Закони і формули

Июль 22, 2022

Главная
Астрономия
Закони і формули

Содержание

2. Перший закон Кеплера Кожна планета обертається по еліпсу, в одному з фокусів якого міститься Сонце. Точка
3. Другий закон Кеплера (закон площ) Радіус-вектор планети за однакові проміжки часу описує рівні площі, тобто площі
4. Третій закон Кеплера Квадрати зоряних періодів обертання планет відносяться, як куби великих півосей їхніх орбіт. Якщо
5. Закон Габбла Швидкість, з якою «тікають» від нас інші галактики, збільшується прямо пропорційно відстані до цих
6. Зорі У 1837 р. російський астроном В. Я. Струве (1793-1864) уперше визначив річний паралакс зорі Веги
7. Річні паралакси зір дуже малі, а для малих кутів справедливе співвідношення: sin π ≈ π (π—у
8. Світловий рік 1 св. р. = 9,5•1015м = 63240 а.о. = 0,3066 пк. 1 пк =
9. Абсолютна зоряна величина (М) Знаючи відстань до зір r та її видиму зоряну величину m, можна
10. Якщо відома абсолютна зоряна величина зорі М, то її світність визначається за допомогою такої формули:
11. Знаючи зі спостережень видиму зоряну величину (m), обчислюють відстань до світила за формулою: lg r =
12. Для визначення радіуса зір астрономи використовують закон Стефана—Больцмана: де Q — енергія, що випромінює одиниця поверхні
13. Потужність, що випромінює вся зоря з радіусом R, визначається загальною площею її поверхні, тобто:
14. З іншого боку, таке ж співвідношення ми можемо записати для енергії, що випромінює Сонце:
15. Таким чином, з рівнянь можна визначити невідомий радіус зорі, якщо відомі радіус R і температура Т
16. Для визначення світності Сонця треба виміряти сонячну сталу q — енергію, яку отримує 1 м поверхні
17. Телескопи Збільшення телескопа визначається так: де а2 кут зору на виході окуляра; кут зору, під яким
19. Скачать презентацию

Слайд 2

Перший закон Кеплера
Кожна планета обертається по еліпсу, в одному з фокусів

якого міститься Сонце.

Точка О - центр еліпса, К і S - фокуси. Сонце знаходиться в даному разі у фокусі S. DО = ОА - а - велика піввісь еліпса. Вона є середньою відстанню планети від Сонця:
а = (DS = SA)/2.
Найближча до Сонця точка орбіти А називається перигелієм, а найдальша від нього точка D - афелієм.
Ступінь витягнутості еліпса характеризується його ексцентриситетом е.
Ексцентриситет дорівнює відношенню відстані фокуса від центра (0K = 0S) до довжини великої півосі а.
Коли фокуси й центр збігаються (е = OS/OA), еліпс перетворюється в коло.

Слайд 3

Другий закон Кеплера (закон площ)
Радіус-вектор планети за однакові проміжки часу описує

рівні площі, тобто площі SАН і SСD рівні, якщо дуги АН і СD планета описує за однакові проміжки часу. Але довжини цих дуг, що обмежують рівні площі, різні: АН > СD.

Слайд 4

Третій закон Кеплера
Квадрати зоряних періодів обертання планет відносяться, як куби великих

півосей їхніх орбіт. Якщо велику піввісь орбіти і зоряний період обертання однієї планети позначити через a1, T1, а другої планети - через а2, Т2, то формула третього закону матиме такий вигляд:

(T1)2/(T2)2 = (a1)3/(a2)/3

Слайд 5

Закон Габбла
Швидкість, з якою «тікають» від нас інші галактики, збільшується прямо

пропорційно відстані до цих галактик.

де V — швидкість галактики,
Н — стала Габбла,
г — відстань до галактики в мегапарсеках. З
а останніми вимірами Н= 70 км/(с • М пк).
V=Hr

Слайд 6

Зорі
У 1837 р. російський астроном В. Я. Струве (1793-1864) уперше визначив

річний паралакс зорі Веги (α Ліри): π = 0,123". Відстань від Землі до зорі :

де а.о. = 150 млн. км — радіус земної орбіти, π — річний паралакс зорі.

Слайд 7

Річні паралакси зір дуже малі, а для малих кутів справедливе співвідношення: sin π ≈ π

(π—у радіанах). Паралакси зручно визначати в секундах (1 рад = 206265"), отже: .

Слайд 8

Світловий рік
1 св. р. = 9,5•1015м = 63240 а.о. = 0,3066

пк.
1 пк = 3,26 св.р.

Слайд 9

Абсолютна зоряна величина (М)
Знаючи відстань до зір r та її видиму зоряну величину m, можна

обчислити абсолютну зоряну величину:

М = m + 5 - 5 • lg r

де r — виражене в парсеках.

Слайд 10

Якщо відома абсолютна зоряна величина зорі М, то її світність визначається

за допомогою такої формули:

Слайд 11

Знаючи зі спостережень видиму зоряну величину (m), обчислюють відстань до світила

за формулою:

lg r = 0,2(m-М) + 1.

Слайд 12

Для визначення радіуса зір астрономи використовують закон Стефана—Больцмана:
де Q — енергія, що випромінює

одиниця поверхні зорі за одиницю часу;
а — стала Стефана—Больцмана;
Т4 — абсолютна температура поверхні зорі.

Слайд 13

Потужність, що випромінює вся зоря з радіусом R, визначається загальною площею її поверхні,

тобто:

Слайд 14

З іншого боку, таке ж співвідношення ми можемо записати для енергії,

що випромінює Сонце:

Слайд 15

Таким чином, з рівнянь можна визначити невідомий радіус зорі, якщо відомі

радіус R і температура Т Сонця:

де L — світність зорі в одиницях світності Сонця.

Слайд 16

Для визначення світності Сонця треба виміряти сонячну сталу q — енергію, яку отримує

1 м поверхні Землі за 1 с за умови, що Сонце розташоване в зеніті. Для визначення світності Сонця необхідно величину сонячної сталої помножити на площу сфери з радіусом R:

де R= 1,5 1011 м — відстань від Землі до Сонця.

Слайд 17

Телескопи
Збільшення телескопа визначається так:
де а2 кут зору на виході окуляра;
кут зору,

під яким світило видно неозброєним оком;
F, f — фокусні відстані відповідно об'єктива й окуляра.

Закони і формули

Содержание

Перший закон Кеплера Кожна планета обертається по еліпсу, в одному з фокусів

Другий закон Кеплера (закон площ)Радіус-вектор планети за однакові проміжки часу описує

Третій закон КеплераКвадрати зоряних періодів обертання планет відносяться, як куби великих

Закон Габбла Швидкість, з якою «тікають» від нас інші галактики, збільшується прямо

ЗоріУ 1837 р. російський астроном В. Я. Струве (1793-1864) уперше визначив