1,618 matches
-
J. Math., 6 (3) (2008), 351-356. (with V. Alexandru and A. Zaharescu) 100. Norms on K[X1, . . . ,Xr], which are multiplicative on R, Result. Math., 51 (2008), 229-247. (with G. Groza and A. Zaharescu) 101. On the automorphisms of the spectral completion of the algebraic numbers field, Journal of Pure and Applied Algebra, 212 (2008), 1427-1431. (with E. L Popescu and A. Popescu) 102. All non-Archimedean norms on K[X1, . . . ,Xr], Glasg. Math. J. 52, (2010), No.1, 1-18 (with G.
Nicolae Popescu (matematician) () [Corola-website/Science/309314_a_310643]
-
Sci. 120, (2010), No. 1, 45-55. (with V. Alexandru, M. Vajaitu and A. Zaharescu) 104. A Galois Theory for the field extensions K((X))/ K, Glasg. Math. J. 52,(2010), 447-451 (with Asim Naseen and A. Popescu) 105. On the spectral norm of algebraic numbers (to appear în Math. Nachtr.) (with A. Popescu and A. Zaharescu) 106. The behavior of rigid analytic functions around orbits of elements of Cp (to appear) (with S. Achimescu, V. Alexandru, M. Vajaitu and A. Zaharescu
Nicolae Popescu (matematician) () [Corola-website/Science/309314_a_310643]
-
elements of Cp (to appear) (with S. Achimescu, V. Alexandru, M. Vajaitu and A. Zaharescu) 107. On localizing systems în a Prüfer Domain (to appear în Communications în Algebra) (with H. Marubayashi and E.L. Popescu) 108. The study of the spectral p-adic extension (to appear în Proc. Rom. Acad.) 109. Some compact subsets of Qp (to appear în Rev. Roum. Math. Pures et Apll.) 110. Representation results for equivariant rigid analytic functions (to appear) (V. Alexandru, N. Popescu, M. Vajaitu and
Nicolae Popescu (matematician) () [Corola-website/Science/309314_a_310643]
-
meritul lui Schrödinger de a fi pus în termeni matematici această presupunere; o versiune modernă a raționamentului său este reprodus în secțiunea următoare. Ecuația pe care a găsit-o, dată în unități naturale, este: Folosind această ecuație, Schrödinger calculează liniile spectrale ale hidrogenului, tratând ca o undă singurul electron încărcat negativ al atomul formula 13 mișcându-se într-o regiune cu un potențial inferior V, în comparație cu potențialul din jurul ei , creată de sarcina pozitivă a protonului. Acest calcul reproduce nivelele de energie ale
Ecuația lui Schrödinger () [Corola-website/Science/305969_a_307298]
-
Arosa . Fiind acolo, Schrödinger se hotărăște să lase pe viitor problema corecției relativiste, considerând că acest calcul nerelativist, reprodus mai sus, era demn de a fi publicat. Astfel, în 1926 el a publicat în aceeași lucrare ecuația undelor și analiza spectrală a hidrogenului . Lucrarea a fost aprobată cu entuziasm de Einstein, care a văzut asocierea "corpuscul-undă" ca o contrapondere la ceea ce el considera a fi formalismul excesiv al mecanicii matriciale. Ecuația Schrödinger detaliază comportamentul undelor formula 15, dar nu spune nimic de
Ecuația lui Schrödinger () [Corola-website/Science/305969_a_307298]
-
a potențialului central este o consecința a simetriei. Energia stărilor proprii formează o bază - și orice funcție de undă poate fi scrisă ca o sumă a tuturor stărilor discrete sau ca o integrală a tuturor stărilor energetice continue. Aceasta este teorema spectrală din matematică, iar într-un spațiu de stări finite este doar o exprimare completă a vectorilor proprii ai matricii Hermitiene. Probabilitatea densității unei particule este formula 105. Probabilitatea fluxului este definită ca: în unități de (probabilitate)/(area×time). Probabilitatea fluxului satisface
Ecuația lui Schrödinger () [Corola-website/Science/305969_a_307298]
-
fost un aparat de fotografiat cu înaltă rezoluție ce avea scopul de a lua imagini din spațiu. A fost construit de unul dintre laboratoarele NASA și i-au fost incorporate un set de 48 filtre (optice) pentru a izola liniile spectrale de interes astrofizic. Instrumentul conținea 8 chipuri CCD distribuite în 2 camere foto, fiecare folosind 4 chipuri CCD. Camera cu „câmp larg” convertea un câmp unghiular larg la dimensiunile rezoluției fotografiei în timp ce „camera planetară” lua imagini la o distanță focală
Telescopul spațial Hubble () [Corola-website/Science/306181_a_307510]
-
decât alte aparate foto (imaginea avea o putere de mărire considerabil îmbunătățită). Spectrograful de înaltă rezoluție Goddard a fost un spectrograf menit să opereze în domeniul ultraviolet. A fost construit la Centrul Spațial Goddard și putea ajunge la o rezoluție spectrală de 90 000. De asemenea, tot pentru observații în ultraviolet au fost optimizate și Camera foto pentru obiecte neclare și Spectrograful pentru obiecte neclare, ambele fiind capabile să obțină cea mai înaltă rezoluție dintre toate instrumentele de pe Hubble. Camera foto
Telescopul spațial Hubble () [Corola-website/Science/306181_a_307510]
-
