Количество облаков — степень покрытия неба облаками (в определённый момент или в среднем за некоторый промежуток времени) , выраженная в 10-балльной шкале или в процентах покрытия. Современная 10—балльная шкала облачности принята на первой Морской Международной Метеорологической Конференции (Брюссель, 1853 г.) .
При наблюдения на метеорологических станциях определяется общее количество облаков и количество облаков нижнего яруса; эти числа записываются в дневниках погоды через дробную черту, например 10/4.
В авиационной метеорологии применяется 8-октантная шкала, которая проще при визуальном наблюдении: небо делится на 8 частей (то есть пополам, потом ещё пополам и ещё раз) , облачность указывают в октантах (восьмых долях неба) . В авиационных метеорологических сводках погоды (METAR, SPECI, TAF) количество облаков и высота нижней границы указывается по слоям (от самого нижнего к более верхним) , при этом используются градации количества:
FEW — незначительные (рассеянные) - 1-2 октанта (1- ) ; SCT — разбросанные (отдельные) - 3-4 октанта (4- ) ; BKN — значительные (разорванные) - 5-7 октантов (6- ) ; OVC — сплошные - 8 октантов ( ) ; SKC — ясно - (0 октантов) ; NSC — нет существенной облачности (любой количество облаков с высотой нижней границы 1500 м и выше, при отсутствии кучево-дождевых и мощно-кучевых облаков) ; CLR — нет облаков ниже 3000 м (сокращение используется в сводках, формируемых автоматическими метеостанциями
Вся история астрономии связана с созданием новых инструментов, позволяющих повысить точность наблюдений, возможность вести исследования небесных светил в диапазонах электромагнитного излучения (см. Электромагнитное излучение небесных тел), недоступных невооруженному человеческому глазу.
Первыми еще в далекой древности появились угломерные инструменты. Самый древний из них — это гномон, вертикальный стержень, отбрасывающий солнечную тень на горизонтальную плоскость. Зная длину гномона и тени, можно определить высоту Солнца над горизонтом.
К старинным угломерным инструментам принадлежат и квадранты. В простейшем варианте квадрант — плоская доска в форме четверти круга, разделенного на градусы. Вокруг его центра вращается подвижная линейка с двумя диоптрами.
Широкое распространение в древней астрономии получили армиллярные сферы — модели небесной сферы с ее важнейшими точками и кругами: полюсами и осью мира, меридианом, горизонтом, небесным экватором и эклиптикой. В конце XVI в. лучшие по точности и изяществу астрономические инструменты изготовлял датский астроном Т. Браге. Его армиллярные сферы были при для измерения как горизонтальных, так и экваториальных координат светил.
Коренной переворот в методах астрономических наблюдений произошел в 1609 г., когда итальянский ученый Г. Галилей применил для обозрения неба зрительную трубу и сделал первые телескопические наблюдения. В совершенствовании конструкций телескопов-рефракторов, имеющих линзовые объективы, большие заслуги принадлежат И. Кеплеру.
Первые телескопы были еще крайне несовершенны, давали нечеткое изображение, окрашенное радужным ореолом.
Избавиться от недостатков пытались, увеличивая длину телескопов. Однако наиболее эффективными и удобными оказались ахроматические телескопы-рефракторы, которые начали изготовляться с 1758 г. Д. Доллондом в Англии.
В 1668 г. И. Ньютон построил телескоп-рефлектор, который был свободен от многих оптических недостатков, свойственных рефракторам. Позже совершенствованием этой системы телескопов занимались М. В. Ломоносов и В. Гершель. Последний добился особенно больших успехов в сооружении рефлекторов. Постепенно увеличивая диаметры изготавливаемых зеркал, В. Гершель в 1789 г. отшлифовал для своего телескопа самое большое зеркало (диаметром 122 см). В то время это был величайший в мире рефлектор.
В XX в. получили распространение зеркально-линзовые телескопы, конструкции которых были разработаны немецким оптиком Б. Шмидтом (1931 г.) и советским оптиком Д. Д. Максутовым (1941 г.).
В 1974 г. закончилось строительство отечественного зеркального телескопа с диаметром зеркала 6 м. Он установлен на Кавказе — в Специальной астрофизической обсерватории. Возможности этого инструмента огромны. Этому телескопу доступны объекты 25‑й звездной величины, т. е. в миллионы раз более слабые, чем те, которые наблюдал Галилей в свой телескоп.
