
"width": 327,
"height": 57,
"aspect_ratio": 5.74
} | |
image_2041.jpg | {
"xmin": 422,
"ymin": 927,
"xmax": 749,
"ymax": 1003
} | ଚାରିପାଖରେ ଲିଙ୍କାର୍ ମ୍ୟାଗ୍ନେଟୋଷ୍ଟାଟିକ୍ ପର୍ଟବର୍ଟେସନ୍ ବିଷୟରେ ବିଚାର କରନ୍ତୁ |
cauilbrium § 2 ରେ ବର୍ଣ୍ଣିତ, 10 ଶକ୍ତି ପ୍ରିନ୍ସ ଅନୁଯାୟୀ |
pe। ରୁଲସକୁଡ୍ (2003) ରେ ଚତୁରତାର ସହିତ ପ୍ରମାଣିତ ହୋଇଛି «porarbation give
ଲାଗ୍ରାଙ୍ଗିଆନ୍ ବିସ୍ଥାପନ ଦ୍ if ାରା ଯଦି ସଂପୃକ୍ତ ପୋ-
ଟେନସିଆଲ୍ କେସି ପରିବର୍ତ୍ତନ ଅର୍ଥାତ୍ ନକାରାତ୍ମକ | ସମ୍ଭାବ୍ୟ ଶକ୍ତି ଚାପ୍ | | Consider lincar magnetostatic perturbations around the
cauilbrium described in § 2, According 10 the energy princ
pe. clegantly proven in Rulscud (2003) « porarbation give
by the Lagrangian displacement grows ifthe associated po-
tential casey change ie negative. The potential energy chabpe | line | {
"top": 26,
"left": 11,
"right": 19,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 312,
"width": 327,
"height": 76,
"aspect_ratio": 4.3
} | |
image_2041.jpg | {
"xmin": 137,
"ymin": 432,
"xmax": 323,
"ymax": 445
} | 2। ଇକ୍ୱିଲିବ୍ରିମ୍ ୱାଇବେଲ୍ ଫାଇଲ୍ | | 2. EQUILIBRIUM WEIBEL FILAMENT | line | {
"top": 28,
"left": 10,
"right": 22,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 32,
"width": 186,
"height": 13,
"aspect_ratio": 14.31
} | |
image_2041.jpg | {
"xmin": 422,
"ymin": 85,
"xmax": 544,
"ymax": 99
} | imatcly homogencaus | | imatcly homogencaus. | line | {
"top": 11,
"left": 15,
"right": 11,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 21,
"width": 122,
"height": 14,
"aspect_ratio": 8.71
} | |
image_2041.jpg | {
"xmin": 422,
"ymin": 783,
"xmax": 749,
"ymax": 926
} | ତୁରନ୍ତ ସମୀକରଣ (2) ରୁ ଅନୁସରଣ କରେ ଯେ ତରଳ ପ୍ରେସ୍:
ନିଶ୍ଚିତ ଯେ ଚିଲାମେଟ ଭିତରେ ଚୁମ୍ବକୀୟ ବାହାରେ ବଡ଼ |
ଭିନ୍ନତା ପାଇଁ ଚାପ ହିସାବ | ଏହି ଚାପ ଇମ୍ବୁଲ୍ |
ance ହେଉଛି ଅସ୍ଥିର ଆଚରଣର ଉତ୍ପତ୍ତି ଯାହାକୁ ଆମେ ଅନୁସନ୍ଧାନ କରୁ |
ନିମ୍ନରେ | ଚିଲିକାଗୁଡ଼ିକ ଜଣାଶୁଣା ସସ୍ ପାଇଁ ଅସ୍ଥିର |
କିଙ୍କ, ଏବଂ ସମ୍ବନ୍ଧୀୟ MHD ମୋଡ୍ (sce।, ¢ .g .. ହାସେଗାୱା 1975 ଏବଂ
ସେଥିରେ ଥିବା... | Itimmediately follows from equation (2) that the fluid pres:
sure inside the filameat is larger than outside, the magnetic
pressure accounting for the differcace. This pressure imbal
ance is the origin of the unstable behavior that we explore
below. The filaments arc unstable to the well-known sausage.
kink, and relate... | line | {
"top": 19,
"left": 21,
"right": 28,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 549,
"width": 327,
"height": 143,
"aspect_ratio": 2.29
} | |
image_2096.jpg | {
"xmin": 95,
"ymin": 556,
"xmax": 721,
"ymax": 693
} | ‘ଅନ୍ୟ ପଟେ, କକ୍ସ, ଦେହେରଭେଙ୍ଗ ଆଣ୍ଡ ଲିନି (1990) ରେଡିଓ କଣ୍ଟିନ୍ୟୁମ୍ ଉପସ୍ଥାପନ କରିଥିଲେ
ସିନେସନ ଦକ୍ଷିଣକୁ ପ୍ରାୟ ଏକ ଡିଗ୍ରୀ ବିସ୍ତାର କରେ (Uhe ଦିଗରେ anain luster NGC 2244 କୁ ରୋମ୍ କରନ୍ତୁ |
AFGL 961 ଆଡକୁ ମୋନୋସେରୋସ୍ ରିଜ୍ | ଏହା ସୂଚିତ କରେ ଯେ କ୍ଲାଉଡ୍ ରିଜ୍ ସଙ୍କୋଚିତ ହୋଇପାରେ |
ଡଣ୍ଡ ପଛରୁ Hjsinall II ଅଞ୍ଚଳ ଦ୍ୱାରା | ତଥାପି, ରେଡିଓ ନିର୍ଗମନ ଓଭରଲିପ୍... | ‘On the other hand, Cox, Deharveng & Leene (1990) present evidenee that radio continuum
cinission extends almost a degtee to the south (rom the anain luster NGC 2244 in Uhe direction from
the Monoceros ridge toward AFGL 961. This indieates that the cloud ridge could be compressed
by the Hjsinall II region from behind t... | line | {
"top": 22,
"left": 26,
"right": 21,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 506,
"width": 626,
"height": 137,
"aspect_ratio": 4.57
} | |
image_2096.jpg | {
"xmin": 95,
"ymin": 893,
"xmax": 721,
"ymax": 951
} | ‘ଓନେଭ୍ ବାହ୍ୟରେ ଟ୍ରିଗର ହୋଇଛି, ଏକ ବିଶାଳ ମେଘ ଲୋ ଗ୍ରାଭୋଟର୍ବୁଲେଣ୍ଟ୍ ପତନ ହେବାର ଆଶଙ୍କା ଅଛି |
ଏବଂ ବୁର୍କର୍ଟ 2001) | ଏହା ସୂଚିତ କରେ ଯେ କ୍ଲାଉଡ୍ ସାମଗ୍ରୀ ଶୀଟ୍ ଗୁଡିକରେ ଖସିଯାଏ | ଶେକ୍ଟଗୁଡିକ ମଧ୍ୟରେ ପ୍ରବାହିତ |
