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   observations 在 天文学 分类中 的翻译结果: 查询用时:0.108秒
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observations
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  观测
    PHOTOELECTRIC OBSERVATIONS OF CY AQR AND BE MON
    宝瓶座CY星和麒麟座BE星的光电观测
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    变光小行星的光电观测
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  “observations”译为未确定词的双语例句
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    蘇聯第二顆人造衛星的照相觀測
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    变光小行星的光电测光Ⅱ.
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    1980.7-1981.9期间的目视双星测量
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    1981.10—1984.12期间佘山的目视双星测量
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查询“observations”译词为用户自定义的双语例句

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  observations
Guanidine-like compounds have been investigated since the first observations of their therapeutic potential some 30 years ago in fields of cancer and virology.
      
Because the number of molecular descriptors greatly exceeds the number of observations, conventional regression methodologies are not useful in such studies.
      
The two-parameter exponential distribution is proposed to be an underlying model, and prediction bounds for future observations are obtained by using Bayesian approach.
      
TEM observations indicate that solvent-cast thin deposits of all the polymers show typical fibrillar morphology.
      
TEM and SEM observations indicated a raspberry-like morphology of the obtained nanocomposite particles.
      
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Des cliches obtenus en juin et aout 1956 confirment les observations de W. P. Bidelman et Ch. B. Stephenson, et montrent dans le spectre de FR Scuti les raies d'emission de FeⅡ, [FeⅡ], [OⅢ] et [FeⅢ]. Le spectre d'absorption de TiO est bien marque; on trouve, en outre, les bandes d'absorption interstellaires d'origine inconnue souvent observees dans les etoiles chaudes du plan galactiques.

我們在1956年6月和8月所拍的盾牌座FR星的光譜證實了比德曼(W.P.Bidelman)和斯蒂芬孫(Ch.B.Stephenson)的觀測,並且表明這光譜有Fe Ⅱ,[Fe Ⅱ],[O Ⅲ]和[Fe Ⅲ]的發射譜線。TiO的吸收譜線很顯著;我們還找着來源不明的星際吸收谱帶,這些譜帶是常在銀河面熱星的光譜裏所觀测得到的。

La polarisation des nebuleuses galactiques a ete observee en photographiant ces objets a travers un polarimetre de type Ohman ou Lyot. Deux cliches, correspondants a deux orientations de 1'analyseur differant d'un angle de π/4, suffisent pour determiner les pourcentages de lumiere polarisee et les directions des plans de polarisation de nombreuses aires nebulaires. Les mesures polarimetriques, effectuees sur la nebuleuse du Crabe, ont porte sur 29 aires de 8″ de diametre. Dans toutes les regions ou la structure...

La polarisation des nebuleuses galactiques a ete observee en photographiant ces objets a travers un polarimetre de type Ohman ou Lyot. Deux cliches, correspondants a deux orientations de 1'analyseur differant d'un angle de π/4, suffisent pour determiner les pourcentages de lumiere polarisee et les directions des plans de polarisation de nombreuses aires nebulaires. Les mesures polarimetriques, effectuees sur la nebuleuse du Crabe, ont porte sur 29 aires de 8″ de diametre. Dans toutes les regions ou la structure filamenteuse de la masse "amorphe" n'est pas trop emmelee, les directions des plans de polarisation coincident avec celles des filaments decouverts par Baade (fig. 4). Les resultats, identiques dans les domaines spectraux 4000—5000A et 5200—5800A, montrent une polarisation tres elevee (>40%), en accord avec la theorie developpee par Shklovsky et par Oort. Malgre les difficultes d'observations des nebuleuses diffusantes en raison de leur faible luminance par rapport a celle du ciel nocturne, les mesures polarimetriques ont porte sur 117 aires appartenant a 10 nebulosites. Les regions les plus polarisees montrent des taux de polarisation variant de 20% a 40% suivant les nebuleuses considerees. Si la polarisation radiale de NGC 7023 demeure le caractere principal de cette masse nebulaire, il semble mieux etabli que les directions des plans de polarisation observes coincident avec les trainees lumineuses decelables. La polarisation trouvee pour les autres nebulosites ne peut etre qualifiee de radiale; mais il est encore possible de constater que la direction des plans de polarisation suit les trainees lumineuses les mieux definies. La determination des exces de couleur montre d'une maniere generale qu'une nebuleuse diffusante est un peu plus bleue que l'etoile qui l'eclaire, avec une variation systematique en fonction de la distance a 1'etoile. Les resultats des observations s'accordent avec ceux que donne la diffusion de la lumiere par des particules solides de dimensions comparables aux longueurs d'onde du spectre visible.

