Що таке ABSORPTION LINES Українською - Українська переклад

• лінії поглинання
• ліній поглинання

Приклади вживання Absorption lines Англійська мовою та їх переклад на Українською

Absorption lines in the solar spectrum.
Лінії поглинання в сонячному спектрі.

As in the solar spectrum, the spectrum of zodiacal light includes absorption lines.
Як і в спектрі Сонця, в ньому є лінії поглинання.

Absorption lines in the solar spectrum.
Спектральні лінії поглинання в спектрі Сонця.

At maximum these lines almost disappear or become shallow absorption lines.
При максимальній світності ці лінії майже зникають або стають слабкими лініями поглинання.

Except for their absorption lines, the spectra of stars greatly resemble the spectra of blackbodies.
За винятком ліній поглинання, спектри зірок дуже нагадують спектри чорних тіл.

Better spectrography in the 1950s showed that CO2 and water vapor absorption lines did not overlap completely.
Досконаліша спектрографія в 1950 році показала, що лінії поглинання СО2 і водяної пари не повністю перекриваються.

Fraunhofer lines, dark absorption lines that appear in the otherwise continuous spectrum of the sun and stars.
Фраунгоферові лінії- лінії поглинання видимі на фоні неперервного спектру сонця та зірок.

Molecularclouds< 1% 80 10- 20 102- 106 molecular Radio and infrared molecular emission and absorption lines.
Холодна Молекулярні хмари< 1% 80 3- 20 102- 106 молекулярний Радіо і ІЧ-молекулярні лінії випромінювання і поглинання.

Normal dispersion of light seen in the distance from their own absorption lines, anomalous- within the lines or absorption lines.
Нормальна дисперсія світла спостерігається вдалині від власних ліній поглинання, аномальна- у межах смуг або ліній поглинання.

The outermost layers of stars(the stars' atmospheres) are cooler and less dense than the interior, so the resultant stellar spectra have absorption lines.
Зовнішні шари зірок(атмосфери зірок) холодніші й менш щільні, ніж внутрішні, тому результуючі Зоряні спектри мають лінії поглинання.

As the spectrum of the latter did not display absorption lines of water, they believed they had detected the presence of water vapor in the atmosphere of Mars.
Оскільки спектр останнього не мав ліній поглинання води, вони вирішили, що вони виявили присутність водяної пари в атмосфері Марса.

Astronomers measure the amount of each element present in stars by observing dark absorption lines in their spectra.
Астрономи вимірюють кількість кожного елемента, присутнього в зірках, спостерігаючи за темними поглинаючими лініями в їх спектрі.

Doppler broadening of the reflected photospheric absorption lines completely obscures them, giving the spectral appearance of a continuum with no absorption lines.
Доплерівське розширення відбитих фотосферичних ліній поглинання настільки сильно їх розширює, що повністю їх ховає, створюючи враження спектру без ліній поглинання.

In 1872 American physician Henry Draper, the son of John William Draper, recorded the first spectrogram of a star(Vega) to show absorption lines.
У 1872 році Американський фізик Генрі Дрейпер, син Джона Вільяма Дрейпера, записав першу спектрограму зірки(Веґа) для демонстрації спектральних ліній.

When the spectrum of a Type II supernova is examined, it normally displays Balmer absorption lines- reduced flux at the characteristic frequencies where hydrogen atoms absorb energy.
Спектр наднових типу II як правило демонструє лінії поглинання Бальмера- зменшений потік на характерних частотах, де атоми водню поглинають енергію.

Normally the atoms in a star's atmosphere will absorb certain frequencies of energy in the electromagnetic spectrum, producing characteristic dark absorption lines in the spectrum.
Зазвичай атоми в атмосфері зірки поглинають енергію на певній частоті електромагнітного спектра, виробляючи характерні темні лінії поглинання в спектрі.

For nearby objects in the universe, spectral absorption lines are sharp, as only photons with energies just sufficient to cause an atomic transition can cause that transition.
Для близьких об'єктів у Всесвіті, спектральні лінії поглинання дуже гострі, а тільки фотони досягнуть енергію достатню, щоб викликати перехід атома то це перехід відбудеться.

The F-corona(F for Fraunhofer) is created by sunlight bouncing off dust particles, and is observable because its light contains the Fraunhofer absorption lines that are seen in raw sunlight;
F-корона(F від Фраунгофер) створена сонячним світлом, відбитим від часточок пилу, і її можна спостерігати, бо її світло містить лінії поглинання Фраунгофера, які видимі у звичайному світлі;

Doppler broadening of the reflected photospheric absorption lines spreads them so greatly as to completely obscure them, giving the spectral appearance of a continuum with no absorption lines.
Доплерівське розширення відбитих фотосферичних ліній поглинання настільки сильно їх розширює, що повністю їх ховає, створюючи враження спектру без ліній поглинання.

Linares and collaborators circumvent this problem by using high-quality optical spectra from the Gran Telescopio Canarias and other telescopes to identify, for the first time, absorption lines from both the cool side and the hot side of the companion star.
Лінарес та співробітники обходять цю проблему, використовуючи високоякісні оптичні спектри з Gran Telescopio Canarias та інших телескопів, щоб вперше визначити лінії поглинання як з прохолодної сторони, так і з гарячої сторони зірки компаньйона.

