Двигаемся дальше. Для того чтобы происходило развитие какого-либо физического качества, необходимо, чтобы организм постоянно ощущал, что ему не хватает имеющегося уровня развития данного качества.
Так, если выполнять подъём груза максимального веса, организм будет на развитие максимальной силы, поскольку будет постоянно испытывать её дефицит.
Если же выполнять подходы до отказа с грузами меньшей величины, организм будет испытывать недостаток силовой выносливости, а значит, именно это качество и будет развиваться.
Для того чтобы повысить длительность надёжного виса тренировочная нагрузка должна быть длительной и не длительной, а предельно длительной, т.е. выполняться до отказа. Только в этом случае мы вправе рассчитывать на прирост времени виса в фазе сверхвосстановления.
Звёзды имеют непрерывный спектр, на который накладываются спектральные линии, чаще всего поглощения. В спектрах некоторых звёзд наблюдаются яркие эмиссионные линии.
Спектральная классификация звёзд начала разрабатываться ещё до того, как было объяснено возникновение звёздных спектров. При этом сразу же стало ясно, что важнейшие их особенности связаны с различием физических свойств звёзд.
Спектры большинства звёзд эмпирически удалось расположить в виде последовательности, вдоль которой линии одних химических элементов постепенно ослабевают, а других — усиливаются. Сходные между собой спектры объединяются в спектральные классы. Тонкие различия между ними позволяют выделить подклассы. Дальнейшие исследования показали, что звёзды, принадлежащие различным спектральным классам, отличаются своими температурами.
Интенсивности некоторых спектральных линий в спектрах звезд настолько чувствительны к температуре, что её можно оценить «на глаз» по одному только внешнему виду спектрограммы, не производя специальных фотометрических измерений. Количественным критерием принадлежности звезды к тому или иному спектральному классу или подклассу является отношение интенсивностей определённых спектральных линий.
Такой принцип спектральной классификации звёзд впервые был удачно применен в начале XX столетия в Гарвардской обсерватории (США). Гарвардская классификация звёзд легла в основу современной спектральной классификации.
В гарвардской классификации спектральные типы (классы) обозначены буквами латинского алфавита: О, В, A, F, G, К и М. Поскольку в эпоху разработки этой классификации связь между видом спектра и температурой ещё не была известна, то после установления соответствующей зависимости пришлось изменить порядок спектральных классов, который первоначально совпадал с алфавитным расположением букв.
Основные звёздные спектральные классы схематически можно расположить следующим образом:
O – B – A – F – G – K – M.
Класс О. О высокой температуре звёзд этого класса можно судить по большой интенсивности УФ области непрерывного спектра, вследствие чего свет этих звезд кажется голубоватым. Наиболее интенсивны линии ионизованного гелия и многократно ионизованных некоторых других элементов (углерода, кремния, азота, кислорода). Наблюдаются слабые линии нейтрального гелия и водорода. Типичная звезда – ζ Ориона (Альнитак), масса которой ~25 МSun, радиус ~20 RSun.
Двигаемся дальше. Для того чтобы происходило развитие какого-либо физического качества, необходимо, чтобы организм постоянно ощущал, что ему не хватает имеющегося уровня развития данного качества.
Так, если выполнять подъём груза максимального веса, организм будет на развитие максимальной силы, поскольку будет постоянно испытывать её дефицит.
Если же выполнять подходы до отказа с грузами меньшей величины, организм будет испытывать недостаток силовой выносливости, а значит, именно это качество и будет развиваться.
Для того чтобы повысить длительность надёжного виса тренировочная нагрузка должна быть длительной и не длительной, а предельно длительной, т.е. выполняться до отказа. Только в этом случае мы вправе рассчитывать на прирост времени виса в фазе сверхвосстановления.
Объяснение:
НАДЕЮСЬ УДАЧНОГО ДНЯ
Звёзды имеют непрерывный спектр, на который накладываются спектральные линии, чаще всего поглощения. В спектрах некоторых звёзд наблюдаются яркие эмиссионные линии.
Спектральная классификация звёзд начала разрабатываться ещё до того, как было объяснено возникновение звёздных спектров. При этом сразу же стало ясно, что важнейшие их особенности связаны с различием физических свойств звёзд.
Спектры большинства звёзд эмпирически удалось расположить в виде последовательности, вдоль которой линии одних химических элементов постепенно ослабевают, а других — усиливаются. Сходные между собой спектры объединяются в спектральные классы. Тонкие различия между ними позволяют выделить подклассы. Дальнейшие исследования показали, что звёзды, принадлежащие различным спектральным классам, отличаются своими температурами.
Интенсивности некоторых спектральных линий в спектрах звезд настолько чувствительны к температуре, что её можно оценить «на глаз» по одному только внешнему виду спектрограммы, не производя специальных фотометрических измерений. Количественным критерием принадлежности звезды к тому или иному спектральному классу или подклассу является отношение интенсивностей определённых спектральных линий.
Такой принцип спектральной классификации звёзд впервые был удачно применен в начале XX столетия в Гарвардской обсерватории (США). Гарвардская классификация звёзд легла в основу современной спектральной классификации.
В гарвардской классификации спектральные типы (классы) обозначены буквами латинского алфавита: О, В, A, F, G, К и М. Поскольку в эпоху разработки этой классификации связь между видом спектра и температурой ещё не была известна, то после установления соответствующей зависимости пришлось изменить порядок спектральных классов, который первоначально совпадал с алфавитным расположением букв.
Основные звёздные спектральные классы схематически можно расположить следующим образом:
O – B – A – F – G – K – M.
Класс О. О высокой температуре звёзд этого класса можно судить по большой интенсивности УФ области непрерывного спектра, вследствие чего свет этих звезд кажется голубоватым. Наиболее интенсивны линии ионизованного гелия и многократно ионизованных некоторых других элементов (углерода, кремния, азота, кислорода). Наблюдаются слабые линии нейтрального гелия и водорода. Типичная звезда – ζ Ориона (Альнитак), масса которой ~25 МSun, радиус ~20 RSun.