Астрономические величины

Вследствие получающихся астрономических величин для изменения W более удобно рассчитывать термодинамические процессы в функции энтропии. [c.195]

В то же время астрономические величины определяются из наблюдений и измерений, точность которых постоянно возрастает с течением времени, вследствие чего и числовое значение постоянной притяжения f не остается неизменным и делается все более и более точным. Поэтому приведенные выше числа являются приближенными и всегда могут быть заменены более точными и более современными. [c.6]

Интенсивность галактического космического излучения зависит от расстояния до Солнца. С увеличением этого расстояния интенсивность ГКИ повышается. По данным измерений потоков ГКИ на межпланетных автоматических станциях, градиент возрастания интенсивности ГКИ составляет около 15% на одну астрономическую единицу . Эти данные относятся к периоду 1962 г. Можно ожидать, что в годы максимума солнечной активности величина этого градиента будет несколько больше. [c.267]

Однако уже в астрономических явлениях, связанных, например, с излучением звезд, изменение массы представляет собой весьма внушительную величину. В этом можно убедиться на примере излучения Солнца. [c.220]

Огромные размеры Вселенной. Из астрономических наблюдений мы заключаем, что величина порядка 10 см, или 10 ° св. лет, — это характеристическая длина, которую нестрого называют иногда радиусом Вселенной. Для сравнения укажем, что расстояние Земли от Солнца равно 1,5-10 см, а радиус Земли равен 6,4-10 см. [c.19]

Данные о движении планет. Первая оценка нижнего предела возможной величины радиуса кривизны для нашей Вселенной как 5-10 см следует из взаимной согласованности данных астрономических наблюдений внутри Солнечной системы. Например, положения планет Нептуна и Плутона были определены расчетом до того, как эти планеты были визуально обнаружены при наблюдении в телескоп. Небольшие возмущения орбит уже известных планет привели к открытию Нептуна и Плутона, причем фактически найденные положения этих двух планет были очень близки к рассчитанным. Мы легко можем [c.27]

Сравнительно недавно было показано, что световое давление играет важную роль в вопросе о предельном размере звезд. Из астрономических данных известно, что звезды, массы которых превосходят известный максимум, не наблюдаются. Эддингтон обратил внимание на то, что увеличению размеров звезды должно препятствовать следующее обстоятельство. С увеличением массы звезды и ростом тяготения ее наружных слоев к центру повышается работа сжатия внутренних слоев звезды и растет соответственно температура этих слоев, достигая миллионов градусов. Однако повышение температуры означает повышение плотности лучистой энергии внутри звезды, а следовательно, и величины светового давления. Согласно вычислениям равновесие между силой притяжения, с од- [c.664]

В соответствии с принятой в теории волчка терминологией, мы назвали движение земной оси, исследованное впервые Эйлером, свободной прецессией . Однако это противоречит терминологии, установившейся в астрономии. Как известно, термином астрономическая прецессия обозначают медленное вращение земной оси вокруг нормали к плоскости эклиптики, следствием которого является непрерывное смещение точек равноденствия в направлении, противоположном движению Земли по орбите, составляющее немного более 50" в год. Этой величине опережения соответствует период полного обращения зем- [c.192]

Астрономические наблюдения, производимые при более или менее благоприятных условиях во время довольно редко бывающих полных солнечных затмений, ясно показывают существование отклонения световых лучей на приблизительно правильную величину. Согласие теории с экспериментом не хуже, чем можно было бы в этих условиях ожидать. [c.381]

Распространению в России единой системы мер и весов в значительной степени способствовала Главная палата мер и весов, преобразованная в 1893 г. по инициативе Д. И. Менделеева из Депо образцовых мер и весов. Ныне это Всесоюзный научно-исследовательский институт метрологии имени Д. И. Менделеева (ВНИИМ). Сначала в Главной палате мер и весов было три лаборатории — мер длины, мер массы и температурных измерений. В дальнейшем Д. И. Менделеев организовал ряд новых лабораторий лабораторию измерения электрических величин, фотометрическую, водомерную, манометрическую, химическую и астрономическую. В 1910 г. (уже после смерти Менделеева) в Палате была создана радиотелеграфная группа, на базе которой впоследствии возникло несколько лабораторий [c.359]