ଲୋଡ୍ ଫାଇଲାଣ୍ଟସ୍ ଗଠନ | ମାସ୍ ଜମା ହୁଏ ଯେଉଁଠାରେ ଚିଲାମେଣ୍ଟଗୁଡିକ ବିଚ୍ଛେଦ ହୁଏ, ଦ୍ୱାରା ବୃଦ୍ଧି କରାଯାଇଥାଏ | | ‘Onev externally triggered, a giant cloud is expected Lo undergo gravoturbulent collapse (Klessen
& Burkert 2001). This implies that the cloud material collapses into sheets. Flow within the shects
loads Lo the formation of filainents. Mass accumulates where the filaments intersect, enhanced by the | line | {
"top": 18,
"left": 14,
"right": 21,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 288,
"width": 626,
"height": 58,
"aspect_ratio": 10.79
} | |
image_2096.jpg | {
"xmin": 326,
"ymin": 144,
"xmax": 489,
"ymax": 162
} | ସ୍କିମେଟିକ୍ ମଡେଲ୍ | | 7. Schematic models | line | {
"top": 18,
"left": 16,
"right": 17,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 18,
"width": 163,
"height": 18,
"aspect_ratio": 9.06
} | |
image_20.jpg | {
"xmin": 95,
"ymin": 558,
"xmax": 721,
"ymax": 874
} | ଥେଭେନିନ୍ (1990) ତାଲିକାରୁ କ୍ଲିନ୍, “କେସ୍ a” Fe I ଏବଂ Fe II ରେଖା ଚୟନ କରାଯାଇଥିଲା |
ଆମର 4 ଟି ସ ar ର ଯୁଗଳ ପ୍ରାର୍ଥୀ ସ୍ପେକ୍ଟରରେ ମାପ ଏବଂ ସମାନ ଉଚ୍ଚ $ / N ଏବଂ R ~ 45, 000 |
କକ୍ / ହିରସ୍ ଇନାର୍ ସ୍ପେକ୍ଟ୍ରମ୍ (କିଙ୍ଗ ଏଟ୍ ଆଲ୍ ରେ ବର୍ଣ୍ଣନା କରାଯାଇଛି (1997) ଏକ ସ ar ର ପ୍ରକ୍ସି ସ୍ପେକ୍ସ ଭାବରେ ବ୍ୟବହୃତ |
ଟ୍ରମ୍ 1-d ସ୍ପେକ୍ଟ୍ରମ୍ରେ ପ୍ରୋଫାଇଲ୍ ଫିଟିଂ ରୋଣ... | Clean, “case a” Fe I and Fe II lines from the list of Thevenin (1990) were selected for
measurement in our 4 solar twin candidate spectra and a similarly high $/N and R~45, 000
Kock/HIRES Innar spectrum (described in King et al. (1997) used as a solar proxy spec-
trum. Equivalent widths were measured using the profile ... | paragraph | {
"top": 11,
"left": 22,
"right": 14,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 1327,
"width": 626,
"height": 316,
"aspect_ratio": 1.98
} | |
image_2112.jpg | {
"xmin": 94,
"ymin": 253,
"xmax": 721,
"ymax": 466
} | କେଉଁଠାରେ p = 2c? ey} / 3R? ଗୋଟିଏ କଣିକା ଦ୍ୱାରା ସେମିଟିଙ୍ଗ୍ ଶକ୍ତି | ହୋର୍ ଆମେ u- / vo = 104 ଗ୍ରହଣ କରୁ |
TEN> 3X10 ", fou) R / e ~ 3x 1074Ry s ଠାରୁ ଛୋଟ ହୋଇଯାଏ | ଏହା ¢> 5x1077 ପାଇଁ ହୃଦୟଙ୍ଗମ ହୁଏ |
ଏବଂ ଏକ ଉଜ୍ଜ୍ୱଳ cnongh ରେଡିଓ ଇନୋନିସିଟି ପ୍ରଦାନ କରେ | ଯେହେତୁ ଉଚ୍ଚ ରେଡିଓ ଉଜ୍ଜ୍ୱଳତା ମଧ୍ୟ ହୃଦୟଙ୍ଗମ ହୋଇପାରେ |
ଏକ ଛୋଟ N ପାଇଁ ଯଦି ଗୁଣ୍ଡର ଗୁ... | where p= 2c?ey} /3R? is the cmitting power by a single particle. Hore we adopt u-/vo = 104.
TEN > 3X10", fou) becomes shorter than R/e ~ 3x 1074Ry s. This is realized for ¢ > 5x1077
and gives a bright cnongh radio Inninosity. Since high radio luminosity can be realized even
for a smaller N if the mumbor of bunches is l... | line | {
"top": 12,
"left": 16,
"right": 28,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 831,
"width": 627,
"height": 213,
"aspect_ratio": 2.94
} | |
image_2112.jpg | {
"xmin": 94,
"ymin": 548,
"xmax": 721,
"ymax": 653
} | ଉତ୍ତେଜିତ ତରଙ୍ଗଗୁଡ଼ିକ ପ୍ରବାହରେ ପ୍ରଭାବଶାଳୀ ଘର୍ଷଣ ଶକ୍ତି ଉତ୍ପନ୍ନ କରିପାରେ | ଯଦି ଘର୍ଷଣ |
ବଳ ବହୁତ ଶକ୍ତିଶାଳୀ, ବଳ ଦୁଇଟି ସ୍ରୋତର ଗଠନକୁ ନଷ୍ଟ କରିଦିଏ | ଆମକୁ ନିର୍ମାଣ କରିବାକୁ ପଡିବ |
ଏକ ମଡେଲ୍ ଯାହା ତରଙ୍ଗ cccitation ର ଦୁଇଟି ଆବଶ୍ୟକତାକୁ ସ୍ୱଳ୍ପ ସମୟ ସ୍କେଲରେ ଏବଂ |
ପ୍ରବାହର ସ୍ଥାୟୀ ଷ୍ଟ୍ରନେଟର, ଯାହା ପ୍ରଥମ ଦେଖାରେ ଅସଙ୍ଗତ, ଏହି ସମସ୍ୟା |
ଏପର୍ଯ୍ୟନ୍ତ ଗମ୍... | The excited waves may produce effective frictional force on the flows. If the frictional
force is too strong, the force destroys the structure of the two streams. We have to construct
a model that satisfies the two requirements of wave cxcitation in a short timescale and
sustainable strneture of the flows, which scoms ... | line | {
"top": 26,
"left": 18,
"right": 11,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 350,
