🗊Презентация Формули астрономії

Формули Астрономії Кучинський Кирило

Закони Кеплера Заслуга відкриття законів руху планет належить видатному німецькому вченому Йоганну 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

Закон всесвітнього тяжіння У 1687 р. Ньютон сформулював цей 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. F= G M і m – означають маси одного і другого тіла, R – відстань між цими тілами, F – силу гравітаційного тяжіння. G – гравітаційна стала

Колова швидкість M= 6*10^24 кг – маса 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

Перша космічна швидкість Перша космічна швидкість - швидкість, яку треба надати тілу для того, щоб воно оберталось навколо Землі по коловій орбіті, радіус якої дорівнює радіусу Землі.

Друга космічна швидкість Друга космічна швидкість- тобто найменша швидкість, при якій тіло покидає сферу тяжіння Землі й може стати супутником Сонця.

Період обертання космічного апарату

Формула світності зорі

Формула Погсона

Абсолютна зоряна величина

Закон Стефана-Больцмана

Закон Габбла

Дякую за увагу