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