Однако хотя этот метод и был первым, но он далеко не был лучшим, так как не позволял установить, где именно следует искать дефект оптической системы и судить о величине этого дефекта. Понадобилось двести лет, пока были найдены новые методы измерений, встречающиеся прежде всего в классических произведениях Л. Фуко (1859 г.) [56]. В них он излагал три метода исследования оптических систем. Наибольшее распространение получил метод ножа , позволяющий непосредственно наблюдать зональные ошибки и давать качественную оценку оптическим системам. Этот метод применяют и по сей день при изготовлении точных астрономических объективов. Он основан на введении тонкого края экрана (лезвия ножа) в изображение бесконечно удаленной точки (звезды), образуемое оптической системой в ее фокусе. [c.371]

Известен, например, волновой редуктор, лишь чуть сложнее элементарной передачи, описанной выше, но обеспечивающий астрономическое по величине передаточное число — 2 000 000 Очевидно, ничего подобного другим способом не получишь. Не правда ли, странно, что при таких достоинствах волновые редукторы почти нигде у нас не применяются Объясняется это некоторой консервативностью и неосведомленностью конструкторов. Кроме того, изготовление металлических гибких шестерен довольно сложно. Поверхность зубьев должна быть твердой, не то они быстро срабатываются, но во впадинах нужно как-то избежать концентрации напряжений, иначе непрерывно пробегающая деформационная волна неминуемо приведет к усталостным трещинам. Очень трудно подобрать металл, способный долго работать в таких условиях. [c.15]

В результате можно.получить хорошее исправление вторичного спектра астрономических и других длиннофокусных систем, для которых эта аберрация достигает весьма больших величин. Прн этом оказывается, что число интерферирующих пучков сравнительно невелико, около 30—40 для фокусного расстояния 1000 — [c.563]

Упомянем еще об одном аналогичном вопросе — об астрономическом мерцании флуктуации показателя преломления земной атмосферы вызывают появление флуктуаций оптического пути лучей и производят случайные колебания интенсивности изображений, известных под названием мерцаний . Когда флуктуации оптического пути малы, их можно представить в виде ряда, сохранив величины первого порядка. Единственное серьезное отличие от предыдущего случая состоит в том, что оптический прибор сфокусирован на бесконечность, тогда как та область, где возникают возмущения, не совпадает со зрачком, а расположена на конечном расстоянии от него. Ар-сак показал, что это равносильно фильтрованию частот пространства. На это фильтрование накладывается еще два других. С одной стороны, наблюдаемое светило имеет отличный от нуля кажущийся диаметр — известно, что в видимой области спектра планеты не мерцают в оптике коротких радиоволн (например, с длиной волны 3 см) критический диаметр составляет величину, равную нескольким секундам дуги, и может сказываться на практике (солнечные пятна). С другой стороны, оптический прибор создает некоторое дифракционное пятно, и мерцание уменьшается обратно пропорционально отверстию прибора. Полный расчет явления мерцания интенсивности требует рассмотрения всех этих факторов. Практический результат расчета приводит к тому, что роль атмосферы в объяснении этого явления настолько искажается другими причинами, что изучение мерцаний приносит очень мало сведений о неоднородностях атмосферы, [c.266]

Одной из особенностей отражательных поверхностей является то, что отраженные ими лучи идут в том же пространстве, что и падающие лучи. Поэтому для их разделения приходится прибегать либо к пропусканию изображения через часть зрачка (что практикуется в тех случаях, когда величина поля зрения меньше, чем величина отверстия зрачка, как это имеет место в зеркальных объективах астрономических инструментов), либо, наоборот, при больших полях зрения пропускать через часть поля зрения зрачки системы. [c.444]

Л0. Соотношения между наблюдаемыми астрономическими величинами [c.377]

В пересчете на общий объем воды в Мировом океане вес растворенных в морской воде веществ составляет астрономическую величину — 48Х10 т. По подсчетам Л. А. Зенкевича, этого количества солей хватило бы, чтобы покрыть всю поверхность земного шара 43-метровым слоем, причем только сушу — слоем толщиной в 153 м(см. Приложение, табл. 5). [c.16]

