Top 10 similar words or synonyms for სპექტროსკოპული

პანკრეასული    0.819547

კომბინირება    0.813488

ეშერმა    0.809433

ფოტოაპარატი    0.808050

დენით    0.802466

ოპტიკურად    0.802335

ნორმირება    0.798025

გავრცელებისას    0.797620

პროცესებია    0.797235

განტოლებიდან    0.796999

Top 30 analogous words or synonyms for სპექტროსკოპული

Article Example
ეგზოპლანეტა სპექტროსკოპული გამოზმვებით შესაძლებელია ტრანზიტული პლანეტის ატმოსფეროს შედგენილობის, ტემპერატურის, წნევისა და მასშტაბური სიმაღლის შესწავლა და, აქედან გამომდინარე, შესაძლებელია მისი მასის განსაზღვრა.
ეთანი 2006 წელს დეილ კუიკშანკმა NASA / Ames Research Center და მისმა კოლეგებმა განაცხადეს ეთანის სპექტროსკოპული აღმოჩენის შესახებ პლუტონის ზედაპირზე.
ჰელიოფიზიკა ჰელიოფიზიკა — ასტრონომიის დარგი, რომელიც შეისწავლის მზის ფიზიკურ თვისებებს; მზის ფიზიკურ პარამეტრებს (ტემპერატურა, სიმკვრივე, ელექტრო და მაგნიტური ველების დაძაბულობა და სხვ.) აგენენ დაკვირვების სპექტროსკოპული, სპექტრომეტრული, ფოტოგრაფიული, რადიოასტრონომიული, და სხვა მეთოდებით, მზის ფიზიკურ მოდელს კი აგებენ თეორიული ფიზიკის მეთოდების მოშველიებით.
მზე ფოტოსფეროში არსებული ელემენტების სიუხვე სპექტროსკოპული კვლევებით კარგადაა ცნობილი, თუმცა მზის შინაგანი სტრუქტურა საკმაოდ მწირადაა შესწავლილი. მისია "„გენეზისი“" ითვალისწინებდა მზიური ქარის ნიმუშების ჩამოტანას, რაც ასტრონომებს საშუალებას მისცემდა, პირდაპირ განესაზღვრათ მზიური მატერიის შედგენილობა. „გენეზისი“ 2004 წელს დაბრუნდა დედამიწაზე, მაგრამ დაშვებისას დაზიანდა, როცა მისი პარაშუტი არ გაიხსნა. მძიმე დაზიანების მიუხედავად, რამდენიმე გამოსადეგი და სასარგებლო ნიმუშის აღდგენა მოხერხდა ზონდის მოდულიდან, სადაც ეს ნიმუშები ინახებოდა.
ვოლფ-რაიეს ვარსკვლავები ვრ ვარსკვლავები მასიური ვარსკვლავების ევოლუციის ნორმალურ ეტაპზე იმყოფებიან, რომლებშიც წყალბადის და აზოტის (WN მიმდევრობა), ან ჰელიუმის, ნახშირბადის და ჟანგბადის (WC მიმდევრობა) გამოსხივების ფართო ხაზები ჩანს. მათი ძლიერი გამოსხივების ხაზების დახმარებით, ისინი შეიძლება აღმოვაჩინოთ ახლო გალაქტიკებში. დაახლოებით 300 ვრ ვარსკვლავია ნაპოვნი ჩვენს გალაქტიკაში. ეს რიცხვი უკანასკნელი წლების განმავლობაში შეიცვალა, რადგან ასეთი ტიპის ვარსკვლავების აღმოჩენას ძალიან ღრმა ფოტომეტრული და სპექტროსკოპული დაკვირვებები მიეძღვნა. დამატებით, დაახლოებით 100 ასეთი ობიექტია ნაპოვნი მაგელანის დიდ ნისლეულში, ხოლო 12 აღმოაჩინეს მაგელანის პატარა ნისლეულში და რამდენიმე ადგილობრივი ჯგუფის და უახლოეს გალაქტიკებში (M83, NGC 300 და სხვა).
