Закони і формули в астрономії

Сентябрь 6, 2022

Главная
Астрономия
Закони і формули в астрономії

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 всесвітнього тяжіння У 1687 р. Ньютон сформулював цей закон так: будь-які два тіла з масами
6. Формула колової швидкості де M= 6*10^24 кг – маса Землі; G= 6.67*10^(-11) (Н*м^2)/кг^2 – стала всесвітнього
7. Формула першої космічної швидкості де — М = 61024 кг — маса Землі; G=6,67 • 10-11
8. Формула другої космічної швидкості де ?1-перша космічна швидкість
9. Зорі У 1837 р. російський астроном В. Я. Струве (1793-1864) уперше визначив річний паралакс зорі Веги
10. Формула світності зорі де Е-яскравість зір
11. Період обертання космічного апарату де Тс — період обертання супутника навколо Землі; Тм = 2 7,3
12. Закон Габбла Закон Габбла — закон астрономії, за яким швидкість взаємного віддалення галактик пропорційна відстані між
13. Формула Погсона Для будь-яких двох зоряних величин m1, m2 буде справедливе таке відношення їх яскравості Е1,Е2
14. Закон Стефана-Больцмана Закон Стефана-Больцмана дає залежність енергії випромінювання з одиниці площі поверхні в одиницю часу від
15. Абсолютна зоряна величина (М) Знаючи відстань до зір r та її видиму зоряну величину m, можна
16. Світловий рік 1 св. р. = 9,5•10^15м = 63240 а.о. = 0,3066 пк. 1 пк =
18. 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.

Закони Кеплера

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:

Слайд 5

Закон всесвітнього тяжіння
У 1687 р. Ньютон сформулював цей закон так: будь-які

два тіла з масами М і m притягуються із силою, величина якої пропорційна добуткові їхніх мас, та обернено пропорційна квадрату відстані між ними(R).

де G- гравітаційна стала; R- відстань між цими тілами

F=G

Слайд 6

Формула колової швидкості
де M= 610^24 кг – маса Землі;
G= 6.6710^(-11)

(Н*м^2)/кг^2 – стала всесвітнього тяжіння;
H- висота супутника над поверхнею Землі;
R= 6.37*10^3 м – радіус Землі

Слайд 7

Формула першої космічної швидкості
де — М = 61024 кг — маса

Землі;
G=6,67 • 10-11 (Н м2)/кг2 — стала всесвітнього тяжіння;
R=6,37 ·103 м — радіус Землі.

Слайд 8

Формула другої космічної швидкості
де ?1-перша космічна швидкість

Слайд 9

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 а0=1 а.о. = 150 млн. км — радіус земної орбіти, π — річний паралакс зорі.

Слайд 10

Формула світності зорі
де Е-яскравість зір

Слайд 11

Період обертання космічного апарату
де Тс — період обертання супутника навколо Землі;

Тм = 2 7,3 доби — сидеричний період обертання Місяця навколо Землі; а_с— велика піввісь орбіти супутника; а_м = 380000 км — велика піввісь орбіти Місяця.

Слайд 12

Закон Габбла
Закон Габбла — закон астрономії, за яким швидкість взаємного віддалення галактик

пропорційна відстані між ними. Стала Габбла. H≈70 км/(с*Мпк).

V=Hr

де V–швидкість галактики;
Н-стала Габбла;
r-відстань до галактики в мегаарсеках.

Слайд 13

Формула Погсона
Для будь-яких двох зоряних величин m1, m2 буде справедливе таке

відношення їх яскравості Е1,Е2

Слайд 14

Закон Стефана-Больцмана
Закон Стефана-Больцмана дає залежність енергії випромінювання з одиниці площі поверхні

в одиницю часу від ефективної температури тіла, що випромінює.
Загальна енергія теплового випромінювання визначається як:

де ?-енергія, що випромінює одиниця поверхні зорі за одиницю часу;
?-стала Стефана Больцмана;
?^4-абсолютна температура поверхні зорі.

Слайд 15

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

Слайд 16

Світловий рік
1 св. р. = 9,5•10^15м = 63240 а.о. = 0,3066

пк.
1 пк = 3,26 св.р.

Закони і формули в астрономії

Содержание

Перший закон КеплераКожна 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 всесвітнього тяжінняУ 1687 р. Ньютон сформулював цей закон так: будь-які

Формула колової швидкостіде M= 6*10^24 кг – маса Землі; G= 6.67*10^(-11)

Формула першої космічної швидкостіде — М = 61024 кг — маса

Формула другої космічної швидкостіде ?1-перша космічна швидкість

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

Формула світності зоріде Е-яскравість зір

Період обертання космічного апаратуде Тс — період обертання супутника навколо Землі;

Закон Габбла Закон Габбла — закон астрономії, за яким швидкість взаємного віддалення галактик

Формула ПогсонаДля будь-яких двох зоряних величин m1, m2 буде справедливе таке

Закон Стефана-БольцманаЗакон Стефана-Больцмана дає залежність енергії випромінювання з одиниці площі поверхні

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

Світловий рік1 св. р. = 9,5•10^15м = 63240 а.о. = 0,3066

Похожие презентации