Методы и средства измерений и контроля. Учебное пособие для самостоятельной работы студентов направления подготовки 27.03.01 – Стандартизация и метрол

вокруг барицентра - центра масс системы Земля – Луна. Расстояние центра Земли от барицентра равно 0,730 Rз (он расположен внутри земного шара). Сравните расстояние цeнтpa Луны от центра Земли составляет 60,08 R3. Отсюда отношение расстояний центров Луны и Земли от барицентра равно 1/81 R3 .

Массу Солнца можно определить, применив 3-й закон Кеплера к движению Земли (вместе с Луной) вокруг Солнца и движению Луны вокруг Земли.

Аналогичным путём определяют массы планет, имеющих спутников. Массы планет, не имеющих спутников, определяют по возмущениям, которые они оказывают на движение соседних с ними планет. Теория возмущённого движения планет позволила заподозрить существование тогда неизвестных планет Нептуна и Плутона, найти их массы, предсказать их положение на небе.

Массу звезды (помимо Солнца) можно определить со сравнительно высокой надёжностью только в том случае, если она является физическим компонентом визуально-двойной звезды, расстояние до которой известно. Для других типов двойных звезд (затменно-двойных и спектрально-двойных) имеется ряд возможностей приблизительно определить массы звёзд или оценить их нижний предел (т. е. величины, меньше которых не могут быть их массы).

5.6. Методы измерения космических расстояний

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 звёзд?

Все эти расстояния в конечном счете зиждутся 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 гг.) решили определить расстояние до Солнца путем измерения параллакса Марса – углового смещения планеты на фоне далеких звёзд – во время его великого противостояния в 1672 году. Кассини измерял положение планеты из Парижа, а Рише – из Кайенны, города Французской Гвианы в Южной Америке.

31

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.

Результаты наблюдений этих прохождений, полученные другими наблюдателями, не заслуживали должного доверия, так как оценки параллакса Солнца, взятые из первого прохождения, колебались между 8-ю и 10-ю секундами дуги; оценки из наблюдений 1769 года были заключены между 8-ю и 9-ю 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 январе 1931 года малая планета Эрос проходила от Земли на расстоянии всего лишь 0,17 а. е. В наблюдениях (главным образом фотографических) приняли участие 24 астрономические обсерватории, в том числе Пулковская. Из наблюдений Эроса была найдена величина параллакса Солнца 8,790 секунды дуги. Вычисленное по новому параллаксу среднее расстояние Земли от центрального светила составляло 149 млн 669 тыс. км.

32

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 электромагнитный 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. Так были уточнены расстояния до Луны, Венеры, Меркурия, Марса, Юпитера. Из радиолокационных наблюдений Венеры, проведенных в СССР, США и Англии, было определено значение астрономической единицы: 1 а. е. = 149 597 870 км, с возможной ошибкой около 1 км. Такой точности более чем достаточно для нужд астрономии и космонавтики. В практических целях пользуются округленным значением астрономической единицы - 149 млн 600 тыс. км, которому соответствует параллакс Солнца – 8.794 секунды дуги.

Метод параллакса пригоден и для определения расстояний до ближайших звезд. Только в качестве базиса используется не радиус Земли, а средний радиус земной орбиты. Если большая полуось земной орбиты, расположенная перпендикулярно направлению на звезду, видна с нее под каким-то углом, то расстояние r до звезды вычисляется по формуле

где π выражено в секундах дуги.

Из формулы видно, что параллаксу в одну секунду дуги (π = 1) соответствует расстояние, равное 206 265 а. е. Оно называется парсеком (от слов "параллакс" и "секунда") и сокращенно обозначается Пк.

Парсек – единица расстояния, которая широко используется в звездной астрономии, так как астрономическая единица слишком мала для измерения расстояний до звезд.

Расстояние r в парсеках вычисляется по очень простой формуле

где π – параллакс звезды в секундах дуги.

Самая близкая к нам звезда альфа Центавра имеет параллакс – 0,76 секунды дуги. Стало быть, расстояние до нее – 1,32 пк. 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.

33

6. Время и методы измерения. Измерение времени релаксации волокон

Ответить на вопрос «что такое время» нелегко. В самом общем виде можно сказать, что время – это непрерывная череда сменяющих друг друга явлений. Главное свойство времени состоит в том, что оно длится, течет безостановочно. Пространство можно оградить, но время остановить невозможно. Время необратимо – путешествия на машине времени в прошлое невозможны. «Нельзя дважды войти в одну и ту же реку», – говорил Гераклит.

