Автомобиль ехал 2 часа со скоростью 40 км/час, потом 1 час стоял, затем 2 часа ехал со скоростью 80 км/час. Постройте графики зависимости скорости и пройденного пути от времени.
Как измеряется расстояние до звезд?Исследования космоса / Наука астрономия / Астрономические наблюдения
Звезды достигают огромных размеров, хотя нам они кажутся маленькими точками света. Так происходит потому, что они находятся очень далеко от Земли. Действительно, хотя мы можем измерить расстояние до них, мы с трудом его представляем.
Расстояние до звезд настолько велико, что оно измеряется световыми годами, а не километрами. Световой год — это такое расстояние, которое свет проходит за год, оно равно примерно 9 646 000 000 000 километрам.
Самая ближайшая к нам звезда, которую можно увидеть невооруженным глазом, находится на расстоянии 4 световых лет. Это Альфа Центавра. Солнце — это тоже звезда. Если бы оно находилось на таком расстоянии, как Альфа Центавра, оно бы тоже казалось нам точкой света.
Вот один каким астрономы измеряют расстояние до звезды. Ученые наблюдают за звездой в двух положениях. Например, из двух точек, находящихся на противоположных сторонах Земли. Или из одной и той же точки, но с разницей в полгода, когда Земля поворачивается к звезде противоположной стороной. При этом звезда также меняет свое положение. Это изменение ее положения называется параллаксом. Измеряя параллакс звезды, астрономы могут вычислить расстояние до нее.
Поскольку звезды находятся очень далеко, наблюдение должно проводиться при телескопа. В телескоп ученые пронаблюдали и сфотографировали миллионы звезд. Наиболее удаленные объекты, различимые только в телескоп, находятся на расстоянии тысяч миллионов световых лет.
Пытались ли вы найти в небе самую яркую звезду?
Вам, наверное, кажется, что звезд в небе несметное множество. Но без телескопа вы можете увидеть не более 6000 звезд, из них около 1500 находятся в Южном полушарии и не видны в Северном полушарии.
Еще 2000 лет назад греческие астрономы делили звезды в зависимости от их яркости на величины или классы. До появления телескопа существовало шесть классов, или величин, звезд. Звезды первой величины самые яркие, а шестой величины — самые слабые. Звезды ниже шестой величины без телескопа не наблюдаются. Сегодня современные телескопы позволяют сфотографировать звезды 21 величины.
Яркость звезд одной величины в два с половиной раза ниже яркости звезд предыдущей величины. К первой величине относятся 22 звезды, самая яркая из них — Сириус, имеющий величину -16. Сириус более чем в 1000 раз ярче любой самой слабой звезды, которую можно наблюдать невооруженным глазом.
Чем ниже класс, или величина, тем больше звезд она насчитывает. Так, если к первой величине мы относим только 22 звезды, то звезд 20 класса насчитывается около миллиарда.
Что такое обсерватория?
Тысячи лет тому назад астрономы, наверное, использовали египетские пирамиды, а также башни и храмы Вавилона для изучения Солнца, Луны и звезд. Тогда не было телескопов. Со временем появились астрономические приборы, и по мере того, как увеличивались их размеры и количество, для их размещения стали строить обсерватории. Некоторые обсерватории были построены больше тысячи лет тому назад.
Место для строительства обсерватории должно быть правильно выбрано. Здесь должны быть благоприятные погодные условия, умеренные температуры; здесь должно быть много солнечных дней и безоблачных ночей, как можно меньше туманов, дождей и снегопадов. Это место должно находиться вдали от городских огней и неоновых реклам, которые слишком сильно освещают небо и этим мешают наблюдениям.
Есть здания, в которых кроме телескопов есть и жилые помещения. Приборы размещаются в конструкциях из стали и бетона. Здания для установки телескопов состоят из двух частей. Нижняя часть неподвижна, а верхняя, или крыша, имеет форму купола, который может вращаться.