"width": 627,
"height": 105,
"aspect_ratio": 5.97
} | |
image_2112.jpg | {
"xmin": 93,
"ymin": 145,
"xmax": 721,
"ymax": 185
} | କଣିକାଗୁଡ଼ିକର ଏକ ସମନ୍ୱିତ ଗତିରେ | ସମନ୍ୱିତ ବକ୍ରତା ପାଇଁ ଥଣ୍ଡା ସମୟ ସ୍କେଲ୍ |
ଯେପରି ବିକିରଣ ଲେଖାଯାଇପାରେ | | of particles that are in a coherent motion. The cooling time scale for coherent curvature
radiation may be written as | line | {
"top": 20,
"left": 15,
"right": 19,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 97,
"width": 628,
"height": 40,
"aspect_ratio": 15.7
} | |
image_2114.jpg | {
"xmin": 95,
"ymin": 261,
"xmax": 722,
"ymax": 450
} | ଆମେ Lesch ct al ର ଆକର୍ଷଣୀୟ କାଗଜକୁ ଲକ୍ଷ୍ୟ କଲୁ | (1998) ଯେଉଁଥିରେ ସେମାନେ ଦାବି କରିଥିଲେ |
ସମନ୍ୱିତ ବକ୍ରତା ବିକିରଣ ପଲ୍ସର ରେଡିଓ ସିମିସନ ପାଇଁ ଉତ୍ସ ହୋଇପାରିବ ନାହିଁ | ତଥାପି |
ସେମାନଙ୍କର ଚିକିତ୍ସା ଅନେକ ସରଳୀକରଣ, ଅନୁମାନ ଉପରେ ଆଧାରିତ: ଏକ ସମ୍ପୁର୍ଣ୍ଣ କୋହରୋସ୍ ବିସ୍ତାରିତ |
ଟୋଭ, ଏକ ବଡ଼ କୋଲିକରେନ୍ସ ଭଲ୍ୟୁମ୍, ଏବଂ ଅନ୍ୟମାନେ | ମ ically ଳିକ ଭାବରେ, ସେହି ... | We noticed the interesting paper of Lesch ct al. (1998) in which they claimed that
coherent curvature radiation cannot, be the source for the radio cmission of pulsars. However.
their treatanent is based on several simplifying, assumptious: a full coherouce extending up
tov, a large colicrence volume, and others. Basic... | line | {
"top": 16,
"left": 26,
"right": 14,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 722,
"width": 627,
"height": 189,
"aspect_ratio": 3.32
} | |
image_2114.jpg | {
"xmin": 94,
"ymin": 144,
"xmax": 722,
"ymax": 249
} | ଉଦାହରଣ ସ୍ୱରୂପ, wpp / 27 B = 10 ° G ଏବଂ T = 1 ms ପାଇଁ ପ୍ରାୟ 50 MHz ହୋଇଯାଏ | ଅନ୍ୟ ପଟେ |
ହାତ, B = 10% G ଏବଂ T = 10s ପାଇଁ, wp / 24 ~ 500 MHz | ଅବଶିଷ୍ଟ ଅଭିବୃଦ୍ଧି ହାର ହେଉଛି |
ମଡେଲ୍ ପାରାମିଟରଗୁଡିକ ପ୍ରତି ମଧ୍ୟ ସମ୍ବେଦନଶୀଳ, ପୂର୍ବାନୁମାନିତ ତରଙ୍ଗ ଦ length ର୍ଘ୍ୟ ଏହା କ interesting ତୁହଳପ୍ରଦ |
ସ୍ପେସ୍ ଚାର୍ଜର ଘନତା ତରଙ୍ଗର ତରଙ୍ଗ ଦ length ର୍ଘ... | example, wpp/27 becomes about 50 MHz for B = 10° G and T = 1 ms. On the other
hand, for B = 10% G and T = 10s, wp/24 ~ 500 MHz. The resnltant growth rate is
also insensitive to the model parameters, It is interesting that the predicted wave length is
comparable to the wave length of the space charge density wave, which... | line | {
"top": 27,
"left": 26,
"right": 26,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 384,
"width": 628,
"height": 105,
"aspect_ratio": 5.98
} | |
image_215.jpg | {
"xmin": 260,
"ymin": 881,
"xmax": 554,
"ymax": 900
} | 2.2। FLWO ରେ TopHAT V ଫୋଟୋମେଟ୍ରି | | 2.2. TopHAT V Photometry at FLWO | line | {
"top": 30,
"left": 12,
"right": 10,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 34,
"width": 294,
"height": 19,
"aspect_ratio": 15.47
} | |
image_215.jpg | {
"xmin": 218,
"ymin": 918,
"xmax": 713,
"ymax": 936
} | Mi ରେ ଅବସ୍ଥିତ ଆଣ୍ଟୋମେଟେଡ୍ ଲେଲୋସ୍କେପ୍ | ହପକିୟସ୍, ଆରିଜୋନା, ଯାହା ଡିଜାଇନ୍ ହୋଇଥିଲା | | antomated leloscape located on Mi. Hopkius, Arizona, which was designed t | line | {
"top": 24,
"left": 22,
"right": 18,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 79,
"width": 495,
"height": 18,
"aspect_ratio": 27.5
} | |
image_2168.jpg | {
"xmin": 183,
"ymin": 430,
"xmax": 278,
"ymax": 442
} | 1 (ପରିଚୟ) | 1. (INTRODUCTION | line | {
"top": 13,
"left": 28,
"right": 12,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 9,
"width": 95,
"height": 12,
"aspect_ratio": 7.92
} | |
image_2168.jpg | {
"xmin": 67,
"ymin": 764,
"xmax": 393,
"ymax": 891
} | ଗ୍ୟାସ୍ ଡିସ୍କ ଯାହା ବାଇନାରୀ ମିଶ୍ରଣକୁ କାଟାଲାଇଜ୍ କରିପାରେ |
ପ୍ରାଥମିକ ମାଧ୍ୟାକର୍ଷଣରେ ସେବା ଯୋଗ୍ୟ କ୍ଲେକ୍ଟ୍ରୋମ୍ୟାଗ୍ନେଟିକ୍ ପ୍ରତିପକ୍ଷ |
