1,598 matches
-
de seminar: 1. Controlul organoleptic și analiza preliminară a substanțelor medicamentoase ca atare și a formelor farmaceutice. 2. Determinarea constantelor fizico-chimice utilizate la controlul medicamentelor. 3. Identificarea substanțelor medicamentoase ca atare și din forme farmaceutice prin reacții chimice, metode fizico-chimice (spectrale, cromatografice). 4. Controlul purității substanțelor medicamentoase. 5. Dozarea substanțelor medicamentoase ca atare și din forme farmaceutice (pulberi comprimate, capsule, soluții injectabile și perfuzabile, siropuri, unguente, supozitoare, coliere) prin: 5.1. metode volumetrice - metode electrometrice - metode spectrometrice - metode cromatografice 6. Calcularea
EUR-Lex () [Corola-website/Law/237659_a_238988]
-
litosferei" este controlată într-o mare măsură de "grosimea" acelei părți din ea care poate susține eforturile (tensiunile) elastice pe perioade lungi. În general grosimea sa este estimată folosind "corelația dintre gravitație și topografie", pentru stabilirea căreia se folosesc "metode spectrale" ( Dorman and ( Lewis 1970, ( McKenzie și ( Bowin 1976, ( Banks 1977, ( Forsyth 1985, sau prin ( Gunn 1943, Walcott 1970 și 1976, ( Watts și ( Cochran 1974, ( Watts 1978 și 1980). Stare ideală de echilibru spre care tinde sistemul format din straturile superioare
Izostazie () [Corola-website/Science/298556_a_299885]
-
chiar într-o noapte cu condiții vizuale ideale (cer senin și întunecos, cu steaua aflată sensibil deasupra orizontului). Proxima Centauri este clasificată ca o pitică roșie datorită faptului că aparține unui stadiu principal pe diagrama lui Hertzprung-Russell și aparține clasei spectrale M5.5. Ar trebui să fie, mai degrabă, clasificată ca o stea-pitică de tip M târzie. Magnitudinea vizuală absolută a acestei stele, văzută de la 10 parseci, este de 15,5. Valoare luminozității totale a lungimii de undă este de 0
Proxima Centauri () [Corola-website/Science/307559_a_308888]
-
produse este o caracteristică a acelui element. În loc ca acest spectru să conțină toate frecvențele posibile între violet și roșu, există doar benzi de o singură culoare separate de zone întunecate. O asemenea dispunere de frecvențe poartă numele de linie spectrală. Anumite linii ies în afara limitelor luminii vizibile și pot fi detectate doar cu filme fotografice speciale sau alte dispozitive asemănătoare. Oamenii de știință au emis ipoteza că un atom poate emite lumina în modul în care coarda unei vioare emite
Introducere în mecanica cuantică () [Corola-website/Science/314087_a_315416]
-
independent, astfel încât atunci când o jumătate de coardă se deplasează într-o direcție cealaltă jumătate se deplasează în direcție opusă). Pentru o lungă perioadă de timp nimeni nu a reușit să găsească o cale matematică care să descrie frecvențele din linia spectrală a unui element. În 1885, Johann Jakob Balmer (1825-1898) a arătat modul în care frecvențele unui atom de hidrogen depind unele de altele. Formula este una simplă: unde "formula 2" este lungimea de undă, "R" este constanta Rydberg iar "n" este
Introducere în mecanica cuantică () [Corola-website/Science/314087_a_315416]
-
nu poate explica de ce electronii nu se prăbușesc de pe orbitele lor în nucleul atomului și nici de ce orbitele electronilor pot fi doar cele conforme seriilor de frecvențe care derivă din formula lui Balmer și care pot fi observate în linia spectrală. Cu alte cuvinte, a apărut întrebarea: de ce electronii nu produc un spectru continuu? Mecanica cuantică s-a dezvoltat din studiul undelor electromagnetice prin intermediul spectroscopiei care include lumina vizibilă care se descompune în culorile curcubeului, dar de asemenea și alte unde