Я перенес главу, посвященную основным фотометрическим понятиям, во введение, желая использовать правильную терминологию уже при описании явлений интерференции и оставив в отделе лучевой оптики лишь вопросы, связанные с ролью оптических инструментов при преобразовании светового потока. Заново написаны многие страницы, посвященные интерференции, в изложении которой и во втором переработанном издании осталось много неудовлетворительного. Я постарался сгруппировать вопросы кристаллооптики в отделе VIII, хотя и не счел возможным полностью отказаться от изложения некоторых вопросов поляризации при двойном лучепреломлении в отделе VI, ибо основные фактические сведения по поляризации мне были необходимы при изложении вопросов прохождения света через границу двух сред, с которых мне казалось естественным начать ту часть курса, где проблема взаимодействия света и вещества начинает выдвигаться на первый план. Я переработал изложение астрономических методов определения скорости света и добавил некоторые новые сведения о последних лабораторных определениях этой величины. Гораздо больше внимания уделено аберрации света. Рассмотрены рефлекторы и менисковые системы Д. Д. Максутова. Значительным изменениям подверглось изложение вопроса о разрешающей способности микроскопа я постарался отчетливее представить проблему о самосветя-щихся и освещенных объектах. Точно так же значительно подробнее разъяснен вопрос о фазовой микроскопии, приобретший значительную актуальность за последние годы. [c.11]

Ньютон на основании своих опытов ошибочно полагал, что величина относительной дисперсии, входящая в расчет ахроматизированной системы, не зависит от материала линз, и пришел отсюда к выводу о невозможности построения ахроматических линз. В соответствии с этим Ньютон считал, что для астрономической практики большое значение должны иметь рефлекторы, т. е. телескопы с отражательной оптикой. Однако Эйлер, основываясь на отсутствии заметной хроматической аберрации для глаза ), высказал мысль о существовании необходимого разнообразия преломляющих сред и рассчитал, каким образом можно было бы коррегировать хроматическую аберрацию линзы. Доллон построил (1757 г.) первую ахроматическую трубу. В настоящее время имеются десятки сортов стекол с разными показателями преломления и разной дисперсией, что дает очень широкий простор расчету ахроматических систем. Труднее обстоит дело с ахроматизацией систем, предназначенных для ультрафиолетового света, ибо разнообразие веществ, прозрачных для ультрафиолета, ограничено. Удается все же строить ахроматические линзы, комбинируя кварц и флюорит или кварц и каменную соль. [c.316]

Какое же из этих допущений — допущение теории относительности или допущение механики Галилея — соответствует физическому опыту То обстоятельство, что весь опыт классической механики находился в полном согласии с формулами преобразования Галилея, отнюдь не означает, что формулы (132.1), выдвигаемые теорией относительности, непригодны. Классическая механика (в том числе и небесная механика) имеет дело со столь малыми скоростями V, что величины очень малы по сравнению с единицей (так же как vxl мало по сравнению с /). Поэтому с точностью, далеко превышающей точность механических (и астрономических) измерений, формулы (132.1) дают тот же результат, что и формулы Галилея. Действительно, пренебрегая членами vxl и получим вместо (132.1) [c.457]

Световая волна в вакууме представляет собой переменное электромагнитное поле высокой частоты, распространяющееся с постоянной скоростью (с = 2,9979-10 см/с), не зависящей от частоты. Последнее обстоятельство может считаться установленным с большой степенью достоверности наблюдениями над астрономическими явлениями. Так, исследование затмения удаленных двойных звезд не обнаруживает никаких аномалий в спектральном составе света, доходянщго до нас в начале н конце затмений. Между тем затмение звезды или выход ее из тени своего спутника означает обрыв или начало распространения светового импульса, далеко не монохроматического и могущего рассматриваться как результат наложения многих монохроматических излучений. Если бы скорость этих излучений в межпланетном пространстве была различна, то импульс должен был бы дойти до нас значительно деформированным. Например, предположим для простоты, что этот импульс можно уподобить двум почти монохроматическим группам, синей и красной , и примем, что скорость распространения красной группы больше, чем синей мы должны были бы наблюдать при начале затмения изменение цвета звезды от нормального к синему, а при окончании его — от красного к нормальному. При огромных расстояниях, отделяющих от нас двойные звезды, даже ничтожная разница в скоростях должна была бы дать заметный эффект. В действительности же такой эффект не имеет места. Так, наблюдения Aparo над переменной звездой Алголь привели его к заключению, что разность между скоростью распространения красного и фиолетового излучения во всяком случае меньше одной стотысячной величины самой скорости. Эти и подобные наблюдения заставляют признать, что дисперсия света в межпланетном пространстве ) отсутствует. При [c.538]

