Реферат по физике ученица 9 класса Е. В. Онопа Усова Наталья Валентиновна Никосия 2014



Скачать 406,06 Kb.
страница3/3
Дата24.08.2017
Размер406,06 Kb.
1   2   3

Деци…( от лат. decern — десять), приставка к наименованию единицы физической величины: служит для образования наименования дольной единицы, равной 1/ 10 от исходной. Обозначения: русское д, международное d. Например, 1 дм = 0,1 м.

Санти… (от франц. cent, лат. centum — сто), приставка для образования наименований дольных единиц, по размеру равных 1/ 100 исходных единиц. Обозначения: русское с,международное c. Примеры: 1 см = 0,01 м; 1 сст = 0,01стокса.

Милли…( от лат. mille — тысяча), приставка для образования наименований дольных единиц, по размеру равных 1/ 1000 исходных единиц. Обозначения: русское м, международное m. Пример: 1 ма (миллиампер) = 10 -3 а.

Микро… (от греч. mikrós — малый, маленький), 1) составная часть сложных слов, указывающая (в противоположность дольных единиц, по размеру равных одной миллионной доле исходных единиц. Обозначения: русское мк, международное μ. Пример: 1 мксек (микросекунда) = 10 - 6 сек.

Нано… (от греч. nános — карлик), приставка для образования наименований дольных единиц, по размеру равных одной миллиардной доле исходной единицы. Обозначения: русское н, международное n. Пример: 1 нм (нанометр) = 10 -9 м.

Пико… (от исп. pico - малая величина), приставка для образования наименований дольных единиц, по размеру равных 10 -12 исходной единицы. Обозначения: русское n, международное р. Пример: 1 пф (пикофарада) = 10 -12 ф.

Фемто… (от дат. femten — пятнадцать), приставка к наименованию единицы физической величины; служит для образования наименований дольных единиц, по размеру равных 10 -15 доле исходных единиц. Обозначение: русское ф, международное f. Пример: 1 фк (фемтокулон) = 10 -15 к.

Атто… приставка к наименованию единицы физической величины; служит для образования дольной единицы, равной 10 -18от исходной. Сокращённое обозначение: русское - а, международное — а. Например, 1 am = 10 -18 м.


    1. Новые единицы измерения

В современном мире появились новые технологии, изобретения, а вместе сними новые единицы измерения. Одна из самых известных единиц – единица измерения информации.

В мире существует пока что 2 вида информации аналоговая и цифровая. Аналоговая – это та информация которую воспринимаем мы посредством наших сенсоров (видим, нюхаем, трогаем, пробуем на вкус, слышим), цифровая – это информация отраженная в зашифрованном виде. Компьютер работает с цифровой информацией. То есть для того чтобы передать нам рисунок он должен сначала его закодировать в набор чисел, а потом уже раскодировать обратно чтобы вывести на экран монитора. Возьмем к примеру обычные символы. Например когда мы набираем какой-нибудь текст то каждый символ (буква, цифра, знак) имеет свой код. Ведь не надо придумывать несколько сотен тысяч символов для каждого символа каждого языка отдельно. Язык цифр может упростить все. Даже у каждого цвета есть своя цифра, а человеческий глаз может отличит около 16 миллионов цветов. Так что вот почему компьютеры пользуются цифровой информацией. Теперь подробнее о способах измерения информации. Длину мерят метрами и километрами, вес граммами, килограммами и тоннами, надо же информацию чем то мерить вот и придумали специальные единицы измерения биты, байты, килобайты и т.д. Бит означает самую маленькую единицу измерения.

1 байт - 8 бит

1 КБ (Килобайт) - 1024 Байт

1 МБ (Мегабайт) - 1024 КБ

1 ГБ (Гигабайт) - 1024 МБ

1 ТБ (Терабайт) - 1024 ГБ

Также очень интересный и еще необследованный мир – космос. Чтобы изучать строение Вселенной и природу небесных тел, астроном должен уметь прежде всего определять расстояния до интересующих его космических объектов. Как же измеряются расстояния до Луны и планет, Солнца и звезд?

Все эти расстояния основываются на значении среднего расстояния Земли от Солнца - так называемой астрономической единице, а она непосредственно зависит от точности измерения размеров самой Земли.

При наблюдении Солнца из удаленных точек земной поверхности наше дневное светило претерпевает параллактическое смещение. Оно будет наибольшим, если два наблюдателя расположатся в диаметрально противоположных точках земного шара. Измерения показали, что угол этого смещения очень мал - около 18 секунд дуги, то есть под таким углом с Солнца должна быть видна наша Земля.