Introducere în mecanica cuantică () [Corola-website/Science/314087_a_315416]
-
electronilor. Acest model a devenit mai apoi cunoscut sub numele de Modelul atomic al lui Bohr. În esență Bohr a emis ipoteza că electronii pot ocupa doar anumite orbite în jurul unui nucleu. Existența acestor orbite poate fi dedusă analizând linia spectrală produsă de un atom. Bohr a explicat existența orbitelor pe care electronii le pot ocupa corelând momentul unghiular al electronilor din fiecare orbită "permisă" cu valuarea lui h, constanta lui Planck. El a spus că un electron aflat în cea
Introducere în mecanica cuantică () [Corola-website/Science/314087_a_315416]
-
o pătratul unei variabile: unde λ este lungimea de undă a luminii, "R" este Constanta lui Rydberg pentru hidrogen și întregii n și m se referă la orbitele între care electronii pot tranzita. Această generalizare descrie mult mai multe linii spectrale decât au fost detectate anterior iar confirmarea experimentală a acestui fapt a venit ulterior. Se observă aproape imediat că dacă formula 2 este cuantificat așa cum rezultă din formula de mai sus, atunci momentul oricărui foton este cuantificat. Frecvența luminii, formula 9, la
Introducere în mecanica cuantică () [Corola-website/Science/314087_a_315416]
-
ulterior. Se observă aproape imediat că dacă formula 2 este cuantificat așa cum rezultă din formula de mai sus, atunci momentul oricărui foton este cuantificat. Frecvența luminii, formula 9, la o anumită lungime de undă formula 2 este dată de relațiile: Odată cu descoperirea liniilor spectrale, fizicienii au fost capabili să deducă empiric regulile după care se determină fiecare dintre orbitele electronilor și să descopere astfel ceva vital despre momentele asociate — că și acestea sunt cuantificate. Apoi Bohr a observat modul în care momentul unghiular al
Introducere în mecanica cuantică () [Corola-website/Science/314087_a_315416]
-
magnetic asociat rotației electronului și a determinat astfel valoarea experimentală găsită anterior, valoare care era prea mare pentru a fi datorată doar unei sfere încărcată electric care se rotește. Astfel el a fost capabil să dea o expresie matematică liniilor spectrale ale atomului de hidrogen. Ecuația lui Dirac generează uneori valori negative pentru energie, pentru care el a propus o soluție inovatoare: el a postulat existența unui antielectron și a unui vacumm dinamic. Asta a condus la apariția teroriei câmpurilor cuantice
Introducere în mecanica cuantică () [Corola-website/Science/314087_a_315416]
-
studia direct electronul și nucleul unui atom deoarece acestea nu pot fi "văzute". Chiar și azi, utilizând cel mai performant microscop electronic putem vedea un atom ca pe o sferă cu contur și detalii foarte neclare. În orice caz, liniile spectrale ale atomului indică orbitele electronilor și energiile pe care aceștia ar trebui să le aibă. Studierea acestor analize spectrale, mai întâi ale atomului de hidrogen și mai apoi ale celui de heliu, au stat la baza dezvoltării teoriei cuantice. De
Introducere în mecanica cuantică () [Corola-website/Science/314087_a_315416]
-
performant microscop electronic putem vedea un atom ca pe o sferă cu contur și detalii foarte neclare. În orice caz, liniile spectrale ale atomului indică orbitele electronilor și energiile pe care aceștia ar trebui să le aibă. Studierea acestor analize spectrale, mai întâi ale atomului de hidrogen și mai apoi ale celui de heliu, au stat la baza dezvoltării teoriei cuantice. De aceea, formulele matematice au fost dezvoltate pentru a descrie imaginea spectrului atomic. Din acest motiv se spune uneori că
Introducere în mecanica cuantică () [Corola-website/Science/314087_a_315416]
-