Сутки разделены на 24 часа, каждый час – на 60 минут. Тысячи лет назад люди заметили, что многое в природе повторяется: Солнце встает на востоке и заходит на западе, лето сменяет зиму, и наоборот. Именно тогда возникли первые единицы времени – день, месяц и год. С помощью простейших астрономических приборов было установлено, что в году около 360 дней, и приблизительно за 30 дней силуэт Луны проходит цикл от одного полнолуния к следующему. Поэтому халдейские мудрецы приняли в основу шестидесятеричную систему счисления: сутки разбили на 12 ночных и 12 дневных часов, окружность – на 360 градусов. Каждый час и каждый градус были разделены на 60 минут, а каждая минута – на 60 секунд. Однако последующие более точные измерения безнадежно испортили это совершенство. Оказалось, что Земля делает полный оборот вокруг Солнца за 365 суток 5 часов 48 минут и 46 секунд. Луне же, чтобы обойти Землю, требуется от 29,25 до 29,85 суток.

Выберем любую звезду и зафиксируем ее положение на небе. На том же самом месте звезда появится через сутки, точнее через 23 часа 56 минут.

Сутки, измеренные относительно далеких звезд, называются звездными (если быть совсем точными, звездные сутки – промежуток времени между двумя последовательными верхними кульминациями точки весеннего равноденствия). Но остаются еще 4 минуты. Дело в том, что вследствие движения Земли вокруг Солнца, оно смещается для земного наблюдателя на фоне звезд на 1 за сутки. Чтобы «догнать» его, Земле и нужны эти 4 минуты.

Сутки, связанные с видимым движением Солнца вокруг Земли, называются солнечными. Они начинаются в момент нижней кульминации Солнца на данном меридиане (т. е. в полночь). Солнечные сутки не одинаковы - из-за эксцентриситета земной орбиты зимой в северном полушарии сутки длятся немного больше, чем летом, а в южном – наоборот. Кроме того, плоскость эклиптики наклонена к плоскости земного экватора. Поэтому были введены средние солнечные сутки, равные 24 часам. Вследствие движения Земли вокруг Солнца оно смещается для земного наблюдателя на фоне звезд на 1 за сутки. Проходит 4 минуты, прежде чем Земля «догоняет» его. Итак, Земля делает один оборот вокруг своей оси за 23 часа 56 минут. 24 часа – средние солнечные сутки - время оборота Земли относительно центра Солнца.

Нулевой меридиан проходит через Гринвичскую обсерваторию, расположенную недалеко от Лондона. Человек живет и работает по солнечным часам. Но астрономам для организации наблюдений нужно именно звездное время. В каждой местности существует свое солнечное и свое звездное время. В городах,

34

расположенных на одном меридиане, оно одно и то же, а при перемещении вдоль параллели оно будет меняться. Местное время удобно для повседневной жизни – оно связано с чередованием дня и ночи в данной местности.

Однако многие службы, например, транспорт, должны работать по одному и тому же времени; так, все поезда в России идут по московскому времени. Чтобы не возникало путаницы, было введено понятие гринвичского времени (UT) – это местное время на нулевом меридиане, на котором расположена Гринвичская обсерватория.

Но россиянам жить по одному времени с лондонцами неудобно, так появилась идея поясного времени. Были выбраны 24 земных меридиана (через каждые 15 градусов). На каждом из этих меридианов время отличается от всемирного на целое число часов, а минуты и секунды совпадают с гринвичскими. От каждого из этих меридианов отмерили 7,5° в обе стороны и провели границы часовых поясов. Внутри часовых поясов время всюду одинаково.

Для того, чтобы отдельные населенные пункты не оказывались сразу в двух часовых поясах, границы между поясами немного сдвинули: они проводятся по границам государств и областей. В нашей стране поясное время было введено с 1 июля 1919 года. В 1930 году на территории бывшего Советского Союза все часы были переведены на час вперед. В период с 1981 до 2014 года осуществлялся переход на зимнее и летнее время. В 2014 году переход с зимнего времени на летнее и обратно в России отменили. Теперь в России установлено зимнее время, которое более соответствует природному биологическому ритму человека и всемирному времяисчислению.

6.1. Часовые пояса Земли

Наличие своего местного времени в разных пунктах, лежащих на разных меридианах, приводило ко многим неудобствам. В странах, расположенных от Востока до Запада, нарушалась синхронизация режимов управления, расписаний авиационного и железнодорожного транспорта, нарушалась временная фиксация каких-либо событий. Известны исторические события, связанные с «потерей» времени. Так, возвращаясь из первого кругосветного плавания, экспедиция Фернана Магеллана выяснила, что куда-то потерялись целые сутки: по корабельному времени была среда, а местные жители все, как один, утверждали, что уже четверг. Никакой ошибки в этом нет – путешественники плыли все время на запад, догоняя Солнце, и в итоге сэкономили 24 часа. Похожая история случилась с русскими землепроходцами, встретившимися на Аляске с англичанами и французами.