Теория гироскопов Фуко первого и второго рода указывает на принципиальную возможность, не прибегая к астрономическим наблюдениям, во-первых, установить плоскость меридиана и, во-вторых, географическую широту места. Величина Уф З, пропорциональная моменту пары, вызывающей поворот оси гироскопа, весьма мала вследствие малости угловой скорости Земли. Например, для маховика массой 2 кг с радиусом инерции 8-10 м при ф = 600л 1/с, имеем [c.620]

Первые измерения скорости света были основаны на астрономических наблюдениях. Достоверное значение скорости света, близкое к современной величине, было впервые получено Рёмером (1676) при наблюдении затмений спутников планеты Юпитер. [c.196]

Однако в последнее время благодаря усовершепствованию методов астрономических наблюдений и измерения промежутков времени было обнаружено, что сама угловая скорость вращения Земли вокруг своей оси не остается абсолютно постоянной, а испытывает некоторые изменения, что сказывается на продолжительности истинных, а значит, и средних солнечных суток. В связи с этим вместо средних солнечных суток D качестве эталона времени был выбран средний тропический год (его продолжительность приблизительно 365,24 средних солнечных суток) F lo так как величина среднего тропического года претерпевает медленные изменения, то за эталон была принята та продолжительность среднего тропического года, которую он имел в 1900 г. [c.19]

Поскольку каких-либо других разумных предположений на этот счет сформулировать не удалось, опыт А. М. Бонч-Бруевича следует толковать как экспериментальное доказательство независимости скорости света от скорости источника. Мы могли бы не делать этого обобщающего вывода, а в каждом отдельном случае рассматривать, может ли играть какую-либо роль эффект зависимости скорости света от скорости источника, если величина этого эффекта меньше того порога, который был найден в опыте А. М. Бонч-Бруевича. Однако приведенные только что соображения, а также упоминавшиеся выше астрономические наблюдения, дают основания сделать общий вывод о том, что скорость света не зависит от скорости источника. Этот вывод является одним из двух положений, лежащих в основе теории относительности ). [c.246]

В приведенном выше рассмотрении мы полагали массу гела постоянной, т. е. не учитывали зависимости массы от скорости. Для движений небесных тел это предположение в большинстве случаев оказывается законным в силу двух обстоятельств. Во-первых, сами скорости планет в перигелии малы но сравнению со скоростью света и, во-вторых, орбиты планет близки к круговым, а значит, величина скорости при движении мало меняется. Первая из этих причин приводит к тому, что масса планет мало отличается от их массы покоя, а вторая — к тому, что масса планет очень мало изменяется при движении по орбите. Атак как для постоянной массы планет характер движения не зависит от величины массы, то влияние зависимости массы от скорости на характер движения для всех планет, кроме Меркурия, оказывается столь малым, что обнаружить его при помощи астрономических наблюдений невозможно. [c.326]

Метод Делоне возник из астрономических задач теории возмущений. Однако он был замечательным образом применен к задачам молодой квантовой теории. Квантовая теория Бора предполагала, что для вращающегося электрона разрешены лишь определенные орбиты. При движении по этим орбитам полностью отсутствуют потери энергии, так что движение происходит в соответствии с обычными законами механики. Таким образом, квантовая теория восприняла принципы механики, а следовательно, и канонические уравнения без каких бы то ни было модификаций. Она просто добавила определенные дополнительные ограничения на начальные условия. Теперь 2п констант интегрирования стали уже не произвольными величинами, а величинами [c.289]

Кинематические единицы. Для измерения времени, как хорошо известно (II, рубр. 3), единица устанавливается непосредственно на основе астрономических наблюдений (год, сутки, час, минута, секунда — по надобности). Таким образом в кинематике к длинам в качестве первичных величин присоединяются промеоюг/тки времени. Это, так сказать, обусловливается тем обстоятельством, что между этими двумя видами величин не имеет места никакая натуральная зависимость, которая позволила бы на основе естественных критериев вывести единицу времени из единицы длины. [c.346]

Астрономические объективы (рефракторы), предназначенные для визу ьного наблюдения небесных объектов, измерения их координат на небесной сфере, а также для съемки тех же объектов, отлнчаются от большинства обычных объективов большим фокусным расстоянием и весьма высокими требованиями к качеству изображения. Вследствие большой величины фокусного расстояния астрономических объективов величина вторичного спектра становится значительной и заметно влияет на качество изображения, создавая радужные кольца вокруг изображения и соответственно уменьшая резкость последнего и разрешающую силу объектива. При больших отиосителйных отверстиях объективов, предназначенных для астрофотограшии, необходимо исправлять и сферохроматическую аберрацию, д1 йствие которой аналогично действию вторичного спектра. [c.111]