ଲେଜର ଇଣ୍ଟରଫର୍ ସହିତ ଟେସିଆଲ୍ ତରଙ୍ଗ ସ୍ ature ାକ୍ଷର ଚିହ୍ନଟ |
ଓମିଟର ସ୍ପେସ୍ ଆଣ୍ଟେନା (LISA) | ଅନୁପ୍ରବେଶକାରୀ ବା ବାହାରେ |
ବ୍ୟକ୍ତିବିଶେଷଙ୍କୁ ଘେରି ରହିଥିବା ଛୋଟ ଆକ୍ରେଟେସନ୍ ଡିସ୍କରୁ ପ୍ରବାହିତ ହୁଏ |
ଛିଦ୍ରଗୁଡ଼ିକ ମଧ୍... | Gas disks that catalyze binary mergers may gencratc ob-
servable clectromagnetic counterparts to the primary grav
tational wave signature detcctable with the Laser interfer
ometer Space Antenna (LISA). Induced accretion or out
flows from small accretion disks surrounding the individual
holes might yield precursors to t... | line | {
"top": 25,
"left": 19,
"right": 27,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 551,
"width": 326,
"height": 127,
"aspect_ratio": 2.57
} | |
image_2168.jpg | {
"xmin": 422,
"ymin": 428,
"xmax": 749,
"ymax": 629
} | tcrglow (Milosavljevic & Phinney 2005) | ଅଧିକ ସମୟ ଉପରେ |
ସ୍କେଲ ନିମ୍ନଲିଖିତ ଗର୍ତ୍ତର ସ୍ପିନ୍ ପାଇଁ ଇମ୍ପୁଲସିଭ୍ ଚେଞ୍ଜ୍ |
ମିଶ୍ରଣ (ହ୍ୟୁଜ୍ ଏବଂ ବ୍ଲାଣ୍ଡଫୋର୍ଡ 2003) ଆର୍କର ପରିବର୍ତ୍ତନ ହେବାର ସମ୍ଭାବନା |
ତୁରନ୍ତ ଆଖପାଖରୁ ଆରମ୍ଭ ହୋଇଥିବା ଯେକ any ଣସି ଜେଟର ଦିଗ |
ବ୍ଲାକ୍ ହୋଲ୍ ର (Merritt & Ekers 2002}।) ଏହିପରି ପ୍ରତିପକ୍ଷ |
ଆଗ୍ରହରେ | କାରଣ ସମକକ୍ଷ ଭା... | tcrglow (Milosavljevic & Phinney 2005). On a longer time
scale. impulsive changcs to the spin of the hole following
merger (Hughes & Blandford 2003) arc likely to change the
direction of any jets launched from the immediate vicinity
of the black hole (Merritt & Ekers 2002}. Such counterparts
are of interest, in part. b... | paragraph | {
"top": 24,
"left": 25,
"right": 10,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 813,
"width": 327,
"height": 201,
"aspect_ratio": 1.63
} | |
image_2168.jpg | {
"xmin": 259,
"ymin": 167,
"xmax": 550,
"ymax": 197
} | ଫିଲିପ୍ ଜେ ଆର୍ମିଟେଜ୍! ” ଏବଂ ପ୍ରିୟାମଭାଡା ନଟରାଜନ୍ |
“ଆପ୍ n prets | PHILIP J. ARMITAGE!” AND PRIYAMVADA NATARAJAN
“aps. n prets | line | {
"top": 13,
"left": 29,
"right": 20,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 61,
"width": 291,
"height": 30,
"aspect_ratio": 9.7
} | |
image_2168.jpg | {
"xmin": 455,
"ymin": 926,
"xmax": 716,
"ymax": 939
} | 2। ଗ୍ୟାସ୍- DRI ସମୟରେ ECCENTRICITY] ଭେନ୍ ଇନ୍ସପିରାଲ୍ | | 2. ECCENTRICITY DURING GAS-DRI]VEN INSPIRALS | line | {
"top": 11,
"left": 29,
"right": 13,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 52,
"width": 261,
"height": 13,
"aspect_ratio": 20.08
} | |
image_2179.jpg | {
"xmin": 104,
"ymin": 116,
"xmax": 712,
"ymax": 359
} | ଆମର ଗାଲାକ୍ସିରେ ଆନୁମାନିକ GRB ହାର ସୁପରନୋଭା ହାରର (0.3 1)% ଅଟେ, କ୍ରନ୍ଦନ GRB |
ଷ୍ଟାରବର୍ଷ୍ଟ ଗାଲାକ୍ସିଓରେ ହାର ଏକ କୁମ୍ଭ ~ 300 1000 ବର୍ଷ ବୋଲି ଆକଳନ କରାଯାଇଛି | ଯଦି ସମୁଦାୟ ଶକ୍ତି |
ଆମର ସାଧାରଣ ଗାଲାକ୍ଟିକ୍ GRB ପାଇଁ, ଏକ ସାଧାରଣ GRB ଦ୍ୱାରା ସଜ୍ଜିତ CR ଗୁଡିକ ପ୍ରକୃତରେ ପ୍ରାୟ 10 ° ଅର୍ଗସ୍ | the
ଷ୍ଟାରବର୍ଷ୍ଟ ଗ୍ୟାଲେକ୍ସିରୁ UHECR ଗୁଡ଼ିକର ଚାରାକୋରିଷ୍ଟ ... | estimated GRB rate in our Galaxy is about (0.3 1)% of the supernova rate, the moan GRB
rate in the starburst galaxios is estimated ax one por ~ 300 1000 yrs. If the total energy of
CRs accelorated by a typical GRB is indeed about 10° orgs, as for our loeal Galactic GRB. the
charactoristie injection power of UHECRs from... | line | {
"top": 22,
"left": 22,
"right": 30,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 1204,
"width": 608,
"height": 243,
"aspect_ratio": 2.5
} | |
image_2179.jpg | {
"xmin": 105,
"ymin": 814,
"xmax": 711,
"ymax": 989
} | [1 ଦେରୀ L. O ° C .. 1983। ହେପ୍ ପ୍ରୋଗ୍ | ପଦାର୍ଥ 46 973
[2 Ginabnng। VoL। ପ୍ଲୋଭକିନ୍ | VS. 1988। Sp, Phys। Rew 4 161
[5 ସୋମର୍ସ ପିକ୍ 271 ଆନ୍ତର୍ଜାତୀୟ କମି: ରାଇ କନଫିସେସ୍ (କପର୍ନିକସ୍ ଗେଭେଲହୁଲ୍। ବାନବରୀ। ଜର୍ମାନୀ)