В1878 г. канадский инженер С. Флеминг предложил поясное время. По его идее вся поверхность Земного шара была условно разделена на 24 часовых пояса, протяжённость которых по параллели соответствовала 150, что равнялось 1 часу. Начало отсчёта часовых поясов решили вести от нулевого Гринвичского меридиана с Запада на Восток. Каждому часовому поясу присваивался номер от 0 до 23.

Внашей стране поясное время было введено с 1 июля 1919 г. С тех пор границы часовых поясов неоднократно пересматривались и изменялись. С ян-

35

варя 1992 г., когда в России часы были переведены на один час вперед, мы живем по так называемому декретному времени, которое было введено в СССР

еще в 1930 г. В конце марта страна переходит на летнее время, стрелки часов переводятся еще на один час вперед. Отменяется летнее время в конце сентября, стрелки возвращают на один час назад. Дни, когда вводится и отменяется летнее время, ежегодно устанавливаются распоряжением правительства. Московское декретное время, которое показывают часы не только в Москве, но также в Санкт-Петербурге и центральных областях России, отличается от всемирного времени на 3 часа.

На территорию России приходилось 11 часовых поясов от 2-го до 12-го. Часть Москвы оказалась во 2-м и 3-м поясах. Чтобы избежать таких неприятностей решили границы часовых поясов проводить по границам административных областей. Однако и такое деление оказалось не очень эффективным, тем более, что во многих областях России осуществлялся переход на летнее или зимнее время. Например, по московскому зимнему времени истинный полдень в Москве наступает в 12 ч 30 мин, а по летнему – в 13 ч 30 мин. В настоящее время такие переходы на зимнее время упразднены и число поясов сокращено до 9.

Чтобы решить проблему разного времени по долготе, было принято соглашение о международной линии смены дат. Она проходит через Берингов пролив по 180-му меридиану. На острове Крузенштерна, лежащем восточнее, по календарю на сутки меньше, чем на острове Ротманова, лежащем западнее этой линии.

Наш календарь и наше время подстроены под Солнце и Луну, однако эти светила не годятся для точного измерения времени: Земля и Луна неравномерно движутся по своим орбитам, скорость вращения Земли, кроме того, постепенно уменьшается под действием приливов. И уж тем более неудобно измерять по светилам короткие промежутки времени – минуты и секунды. Издревле для более точного измерения времени применяли песочные и водяные часы, а в XI веке появились первые механические часы, но их время приходилось по несколько раз в день сверять с солнечными часами. В середине XVII века, открыв закон колебания маятника, Галилео Галилей вывел механические часы на новый уровень точности.

Однако даже лучшие механические часы показывают не совсем точное время: они спешат или отстают из-за неточной регулировки, вибрации, перепадов в температуре, каких-то внешних воздействий. В 1939 году астрономы заменили механические маятниковые часы на кварцевые: точность хода увеличилась в сотни раз и стала составлять 10-4- 10-6 с в сутки. А еще через двадцать лет появились атомные часы; отклонение хода у них всего 10-10-10-11 с.

6.2. Солнечные часы

Человечество отсчитывает время по солнечным часам с незапамятных времён. Сложно сказать, кто и когда впервые предложил использовать Солнце (и тень от него) в качестве часовой стрелки. Одно очевидно – изобретение это было гениальным! Вот почему и сейчас – в век сверхточной механики, элек-

36

троники и ядерных частиц – любителям астрономии весьма полезно изготовить хотя бы простейшие солнечные часы, стрелкой которых будет служить тень от самой близкой к нам звезды...

Как известно, существуют три основных вида солнечных часов: экваториальные, вертикальные и горизонтальные. Экваториальные часы - самые простые. Плоскость их циферблата лежит в плоскости небесного экватора (т. е. расположена под углом (90° – f), где f – географическая широта). Сам циферблат разделён на одинаковые углы из расчёта 1 час = 15°.

Указателем может служить любой "штырёк", укреплённый в центре часов перпендикулярно их плоскости. Изготовить экваториальные солнечные часы несложно, но в северном полушарии они будут работать только тогда, когда склонение Солнца положительно (от весеннего равноденствия до осеннего). В зимний период придётся использовать нижнюю часть циферблата, что очень неудобно.