Пример расчета окуляра Рамсдена для астрономического объектива. Пусть требуется рассчитать окуляр Рамсдена с фокусным расстоянием 15,2 мм для астрономической трубы. Если увеличение всей системы велико — порядка 160, то можно считать, что входной зрачок окуляра находится иа бесконечности, а следовательно, выходной зрачок помещается в задней фокальной плоскости. Можно положить высоту г/ пересечения второго вспомогательного луча со второй линзой в обратном ходе равной единице со знаком минус. Имея в виду для окуляра самостоятельное исправление, примем, что сумма S,,, имеет значение от —0,3 до —0,35. Величину можно брать равной нулю, но еще лучше дать.ей небольшое отрицательное значение в пр.еделах от —0,2 до —0,3, компенсирующее обычно встречающуюся кому объективов. [c.139]

Учитывая возможность (впрочем мало вероятную) неоднократного попадания луча на одно и то же место зеркала, следует допуск ужесточить в два-три раза. Например, при величине смещения А 1= 0,5 мм и значении f = 5 м допустимая погрешность Дф составляет 3—4". Эта точность в несколько раз ниже требуемой для высококачествениого астрономического зеркала. [c.562]

Как видно из (27), величины /г, не обращаются в нуль при т, = О, поэтому они и являются основными частотами в двух-нланетной задаче. Для этих частот мы сохранили традициопную астрономическую символику и не воспользовались обозначением ы (как мы это делали в гл. I и III), так как в астроно.мии со времен Лапласа буква со используется для обозначения углового расстояния перигелия от узла (см. рис. 12). [c.137]

Из-за недооценки корреляции электронов однодетерминантный метод ХФ предсказывает завышенную энергию основного состояния многоатомной системы при больших межъядерных расстояниях, что приводит к.неверным величинам знергии связи, частот колебаний и других свойств молекул. Этот метод дает хорошие результаты только тогда, когда атомы или ионы, составляющ ие систему (молекулы, кристалл), содержат лишь замкнутые оболочки. С помощью много-дeтep гпнaнтнoгo метода конфигурационного взаимодействия можно избежать корреляционных затруднений, но при увеличении числа атомов системы вычисления становятся практически невозможными из-за астрономического числа входяш,их в расчеты функций. В методе Ха обусловленная отсутствием корреляции электронов повышенная ионность атомов при больших межъядерных расстояниях автоматически исключается, ибо каждый атом системы рассматривается в точности так же, как если бы он был полностью изолированным с тем же самым значением параметра а. [c.141]

Рассмотрим пример определения массы планеты на основании данных сопровождения зонда в окрестности точки встречи с планетой. Масса планеты измеряется в единицах массы Солнца. Однако измерения дальности или интегрируемого допплерова сдвига частоты выражаются через скорость света с в единицах длины и времени (в астрономических единицах и секундах соответственно). До тех пор, пока получаемая информация связана с той областью, где планета в основном определяет движение зонда, почти невозможно отделить влияние точности знания массы от влияния точности знания скорости света. Следовательно, если масса будет входить наравне со скоростью света с а. е.1сек) в решение, полученное классическим методом наименьших квадратов, то матрица A WA будет слабо определенной. Даже в том случае, когда располагаемая точность вычислений позволит обратить эту матрицу, полученные поправки к значениям массы и скорости света окажутся настолько сильно коррелированными, что решение будет практически бесполезным. Однако величина с известна достаточно точно из результатов радиолокации планет и других экспериментов вне области встречи зонда с планетой ). [c.113]

Результат этих экспериментов обычно представляется в виде количества метров Л, содержащихся в астрономической единице, когда принята некоторая величина с в м сек. Соответствующее преобразование имеет вид А = с [м1сек]1с [а.е. сек]. [c.113]

Первая попытка применить новые методы к решению задачи уточнения астрономических постоянных состояла в использовании допплеровой информации от автоматической космической станции Пионер-5 с целью уточнения величины астрономической единицы [27]. К сожалению, контакт со станцией был потерян раньше, чем из поступающей информации можно было извлечь данные, влияющие на точность определения астрономической единицы, и эксперимент окончился неудачей. Тем не менее результаты этого эксперимента оказались достаточно обнадеживающими в том смысле, что они продемонстрировали потенциальные возможности радиолокационного сопровождения как нового источника астрономической информации. [c.118]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...