ଆନନ୍ଦିତ, Rapportenr ଏବଂ ହାଇଲାଇଟ୍ ପ୍ରପର୍ସ (2001) 170 |
i Rirandel JR। 2003, ଜ୍ୟୋତିର୍ବିଜ୍ଞାନ | ପଦାର୍ଥ 28। 183
[S | |... | [1 Deury. L. O°C.. 1983. Hep. Prog. Phys. 46. 973
[2 Ginabnng. VoL. Plovkin. VS. 1988. Astrap. Sp, Phys. Rew. 4. 161
[5 Sommers. Pic 271 International Commie: Ray Confiseace (Copernicus Gvellehull. Banbury. Germany)
Jovited, Rapportenr. and Highlight Prpers (2001) 170
i Rirandel JR. 2003, Astropiot. Phys. 28. 183
[... | line | {
"top": 25,
"left": 26,
"right": 28,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 783,
"width": 606,
"height": 175,
"aspect_ratio": 3.46
} | |
image_2194.jpg | {
"xmin": 95,
"ymin": 176,
"xmax": 721,
"ymax": 428
} | ସମସ୍ତ six ଟି ନିଶ୍ଚିତ ହୋଇଥିବା ଟିଭି ବ୍ଲେଜର ପାଇଁ VHE ସ୍ପେକ୍ଟ୍ରା ବର୍ତ୍ତମାନ ଉପଲବ୍ଧ | ଶକ୍ତି ନିୟମ ନିର୍ଦ୍ଦିଷ୍ଟ-
ବ୍ଲେଜରରୁ ଉଜ୍ଜ୍ୱଳ ହାରୋସ୍ ସହିତ ଫିଟ୍ ହୋଇଥିବା ଟ୍ରଲ୍ ଇଣ୍ଡେକ୍ସଗୁଡିକ ରେଡଶିଫ୍ଟ ସହିତ ଷ୍ଟୋକପେନ୍ ପରି ଦେଖାଯାଏ |
(Schrocster 2005) IES 2344 VHE ଫ୍ଲେୟାରର ସ୍ପେକ୍ଟ୍ରାଲ୍ ଇଣ୍ଡେକ୍ସ ଉଜ୍ଜ୍ୱଳ ଅପେକ୍ଷା ଷ୍ଟିପର ଅଟେ |
Mrk 421 ଏବଂ Mrk 501 ର ହରେ... | VHE spectra are now available for all six confirmed TeV blazars. The power law spec-
tral indexes of fits to the brightest Haros from the blazars appear to stocpen with redshift
(Schrocster 2005). The spectral index of the IES 2344 VHE flare is steoper than the brightest
Hare spectra of Mrk 421 and Mrk 501, hoth locate... | line | {
"top": 19,
"left": 11,
"right": 25,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 1047,
"width": 626,
"height": 252,
"aspect_ratio": 2.48
} | |
image_2194.jpg | {
"xmin": 94,
"ymin": 441,
"xmax": 721,
"ymax": 588
} | ଅନ୍ୟ ତରଙ୍ଗଦ eng ର୍ଘ୍ୟରେ କ contem ଣସି ସମସାମୟିକ ମାପ ଗାଇମନା ସମୟରେ ନିଆଯାଇ ନଥିଲା |
20 ଡିସେମ୍ବର, 1995 ରେ IES 2344 ର ରେ ହରେ | ଏହା ମଡେଲଗୁଡିକର ପ୍ରୟୋଗକୁ ରୋକିଥାଏ |
ଗାମା-ରେ ଉତ୍ପାଦନ ପ୍ରଣାଳୀକୁ ବାଧିତ କର, କାରଣ ଗାମନା-ରଶ୍ମି ଛାଡିବା ଜଣାଶୁଣା |
ସେ ବହୁତ ଭେରିଏବଲ୍ | ପ୍ରାୟ onc ବର୍ଷ ପରେ, 5 ଡିସେମ୍ବର, 1896 ରେ, ଏକ ସିନଲ୍ଟାନ୍କସ୍ ଟୁ ¥ |
/ ଏକ୍ସ-ରେ ପର୍ଯ... | No contemporancous measurements at other wavelengths wore taken during the gaimna-
ray Hare of IES 2344 on 20 December, 1995. This precludes the application of models to
constrain the gamma-ray production mechanism, hecause the gamna-ray omission is known
to he highly variable. Almost onc year later, on 5 December, 189... | line | {
"top": 14,
"left": 20,
"right": 18,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 539,
"width": 627,
"height": 147,
"aspect_ratio": 4.27
} | |
image_2194.jpg | {
"xmin": 93,
"ymin": 145,
"xmax": 717,
"ymax": 165
} | ସ୍ପେକ୍ଟ୍ରମର ପରିସଂଖ୍ୟାନିକ ମହତ୍ତ୍ ne ସ୍ନେହର ଏକ cnt-off ଶକ୍ତିକୁ ବାରଣ କରିଥାଏ | | statistical significance of the spectrum precludes the incasurement of sneh a cnt-off energy. | line | {
"top": 25,
"left": 15,
"right": 25,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 74,
"width": 624,
"height": 20,
"aspect_ratio": 31.2
} | |
image_2194.jpg | {
"xmin": 345,
"ymin": 748,
"xmax": 470,
"ymax": 768
} | ସନ୍ଦର୍ଭ | REFERENCES | line | {
"top": 24,
"left": 17,
"right": 23,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 7,
"width": 125,
"height": 20,
"aspect_ratio": 6.25
} | |
image_2194.jpg | {
"xmin": 94,
"ymin": 838,
"xmax": 721,
"ymax": 901
} | ଆହାରୋନିଆନ୍ ଏଫ୍, ଅଖର୍ଜନିଆନ୍ ଏ, ବାରିଓ ଜେ, ଇତ୍ୟାଦି | ମାର୍କାରିଆନ୍ 501 ର TEV ଶକ୍ତି ସ୍ପେକ୍ଟ୍ରମ୍ |
1998 ଏବଂ 1999 ମଧ୍ୟରେ HEGRA ର ଷ୍ଟୋରୋସ୍କୋପିକ୍ ଟେଲିସ୍କୋପ୍ ସିଷ୍ଟମ୍ ସହିତ ମାପ କରାଯାଇଥିଲା |
‘ଆପଜେ, 546-398-902, ଜାନୁଆରୀ 2001 | Aharonian F, Akhperjanian A, Barrio J, et al. The TEV Energy Spectrum of Markarian 501
Measnred with the Storooscopic Telescope System of HEGRA during 1998 and 1999.
