Що таке ЦІ ЗОРІ Англійською - Англійська переклад

• these stars

Приклади вживання Ці зорі Українська мовою та їх переклад на Англійською

Стародавня система класифікувала б усі ці зорі як зорі першої величини.
Under the ancient magnitude system, all of these stars might be classified as"stars of the first magnitude".

Усі ці зорі є гігантами і надгігантами, що у тисячі разів яскравіші за Сонце.
All of these stars are bright giant and supergiant stars, thousands of times more luminous than the Sun.

Вони можуть мати порівняно низьку поверхневу гравітацію(log g≤6. 5.)[26] Вважається, що ці зорі з часом охолонуть і стануть білими карликами класу DO.[5].
They may have relatively low surface gravities(log g≤ 6.5.)[26] It is believed that these stars will eventually cool and become DO white dwarfs.[5].

Ці зорі перетворили частину початкового водню і гелію в такі елементи, як вуглець і кисень, з яких ми складаємося.
These stars converted some of the original hydrogen and helium into elements like carbon and oxygen, out of which we are made.

Але навіть при тому, що ці зорі чи не одного віку, не всі вони мають одинаково яскравий вигляд молодих зірок;
But even though these stars are all the same age, they do not all have the dazzling appearance of a star in its infancy;

Ці зорі настільки гарячі, що вони сяють сліпучим біло-блакитним світлом і мають температури поверхні близько 30 000 градусів за Цельсієм.".
These stars are so hot that they shine with a brilliant blue-white light and have surface temperatures over 30,000C.'.

Астрономи поділяють ці зорі на 4 класи: 0, I, II, III- залежно від інтенсивності їх випромінювання в інфрачервоному діапазоні.
Astronomers divide these stars into classes 0, I, II and III, according to how much infrared radiation the stars emit.

Ці зорі мають такий розподіл, як і темна матерія, наскільки наша сучасна технологія дозволяє нам це спостерігати»,- зауважила Монтес.
These stars have an identical distribution to the dark matter, as far as our current technology allows us to study," Montes said.

Згідно з прес-релізом, всі ці зорі спричинять певний гравітаційний ефект на хмару Оорта, хоча найближчі проходження матимуть більший вплив.
According to a press release, all of these stars will have some gravitational effect on the solar system's Oort Cloud, though the closest encounters will have a greater influence.

Ці зорі- не перші у Всесвіті(інакше вони б складалися тільки з водню і гелію), але вони належать до дуже раннього покоління зір.
These stars were not the first stars to form in the Universe(those would have been composed of hydrogen and helium only) but were still members of a very early generation of stars..

Отже, якщо врахувати час, який знадобився б, щоб ці зорі перетворилися в червоні гіганти і планетарні туманності, то має бути більше пилових зерен, що утворилися за кілька мільйонів років до того, як сформувалося Сонце, сказав Гек.
So if you factor in the time it would have taken these stars to evolve into red giants and planetary nebulae, there should be an increase in dust grains that formed just millions of years before the Sun formed, Heck said.

Коли ці зорі вичерпують все ядерне паливо в своєму ядрі, вони скидають у космічний простір свою зовнішню оболонку й від зорі лишається тільки гаряче ядро, яке починає охолоджуватися.
Once these stars have burnt all the nuclear fuel in their core, they shed their outer layers, leaving behind a hot core that starts cooling down.

У видимому світлі ці зорі на вигляд біло-блакитні, проте вони також випускають інтенсивне випромінювання в інших частинах спектру, а в першу чергу- то ультрафіолетове світло[1].
In visible light, these stars appear as a blue-white colour, but they also emit intense radiation in other parts of the spectrum- most notably in the ultraviolet.

Ці зорі часто також мають сильні лінії емісії водню, але така риса присутня і в інших зорях, а отже недостатня для класифікації як об'єкт класу B(e).
These stars frequently also show strong hydrogen emission lines, but this feature is present in a variety of other stars and is not sufficient to classify a B(e) object.

Маса такої зорі повинна була становити бути не менше 1,000.[1] Ці зорі, можливо, також були утворені, коли гало темної матерії притягнуло величезну кількість газу за допомогою гравітації, у ранньому Всесвіті, що може утворювати надмасивні зорі масою у десятки тисяч сонячних мас.[2][3] Такі великі зорі могли сформуватися лише на початку історії Всесвіту до того, як водень та гелій були забруднені більш важкими елементами; таким чином, вони, можливо, були дуже масивними зорями населення III.
Such a star would have to be at least 1,000 solar masses(2.0×1033 kg).[1] These stars may have also been formed by dark matter halos drawing in enormous amounts of gas via gravity, in the early universe, which can produce supermassive stars with tens of thousands of solar masses.[2][3] Stars this large could only form early in the history of the Universe before the hydrogen and helium were contaminated by heavier elements; thus, they may have been very massive Population III stars..

Ці зорі часто також мають потужні емісійні лінії Гідрогену, але така риса притаманна й іншим зорям, а, отже, недостатня для класифікації як об'єкт класу B(e).
These stars frequently also show strong hydrogen emission lines, but this feature is present in a variety of other stars and is not sufficient to classify a B[e] object.

Ці зорі вперше було виділено в окрему групу астрономами Крістоффелем Велкенсом та Фреді Руфенером 1985 року, коли вони шукали та аналізували змінність гарячих блакитних зір.
These stars were first identified as a group and named by astronomers Christoffel Waelkens and Fredy Rufener in 1985 while looking for and analysing variability in hot blue stars..

Ці зорі, строго кажучи, не є білими карликами; швидше, це зорі, які розташовані на діаграмі Герцшпрунга-Рассела між асимптотичним відгалуженням гігантів та ділянкою білих карликів.
These stars are not, strictly speaking, white dwarfs; rather, they are stars which are in a position on the Hertzsprung-Russell diagram between the asymptotic giant branch and the white dwarf region.

Ця зоря має супутник із масою п'ять сонячних на сильно видовженій еліптичній орбіті.
This star has a five solar mass companion in a highly elliptical orbit.

Ця зоря є прикладом рідкісного класу зірок Вольфа-Райе.
This star is an example of a rare class called Wolf-Rayet stars..

Відтак, вони повторно проаналізували дані відстеження навколоземних астероїдів програми NEAT і знайшли цю зорю.
So they reexamined the NEAT asteroid tracking data set and found this star.

У цих зорях важкі елементи, такі як молібден та паладій, утворилися внаслідок процесу, що називається повільним захопленням нейтронів.
In these stars heavy elements such as molybdenum and palladium were produced by what is known at the slow neutron capture process.

Зважаючи на вік цієї зорі, окіл Сонячної системи може бути на три мільярди років старшим, ніж вважали раніше.
So as to host a star like this, the disk of our Milky Way might well be around three billion years older than previously believed.

Відстань до цієї зорі оцінюється приблизно у 2 800 світлових років(800 парсек), з можливою похибкою 34%.
The distance to this star is roughly 2,800 light years(800 parsecs), with a 34% margin of error.