Точность установки рабочего тока определяется погрешностью нормального элемента, погрешностью подгонки сопротивлений между рабочей цепью и чувствительностью гальванометра. Если нормальный элемент не перегружать током, превышающим 1 мкА, и хранить при комнатных температурах, то погрешность ЭДС, развиваемая им, не будет превышать ±0,01%.
Чем выше чувствительность гальванометра, тем лучше он будет обнаруживать отсутствие равновесия и точнее осуществится измерение ЭДС Е . Чувствительность гальванометра не должна вызывать погрешность больше, чем 0,01%. Для этого необходимо, чтобы падение напряжения в гальванометре при минимальном отклонении, которое можно заметить глазом, было в 10 000 раз, чем измеряемое напряжение.
Точность измерения различных величин компенсационным методом можно охарактеризовать погрешностью, не превышающей ±(0,02...0,05)%.
Приборы, использующие мостовую цепь в равновесном режиме, характеризуются погрешностью измерения Rx, которая определяется точностью подгонки сопротивлений остальных трех плеч моста, чувствительностью нулевого указателя и точностью отсчета. Повторяя приведенные выше рассуждения применительно к компенсационным цепям, можно прийти к выводу, что погрешность измерения равновесным мостом может быть снижена до ±(0,01...0,02)%. При использовании мостовой цепи, работающей в неравновесном режиме, погрешность измерения Rx в основном определяется погрешностью измерителя. Это обстоятельство ограничивает точность неравновесных мостов погрешностью, практически не меньшей, чем ±(0,2...0,5)%.
Однако в ряде случаев использование мостовой цепи в неравновесном режиме дает возможность уменьшить дополнительные погрешности преобразователей неэлектрических величин в электрические. В подобных случаях применение приборов сравнения в неравновесном режиме более выгодно, чем использование приборов непосредственной оценки.
1.Затменно-двойная звезда (затменная переменная) — это двойная звезда, изменяющая свою светимость вследствие затмения другой.
В том случае, если плоскость орбиты двойной звезды проходит через Землю (или угол между лучом зрения и плоскостью орбиты был достаточно мал), периодически одна звезда закрывает другую. В системе происходит затмение. Суммарная яркость двойной системы уменьшается; нам кажется, что изменяется светимость звезды. График изменения её светимости называется кривой блеска. Она хорошо характеризует звезды и играет основную роль в их классификации.
2.Цефеиды – это звезды с очень большой светимостью, яркость которых подвержена регулярным изменениям. Сначала яркость увеличивается до максимальной, а потом, уже медленнее, уменьшается до минимальной. Длительность этих циклов очень стабильна. Эти звезды названы в честь их прототипа, звезды Дельта Цефея, но первой из открытых на самом деле была Эта Орла. Поскольку цефеиды принадлежат к ярчайшим звездам, их можно видеть на огромном расстоянии. Было доказано, что период изменения их яркости пропорционален их светимости, так что, если измерить максимальную яркость цефеиды в далекой галактике и сопоставить ее с периодом изменения, можно определить расстояние до нее. Именно так определялось расстояние до некоторых галактик, поэтому цефеиды имеют очень большое значение.
Когда звезды находятся в финальной стадии сжатия, они проходят через так называемую Т-фазу Тельца, когда сила их излучения может меняться в чрезвычайно широких пределах. Потом они «успокаиваются» и проводят остаток своего жизненного цикла в более или менее стабильном состоянии. Но после того, как весь водород в их недрах превратится в гелий и начнутся реакции с образованием более тяжелых элементов, они снова могут стать переменными звездами.
Точность установки рабочего тока определяется погрешностью нормального элемента, погрешностью подгонки сопротивлений между рабочей цепью и чувствительностью гальванометра. Если нормальный элемент не перегружать током, превышающим 1 мкА, и хранить при комнатных температурах, то погрешность ЭДС, развиваемая им, не будет превышать ±0,01%.
Чем выше чувствительность гальванометра, тем лучше он будет обнаруживать отсутствие равновесия и точнее осуществится измерение ЭДС Е . Чувствительность гальванометра не должна вызывать погрешность больше, чем 0,01%. Для этого необходимо, чтобы падение напряжения в гальванометре при минимальном отклонении, которое можно заметить глазом, было в 10 000 раз, чем измеряемое напряжение.
Точность измерения различных величин компенсационным методом можно охарактеризовать погрешностью, не превышающей ±(0,02...0,05)%.
Приборы, использующие мостовую цепь в равновесном режиме, характеризуются погрешностью измерения Rx, которая определяется точностью подгонки сопротивлений остальных трех плеч моста, чувствительностью нулевого указателя и точностью отсчета. Повторяя приведенные выше рассуждения применительно к компенсационным цепям, можно прийти к выводу, что погрешность измерения равновесным мостом может быть снижена до ±(0,01...0,02)%. При использовании мостовой цепи, работающей в неравновесном режиме, погрешность измерения Rx в основном определяется погрешностью измерителя. Это обстоятельство ограничивает точность неравновесных мостов погрешностью, практически не меньшей, чем ±(0,2...0,5)%.
Однако в ряде случаев использование мостовой цепи в неравновесном режиме дает возможность уменьшить дополнительные погрешности преобразователей неэлектрических величин в электрические. В подобных случаях применение приборов сравнения в неравновесном режиме более выгодно, чем использование приборов непосредственной оценки.
Объяснение:
1.Затменно-двойная звезда (затменная переменная) — это двойная звезда, изменяющая свою светимость вследствие затмения другой.
В том случае, если плоскость орбиты двойной звезды проходит через Землю (или угол между лучом зрения и плоскостью орбиты был достаточно мал), периодически одна звезда закрывает другую. В системе происходит затмение. Суммарная яркость двойной системы уменьшается; нам кажется, что изменяется светимость звезды. График изменения её светимости называется кривой блеска. Она хорошо характеризует звезды и играет основную роль в их классификации.
2.Цефеиды – это звезды с очень большой светимостью, яркость которых подвержена регулярным изменениям. Сначала яркость увеличивается до максимальной, а потом, уже медленнее, уменьшается до минимальной. Длительность этих циклов очень стабильна. Эти звезды названы в честь их прототипа, звезды Дельта Цефея, но первой из открытых на самом деле была Эта Орла. Поскольку цефеиды принадлежат к ярчайшим звездам, их можно видеть на огромном расстоянии. Было доказано, что период изменения их яркости пропорционален их светимости, так что, если измерить максимальную яркость цефеиды в далекой галактике и сопоставить ее с периодом изменения, можно определить расстояние до нее. Именно так определялось расстояние до некоторых галактик, поэтому цефеиды имеют очень большое значение.
Когда звезды находятся в финальной стадии сжатия, они проходят через так называемую Т-фазу Тельца, когда сила их излучения может меняться в чрезвычайно широких пределах. Потом они «успокаиваются» и проводят остаток своего жизненного цикла в более или менее стабильном состоянии. Но после того, как весь водород в их недрах превратится в гелий и начнутся реакции с образованием более тяжелых элементов, они снова могут стать переменными звездами.