Cтраница 1
Характерный масштаб во Вселенной сегодня сть L-C / H 8 см. По крайней мере, начиная со времени в прошлом, когда этот масштаб был - 1026 см, наблюдаемая часть Вселенной расширялась изотропно. [1]
Характерные масштабы простираются от минимального значения - размера мономера / 0 2 - 0 3 нм до максимального размера макромолекулы как целого. [2]
Характерный масштаб, на котором начинает сказываться дисперсия, порядка с / соре. Если этот масштаб релик по сравнению с диссипативными масштабами, то дисперсия преобладает над диссипацией. [3]
Характерные масштабы, на которых значения анизотропного случайного поля становятся некоррелированными, различны по разным направлениям. [4]
Характерный масштаб для давления был выбран в предположении, что градиент давления имеет тот же порядок величины, что и ускорение Кориолиса. Это, как было уже показано, действительно выполняется при условии малости числа Россби. [5]
Характерный масштаб для ы с следует из условия сохранения массы, т.е. itrx. E должно быть порядка 0 ( 1), если лоток, набегающий на границу, должен поворачивать вниз в уголковой области. [6]
Характерный масштаб изменения поля скоростей (11.81) равен R. Это означает, что в любой области размером много меньше R поток можно приближенно рассматривать как квазиплоский в меридиональной плоскости, образуемый наложением однородного потока и простого сдвига. [7]
Характерный масштаб HQ вектора потока излучения получим при приведении уравнений диффузионного приближения (1.3) к безразмерному виду. Значение HQ зависит от безразмерного параметра а KoRo, представляющего собой отношение характерного размера сгустка к длине свободного пробега фотона, т.е. зависит от оптических свойств вещества сгустка. [8]
Характерным масштабом структуры грунта или влажного пара могут быть доли миллиметра и миллиметры, а например, для космической плазмы с распределенными в ней пылевидными частицами-километры и сотни километров. [9]
Хотя характерный масштаб Lconision для соударений одинаково мал как в магнитосфере, так и в короне, их роль в этих двух областях совершенно различна. В магнитосфере средняя длина свободного пробега т / р на девять порядков величины больше глобального масштаба Le, а в короне - на четыре порядка меньше. Поэтому можно с уверенностью утверждать, что теория столкновительного переноса применима к крупномасштабным структурам в короне, даже если она неприменима для тонких токовых слоев или диссипативных слоев. Наоборот, в магнитосфере число соударений настолько мало, что теория столкновительного переноса не применима на любом масштабе. [10]
В звездах характерные масштабы столь велики, что конвекция уже вблизи границы становится турбулентной. [11]
Аа - характерный масштаб, зависящий в общем случае как от фотоионизации, так и от скорости ударной ионизации. [12]
Аа - характерный масштаб реакции ( далее для простоты полагаем Аа const, хотя учет зависимости Аа и других характерных масштабов от плотности и температуры не изменяет результатов), Т - безразмерное критическое значение температуры. [13]
Чем определяются характерные масштабы поперечных корреляций лазерного излучения или, иными словами, его пространственная когерентность. [14]
В качестве характерных масштабов мы произвольно выберем такие постоянные величины, которые Я1вляются типичными для рассматриваемой задачи. [15]