Из тригонометрии известно, что предмет бывает виден под углом, равным одной секунде дуги, если он удален от наблюдателя на расстояние, в 206 265 раз превышающее его линейные размеры или его диаметр. Следовательно, расстояние Земля-Солнце примерно в 11 500 раз больше диаметра Земли. Однако из-за большой яркости Солнца и нагревания инструмента (ведь труба телескопа наводится на дневное светило!) такие измерения приводят к потере точности. Поэтому французские астрономы Джан Доменико Кассини и Жан Рише (около 1640-1696) решили определить расстояние до Солнца путем измерения параллакса Марса - углового смещения планеты на фоне далеких звезд - во время его великого противостояния в 1672 году. Кассини измерял положение планеты из Парижа, а Рише - из Кайенны, города Французской Гвианы в Южной Америке.

С открытием третьего закона Кеплера относительные расстояния планет в Солнечной системе, выраженные в долях среднего расстояния Земля-Солнце, были хорошо известны. Но чтобы получить масштаб планетной системы и определить абсолютное значение астрономической единицы, достаточно было измерить расстояние между двумя любыми планетами. Измерять же положение планет относительно звезд можно гораздо точнее, чем положение яркого Солнца на дневном небе. Этим и воспользовались впервые Кассини и Рише.

Математическая обработка наблюдений, выполненная Кассини в 1673 году, дала значение параллакса Солнца 9,5 секунды дуги. Здесь под параллаксом следует понимать угол, под которым со светила виден экваториальный радиус Земли. Отсюда получалось, что среднее расстояние Земли от Солнца (1 а. е.) равно 138,5 млн км (в современных мерах длины), что на 11,1 млн км меньше действительного значения. Но по тем временам даже такой результат считался большим научным достижением.

Английский астроном Эдмонд Галлей (1656-1742) предложил метод определения расстояния от Земли до Солнца путем наблюдения прохождений Венеры по солнечному диску. Ближайшее такое прохождение должно было состояться в 1761 году, и во все концы света были снаряжены астрономические экспедиции...

Большая неудача постигла тогда французскую экспедицию Лежантиля:

"...война англичан в Индии мешает ему поспеть вовремя, он приезжает туда уже после прохождения. Преданный астрономии, он решается на геройский поступок: остается на восемь лет в Пондишери, чтобы дождаться следующего прохождения в 1769 году...

Приходит давно ожидаемый год; весь май и первые дни июня погода стоит великолепная... Наступает день прохождения: небо покрывается тучами, затемняющими Солнце, блестит с прежнею силою, и во все последующие дни ни одного облачка!.. "

Результаты наблюдений этих прохождений, полученные другими наблюдателями, не заслуживали должного доверия, так как оценки параллакса Солнца, взятые из первого прохождения, колебались между 8 и 10 секундами дуги; оценки из наблюдений 1769 года были заключены между 8 и 9 секундами дуги, что соответствует разнице в расстоянии до Солнца более 18 млн км. Зато прохождения 1874 и 1882 годов дали уже обнадеживающие результаты: параллакс был заключен между 8,79 и 8,86 секунды дуги. Вычисленные по этим параллаксам расстояния равны соответственно 149 млн 669 тыс. и 148 млн 486 тыс. км (больше параллакс - меньше расстояние, и наоборот).

Разрабатывались и другие способы определения длины астрономической единицы. В частности, астрономы Пулковской обсерватории в 1842-1880 годах выполнили точные измерения смещений видимых положений звезд, происходящих по причине движения Земли вокруг Солнца и конечной скорости света (так называемые аберрационные смещения), и нашли, что параллакс Солнца равен 8,793 секунды дуги; астрономическая единица равна 149,6 млн км, что совпадает с современными измерениями. Но Парижская международная конференция астрономов в 1896 году приняла округленные значения: параллакс равен 8,80 секунды дуги, астрономическая единица равна 149,5 млн км. Этими значениями астрономы пользовались вплоть до 1970 года.

В 60-х годах XX века астрономы для измерения расстояний до небесных тел Солнечной системы стали применять более точный - радиолокационный метод. Сущность этого метода состоит в том, что в сторону небесного тела посылают мощный кратковременный импульс, а затем принимают отраженный сигнал. Скорость распространения радиоволн в космическом пространстве равна скорости света - 299 792,458 км/с. Поэтому, если точно измерить время, которое необходимо сигналу, чтобы достичь небесного тела и после отражения от его поверхности возвратиться обратно, нетрудно вычислить искомое расстояние.

Расстояния до звезд измеряют еще в световых годах.

Световой год - это такое расстояние, которое свет проходит за один тропический год. В тропическом году около 3,16*107 секунд. Умножая это число на скорость света, получим: 1 световой год = 9,46*1012 км = 63 239,7 а. е.