(τ Cet, τ Ceti) este o stea din constelația Balenă, care este spectral similară cu Soarele, deși are doar aproximativ 78% din masa Soarelui. La o distanță de doar 11,8 ani-lumină de Sistemul Solar, este o stea relativ apropiată, fiind de asemenea cea mai apropiată stea solitara de clasă G8Vp. Steaua pare
Tau Ceti () [Corola-website/Science/328249_a_329578]
-
dintre Arcturus și „gâtul” Săgetătorului, Nunki (σ Sgr), aliniament care trece prin vârful arcului Săgetătorului și se prelungește mai la Sud spre Fomalhaut. Ras Alhague (α Ophiuchi) este steaua cea mai strălucitoare din constelație. Este o stea alb-albastră de tip spectral A, situată la 47 de ani-lumină. Magnitudinea sa aparentă este de 2,08; ea strălucește de 26 de ori mai mult decât Soarele, ceea ce îi oferă o magnitudine absolută de 1,3. Posedă un mic companion la distanța de 7
Ofiucus (constelație) () [Corola-website/Science/303209_a_304538]
-
Steaua gigantă este o stea cu rază și luminozitate substanțial mai mare decât o stea cu secvență principală de aceeași temperatură efectivă. Acest tip se află deasupra secvenței principale (clasa de luminozitate V în clasamentul spectral Yerkes) pe diagrama Hertzsprung-Russell, aceasta corespunde claselor de luminozitate II și III. Termenii "gigantă" și "pitică" au fost inventate de Ejnar Hertzsprung în 1905 pentru stelele cu o luminozitate cu totul diferită în ciuda temperaturii similare sau tipului spectral. Stele gigante
Stea gigantă () [Corola-website/Science/333318_a_334647]
-
în clasamentul spectral Yerkes) pe diagrama Hertzsprung-Russell, aceasta corespunde claselor de luminozitate II și III. Termenii "gigantă" și "pitică" au fost inventate de Ejnar Hertzsprung în 1905 pentru stelele cu o luminozitate cu totul diferită în ciuda temperaturii similare sau tipului spectral. Stele gigante au raze de până la câteva sute de ori mai mari decât a Soarelui și o luminozitate între 10 și câteva mii de ori mai mare decât a Soarelui nostru; mai luminoase decât gigantele sunt stelele supergigante și hipergigante
Stea gigantă () [Corola-website/Science/333318_a_334647]
-
a ordona spectrul observat. A dezvoltat inițial 4 clase de stele: În 1878 a adăugat o a cincea clasa: Spre sfârșitul anilor 1890, aceasta clasificare a fost înlocuită cu clasificarea Harvard. Soarele face parte din clasa a II-a. Clasificarea spectrala Harvard, într-o singură dimensiune (temperatura) se bazează pe liniile de Hidrogen sau Seria Balmer emise de stea, a fost dezvoltată în Observatorul Universității Harvard în 1912 de Annie Jump Cannon și Eduard C. Pickering. Clasele obișnuite sunt listate, în
Clasificare stelară () [Corola-website/Science/301498_a_302827]
-
Me" . Diagramă Hertzsprung-Russell reda clasificarea stelelor în funcție de magnitudine absolută, luminozitate și temperatura suprafeței. Motivul pentru aranjamentul ciudat al literelor este un motiv istoric. Când oamenii au început să observe pentru prima dată spectrul stelar au descoperit că stele aveau linii spectrale de Hidrogen de intensități diferite și astfel au catalogat stelele după puterea liniilor de Hidrogen sau Seria Balmer de la A (cele mai puternice) până la Q (cele mai slabe). Alte linii neutre și ionizate apar sub forma literlor H sau K
Clasificare stelară () [Corola-website/Science/301498_a_302827]
-
muncii lui Williamina Fleming. În anii ’20, fizicianul indian Megh Nad Saha a dezvoltat teoria ionizării prin extinderea unor idei bine cunoscute în chimia fizică aparținând disociației moleculelor spre ionizarea atomilor. Astronomul de la Harvard, Cecilia Payne-Gaposchkin a demonstrat că secvență spectrala OBAFGKM este depinde de temeratură. Clasele spectrale sunt divizate de cifrele arabe. De exemplu A0 arată stelele cele mai calde din clasa A, iar A9 arată cele mai reci stele din aceași clasa. Soarele este clasificat ca fiind din clasa
