Презентация на тему Закони і формули в астрономії

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

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:

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

Землі;
G= 6.67*10^(-11) (Н*м^2)/кг^2 – стала всесвітнього тяжіння;
H-

висота супутника над поверхнею Землі;
R= 6.37*10^3 м – радіус Землі

кг — маса Землі;
G=6,67 • 10-11 (Н м2)/кг2

— стала всесвітнього тяжіння;
R=6,37 ·103 м — радіус Землі.

(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. 

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.

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.

буде справедливе таке відношення їх яскравості Е1,Е2

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.

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

- 5 • lg r 

а.о. = 0,3066 пк.
1 пк = 3,26 св.р.