Что такое findslide.org?

FindSlide.org - это сайт презентаций, докладов, шаблонов в формате PowerPoint.


Для правообладателей

Обратная связь

Email: Нажмите что бы посмотреть 

Яндекс.Метрика

Презентация на тему Закони і формули

Содержание

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
ПІДГОТУВАЛАУЧЕНИЦЯ ГРУПИ 11-2ФІНАНСОВО-ЕКОНОМІЧНОГО ЛІЦЕЮДЬОРОВА ЄВГЕНІЯЗакони і формули Перший закон Кеплера Кожна планета обертається по еліпсу, в одному з фокусів якого Другий закон Кеплера (закон площ)Радіус-вектор планети за однакові проміжки часу описує рівні Третій закон КеплераКвадрати зоряних періодів обертання планет відносяться, як куби великих півосей Закон Габбла Швидкість, з якою «тікають» від нас інші галактики, збільшується прямо ЗоріУ 1837 р. російський астроном В. Я. Струве (1793-1864) уперше визначив річний Річні паралакси зір дуже малі, а для малих кутів справедливе співвідношення: sin π ≈ π (π—у Світловий рік1 св. р. = 9,5•1015м = 63240 а.о. = 0,3066 пк.1 пк = 3,26 св.р. Абсолютна зоряна величина (М)Знаючи відстань до зір r та її видиму зоряну величину m, можна обчисли­ти Якщо відома абсолютна зоряна величина зорі М, то її світність визначається за допомогою такої формули: Знаючи зі спостережень видиму зоряну величину (m), обчислюють відстань до світила за формулою:lg r = 0,2(m-М) + 1. Для визначення радіуса зір астрономи використовують закон Стефана—Больцмана:де Q — енергія, що випромінює одиниця Потужність, що випромінює вся зоря з радіусом R, визначається загальною площею її поверхні, тобто: З іншого боку, таке ж співвідношення ми можемо записати для енергії, що випромінює Сонце: Таким чином, з рівнянь можна визначити невідомий радіус зорі, якщо відомі радіус R і Для визначення світності Сонця треба виміряти сонячну сталу q — енергію, яку отримує 1 ТелескопиЗбільшення телескопа визначається так:де а2  кут зору на виході окуляра;кут зору, під Дякую за увагу!
Слайды презентации

Слайд 2 Перший закон Кеплера
 Кожна планета обертається по еліпсу, в

Перший закон Кеплера Кожна планета обертається по еліпсу, в одному з фокусів

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.

Слайд 3 Другий закон Кеплера (закон площ)
Радіус-вектор планети за однакові

Другий закон Кеплера (закон площ)Радіус-вектор планети за однакові проміжки часу описує

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,

Третій закон КеплераКвадрати зоряних періодів обертання планет відносяться, як куби великих

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


Слайд 5 Закон Габбла
Швидкість, з якою «тікають» від нас інші

Закон Габбла Швидкість, з якою «тікають» від нас інші галактики, збільшується

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


Слайд 6 Зорі
У 1837 р. російський астроном В. Я. Струве

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

(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. 


Слайд 7 Річні паралакси зір дуже малі, а для малих

Річні паралакси зір дуже малі, а для малих кутів справедливе співвідношення: sin π ≈ π

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

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

Слайд 8 Світловий рік
1 св. р. = 9,5•1015м = 63240

Світловий рік1 св. р. = 9,5•1015м = 63240 а.о. = 0,3066 пк.1 пк = 3,26 св.р.

а.о. = 0,3066 пк.
1 пк = 3,26 св.р.


Слайд 9 Абсолютна зоряна величина (М)
Знаючи відстань до зір r та її видиму

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

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

- 5 • lg r 

де r — виражене в парсеках.


Слайд 10 Якщо відома абсолютна зоряна величина зорі М, то

Якщо відома абсолютна зоряна величина зорі М, то її світність визначається за допомогою такої формули:

її світність визначається за допомогою такої формули:


Слайд 11 Знаючи зі спостережень видиму зоряну величину (m), обчислюють

Знаючи зі спостережень видиму зоряну величину (m), обчислюють відстань до світила за формулою:lg r = 0,2(m-М) + 1.

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


Слайд 12 Для визначення радіуса зір астрономи використовують закон Стефана—Больцмана:
де Q —

Для визначення радіуса зір астрономи використовують закон Стефана—Больцмана:де Q — енергія, що випромінює

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

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

Слайд 13 Потужність, що випромінює вся зоря з радіусом R, визначається загальною

Потужність, що випромінює вся зоря з радіусом R, визначається загальною площею її поверхні, тобто:

площею її поверхні, тобто:


Слайд 14 З іншого боку, таке ж співвідношення ми можемо

З іншого боку, таке ж співвідношення ми можемо записати для енергії, що випромінює Сонце:

записати для енергії, що випромінює Сонце:


Слайд 15 Таким чином, з рівнянь можна визначити невідомий радіус

Таким чином, з рівнянь можна визначити невідомий радіус зорі, якщо відомі

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

в одиницях світності Сонця.

Слайд 16 Для визначення світності Сонця треба виміряти сонячну сталу q —

Для визначення світності Сонця треба виміряти сонячну сталу q — енергію, яку отримує

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.


Слайд 17 Телескопи
Збільшення телескопа визначається так:
де а2  кут зору на

ТелескопиЗбільшення телескопа визначається так:де а2  кут зору на виході окуляра;кут зору,

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

фокусні відстані відповідно об'єктива й окуляра.

  • Имя файла: zakoni-і-formuli.pptx
  • Количество просмотров: 178
  • Количество скачиваний: 0