В куполе есть «щель», которая открывается для того, чтобы телескоп смотрел в небо. За счет вращения купола щель может быть открыта в направлении любого участка неба. И купол, и телескоп перемещаются с электромоторов. В современной обсерватории астроному нужно нажать лишь несколько кнопок, чтобы передвинуть оборудование.
Конечно, для того, чтобы видеть, астроном всегда должен находиться у окуляра, или там должен быть закреплен фотоаппарат. Поэтому в некоторых обсерваториях пол может подниматься или опускаться, или там есть регулируемая платформа.
Для наблюдений за небом астрономы полагаются не только на свои глаза. У них есть много сложных приборов и при к телескопу, таких, как фотоаппараты, спектроскопы, спектрографы и спектрогелиографы. Все эти приборы обеспечивают ученых важной информацией.
A - длина бруска b - ширина бруска c - высота бруска S₁ = b*c - площадь самой маленькой грани S₂ = a*c S₃ = a*b - площадь самой большой грани p = F / S = g*m / S = g*ρ*V / S ρ = 2700 кг/м³ - плотность алюминия V = a*b*c - объем бруска S - площадь опоры Учтем, что чем площадь опоры меньше тем давление больше и запишем: p₁ = g*ρ*a*b*c / S₃ = g*ρ*a*b*c / (a*b) = g*ρ*c => c = p₁ / (g*ρ) p₂ = g*ρ*a*b*c / S₂ = g*ρ*a*b*c / (a*c) = g*ρ*b => b = p₂ / (g*ρ) p₃ = g*ρ*a*b*c / S₁ = g*ρ*a*b*c / (b*c) = g*ρ*a => a = p₃ / (g*ρ) V = (p₁ / (g*ρ)) * (p₂ / (g*ρ)) * (p₃ / (g*ρ)) = p₁*p₂*p₃ / (g³*ρ³) m = ρ*V = ρ * p₁*p₂*p₃ / (g³*ρ³) = p₁*p₂*p₃ / (g³*ρ²) m = 2430 Па*3200 Па*5625 Па / ((10 Н/кг)³*(2700 кг/м³)²) = 6,0 кг
Звезды достигают огромных размеров, хотя нам они кажутся маленькими точками света. Так происходит потому, что они находятся очень далеко от Земли. Действительно, хотя мы можем измерить расстояние до них, мы с трудом его представляем.
Расстояние до звезд настолько велико, что оно измеряется световыми годами, а не километрами. Световой год — это такое расстояние, которое свет проходит за год, оно равно примерно 9 646 000 000 000 километрам.
Самая ближайшая к нам звезда, которую можно увидеть невооруженным глазом, находится на расстоянии 4 световых лет. Это Альфа Центавра. Солнце — это тоже звезда. Если бы оно находилось на таком расстоянии, как Альфа Центавра, оно бы тоже казалось нам точкой света.
Вот один каким астрономы измеряют расстояние до звезды. Ученые наблюдают за звездой в двух положениях. Например, из двух точек, находящихся на противоположных сторонах Земли. Или из одной и той же точки, но с разницей в полгода, когда Земля поворачивается к звезде противоположной стороной. При этом звезда также меняет свое положение. Это изменение ее положения называется параллаксом. Измеряя параллакс звезды, астрономы могут вычислить расстояние до нее.
Поскольку звезды находятся очень далеко, наблюдение должно проводиться при телескопа. В телескоп ученые пронаблюдали и сфотографировали миллионы звезд. Наиболее удаленные объекты, различимые только в телескоп, находятся на расстоянии тысяч миллионов световых лет.
Пытались ли вы найти в небе самую яркую звезду?
Вам, наверное, кажется, что звезд в небе несметное множество. Но без телескопа вы можете увидеть не более 6000 звезд, из них около 1500 находятся в Южном полушарии и не видны в Северном полушарии.
