Закони і формули в астрономії

Сентябрь 6, 2022

Главная
Астрономия
Закони і формули в астрономії

Содержание

2. Перший закон Кеплера. Всі планети обертаються навколо Сонця по еліпсах, а Сонце розташоване в одному з
3. Світність сонця L = 4ПR^2q≈4*10:26 Вт
4. Визначення відстаней до планет OS = L = R/sin p P – горизонтальний паралакс світла R
5. V – колова швидкість V1 – перша космічна швидкість М = 61024 кг — маса Землі
6. Період обертання космічного апарата с — період обертання супутника навколо Землі Tм = 27,3 доби —
7. Друга та третя космічні швидкості V3 = 16,7 км/с
8. Збільшення телескопа а1 - кут зору, під яким світило видно неозброєним оком а2 – кут зору
9. Закон Габбла Закон Габбла - швидкість віддалення галактики V пропорційна відстані r до неї: V=Нr Н
10. Абсолютні зоряні величини і світність зорі M – абсолютна зоряна величина r – видима зоряна величина
11. Видимі зоряні величини E1 i E2 – яскравості m1 i m2 – видима зоряна величина
12. Між синодичним (S) та сидеричним (Т) періодами обертання існує таке співвідношення: T- сидеричний період обертання T.
13. Закон Стефана-Больцмана Q= σT^4 Q – енергія, що випромінює одиниця поверхні зорі на одиницю часу σ
14. Вимірювання відстаней до зір Відстань від Землі до зорі R=1/p"пк.
15. Чорні діри Rо — граничне значення радіуса; G — гравітаційна стала; М — маса об'єкта; с
16. Закон всесвітнього тяжіння Будь-які два тіла з асами М і m притягуються із силою, величина якої
18. Скачать презентацию

Слайд 2

Перший закон Кеплера. Всі планети обертаються навколо Сонця по еліпсах, а

Сонце розташоване в одному з фокусів цих еліпсів

Другий закон Кеплера. Радіус-вектор планети за однакові проміжки часу описує рівні площі

Третій закон Кеплера. Квадрати сидеричних періодів обертання планет навколо Сонця відносяться як куби великих півосей їхніх орбіт

Закони Кеплера.

Слайд 3

Світність сонця
L = 4ПR^2q≈4*10:26 Вт

Слайд 4

Визначення відстаней до планет
OS = L = R/sin p
P

– горизонтальний паралакс світла R – радіус Землі L – відстань до планети

Слайд 5

V – колова швидкість V1 – перша космічна швидкість М =

61024 кг — маса Землі
G=6,67 Н — висота супутника над поверхнею Землі
R=6,37 ·103м — радіус Землі

Колова швидкість

Перша космічна
швидкість

Слайд 6

Період обертання космічного апарата
с — період обертання супутника навколо Землі Tм =

27,3 доби — сидеричний період обертання Місяця навколо Землі; ас — велика піввісь орбіти супутника; ам = 380000 км — велика піввісь орбіти Місяця.

Слайд 7

Друга та третя космічні швидкості
V3 = 16,7 км/с

Слайд 8

Збільшення телескопа
а1 - кут зору, під яким світило видно неозброєним оком

а2 – кут зору на виході окуляра F і f - фокусні відстані об'єктива та окуляра.

Слайд 9

Закон Габбла
Закон Габбла - швидкість віддалення галактики V пропорційна відстані r

до неї:
V=Нr
Н - стала Габбла, яка за сучасними даними рівна 75 км/с·Мпк.
Закон встановлений у 1929 р. американським астрономом Е. Габблом.

Слайд 10

Абсолютні зоряні величини і світність зорі
M – абсолютна зоряна
величина r –

видима зоряна величина

L - світність зорі

Слайд 11

Видимі зоряні величини
E1 i E2 – яскравості m1 i m2

– видима зоряна величина

Слайд 12

Між синодичним (S) та сидеричним (Т) періодами обертання існує таке співвідношення:

T- сидеричний період обертання T. = 1 рік = 365,25 доби - період обертання Землі навколо Сонця

1 = 1 + 1 Т Т. - Т

Слайд 13

Закон Стефана-Больцмана Q= σT^4 Q – енергія, що випромінює одиниця поверхні зорі

на одиницю часу σ – стала Стефана-Больцмана T^4 – абсолютна температура поверхні зорі

Потужність, що випромінює вся зоря з радіусом E=4ПR^2*Q= 4ПR^2*σ*T^4
Енегрія, що випромінює Сонце

Невідомий радіус зорі

Слайд 14

Вимірювання відстаней до зір
Відстань від Землі до зорі
R=1/p"пк.

Слайд 15

Чорні діри
Rо — граничне значення радіуса; G — гравітаційна стала; М —

маса об'єкта; с = 300 000 км/с — швидкість світла.

Слайд 16

Закон всесвітнього тяжіння
Будь-які два тіла з асами М і m притягуються

із силою, величина якої пропорційна добутові їхніх мас, та обернено пропорційна квадрату відстані між ними F= GMm/R^2
G – гравітаційна стала=9,8 R – відстань між тілами
F=GmM/(R+H)^2 R+H - відстань до тіла Землі