și armonica acesteia. Defectele rulmentului creează impulsuri și rezultă armonice puternice ale frecventei de defect în spectrul de vibrație al semnalelor. Aceste frecvente de defect sunt uneori mașcate de frecvențele adiacente din spectru datorită energie lor mici.Asadar, o rezoluție spectrala foarte ridicată este deseori necesară pentru a identifica aceste frecvente în timpul analizei FFT . Frecvențele naturale ale rulmentului cu element rulant în condiții de lipsă a granițelor este 3 kHz. De aceea, pentru a putea utiliza lungimea de bandă a rezonantei
Rulment () [Corola-website/Science/304837_a_306166]
-
nalta frecvență este folosită în analiza plic, pentru a detecta frecvență caracteristică a rulmentului defect,aprofesionistii în maintenanta trebuie să abordeze o analiză mai riguroasă datorită sozanceteiasintruc ț ar putea sau nu să conțină frecvență respectivei componente avariate Folosind analiza spectrala că o unealtă pentru a identifica defectele rulmenților, se întâmpină provocări datorită problemelor de genul : energy slabă, petelor de semnal,cyclostationaritate etc.Resolutie înaltă este deseori dorite pentru a diferenția frecvență componentelor avariate de celelalte amplitudini înalte adiacente.Asadar,cănd
Rulment () [Corola-website/Science/304837_a_306166]
-
la incidență razantă --- astfel încît filtrul transmite numai o bandă îngustă de lungimi de undă. Efectul Christiansen este surprinzător avînd în vedere că din două substanțe incolore și transparente se obține un amestec cu o culoare vie, de o puritate spectrală deosebită. La baza filtrului stă proprietatea lichidelor de a avea o dispersie (variația "dn/dλ" a indicelui de refracție cu lungimea de undă) în general cu unul sau două ordine de mărime mai mare decît solidele, ceea ce face ca filtrul
Filtru Christiansen () [Corola-website/Science/306417_a_307746]
-
Politehnic din Odessa, fără a continua cercetările asupra elementului. Un an mai tarziu, chimiștii englezi Gerald J. F. Druce și Frederick H. Loring au analizat fotografii făcute cu raze X a sulfatului de mangan (ÎI). Ei au observat niște linii spectrale pe care le presupuneau a fi ale eka-cesiului. Și-au anunțat descoperirea elementului 87 și i-au propus numele "alkaliniu", deoarece era cel mai greu metal alcalin. În 1930, Fred Allison de la Institutul Politehnic Alabama a pretins să fi descoperit
Franciu () [Corola-website/Science/305263_a_306592]
-
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]
-
cu temperatura gazului) este mult mai scazută când peretele lui absorbant este îndreptat spre partea șlefuită a vasului A. După cele de mai sus, functia I(λ,T) ("radiația corpului negru") poate fi obținută - în absența "corpului negru" - masurând distribuția spectrală a radiației emise printr-un orificiu mic de o cavitate dintr-un material arbitrar aflat la temperatura T; singura condiție este ca materialul să fie rezistent (să nu se topească!) la temperatura dorită. Putem să căpătăm o idee despre „corpul
Legile lui Kirchhoff (radiație) () [Corola-website/Science/313168_a_314497]
-
albastră apare în zonele unde funinginea dispare, iar culoarea dată de radiația radicalilor devine dominantă. În flacăra din dreapta culoarea galbenă nu este dată de radiația particulelor de funingine conform corpului negru (flacăra este de tip cinetic), ci provine din liniile spectrale de emisie ale sodiului (în special liniile "D"). Experiențele NASA începând cu anul 2000 au demonstrat rolul gravitației asupra flăcărilor. Forma flăcării în condiții de gravitație normală depinde de convecție, care transportă funinginea spre vârful flăcării, care devine astfel galben
Flacără () [Corola-website/Science/314651_a_315980]
-
fi înțeleși atât ca energia multiplicată cu timpul cât și ca momentul multiplicat cu distanța. Mecanica cuantică, ramura fizicii care se bazează pe cuantificare, a luat ființă la începutul secolului 20 când Max Planck ș-a publicat teoria explicând emisia spectrală a unui corp absolut negru. În acea lucrare Planck a utilizat "unitățile de măsură Planck" pe care le-a inventat cu un an mai devreme. Consecințele diferențelor existente între mecanica clasică și mecanica cuantică au devenit rapid foarte evidente. Dar
Cuantă () [Corola-website/Science/314659_a_315988]
-
lemnul, hârtia și uleiuri). Structura acidului clorosulfonic a fost demonstrată de către Dharmatti, care arătase prin măsuri ale susceptibilității magnetice că atomul de clor a fost atașat în mod direct de atomul de sulf, dovedind în continuare structura sa prin studiile spectrale Raman. Acidul clorosulfonic este un acid puternic, care prezintă o legătură relativ slabă dintre sulf și clor. În condiții de umiditate în aer, acesta va fumega, producând nori de acid clorhidric și acid sulfuric. S-a demonstrat că acidul clorosulfonic
Acid clorosulfonic () [Corola-website/Science/313649_a_314978]