銀河星雲的偏振曾經被人透過阿黑曼(Ohman)或李約(Lyot)的偏振計去做攝影觀測。在分析器(analyseur)的位置相差π/4所拍的兩張照片,就足以决定星雲各區偏振光的百分數和偏振面的方向。我們對於蟹狀星雲作了29個區域的偏振觀測,每個區域的直徑是8″。在那些“無定形”物質的纖維結構不太混淆的區域里,偏振面的方向和巴德(Baade)所發見的纖維的方向是相合的(圖4)。據4000—5000埃和5200—5800埃兩光譜區所得的相同的結果,表現偏振度很强(>40%),這是和席克洛夫斯基(ShMovsky)与奧特(Oort)的理論相合的。瀰漫星雲,因其光輝微弱並有夜天光陪襯,觀測是困難的;雖然這樣,我們在10個星雲的117區里,做了偏振的觀測。偏振化最强的區域,按所研究過的星雲,偏振度可由20%變至40%。如果NGC 7023的徑向偏振真是這團星雲物質的主要特徵,那么觀测到的偏振面的方向和可見的發光細絲相重合,更像是確定的事實了。有些星雲的偏振,不能說是徑向的;但仍能證实偏振面的方向跟隨比較顯著的星雲亮絲。由色餘的测定,基本上表明:瀰漫星雲比較照耀它的星,更藍一點,這和星的距離的函数有系統的變化。觀测的結果和...

銀河星雲的偏振曾經被人透過阿黑曼(Ohman)或李約(Lyot)的偏振計去做攝影觀測。在分析器(analyseur)的位置相差π/4所拍的兩張照片,就足以决定星雲各區偏振光的百分數和偏振面的方向。我們對於蟹狀星雲作了29個區域的偏振觀測,每個區域的直徑是8″。在那些“無定形”物質的纖維結構不太混淆的區域里,偏振面的方向和巴德(Baade)所發見的纖維的方向是相合的(圖4)。據4000—5000埃和5200—5800埃兩光譜區所得的相同的結果,表現偏振度很强(>40%),這是和席克洛夫斯基(ShMovsky)与奧特(Oort)的理論相合的。瀰漫星雲,因其光輝微弱並有夜天光陪襯,觀測是困難的;雖然這樣,我們在10個星雲的117區里,做了偏振的觀測。偏振化最强的區域,按所研究過的星雲,偏振度可由20%變至40%。如果NGC 7023的徑向偏振真是這團星雲物質的主要特徵,那么觀测到的偏振面的方向和可見的發光細絲相重合,更像是確定的事實了。有些星雲的偏振,不能說是徑向的;但仍能證实偏振面的方向跟隨比較顯著的星雲亮絲。由色餘的测定,基本上表明:瀰漫星雲比較照耀它的星,更藍一點,這和星的距離的函数有系統的變化。觀测的結果和与可見光波長相近的固體質點對於光所生的漫射的情况,是相合的。

Cepheid variables CY Aqr and BE Mon were observed at the Purple Mountain Observatory with a photoelectric photometer during December 1959 and the first two months of 1960.The observations of CY Aqr (Table 1) made on four nights provide sufficient data for plotting five complete light curves (Fig.1) of this variable.The phase of these observations has been computed with Lange and Nekrasova's formula.We noticed that the maxima of the plotted curves do not fall on the zero phase,but show a shift of...

Cepheid variables CY Aqr and BE Mon were observed at the Purple Mountain Observatory with a photoelectric photometer during December 1959 and the first two months of 1960.The observations of CY Aqr (Table 1) made on four nights provide sufficient data for plotting five complete light curves (Fig.1) of this variable.The phase of these observations has been computed with Lange and Nekrasova's formula.We noticed that the maxima of the plotted curves do not fall on the zero phase,but show a shift of about 0.05φin phase toward the left.In other words, the maximum light occurs four or five minutes ahead of the time predicted by this formula.

用紫金山天文台的60厘米反光望远镜和1P21光电倍增管所构成的光电光度计,我们在1959年底和1960年初,对 CY Aqr 及 BE Mon 进行了测光观测.得到 CY Aqr 的五条完整的光变曲线.我们采用了从1934年到现在的29个观测所得的极大历元来和公式计算的相比较.若不承认历元有跃迁的可能,那末任何线性公式,都难以满足这些观测数据的要求.我们按周期随时缩短的假设,得出下列比较满意的公式:Max⊙=I.D.2427658.4079十0~d.061038576E—(0~d.742×10~(-12))E~2.用前后将近两个月观测 BE Mon 所获得的数据,我们得到了这颗造父变星的光变曲线.变星总表引用所定0~d.421的周期是不正确的.根据我们观测所得到的周期是2~d.704.按这周期来整理于1935年所完成的目视观测,我们也得出了一个很象样的光变曲线.

 
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