ТОП авторов и книг ИСКАТЬ КНИГУ В БИБЛИОТЕКЕ
но здесь простые Р. осложняются деятельностью центров сознания и воли, и поэтому изучение их затрудняется. Между тем в спинном мозгу позвоночных животных, по общепринятому в науке взгляду, нет и следов сознания и воли, и он является лишь органом простых Р. и проводником возбуждений. Классическим живым препаратом для изучения Р. служат, поэтому, обезглавленные животные, и среди них в особенности обезглавленные под продолговатым мозгом лягушки. Сила, характер и целесообразность Р. зависят как от устройства спинного мозга, так и самой природы раздражений: их силы, распространенности, качества и места приложения. И. Т.
Рефракция
Рефракция – преломление лучей света в земной атмосфере. Если бы атмосфера была однородна, то лучи света, преломившись на ее пределе, распространялись бы далее прямолинейно. На самом деле плотность воздуха от границы атмосферы до поверхности земли постепенно увеличивается, лучи света преломляются непрерывно, и их пути представляют кривые, вогнутостью обращенные к земле. Наблюдатель видит звезду по направлению касательной к траектории луча, поэтому Р. изменяет видимое положение всех светил на небесном своде, и все астрономические наблюдения должны быть исправлены за Р. Так как с достаточной точностью землю можно считать шаром, а атмосферу – состоящей из множества концентрических шаровых слоев, плотность которых непрерывно изменяется, то путь луча – кривая плоская, и рефракция влияет только на высоту светила, «подымает» его, и нисколько не изменяет азимута. К видимому зенитному расстоянию нужно прибавлять влияние рефракции, чтобы получить истинное зенитное расстояние. Величина Р. меняется с зенитным расстоянием. В зените, где лучи проходят перпендикулярно к слоям атмосферы, Р. равна нулю, на высоте 45° около 1ў, наибольшая (около 37ў) в горизонте. Точное вычисление Р. зависит от закона распределения плотностей в атмосфере. Если бы температура всех слоев воздуха была одинакова, то плотности были бы пропорциональны давлениям, и Р. вычислялась бы очень просто. Но температура воздуха уменьшается с высотой, по закону, который еще неизвестен, почему и закон распределения плотностей остается тоже неизвестным, а теорию Р. приходится основывать на различных гипотезах о строении атмосферы, выбранных так, чтобы вычисленная Р. возможно хорошо согласовалась с наблюденной. Приближенно Р. может считаться пропорциональной тангенсу зенитного расстояния (tg), точнее она выразится рядом членов с нечетными степенями tg, причем первые два члена общи для всех теорий, т. е. не зависят от распределения температур. «Постоянной» (величиной) рефракции называется коэффициент у первого члена. Кроме строения атмосферы, Р. зависит от абсолютной величины плотности воздуха, т. е. изменяется с давлением и температурой; поэтому для вычисления Р. необходимо записывать при наблюдениях показания барометра и термометра. Р. для нормальных показаний барометра (760 мм.) и термометра (410° Ц.) называется средней Р. Из наблюдений величина Р. может быть определена измерением высот околополярной звезды в двух кульминациях. Современные работы по определению Р. состоят, как и для определения других астрономических постоянных, в том, что к принятой величине Р. ищут поправку, которая приводила бы весь наблюдательный материал в наилучшее согласие. Бессель в своей теории, которая с некоторыми изменениями может считаться наилучшей, представил Р. формулой: r = tga(BT)Agl где В зависит от показания барометра. Т – термометра при барометре, g – температуры воздуха, a медленно изменяется с зенитным расстоянием, А и l – величины, близкие к единице и отличаются чувствительно от нее только при больших зенитных расстояниях Все эти величины даются в таблицах по аргументу z (зенитное расстояние). В Пулковских таблицах («Tabulae refractionum in usum speculae pulcovensis congestae», 1870), в основание которых взята теория Гюльдена, значение