‘ApJ, 546-398-902, Jan. 2001. | line | {
"top": 28,
"left": 10,
"right": 20,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 209,
"width": 627,
"height": 63,
"aspect_ratio": 9.95
} | |
image_2342.jpg | {
"xmin": 491,
"ymin": 253,
"xmax": 701,
"ymax": 268
} | 42, ପୂର୍ବ ଫଳାଫଳଗୁଡିକ ତୁଳନା କରନ୍ତୁ | | 42, Comparison te previous results | line | {
"top": 12,
"left": 19,
"right": 21,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 35,
"width": 210,
"height": 15,
"aspect_ratio": 14
} | |
image_239.jpg | {
"xmin": 423,
"ymin": 209,
"xmax": 749,
"ymax": 365
} | କାଗଜ I ଏକ ସ୍ଥିର ଡିସ୍କ ଗଠନ କରିବାକୁ ଏବଂ
ଏକ mnmerical ମଡେଲରୁ ସଠିକ୍ SFR ପ୍ରାପ୍ତ କରନ୍ତୁ ,।
ଗ୍ୟାସର ମାଧ୍ୟାକର୍ଷଣ ଭୁଶୁଡ଼ିବା ସମ୍ପୂର୍ଣ୍ଣ ସମାଧାନ ହେବା ଜରୁରୀ |
(ବେଟ୍ ଏବଂ ବୁର୍କର୍ଟ 1997: Trnclove ct al। 1997} ପର୍ଯ୍ୟନ୍ତ
ଘନତା
ପ୍ରବାହରୁ ଯଦି ଏହା କରାଯାଇଥାଏ, SFR ସହିତ ସ୍ଥିର ଡିସ୍କଗୁଡ଼ିକ |
ଦେଖାଯାଇଥିବା ମୂଲ୍ୟଗୁଡ଼ିକ ସହିତ ତୁଳନାତ୍ମକ ଭାବରେ mod- ରୁ ଉତ... | Paper I cnphasized that to form a stable disk and
derive the correct SFR from a mnmerical model, the
gravitational collapse of the gas must be fully resolved
(Bate & Burkert 1997: Trnclove ct al. 1997} up to the
density where gravitationally collapsing gas decouples
from the flow. If this is done, stable disks with SFR... | line | {
"top": 19,
"left": 20,
"right": 29,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 543,
"width": 326,
"height": 156,
"aspect_ratio": 2.09
} | |
image_239.jpg | {
"xmin": 66,
"ymin": 92,
"xmax": 394,
"ymax": 884
} | ଡିସ୍କ ଗ୍ୟାଲେକ୍ସିଗୁଡିକର ହେନ୍ 1auy sinmlations ଅଛି, ଅନ୍ତର୍ଭୁକ୍ତ କରି |
ଗ୍ୟାସର ଭିନ୍ନତା ଅନୁକରଣ ସହିତ ପୃଥକ ଗ୍ୟାଲେକ୍ସିଗୁଡିକ |
ପଦାର୍ଥ ବିଜ୍ଞାନ ଏବଂ ମତାମତ ପ୍ରଭାବ (ଯଥା .. ଥାକର୍ ଏବଂ କନଚନ୍ନ୍) |
2000; ୱାଡା ଏବଂ ନର୍ମନ୍ 2001: ନୋଗୁଚି 2001: ବର୍ଣ୍ଣସ୍ |
2002; ରୋବର୍ଟସନ ଏବଂ ଅନ୍ୟମାନେ | 2004: ଲି, ମ୍ୟାକ୍ ଲୋ ଏବଂ କ୍ଲେସେନ୍ |
2005a: ଓକାମୋଟୋ ct al। 20... | have heen 1auy sinmlations of disk galaxies, including
isolated galaxies with varions assimiptions of the gas
physics and feedback effects (e.g.. Thacker & Conchnnan
2000; Wada & Norman 2001: Noguchi 2001: Barnes
2002; Robertson et al. 2004: Li, Mac Low & Klessen
2005a: Okamoto ct al. 2005), galaxy mergers (e.g.
Mihos ... | paragraph | {
"top": 23,
"left": 21,
"right": 17,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 2962,
"width": 328,
"height": 792,
"aspect_ratio": 0.41
} | |
image_2401.jpg | {
"xmin": 139,
"ymin": 592,
"xmax": 652,
"ymax": 671
} | ‘ହୋଷ୍ଟ୍ ରେଷ୍ଟଫ୍ରେମ୍ ବି-ବ୍ୟାଣ୍ଡ୍ ସଂପୂର୍ଣ୍ଣ ପରିମାଣ ହେଉଛି ମା ~ —16.5 (L ~ 0.0164», କୁମ୍ଭ-
simiing Aff = ~ 21, [21]} | ଏହାର ସବଲୁମିନିନ୍ ପ୍ରକୃତିକୁ ବିଶ୍ ient ାସ କରେ | GRB030329 ହୋଷ୍ଟ |
[19] ନମୁନା ମଧ୍ୟରେ SFR ସର୍ବନିମ୍ନ ଅଟେ | ତଥାପି | ସଂପୃକ୍ତ ଅବିଭକ୍ତ ନିର୍ଦ୍ଦିଷ୍ଟ |
SFR ସର୍ବୋଚ୍ଚ (SSFR। = ~ 34Mfq yr ~ "(L / E *}"?) .. ଏଥିରେ ଉପସ୍ଥିତ ... | ‘The host restframe B-band absolute magnitude is Ma ~ —16.5 (L ~ 0.0164", ax-
simiing Aff = ~21, [21]}. confientng its subluminons nature [12]. The GRB030329 host
SFR is the lowest among the sample of [19]. However. the associated unextincted specific
SFR. is the highest (SSFR. = ~ 34Mfq yr~"(L/E*}"?).. All the finding... | line | {
"top": 27,
"left": 12,
"right": 21,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 411,
"width": 513,
"height": 79,
"aspect_ratio": 6.49
} | |
image_2401.jpg | {
"xmin": 140,
"ymin": 528,
"xmax": 652,
"ymax": 590
} | ‘SED ଫିଟିଂ (ସିନ୍ଥେଟିକ୍ କିମ୍ବା ପରୀକ୍ଷାମୂଳକ ଟେମ୍ପଲେଟ୍ ବ୍ୟବହାର କରି) ଏବଂ ସ୍ପେକ୍ଟ୍ରସ୍କୋପିକ୍ |
ତଥ୍ୟ ଆୟ - 0.6 ର ଏକ ସ୍ଥିର ବିଲୁପ୍ତ ମୂଲ୍ୟ ପ୍ରଦାନ କରେ | ଦୁଇଟି ସ୍ independent ାଧୀନ ଡାଇଗ୍ନୋଷ୍ଟିକ୍ ଟେକ୍-
niques ଯଥା UV କାଉଟିନିୟମ୍ ଏବଂ [O11] ନିର୍ଗମନ ଟାଇନ୍ ଫିନକ୍ସ, କ୍ରମାଗତ ଭାବରେ ପ୍ରଦାନ କରେ |
SFR ମୂଲ୍ୟ ~ 0.64 f = ye7! ଥରେ ଏହା ହୋଷ୍ଟ ଜାଲାକ୍ସି ... | ‘The SED fitting (using either synthetic or empirical templates) and the spectroscopic
data yield a consistent extinction value of Ay — 0.6. Two independent diagnostic tecl-
niques. namely the UV coutinium and the [O11] emission tine finx, provide consistently
a SFR value of ~ 0.64 f= ye7! once it is corrocted for the ... | line | {
"top": 24,
"left": 11,
"right": 16,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 345,
"width": 512,
"height": 62,
"aspect_ratio": 8.26
} | |
image_2401.jpg | {
"xmin": 140,
"ymin": 305,
"xmax": 221,
"ymax": 321
} | 3 - ଫଳାଫଳ | 3. — Results | line | {
"top": 10,
"left": 13,
"right": 16,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 9,
"width": 81,
"height": 16,
"aspect_ratio": 5.06
} | |
image_2403.jpg | {
"xmin": 139,
"ymin": 185,
"xmax": 652,
"ymax": 342
} | କାର୍ହିଙ୍ଗ, ଜର୍ମାନୀ, Awuico P. ଏବଂ Breuer: JW ଦ୍ୱାରା ସମ୍ପାଦିତ | (କ୍ଲୁୱେର୍ ଏକାଡେମିକ୍ ପ୍ରକାଶକ)
2000। Pp। 143
[the] Boman 1C .. Couns L. und Fiwtey DS | AV 120 (1998) 1816 |
[15] ଗୁଜଟ୍ $।, ଏର। A @ A ପ୍ରସ୍ତୁତିରେ (2005)
[16] ଗୋନୋସାଉକ୍ ଜେ। ପେମଜ୍-ରାଣ୍ଟେନ୍ଜ୍ M_D। AGA subtultted (2005)
17] କେୱୁଇ LJ | ଏବଂ ଡର୍କନା NLA | A @ A 1... | Carhing, Cermany, edited by Awuico P. and Breuer: JW. (Kluwer Academic Publisher)
2000. pp. 143.
