Формули астрономії презентация

Кеплеру (1571 -1630). На початку XVII ст. Кеплер, вивчаючи рух Марса навколо Сонця, встановив три закони руху планет.

Перший закон Кеплера. Кожна планета обертається по еліпсу, в одному з фокусів якого міститься Сонце 
Другий закон Кеплера (закон площ). Радіус-вектор планети за однакові проміжки часу описує рівні площі, тобто площі SАН і SСD рівні (див. мал. 3), якщо дуги АН і СD планета описує за однакові проміжки часу.
Третій закон Кеплера. Квадрати зоряних періодів обертання планет відносяться, як куби великих півосей їхніх орбіт.

T1 – зоряний період обертання однієї планети
T2 - зоряний період обертання другої планети
a1 - велику піввісь орбіти однієї планети
a2 - велику піввісь орбіти другої планети

стала всесвітнього тяжіння;
H- висота супутника над поверхнею Землі;
R= 6.37*10^3 м – радіус Землі

для того, щоб воно оберталось навколо Землі по коловій орбіті, радіус якої дорівнює радіусу Землі.

де — М = 61024 кг — маса Землі;
G=6,67 • 10-11 (Н м2)/кг2 — стала всесвітнього тяжіння;
R=6,37 ·103 м — радіус Землі.

покидає сферу тяжіння Землі й може стати супутником Сонця.

 

 

зоря за одиницю часу, тобто потужність випромінювання зорі.

зоря на стандартній відстані 10 пк. Якщо відома відстань до зорі r в парсеках та її видима зоряна величина m, то
М = m +5 – 5 lg r.

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.

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.