На рубеже XIX и XX вв. зародились и стали быстро развиваться астрофизические методы наблюдений, в основе которых лежит анализ электромагнитного излучения Небесного светила, собранного телескопом. Для такого анализа используются различные светоприемни-ки и другие приспособления.<u><em>С помощью астрофотометров разного типа регистрируют изменения блеска небесных светил и таким путем обнаруживают переменные звезды, определяя их тип, двойные звезды, в сочетании с результатами других наблюдений делают определенные заключения о процессах, происходящих в звездах, туманностях и т. д.</em></u>
<span><u><em> Широкую информацию о небесных светилах дают спектральные наблюдения. По распределению энергии в непрерывном спектре (см. Электромагнитное излучение небесных тел), по виду, ширине и другим характеристикам спектральных линий и полос судят о температуре, химическом составе звезд и других небесных светил, о движениях вещества в них, об их вращении, о наличии магнитных полей, наконец, о стадии их эволюционного развития и о многом другом. Измерения смещения спектральных линий вследствие эффекта Доплера позволяют определять лучевые скорости небесных тел, которые используются при разнообразных астрономических исследованиях.</em></u></span>
Ma=R
(m1+m2)a=m1g+m2g+F
3•a=10+20+3=33
a=11 H
m2a=m2g+Fн
Fн=m2a-m2g=2•11-2•10=22-10=2 H
К центру вращения (D-4)
======================
W=2*pi*n
v=w*R=2*pi*n*R
mv^2/2+mgR=mgh
h=R+v^2/(2*g)=R+(2*pi*n*R)^2/(2*g)=R+2*(pi*n*R)^2/g=0,5+2*(pi*3*0,5)^2/10 м=<span>
4,941322
</span>м ~ 5 м
Gt2\2= 10*6^2\2=180 должно быть так.