[la] Boman 1C.. Couns L. und Fiwtey DS. AV 120 (1998) 1816
[15] Guzt $., er at. A@A. in preparation (2005)
[16] Gonosauec J. Pémz-Ranthenz M_D., Sonansan J, #7 at. AGA. subtultted (2005)
17] Kewuey LJ. and Dorcna NLA. A... | line | {
"top": 30,
"left": 27,
"right": 26,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 615,
"width": 513,
"height": 157,
"aspect_ratio": 3.27
} | |
image_2461.jpg | {
"xmin": 67,
"ymin": 460,
"xmax": 289,
"ymax": 481
} | 6 ଚାଳନା ପ୍ରଭାବ | | 6 Conductivity effects | line | {
"top": 19,
"left": 11,
"right": 17,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 16,
"width": 222,
"height": 21,
"aspect_ratio": 10.57
} | |
image_2551.jpg | {
"xmin": 402,
"ymin": 405,
"xmax": 571,
"ymax": 420
} | W = - ଯେତେବେଳେ, cosb - RV ସିଣ୍ଡ, | W = -kdy, cosb—RV sind, | line | {
"top": 25,
"left": 13,
"right": 12,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 32,
"width": 169,
"height": 15,
"aspect_ratio": 11.27
} | |
image_2551.jpg | {
"xmin": 402,
"ymin": 857,
"xmax": 737,
"ymax": 920
} | ଚିତ୍ର 5 ଖୋଲା କ୍ଲଷ୍ଟର କିଏନାମେଟିକ୍ ତଥ୍ୟର ବଣ୍ଟନକୁ ଦର୍ଶାଏ |
ବିଭିନ୍ନ ଦୂରତା ପାଇଁ ଗାଲାକ୍ଟିକ୍ ଦ୍ରାଘିମା |
ଯେପରି ଚିତ୍ରର ଶୀର୍ଷରେ ସୂଚିତ କରାଯାଇଛି | ବକ୍ରଗୁଡ଼ିକ ଚିହ୍ନ ଚିହ୍ନ-
atic ଅବଦାନ ef ସ olar ର ଗତି ଏବଂ ଗାଲାକ୍ଟିକ୍ ଘୂର୍ଣ୍ଣନ | | Fig. 5 shows the distribution of kinematic data of open clus-
ters versus Galactic longitude for different ranges of distances
as indicated at the top of the figure. The curves mark system-
atic contributions ef Solar motion and Galactic rotation to the | line | {
"top": 20,
"left": 29,
"right": 28,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 211,
"width": 335,
"height": 63,
"aspect_ratio": 5.32
} | |
image_2586.jpg | {
"xmin": 71,
"ymin": 71,
"xmax": 399,
"ymax": 223
} | ତରଙ୍ଗଦ eng ର୍ଘ୍ୟ ତଳେ ଗଭୀର ବର୍ଷା
swface ଗୁରୁତ୍ୱପୂର୍ଣ୍ଣ | ଯଦି କେବଳ ଉପର ଭାଗରେ ବର୍ଷା ହୁଏ |
20 ରେଗୋଲିଥ୍ ଗଣନାରେ ବିଚାରକୁ ନିଆଯାଏ,
ସୀମା ପ୍ରାୟ 1 କ୍ରମରେ ପରିବର୍ତ୍ତନ ହୁଏ | ଏହା
କ୍ୟାଲେନେସନ୍ ଗଭୀରରୁ ନିର୍ଗମନକୁ ସମ୍ପୂର୍ଣ୍ଣ ଭାବରେ ଉପେକ୍ଷା କରେ |
ବର୍ଷା ଯାହା ସ୍ପଷ୍ଟ ଭାବରେ ଅବାସ୍ତବ ଅଟେ | ଯଦି ଜଣେ ଯୋଗ କରେ-
ଗଭୀର ର୍ୟାକ୍ ସ୍ତରରୁ ଶ୍ରଦ୍ଧାଳୁ ଏକ ସି- ପାଇବେ ... | wavelength the coutribution of showers deep under the
swface are important. If only the showers in the upper
20 in of regolith are taken into account in the calculation,
the limit changes by about 1 order of magnitude. This
calenlation completely ignores the emission from deeper
showers which is clearly unrealistic. If... | line | {
"top": 28,
"left": 22,
"right": 14,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 462,
"width": 328,
"height": 152,
"aspect_ratio": 2.16
} | |
image_2586.jpg | {
"xmin": 421,
"ymin": 277,
"xmax": 765,
"ymax": 967
} | P24 G.R. Olbeclt। ନୋଡ D.W.Stranpwny। ଇକ୍ୟୁଟ୍ ଯୋଜନା, ବିଜ୍ଞାନ Lett,
24। $ 04 (1073)
[25, R. Chui ନା। ଫୋ B 9, 458 (2000)
[26 690 Jy Uke nnn ରେ nojke vel ase କୁ ସଂଶୋଧନ କରେ |
GLUE ପରୀକ୍ଷଣର (18) ଏବଂ ନୋବସ୍ ସ୍ତରକୁ |
WSRT ଆରେ କିମ୍ବା: ବିଭାଗ 1 disc ରେ ଡିସକମନ୍ |
[27 3। ଆବୁ: ମୁଦି ଏବଂ E. Zan ଫି। ଚାଲନ୍ତୁ | B 434। 306
(19n8) ଗଣନା ପ... | P24 G.R. Olbeclt. nod D.W.Stranpwny. Eucth Plan, Sci. Lett,
24. $04 (1073)
[25, R. Chui. Nou. Phow. B 9, 458 (2000)
[26 690 Jy correspon to the nojke vel ase in Uke nnn
of the GLUE experiment (18) and nbs to the noive level
Of the WSRT array or: discmaon in Section 1¥).