tga дается через минуту дуги; g – для каждой десятой доли градуса R, В – для каждой десятой доли английской полулинии. Несомненно, что распределение плотностей воздуха не может подойти ни под какой общий закон, – местные уклонения вследствие ветра, влажности и т. д. достигают значительных размеров. Р. не может никогда быть строго вычислена, ошибка ее в среднем достигает 2 – 3%; никакая теория, никакое искусство наблюдений не может тут помочь и ошибка может быть исключена только в среднем из многочисленных наблюдений, Особенно плохо поддается вычислению Р. у горизонта, поэтому астрономы редко наблюдают светила ниже 10 – 15° высоты над горизонтом. Вследствие Р. светила восходят раньше и заходят позже, чем это происходило бы при отсутствии атмосферы. Диски солнца и луны у горизонта кажутся сплющенными: разность Р. у двух краев достигает 6ў. Горизонтальная Р. подвержена большим аномалиям особенно в холодных странах. Как пример этого можно упомянуть наблюдете Барентца. (голландская экспедиция, зимовавшая в 1597 г. на Новой Земле под 76° северной широты), Он увидел после полярной ночи солнце уже 24 января, т. е. на 17 дней раньше, чем ожидал, – Р. достигала 4°. Помимо неполной шарообразности земли, слои воздуха равной плотности не всегда расположены параллельно поверхности земли; вследствие этого происходит так наз. боковая Р. – изменение азимута. До сих пор, однако, ее влияние недоступно вычислению. Вследствие светорассеяния, которое сопровождает преломление, светила, находящиеся очень низко над горизонтом, дают в зрительных трубах спектральное изображение: видны не точки, а маленькие спектры обращенные красными концами вниз.
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31 32 33 34 35 36 37 38 39 40 41 42 43 44 45 46 47 48 49 50 51 52 53 54 55 56 57 58 59 60 61 62 63 64 65 66 67 68 69 70 71 72 73 74 75 76 77 78 79 80 81 82 83 84 85 86 87 88 89 90 91 92 93 94 95 96 97 98 99 100 101 102 103 104 105 106 107 108 109 110 111 112 113 114 115 116 117 118 119 120 121 122 123 124 125 126 127 128 129 130 131 132 133 134 135 136 137 138 139 140 141 142 143 144 145 146 147 148 149 150 151 152 153 154 155 156 157 158 159 160 161 162 163 164 165 166 167 168 169 170 171 172 173 174 175 176 177 178 179 180 181 182 183 184 185 186 187 188 189 190 191
Рефракция
Рефракция – преломление лучей света в земной атмосфере. Если бы атмосфера была однородна, то лучи света, преломившись на ее пределе, распространялись бы далее прямолинейно. На самом деле плотность воздуха от границы атмосферы до поверхности земли постепенно увеличивается, лучи света преломляются непрерывно, и их пути представляют кривые, вогнутостью обращенные к земле. Наблюдатель видит звезду по направлению касательной к траектории луча, поэтому Р. изменяет видимое положение всех светил на небесном своде, и все астрономические наблюдения должны быть исправлены за Р. Так как с достаточной точностью землю можно считать шаром, а атмосферу – состоящей из множества концентрических шаровых слоев, плотность которых непрерывно изменяется, то путь луча – кривая плоская, и рефракция влияет только на высоту светила, «подымает» его, и нисколько не изменяет азимута. К видимому зенитному расстоянию нужно прибавлять влияние рефракции, чтобы получить истинное зенитное расстояние. Величина Р. меняется с зенитным расстоянием. В зените, где лучи проходят перпендикулярно к слоям атмосферы, Р. равна нулю, на высоте 45° около 1ў, наибольшая (около 37ў) в горизонте. Точное вычисление Р. зависит от закона распределения плотностей в атмосфере. Если бы температура всех слоев воздуха была одинакова, то плотности были бы пропорциональны давлениям, и Р. вычислялась бы очень просто. Но температура воздуха уменьшается с высотой, по закону, который еще неизвестен, почему и закон распределения плотностей остается тоже неизвестным, а теорию Р. приходится основывать на различных гипотезах о строении атмосферы, выбранных