Вертикальные часы намного более изящны. Но и здесь имеется несколько "подводных камней". Во-первых, их математическая модель довольно сложна. Во-вторых (и это главное!), для изготовления солнечных вертикальных часов нужно точно измерить азимут стены здания, где они будут прикреплены. Конечно, все трудности преодолимы, но на первом этапе делали и применяли горизонтальные солнечные часы, которые удачно сочетают в себе точность, эффективность и простоту. Такие часы могут иметь различный размер: от переносных (10 – 20 см в диаметре) до стационарных (1-2 метра и более).

Итак, горизонтальные солнечные часы состоят из двух частей:

1)циферблата, расположенного в плоскости горизонта;

2)отбрасывающего тень указателя, который в простейшем случае представляет из себя треугольник, один из углов которого равен географической широте места установки. Плоскость указателя лежит в плоскости небесного меридиана, то есть расположена в направлении север – юг. При этом угол треугольника, равный широте места, должен указывать на север (полюс мира), а линии часов (и минут) на циферблате должны как бы "веером" расходиться от южной точки основания указателя.

Теперь о градуировке циферблата. Если необходимо, чтобы наши горизонтальные солнечные часы "показывали" то же самое время, что и обычные часы, нужно:

1)рассчитать момент истинного полудня. Это несложно сделать по фор-

муле

где Тпол – момент истинного полудня, h – уравнение времени (разница между средним солнечным и истинным солнечным временем), L – географическая долгота (выраженная в часовой мере), n – номер часового пояса, 1 – поправка за декретное время.

Что касается уравнения времени, то им, в принципе, можно пренебречь, поскольку в течение года оно изменяется от – 16 минут (примерно 2 ноября) до

37

+14 минут (около 11 февраля), обращаясь в нуль 15 апреля, 14 июня, 1 сентября и 24 декабря. Если необходимо изготовить суперточные солнечные часы, то придётся рассчитать несколько циферблатов и менять их по мере изменения уравнения времени.

6.3. Звездные часы

Если ясным днём время можно отсчитывать по Солнцу, то как быть ночью? В этом случае помогут звёзды. По характерному расположению звёзд в тот или иной сезон года можно определить текущее время. Но проще узнать, который сейчас час, по ориентации созвездия Большой Медведицы, тем более, что в безоблачную погоду в средних и северных широтах "Небесный Ковш" никогда не опускается под горизонт. Представьте себе огромный небесный циферблат, в центре которого расположена Полярная звезда. Тогда созвездие Большой Медведицы станет гигантской космической стрелкой.

Небесный циферблат разделён не на 12 часов, как в обычных часах, а на 24 часа. При этом отметка "0ч" находится над точкой севера, отметка "12ч" – по другую сторону от Полярной звезды. Значения "6ч" и "18ч" соответственно располагаются в восточном и западном направлениях. Иными словами, ход времени в звёздных часах отсчитывается против часовой стрелки, поскольку именно так "вращается" Большая Медведица, как, впрочем, и все остальные околополярные созвездия.

6.4. Точное время и определение географической долготы

Солнце всегда освещает только половину земного шара: на одном полушарии – день, а на другом в это время ночь, соответственно всегда есть точки, где в данный момент полдень, т. е. Солнце находится в верхней кульминации. По мере того как Земля вращается вокруг оси, полдень наступает в тех местах, которые лежат западнее. По положению Солнца (или звезд) на небе определяется местное время для любой точки земного шара. Местное время в двух пунктах T1 и Т2 отличается ровно на столько, на сколько отличается их географическая долгота L1 и L2:

Ясно, что полдень наступает в данном пункте Земли позже, чем в другом, ровно на столько, сколько времени нужно планете, чтобы повернуться на угол, соответствующий разности их долгот.

Так, например, в Санкт-Петербурге, который находится на 8°45' западнее Москвы, полдень наступает на 35 минут позднее. Определив из наблюдений местное время в данном пункте и сравнив его с местным временем другого, географическая долгота которого известна, можно вычислить географическую долготу пункта наблюдения. Условились отсчитывать долготу от начального (нулевого) меридиана, проходящего через Гринвичскую обсерваторию.

Местное время этого меридиана называют всемирным временем – Universal Time (UT). Тогда T1 = UT + L1, иначе говоря, местное время любого

38

пункта равно всемирному времени в этот момент плюс долгота данного пункта от начального меридиана, выраженная в часовой мере.

Точный счет времени осложняется тем, что его прежний эталон – период вращения Земли – оказался не вполне надежным. Одной из основных единиц времени уже давно были избраны солнечные сутки – промежуток времени, который проходит от одной верхней кульминации Солнца до другой. Но по мере возрастания точности астрономических наблюдений стало очевидно, что продолжительность суток не остается постоянной.