სპინი სპინის კონცეფცია ფიზიკაში 1925 წელს გაუდსმიტმა და ულენბეკმა შემოიღეს, თუმცა ჯერ კიდევ 1924 წელს ვოლფგანგ პაულიმ ტუტე ლითონებში სავალენტო ელექტრონის მოძრაობის აღსაწერად კვანტური მექანიკის მათემატიკურ აპარატში ახალი ორმდგენელიანი თავისუფლების ხარისხი შემოიტანა. თავდაპირველად,სპექტროსკოპული მონაცემების ანალიზის საფუძველზე, ელექტრონი სწრაფად მბრუნავ ბზრიალასთან გააიგივეს, რამაც, ცხადია, გადაულახავი წინააღმდეგობები წარმოქმნა, ვინაიდან სპინის აღწერა კლასიკური მექანიკით შეუძლებელია. 1927 წელს იმავე პაულიმ სპინური ცვლადი შრედინგერის განტოლებაში შეიტანა. ასეთი გზით განახლებულ შრედინგერის განტოლებას პაულის განტოლება ეწოდება. ელექტრონის ტალღური ფუნქციას სპინური ნაწილი გაუჩნდა, რომელიც აღიწერება სპინორით, ანუ აბსტრაქტულ სპინური სივრცის "ვექტორით". 1928 წელს სპინის რელატივისტური თეორია პოლ დირაკმა შექმნა. დირაკის განტოლებიდან, რომელშიც უკვე ოთხმდგენელიანი ბისპინორებია შემოღებული, უშუალოდ გამომდინარეობს სპინის არსებობა.
მზე 1970-იანებში "„ჰელიოსის“" ორმა კოსმოსურმა ზონდმა და "Skylab Apollo Telescope Mount-მა" მეცნიერებს ახალი მნიშვნელოვანი მონაცემები მიაწოდა მზიურ ქარსა და მზის გვირგვინზე. ზონდები ჰელიოს 1 და 2 აშშ-გერმანიის თანამშრომლობა იყო, რომელიც მზიურ ქარს ორბიტიდან იკვლევდა, როცა ზონდი მერკურის ორბიტის პერიჰელიუმში შედიოდა. Skylab-ის კოსმოსური სადგური, რომელიც ნასამ 1973 წელს გაუშვა, მოიცავდა მზის ობსერვატორიის მოდულს, სახელად "Apollo Telescope Mount." ამ უკანასკნელს სადგურში მცხოვრები ასტრონავტები ამუშავებდნენ. Skylab-მა მზის გადასვლის რეგიონისა და მზის გვირგვინიდან ულტრაიისფერი გამოსხივების პირველი სპექტროსკოპული დაკვირვებები ჩაატარა. აღმოჩენები მოიცავდა გვირგვინული მასის გამოტყორცნის პირველად დაფიქსირებას, შემდეგ ე.წ. „გვირგვინულ წარმავლებსა“ და გვირგვინულ ხვრელებს. ახლა კი ცნობილია, რომ ისინი ფარულად ასოცირდება მზიურ ქართან.
ვარსკვლავი ვარსკვლავის ბრუნვის ტემპის განსაზღვრა სპექტროსკოპული დაკვირვებებითაა შესაძლებელი ან უფრო ზუსტად განსასაზღვრად, ვარსკვლავთლაქების ბრუნვის ტემპის მონიტორინგია საჭირო. ახალგაზრდა ვარსკვლავებს ძალიან სწრაფი ბრუნვის ტემპი აქვს, რომელიც 100 კმ/წმ-ს აღემატება ეკვატორზე. B კლასის ვარსკვლავ ალფა ერიდანის ეკვატორული ბრუნვის სიჩქარე, დაახლოებით, 225 კმ/წმ ან მეტია, რაც იწვევს მისი ეკვატორის დიამეტრის გახრდას, ამის შედეგად კი მისი ეკვატორული დიამეტრი 50%-ით დიდი ხდება, ვიდრე მანძილი პოლუსებს შორის. ბრუნვის ასეთი ტემპი კრიტიკულ 300 კმ/წმ-მდე ოდნავ მცირეა. ამ სიჩქარეზე ვარსკვლავი შუაზე იხლიჩება. მზე მხოლოდ 25-35 დღეში ერთხელ აკეთებს სრულ ბრუნს 1,994 კმ/წმ ეკვატორული სიჩქარით. ვარსკვლავის მაგნიტური ველი და ვარსკვლავური ქარი მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავის ბრუნვის ტემპის შესამჩნევად შენელებაზე ზრუნავს.