1 парсек (пк) = 30,86 * 1012 км = 3,26 светового года


  1. Развитие мер и измерений величин

    1. Международная конференция по мерам и весам в Париже

Метрическая конвенция — международный договор, служащий для обеспечения единства метрологических стандартов в разных странах. Договор был подписан в 1875 г. в Париже 17-ю странами, в том числе Россией. В 1921 г. в договор были внесены небольшие изменения. В настоящее время к конвенции присоединилось 56 государств, в том числе все промышленно развитые страны. В соответствии с метрической конвенцией учреждены Международное бюро мер и весов и Международный комитет мер и весов, и созываются Генеральные конференции по мерам и весам. Эти международные организации призваны решать вопросы стандартизации в области метрологии.

С 1 марта по 20 мая 1875 года в Париже проходила дипломатическая конференция с участием полномочных представителей 20 государств, завершившаяся подписанием Метрической конвенции. Метрическая конвенция была подписана 20 мая 1875 года в Зале Часов здания Министерства иностранных дел Франции на набережной Кэ д'Орсе. Подписанию предшествовало полуторачасовое заседание, начавшееся в два часа дня. Конвенция была подписана полномочными представителями 17 стран от имени глав соответствующих государств. Со стороны России Конвенцию подписал советник посольства Григорий Окунев от имени императора Александра II.

Международное бюро мер и весов — постоянно действующая организация со штаб-квартирой, расположенной недалеко от Парижа (Франция). Основная задача Бюро заключается в обеспечении существования единой системы измерений во всех странах-участницах метрической конвенции. Для этого осуществляется сравнение национальных эталонов единиц измерения и проводятся исследования в области метрологии, направленные на увеличение точности измерений. Бюро финансируется странами-участницами метрической конвенции.

Международный комитет мер и весов состоит из 18 человек, каждый из которых представляет одну страну-участницу. Комитет собирается ежегодно в штаб-квартире Международного бюро мер и весов. Комитет наблюдает за работой Международного бюро мер и весов, координирует метрологические исследования в странах-участницах и вырабатывает рекомендации для Генеральных конференций по мерам и весам.

Генеральные конференции по мерам и весам созываются раз в четыре года. В них участвуют представители всех стран-участниц метрической конвенции и наблюдатели от ассоциированных членов.

Конференция заслушивает доклад Международного комитета мер и весов, принимает решения направленные на улучшение и распространение международной системы единиц (СИ), утверждает бюджет Международного бюро мер и весов на следующие четыре года.

Список стран-участниц:

Австралия, Австрия, Аргентина, Бельгия, Болгария, Бразилия, Великобритания, Венгрия, Венесуэла, Германия, Греция, Дания, Доминиканская республика, Египет, Израиль, Индия, Индонезия, Ирландия, Исламская республика Иран, Испания, Италия, Казахстан, Камерун, Канада, Кения, Китай, КНДР, Малайзия, Мексика, Нидерланды, Новая Зеландия, Норвегия, Пакистан, Польша, Португалия, Республика Корея, Российская Федерация, Румыния, Сербия и Черногория, Саудовская Аравия, Сингапур, Словакия, США, Таиланд, Тунис, Турция, Уругвай, Финляндия, Франция, Хорватия, Чешская республика, Чили, Швейцария, Швеция, Южно-Африканская Республика, Япония.

Заключение

Цель данной работы, поставленная изначально, была достигнута. Мы раскрыли и проанализировали историю создания мер и измерений величин. Для этого были рассмотрены задачи этой работы:



  1. Системы счисления

Сейчас широко используется только одна система счисления – арабская. Её называют позиционной. Также есть не менее известные, но гораздо реже используемые системы счисления, такие как римская или даже египетская. Их называют непозиционными.

  1. Возникновение первых мер

Некоторые из первичных мер используются до сих пор, но не вошли в широкое употребление, Например дюймы, мили, футы и другие.

Некоторые же стали всемирно употребляемыми. Самым ярким примером является баррель. Эту единицу используют во всех странах для измерения объема нефти.



  1. Система СИ

Эта система не является окончательной и постоянно претерпевает изменения, а список стран-участниц увеличивается.

Международные системы единиц, такие как СИ или СГС, очень нужны в наше время. Благодаря единым стандартам гораздо легче наладить торговые и экономические отношения между странами, а так же намного легче становится ученым, которые лучше понимают друг друга, что, в свою очередь, лишь ускоряет прогресс науки.

Список использованных источников:

Интернет источник: Коган И.Ш. ЭСРП. Оригинальная версия: http://physicalsystems.org/indexs03.1.15.html

Интернет-источник: Википедия. Свободная энциклопедия. Оригинальная версия:

http://ru.wikipedia.org

Интернет-источник: Яндекс. Словари. Толковый словарь. Оригинальная версия: http://slovari.yandex.ru

Интернет-источник: Академик. Словари и энциклопедии. Оригинальная версия: http://universal_ru_de.academic.ru





Поделитесь с Вашими друзьями:
1   2   3


База данных защищена авторским правом ©grazit.ru 2017
обратиться к администрации

    Главная страница