Скорость вращения нашей планеты меняется на протяжении года, а кроме того, происходит, хотя и очень медленно, замедление ее вращения. Поэтому понятно, что определение секунды как единицы времени, составляющей 1/86 400 часть суток, потребовало уточнения. Современное определение секунды вам известно из курса физики. Использование атомных часов, которыми располагают службы точного времени и государственный эталон времени и частоты, обеспечивает исключительно малую погрешность в счете времени (около 5 · 10-9 с за сутки).

Транслируемые по радио сигналы точного времени передаются именно с атомных часов. Принимая эти сигналы и определяя местное время по наблюдениям моментов кульминации звезд, можно вычислить точные координаты любого пункта земной поверхности. Эти пункты служат опорными точками при составлении карт, прокладке трасс газопроводов, автомобильных и железных дорог, строительстве крупных объектов и ряде других работ.

Сигналы точного времени, наряду с другими средствами (радиомаяками, навигационными спутниками и т. п.) необходимы в авиационной и морской навигации. Если бы в своей повседневной жизни мы пользовались местным временем, то по мере передвижения на запад или восток приходилось бы непрерывно передвигать стрелки часов. Возникающие при этом неудобства столь очевидны, что в настоящее время практически все население земного шара пользуется поясным временем.

6.5. Механическая релаксация массы волокон

При растяжении текстильных полотен не до разрушения, в них возникают релаксационные процессы. Релаксационные процессы – это процессы самопроизвольного уменьшения внутреннего напряжения с течением времени при неизменной деформации. А также процесс самопроизвольного возвращения макроскопической системы в термодинамически устойчивое состояние. Время, в течение которого происходят эти процессы, называют временем релаксации.

При растяжении, как и при других видах деформации, наступает равновесное состояние, которое можно рассматривать с двух точек зрения – механической и термодинамической. Согласно механическому подходу равновесное состояние обусловлено равенством сил упругости и трения в местах контакта изгибающих и крутящих моментов сил реакции.

Термодинамический подход характерен тем, что равновесное состояние при растяжении представляет собой состояние, к которому при данных внешних условиях стремится термодинамическая система. Для текстильных матери-

39

алов характерно метастабильное состояние, при котором система может находиться в равновесном состоянии длительное время.

При растяжении или кручении текстильных материалов, если рассматривать эти процессы более подробно, возникает целый спектр (множество) релаксационных процессов, скорость которых зависит от множества факторов, таких как: внешняя температура, влажность и структура материала. Некоторые факторы могут значительно изменить время релаксации и даже перевести упругую деформацию в пластическую, при которой возможен разрыв межмолекулярных связей и разрушение волокна.

Учёт особенностей деформации и времени релаксации обусловливает более оптимальное применение различных типов волокон в производстве и технологических процессах.

Лабораторные методы определения времени механической релаксации осуществляются с помощью измерительной камеры с измерением зависимости изменения внешнего давления, оказываемого на материал, от времени.

7.Методы измерения токов и напряжений. Измерение сопротивления

идиэлектрической проницаемости текстильных материалов

Наиболее распространенными средствами измерений постоянных токов и напряжении являются амперметры (микро-, милли-, килоамперметры) и вольтметры (микро-, милли-, кило вольтметры), а также универсальные и комбинированные приборы (например, микровольтнаноамперметры, нановольтамперметры и т. п.).

Для измерения малых и средних значений постоянных токов и напряжений наибольшее распространение имеют цифровые и магнитоэлектрические приборы. Измерения больших постоянных токов осуществляют обычно магнитоэлектрическими кило амперметрами с использованием наружных шунтов, а очень больших токов – посредством трансформаторов постоянного тока.

Для измерений больших постоянных напряжений используют магнитоэлектрические и электростатические киловольтметры.

7.1. Измерение токов и напряжений с использованием приборов

Электродинамические амперметры и вольтметры редко используют для технических измерении токов и напряжении в цепях постоянного тока.

Их чаще применяют в качестве образцовых приборов при поверке средств измерений более низкого класса точности наряду с цифровыми и магнитоэлектрическими приборами высоких классов точности.

Воснове принципа действия таких приборов лежит взаимодействие магнитных полей, созданных измеряемым током и постоянного магнитного поля. Рамка с током поворачивается на угол пропорциональный измеряемой величине. Момент вращения рамки обычно компенсируется упругостью пружинок.

Воснову измерений переменных токов и напряжений положены государственный специальный эталон, воспроизводящий силу тока 0,01–10 А в диапа-

40