[27 3. Abou: Mudie and E. Zan. Phy. Let. B 434... | paragraph | {
"top": 13,
"left": 15,
"right": 16,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 2052,
"width": 344,
"height": 690,
"aspect_ratio": 0.5
} | |
image_2586.jpg | {
"xmin": 422,
"ymin": 117,
"xmax": 750,
"ymax": 223
} | ‘ଏହି କାର୍ଯ୍ୟ ଖାତାର ମୁଖ୍ୟ ଅଂଶରେ ଗଣନା |
6040 ରୁ ଅଧିକ ଗଭୀରରୁ ନିର୍ଗତ ବିକିରଣ ପାଇଁ |
ମି। ଉପରୋକ୍ତ ଉପସ୍ଥାପିତ ଯୁକ୍ତିଗୁଡ଼ିକ ଆଧାରରେ |
ଏହା ସ୍ପଷ୍ଟ ହେବ ଯେ ଏହି ଗିଭ୍ କମ୍ ପାଇଁ ଏକ ବାସ୍ତବବାଦୀ ଆକଳନ |
ନିଉଟ୍ରିନୋ ଫ୍ଲକ୍ସ ଉପରେ ସୀମା | ବ୍ରହ୍ମାଣ୍ଡ କିରଣ ପାଇଁ ଏଗୁଡ଼ିକ ମଧ୍ୟରୁ କ .ଣସିଟି ନୁହେଁ |
ସମସ୍ତ ଗୁରୁତ୍ୱପୂର୍ଣ୍ଣ ବର୍ଷା ହେଉଛି
ରେଜୋଲିଥ୍ ର ଉପର ଅଂଶ | | ‘The calculations in the main part of this work account
for radiation emitted from a depth of not more that 6040
mi. On the basis of the arguments presented in the above
it will be clear that this givow a realistic estimate for lower
bounds on neutrino fluxes. For cosmic rays none of these
considerations are important ... | line | {
"top": 10,
"left": 18,
"right": 25,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 315,
"width": 328,
"height": 106,
"aspect_ratio": 3.09
} | |
image_2586.jpg | {
"xmin": 422,
"ymin": 71,
"xmax": 750,
"ymax": 115
} | ଭୂପୃଷ୍ଠ ନିକଟରେ, ଏକ ଅଧିକ କଠୋର ନିମ୍ନ ମଧ୍ୟ ଦେବ |
ସୀମା ପୁନଶ୍ଚ, ଗଣନା ଏକ ଆନାକ୍ସମିମ୍ ଗଭୀରତା o}
500 ମିଟର ସୀମା ପାଇଁ ଏକ ବାସ୍ତବବାଦୀ ବିସ୍ତାର ପ୍ରଦାନ କରେ | | near the surface, would even give a more stringent lower
limit. Again, the calculation taling a anaximmm depth o}
500 m gives a realistic extimate for the limit. | line | {
"top": 13,
"left": 29,
"right": 11,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 141,
"width": 328,
"height": 44,
"aspect_ratio": 7.45
} | |
image_2648.jpg | {
"xmin": 56,
"ymin": 209,
"xmax": 375,
"ymax": 471
} | ଏହି ଧାରଣା ସହିତ ଏକ ସମସ୍ୟା ହେଉଛି Ue: fact Ut। io ଟାଇ କମ୍ |
ସିନୋଲେସନ୍ ଯେଉଁଠାରେ ଗ୍ୟାସ୍ ନିୟମଗୁଡିକ ଅଣ୍ଡ ବୁର୍ ଲମ୍ବ ଅନ୍ତର୍ଭୂକ୍ତ କରାଯାଇଥିଲା |
ut differcot times ix ରିପୋର୍ଟ ହୋଇଛି (oy, Berentzen ot al। 1998:
ଲେନେ ଏଟ୍। 20048) ଦଣ୍ଡଟି ସିଗ୍ନିଲିକ୍ ଭାବରେ ବ grow େ ନାହିଁ |
i। cven ଟିକେ ସଙ୍କୁଚିତ ହୋଇପାରେ | ଏହି ଉପାୟରେ ମହୁମାଛି Ute ବାର୍ |
gas... | A problem with this idea is Ue: fact Ut. io tie Low
sinolations where gas Laws been included und bur length
ut differcot times ix reported (oy, Berentzen ot al. 1998:
Lene et al. 20048). the bar does not grow signilicnully
i. may cven shrink slightly. This way be beeanse Ute bar
{iow ungolar momentusa front the gas inf... | paragraph | {
"top": 20,
"left": 19,
"right": 18,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 1056,
"width": 319,
"height": 262,
"aspect_ratio": 1.22
} | |
image_2648.jpg | {
"xmin": 56,
"ymin": 962,
"xmax": 277,
"ymax": 977
} | High.4 ହାଇ ରେଡଶିଫ୍ଟରେ ବାର୍ ଖୋଜିବା | | §.4 Finding Bars at High Redshift | line | {
"top": 10,
"left": 27,
"right": 30,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 35,
"width": 221,
"height": 15,
"aspect_ratio": 14.73
} | |
image_2648.jpg | {
"xmin": 55,
"ymin": 472,
"xmax": 375,
"ymax": 617
} | ଏହାର ବିକଳ୍ପ (ଧର୍ମନିରପେକ୍ଷ ଇଭୋଲାଲିଏନ୍ ର ପରିସ୍ଥିତି |
ଏହା ହେଉଛି ଯେ ix somcthing furdumeotally ମଧ୍ୟରେ ଭିନ୍ନ ଅଟେ |
varly- ଏବଂ lale-type dive galaxy, ଯାହା ix io thei ପ୍ରତିଫଳିତ କରେ |
ଭିନ୍ନକ୍ଷମ ବାର୍ ଗୁଣ | ଆଇଏଲ୍ ବ୍ରିଟଫାଲ୍ ହେବ (o exiunine ଅଧିକ |
ଯତ୍ନର ସହିତ କାହିଁକି ସୋ ସିଓଲ୍ୟୁସନ୍ ଅପେକ୍ଷା ବଡ଼ ବାର୍ ଉତ୍ପାଦନ କରେ |
ଅନ୍ୟମାନେ (ସେକ୍ସ। ଫ... | The alternative to (hese scenarios of secular evolalien
is that there ix somcthing furdumeotally different between
varly- and lale-type dive galaxies, which ix reflected io thei
differeul bar properties. IL would be Britfal (o exiunine more
carcfully why soow siowlutions produce larger bars than
others (sex. fur exampl... | line | {
"top": 14,
"left": 17,
"right": 17,
"bottom": 0
} | {
"char_length": 593,
"width": 320,
"height": 145,
"aspect_ratio": 2.21
} |
Subsets and Splits
No community queries yet
The top public SQL queries from the community will appear here once available.