Презентация на тему Закони і формули

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.

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.

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

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

(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. 

кутів справедливе співвідношення: sin π ≈ π (π—у радіанах). Паралакси зручно визначати в

секундах (1 рад = 206265"), отже:                        .

а.о. = 0,3066 пк.
1 пк = 3,26 св.р.

зоряну величину m, можна обчисли­ти абсолютну зоряну величину:
М = m + 5

- 5 • lg r 

де r — виражене в парсеках.

її світність визначається за допомогою такої формули:

відстань до світила за формулою:
lg r = 0,2(m-М) + 1.

енергія, що випромінює одиниця поверхні зорі за одиницю часу;
а

— стала Стефана—Больцмана;
Т4 — абсолютна температура поверхні зорі.

площею її поверхні, тобто:

записати для енергії, що випромінює Сонце:

зорі, якщо відомі радіус R і температура Т Сонця:
де L — світність зорі

в одиницях світності Сонця.

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.

виході окуляра;
кут зору, під яким світило видно неозброєним оком; 
F, f —

фокусні відстані відповідно об'єктива й окуляра.