ვარსკვლავი ვარსკვლავამდე მანძილის პირდაპირი დადგენა (61 Cygni 11,4 სინათლის წლის მოშორებით) 1838 წელს ფრიდრიხ ბესელმა პარალაქსის ტექნიკით მოახერხა. პარალაქსურმა გაზომვებმა აჩვენა ვარსკვლავების უკიდეგანო დაშორება ცაზე. ორმაგ ვარსკვლავებზე დაკვირვებებმა ზრდადი მნიშვნელობა მე-19 საუკუნეში მიიღო. 1834 წელს ფრიდრიხ ბეზელმა დააფიქსირა ცვლილებები ვარსკვლავ „სირიუსის“ ჩვეულ მოძრაობაზე დაკვირვებით და აღმოაჩინა დამალული კომპანიონი. ედუარდ პიკერინგმა პირველი სპექტროსკოპული ორმაგობა 1899 წელს აღმოაჩინა, როცა ის აკვირდებოდა ვარსკვლავ „მიცარის“ სპექტრული ხაზების პერიოდულ რღვევას 104 დღიანი პერიოდით. მრავალი ორმაგი ვარსკვლავური სისტემის დეტალური კვლევები ჩაატარეს ასტრონომებმა უილიან სტრავმა და შერბარნ ბურნემმა, რის შედეგადაც ორბიტალური ელემენტების გამოთვლის საფუძველზე ვარსკვლავების მასების განსაზღვრა შესაძლებელი გახდა. ორმაგი ვარსკვლავების ორბიტაზე წარმოქმნილი პრობლემა პირველად ფელის სევერიმ გადაჭრა 1827 წელს. XX საუკუნეში ვარსკვლავების შესწავლის წარმატებაში უდიდესი ნაბიჯები იდგმებოდა. ფოტოსურათი ღირებული ასტრონომიული ხელსაწყო გახდა. კარლ შვარცშილდმა აღმოაჩინა, რომ ვარსკვლავის ფერი და აქედან გამომდინარე, ტემპერატურა, შესაძლებელია მისი ხილული ვარსკვლავიერი სიდიდის ფოტოგრაფიულ ვარსკვლავიერ სიდიდესთან შედარებით განისაზღვროს. ფოტოელექტრული ფოტომეტრის განვითარებამ ხელი შეუწყო ვარსკვლავიერი სიდიდის უზუსტეს გაზომვებს მრავალი ტალღის სიგრძის ინტერვალში. 1921 წელს ალბერტ მაიკელსონმა ვარსკვლავის დიამეტრი პირველად გაზომა ჰუკერის ტელესკოპზე მიმაგრებული ინტერფერომეტრით.
ეგზოპლანეტა [[სიცოცხლე|სიცოცხლის]] პროცესები წარმოიქმნება ქიმიური ნივთიერებების ნარევით, რომელიც არ არის ქიმიურ წონასწორობაში, მაგრამ არსებობს ასევე აბიოტური უწონასწორობის პროცესები, რომელთა გათვალისწინება საჭიროა. ყველაზე ძლიერ ატმოსფერულ [[ბიოხელმოწერა|ბიოხელმოწერად]] ხშირად მოლეკულურ [[ჟანგბადი|ჟანგბად]] O-სა და მის ფოტოქიმიურ შუალედურ პროდუქტ [[ოზონი|ოზონ]] O-ს მიიჩნევენ. [[ულტრაიისფერი გამოსხივება|ულტრაიისფერი გამოსხივებით]] [[წყალი|წყლის]] (HO) [[ფოტოლიზი]]ს შედეგად, რომელსაც წყალბადის ჰიდროდინამიკური გაქცევა მოსდევს, შესაძლოა ჟანგბადი წარმოქმნას დედავარსკვლავთან ახლოს მდებარე პლანეტებთან, რომლებიც [[სათბურის ეფექტი|სათბურის ეფექტს]] განიცდის. მიჩნეული იყო, რომ [[სასიცოცხლო ზონა]]ში მყოფი პლანეტებისთვის წყლის ფოტოლიზი ძალიან შეზღუდული იქნებოდა ქვედა ატმოსფეროში მდებარე წყლის ორთქლის მიერ ყინვის ჩაჭერით. თუმცა, HO-ს განფენილობის ყინვის ჩამჭერუნარიანობა ძლიერადაა დამოკიდებული ატმოსფეროში არსებულ არაკონდენსირებად აირებზე, როგორებიცაა [[აზოტი|N]] და [[არგონი]]. ასეთი აირების არარსებობოს შემთხვევაში ჟანგბადის არსებობის შესაძლებლობა რთულადაა დაკავშირებული პლანეტის აკრეციულ ისტორიაზე, შინაგან ქიმიურ შედგენილობაზე, ატმოსფერულ დინამიკასა და ორბიტალურ მდგომარეობაზე. აქედან გამომდინარე, შეუძლებელია იმის მიჩნევა, რომ ჟანგბადი თავის მხრივ ძლიერი ბიოხელმოწრაა. აზოტისა და არგონის ჟანგბადთან ფარდობის დადგენა ხდება თერმული ფაზების მრუდების შესწავლით, ან [[რეილეის გაბნევა|რეილეის გაბნევის]] დიაგრამის ტრანზიტული გადაცემის სპექტროსკოპული გაზომვებით სუფთა (ე.ი. [[აეროზოლი|უაეროზოლო]]) ატმოსფეროში.