При наблюдения на метеорологических станциях определяется общее количество облаков и количество облаков нижнего яруса; эти числа записываются в дневниках погоды через дробную черту, например 10/4.
В авиационной метеорологии применяется 8-октантная шкала, которая проще при визуальном наблюдении: небо делится на 8 частей (то есть пополам, потом ещё пополам и ещё раз) , облачность указывают в октантах (восьмых долях неба) . В авиационных метеорологических сводках погоды (METAR, SPECI, TAF) количество облаков и высота нижней границы указывается по слоям (от самого нижнего к более верхним) , при этом используются градации количества:
FEW — незначительные (рассеянные) - 1-2 октанта (1- ) ;
SCT — разбросанные (отдельные) - 3-4 октанта (4- ) ;
BKN — значительные (разорванные) - 5-7 октантов (6- ) ;
OVC — сплошные - 8 октантов ( ) ;
SKC — ясно - (0 октантов) ;
NSC — нет существенной облачности (любой количество облаков с высотой нижней границы 1500 м и выше, при отсутствии кучево-дождевых и мощно-кучевых облаков) ;
CLR — нет облаков ниже 3000 м (сокращение используется в сводках, формируемых автоматическими метеостанциями
Объяснение:
Вся история астрономии связана с созданием новых инструментов, позволяющих повысить точность наблюдений, возможность вести исследования небесных светил в диапазонах электромагнитного излучения (см. Электромагнитное излучение небесных тел), недоступных невооруженному человеческому глазу.
Первыми еще в далекой древности появились угломерные инструменты. Самый древний из них — это гномон, вертикальный стержень, отбрасывающий солнечную тень на горизонтальную плоскость. Зная длину гномона и тени, можно определить высоту Солнца над горизонтом.
К старинным угломерным инструментам принадлежат и квадранты. В простейшем варианте квадрант — плоская доска в форме четверти круга, разделенного на градусы. Вокруг его центра вращается подвижная линейка с двумя диоптрами.
Широкое распространение в древней астрономии получили армиллярные сферы — модели небесной сферы с ее важнейшими точками и кругами: полюсами и осью мира, меридианом, горизонтом, небесным экватором и эклиптикой. В конце XVI в. лучшие по точности и изяществу астрономические инструменты изготовлял датский астроном Т. Браге. Его армиллярные сферы были при для измерения как горизонтальных, так и экваториальных координат светил.
Коренной переворот в методах астрономических наблюдений произошел в 1609 г., когда итальянский ученый Г. Галилей применил для обозрения неба зрительную трубу и сделал первые телескопические наблюдения. В совершенствовании конструкций телескопов-рефракторов, имеющих линзовые объективы, большие заслуги принадлежат И. Кеплеру.
Первые телескопы были еще крайне несовершенны, давали нечеткое изображение, окрашенное радужным ореолом.
Избавиться от недостатков пытались, увеличивая длину телескопов. Однако наиболее эффективными и удобными оказались ахроматические телескопы-рефракторы, которые начали изготовляться с 1758 г. Д. Доллондом в Англии.
В 1668 г. И. Ньютон построил телескоп-рефлектор, который был свободен от многих оптических недостатков, свойственных рефракторам. Позже совершенствованием этой системы телескопов занимались М. В. Ломоносов и В. Гершель. Последний добился особенно больших успехов в сооружении рефлекторов. Постепенно увеличивая диаметры изготавливаемых зеркал, В. Гершель в 1789 г. отшлифовал для своего телескопа самое большое зеркало (диаметром 122 см). В то время это был величайший в мире рефлектор.
В XX в. получили распространение зеркально-линзовые телескопы, конструкции которых были разработаны немецким оптиком Б. Шмидтом (1931 г.) и советским оптиком Д. Д. Максутовым (1941 г.).
В 1974 г. закончилось строительство отечественного зеркального телескопа с диаметром зеркала 6 м. Он установлен на Кавказе — в Специальной астрофизической обсерватории. Возможности этого инструмента огромны. Этому телескопу доступны объекты 25‑й звездной величины, т. е. в миллионы раз более слабые, чем те, которые наблюдал Галилей в свой телескоп.