Clasificare stelară () [Corola-website/Science/301498_a_302827]
-
fizicianul indian Megh Nad Saha a dezvoltat teoria ionizării prin extinderea unor idei bine cunoscute în chimia fizică aparținând disociației moleculelor spre ionizarea atomilor. Astronomul de la Harvard, Cecilia Payne-Gaposchkin a demonstrat că secvență spectrala OBAFGKM este depinde de temeratură. Clasele spectrale sunt divizate de cifrele arabe. De exemplu A0 arată stelele cele mai calde din clasa A, iar A9 arată cele mai reci stele din aceași clasa. Soarele este clasificat ca fiind din clasa G2. Stelele din clasa G sunt probabil
Clasificare stelară () [Corola-website/Science/301498_a_302827]
-
de emisie sunt H și K linii ale Că ÎI, cele mai proeminențe întâlnite la grupa G2. Au linii de emisie în Hidrogen mai slabe decât la stelele din grupa F, dar alături de metale ionizate au și metale neutre. Clasificarea spectrala Yerkes sau MKK, acronim care provine de la numele autorilor săi, este un sistem de clasificare a spectrului stelar introdus în 1943 de William Wilson Morgan, Phillip C. Keenan and Edith Kellman toți de la Observatorul din Yerkes. Clasificarea se bazează pe
Clasificare stelară () [Corola-website/Science/301498_a_302827]
-
sau MKK, acronim care provine de la numele autorilor săi, este un sistem de clasificare a spectrului stelar introdus în 1943 de William Wilson Morgan, Phillip C. Keenan and Edith Kellman toți de la Observatorul din Yerkes. Clasificarea se bazează pe liniile spectrale proporționale cu gravitatea care se găsește la suprafață stelei și se bazează pe luminozitate, total diferit de clasificarea Harvard care se bazează pe temperatura la suprafață. Mai tarziu, în 1953, după câteva revizuiri la lista standard de stele și la
Clasificare stelară () [Corola-website/Science/301498_a_302827]
-
pot compară, gravitatea și astfel și densitatea gazului precum și presiunea asupra suprafeței unei stele gigant este mult mai mică decât la o stea pitica. Aceste diferențe se manifestă prin formă efectului luminozității care poate afecta și lungimea și intenistatea liniilor spectrale care astfel sunt măsurate greșit. Stelele mai dense, cu suprafețe mai mari vor exercita presiune mai mare pe linile spectrale. În astronomie, clasificarea stelara este o clasificare a stelelor bazată inițial pe temperatura fotosferica și de caracteristicile spectrale ale acesteia
Clasificare stelară () [Corola-website/Science/301498_a_302827]
-
la o stea pitica. Aceste diferențe se manifestă prin formă efectului luminozității care poate afecta și lungimea și intenistatea liniilor spectrale care astfel sunt măsurate greșit. Stelele mai dense, cu suprafețe mai mari vor exercita presiune mai mare pe linile spectrale. În astronomie, clasificarea stelara este o clasificare a stelelor bazată inițial pe temperatura fotosferica și de caracteristicile spectrale ale acesteia. Temperatura stelara poate fi clasificată folosind Legea lui Wien; dar aceasta nu este valabilă la stelele distanțe. Spectroscopia stelelor ne
Clasificare stelară () [Corola-website/Science/301498_a_302827]
-
intenistatea liniilor spectrale care astfel sunt măsurate greșit. Stelele mai dense, cu suprafețe mai mari vor exercita presiune mai mare pe linile spectrale. În astronomie, clasificarea stelara este o clasificare a stelelor bazată inițial pe temperatura fotosferica și de caracteristicile spectrale ale acesteia. Temperatura stelara poate fi clasificată folosind Legea lui Wien; dar aceasta nu este valabilă la stelele distanțe. Spectroscopia stelelor ne dă posibilitatea de a clasifică stelele după linia de absorbție a stelelor, aceasta fiid posibil de observat doar
Clasificare stelară () [Corola-website/Science/301498_a_302827]