так, чтобы вычисленная Р. возможно хорошо согласовалась с наблюденной. Приближенно Р. может считаться пропорциональной тангенсу зенитного расстояния (tg), точнее она выразится рядом членов с нечетными степенями tg, причем первые два члена общи для всех теорий, т. е. не зависят от распределения температур. «Постоянной» (величиной) рефракции называется коэффициент у первого члена. Кроме строения атмосферы, Р. зависит от абсолютной величины плотности воздуха, т. е. изменяется с давлением и температурой; поэтому для вычисления Р. необходимо записывать при наблюдениях показания барометра и термометра. Р. для нормальных показаний барометра (760 мм.) и термометра (410° Ц.) называется средней Р. Из наблюдений величина Р. может быть определена измерением высот околополярной звезды в двух кульминациях. Современные работы по определению Р. состоят, как и для определения других астрономических постоянных, в том, что к принятой величине Р. ищут поправку, которая приводила бы весь наблюдательный материал в наилучшее согласие. Бессель в своей теории, которая с некоторыми изменениями может считаться наилучшей, представил Р. формулой: r = tga(BT)Agl где В зависит от показания барометра. Т – термометра при барометре, g – температуры воздуха, a медленно изменяется с зенитным расстоянием, А и l – величины, близкие к единице и отличаются чувствительно от нее только при больших зенитных расстояниях Все эти величины даются в таблицах по аргументу z (зенитное расстояние). В Пулковских таблицах («Tabulae refractionum in usum speculae pulcovensis congestae», 1870), в основание которых взята теория Гюльдена, значение tga дается через минуту дуги; g – для каждой десятой доли градуса R, В – для каждой десятой доли английской полулинии. Несомненно, что распределение плотностей воздуха не может подойти ни под какой общий закон, – местные уклонения вследствие ветра, влажности и т. д. достигают значительных размеров. Р. не может никогда быть строго вычислена, ошибка ее в среднем достигает 2 – 3%; никакая теория, никакое искусство наблюдений не может тут помочь и ошибка может быть исключена только в среднем из многочисленных наблюдений, Особенно плохо поддается вычислению Р. у горизонта, поэтому астрономы редко наблюдают светила ниже 10 – 15° высоты над горизонтом. Вследствие Р. светила восходят раньше и заходят позже, чем это происходило бы при отсутствии атмосферы. Диски солнца и луны у горизонта кажутся сплющенными: разность Р. у двух краев достигает 6ў. Горизонтальная Р. подвержена большим аномалиям особенно в холодных странах. Как пример этого можно упомянуть наблюдете Барентца. (голландская экспедиция, зимовавшая в 1597 г. на Новой Земле под 76° северной широты), Он увидел после полярной ночи солнце уже 24 января, т. е. на 17 дней раньше, чем ожидал, – Р. достигала 4°. Помимо неполной шарообразности земли, слои воздуха равной плотности не всегда расположены параллельно поверхности земли; вследствие этого происходит так наз. боковая Р. – изменение азимута. До сих пор, однако, ее влияние недоступно вычислению. Вследствие светорассеяния, которое сопровождает преломление, светила, находящиеся очень низко над горизонтом, дают в зрительных трубах спектральное изображение: видны не точки, а маленькие спектры обращенные красными концами вниз.
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31 32 33 34 35 36 37 38 39 40 41 42 43 44 45 46 47 48 49 50 51 52 53 54 55 56 57 58 59 60 61 62 63 64 65 66 67 68 69 70 71 72 73 74 75 76 77 78 79 80 81 82 83 84 85 86 87 88 89 90 91 92 93 94 95 96 97 98 99 100 101 102 103 104 105 106 107 108 109 110 111 112 113 114 115 116 117 118 119 120 121 122 123 124 125 126 127 128 129 130 131 132 133 134 135 136 137 138 139 140 141 142 143 144 145 146 147 148 149 150 151 152 153 154 155 156 157 158 159 160 161 162 163 164 165 166 167 168 169 170 171 172 173 174 175 176 177 178 179 180 181 182 183 184 185 186 187 188 189 190 191