Еще 2000 лет назад греческие астрономы делили звезды в зависимости от их яркости на величины или классы. До появления телескопа существовало шесть классов, или величин, звезд. Звезды первой величины самые яркие, а шестой величины — самые слабые. Звезды ниже шестой величины без телескопа не наблюдаются. Сегодня современные телескопы позволяют сфотографировать звезды 21 величины.
Яркость звезд одной величины в два с половиной раза ниже яркости звезд предыдущей величины. К первой величине относятся 22 звезды, самая яркая из них — Сириус, имеющий величину -16. Сириус более чем в 1000 раз ярче любой самой слабой звезды, которую можно наблюдать невооруженным глазом.
Чем ниже класс, или величина, тем больше звезд она насчитывает. Так, если к первой величине мы относим только 22 звезды, то звезд 20 класса насчитывается около миллиарда.
Что такое обсерватория?
Тысячи лет тому назад астрономы, наверное, использовали египетские пирамиды, а также башни и храмы Вавилона для изучения Солнца, Луны и звезд. Тогда не было телескопов. Со временем появились астрономические приборы, и по мере того, как увеличивались их размеры и количество, для их размещения стали строить обсерватории. Некоторые обсерватории были построены больше тысячи лет тому назад.
Место для строительства обсерватории должно быть правильно выбрано. Здесь должны быть благоприятные погодные условия, умеренные температуры; здесь должно быть много солнечных дней и безоблачных ночей, как можно меньше туманов, дождей и снегопадов. Это место должно находиться вдали от городских огней и неоновых реклам, которые слишком сильно освещают небо и этим мешают наблюдениям.
Есть здания, в которых кроме телескопов есть и жилые помещения. Приборы размещаются в конструкциях из стали и бетона. Здания для установки телескопов состоят из двух частей. Нижняя часть неподвижна, а верхняя, или крыша, имеет форму купола, который может вращаться.
В куполе есть «щель», которая открывается для того, чтобы телескоп смотрел в небо. За счет вращения купола щель может быть открыта в направлении любого участка неба. И купол, и телескоп перемещаются с электромоторов. В современной обсерватории астроному нужно нажать лишь несколько кнопок, чтобы передвинуть оборудование.
Конечно, для того, чтобы видеть, астроном всегда должен находиться у окуляра, или там должен быть закреплен фотоаппарат. Поэтому в некоторых обсерваториях пол может подниматься или опускаться, или там есть регулируемая платформа.
Для наблюдений за небом астрономы полагаются не только на свои глаза. У них есть много сложных приборов и при к телескопу, таких, как фотоаппараты, спектроскопы, спектрографы и спектрогелиографы. Все эти приборы обеспечивают ученых важной информацией.
b - ширина бруска
c - высота бруска
S₁ = b*c - площадь самой маленькой грани
S₂ = a*c
S₃ = a*b - площадь самой большой грани
p = F / S = g*m / S = g*ρ*V / S
ρ = 2700 кг/м³ - плотность алюминия
V = a*b*c - объем бруска
S - площадь опоры
Учтем, что чем площадь опоры меньше тем давление больше и запишем:
p₁ = g*ρ*a*b*c / S₃ = g*ρ*a*b*c / (a*b) = g*ρ*c => c = p₁ / (g*ρ)
p₂ = g*ρ*a*b*c / S₂ = g*ρ*a*b*c / (a*c) = g*ρ*b => b = p₂ / (g*ρ)
p₃ = g*ρ*a*b*c / S₁ = g*ρ*a*b*c / (b*c) = g*ρ*a => a = p₃ / (g*ρ)
V = (p₁ / (g*ρ)) * (p₂ / (g*ρ)) * (p₃ / (g*ρ)) = p₁*p₂*p₃ / (g³*ρ³)
m = ρ*V = ρ * p₁*p₂*p₃ / (g³*ρ³) = p₁*p₂*p₃ / (g³*ρ²)
m = 2430 Па*3200 Па*5625 Па / ((10 Н/кг)³*(2700 кг/м³)²) = 6,0 кг