This means that instead of showing sharp spectral absorption lines, a quasar's light which has traveled through a large, spread out region of neutral hydrogen will show a Gunn-Peterson trough.
Це означає, що замість того щоб показувати гострі спектральні лінії поглинання, світло квазара, яке подорожував через великий, поширену область нейтрального водню покаже гало Ганна-Петерсона.

The star, KPD2055+3111, of spectral type sdOBwas, was identified as UV-bright in an image from the Ultraviolet Imaging Telescope, and absorption lines in its spectrum indicate that its light is partially intercepted by the supernova remnant.
Зоря KPD2055+3111 спектрального класу sdOBwas була визначена як«яскрава в ультрафіолеті» на зображенні, отриманому від Ultraviolet Imaging Telescope, а лінії поглинання в її спектрі вказують на те, що її світло частково перехоплюється залишком наднової.

Changes are observed in the absorption lines of the stellar spectrum: the occultation of the star by the gas cloud coming from the exocomet produces additional absorption features beyond those normally seen in that star, like those observed in the ionized calcium lines..
Зміни спостерігаються в лініях поглинання зіркового спектра: затінення зірки газовою хмарою, що створюється екзокометою, спричинює додаткову абсорбцію, відмінну від тієї, що зазвичай спостерігається в цій зірці, як ті, що спостерігаються в лініях іонізованого кальцію.

The K-corona(K for kontinuierlich,"continuous" in German) is created by sunlight scattering off free electrons; Doppler broadening of the reflected photospheric absorption lines spreads them so greatly as to completely obscure them, giving the spectral appearance of a continuum with no absorption lines.
K-корона(K від нім. kontinuierlich,«продовжувана») створена сонячним світлом, відбитим від вільних електронів; Доплерівське розширення відбитих фотосферичних ліній поглинання настільки сильно їх розширює, що повністю їх ховає, створюючи враження спектру без ліній поглинання.

The main themes of Ellison's research are studying absorption lines in quasar spectra and studying the effects of environment on galaxy evolution.[3] Her quasar work has focused on studying the chemistry of gas along the line-of-sight to quasars such as Damped Lyman-alpha systems[4] and the Lyman-alpha forest.[5] Much of Ellison's most recent work has focused on using close pairs of galaxies in the Sloan Digital Sky Survey to investigate how galaxy interactions affect galaxy evolution.
Основними темами досліджень Еллісон є вивчення ліній поглинання в квазарних спектрах і вивчення впливу середовища на еволюцію галактик.[1] Її квазарна робота зосереджувалася на вивченні хімії газу вздовж прямої видимості на квазари, такі як системи Damped Lyman-alpha[2] та ЛісЛайман-альфа.[3] Більша частина останніх робіт Еллісон зосереджувалася на використанні близьких пар галактик у дослідженні Слоанівського цифрового огляду неба, щоб дослідити, як галактичні взаємодії впливають на еволюцію галактик.

The F-corona(F for Fraunhofer) is created by sunlight bouncing off dust particles, and is observable because its light contains the Fraunhofer absorption lines that are seen in raw sunlight; the F-corona extends to very high elongation angles from the Sun, where it is called the zodiacal light.
F-корона(F від Фраунгофер) створена сонячним світлом, відбитим від часточок пилу, і її можна спостерігати, бо її світло містить лінії поглинання Фраунгофера, які видимі у звичайному світлі; F-корона простягається до дуже високих кутів елонгації від Сонця, на яких вона отримала назву зодіакальне світло.

The star, KPD2055+3111, of spectral type sdOBwas, was identified as UV-bright in an image from the Ultraviolet Imaging Telescope,[15] and absorption lines in its spectrum indicate that its light is partially intercepted by the supernova remnant.[14] The emission properties of the star indicate that it lies about 1860 ly away,[14] giving an upper bound for the distance of the loop and supporting the previous estimate of 1470 ly.
Зірка, KPD2055+3111, спектрального типу sdOBwas, була визначена як"яскрава в ультрафіолеті" на зображенні, отриманому від Ultraviolet Imaging Telescope,[15] а лінії поглинання в її спектрі вказують на те, що її світло частково перехоплюється залишком наднової.[14] Емісійні властивості зорі вказують на те, що вона знаходиться приблизно за 1860 св. р.,[14] що дає верхню межу відстані до петлі і підтримує попередню оцінку у 1470 св. р.

This simple method is conceptually correct, but it cannot be used to obtain stellar temperatures accurately, because stars are not perfect blackbodies. The presence of various elements in the star's atmosphere will cause certain wavelengths of light to be absorbed. Because these absorption lines are not uniformly distributed over the spectrum, they can skew the position of the spectral peak. Moreover, obtaining a usable spectrum of a star is a time-intensive process and is prohibitively inefficient for large samples of stars.
Цей простий метод, загалом кажучи, дає правильні результати, але його не можна використовувати для точного визначення температур зірок, оскільки зірки не є абсолютно чорними тілами. Наявність у атмосферах зірок різних хімічних елементів спричиняє поглинання променів світла з певною довжиною хвилі. Оскільки ці лінії поглинання розподілені нерівномірно вздовж спектра, вони можуть посунути точку максимуму випромінювання у спектрі. Більше того, отримання якісного спектра зірки є досить тривалим процесом, який може взагалі не дати жодних результатів для великих скупчень зірок.

In 2014, the rotation period of Beta Pictoris b was calculated from the broadening of its carbon monoxide infrared absorption line.
У 2014 році період власного обертання β Живописця b було розраховано за допомогою на розширення свого окису вуглецю ІЧ-лінії поглинання.