Поскольку ни период, ни время, ни частота оборотов в условии не заданы, определить тангенциальное ускорение в метрах за секунду в квадрате не представляется возможным. Ничего не остаётся, как привязать это ускорение к углу поворота, тогда у нас будут единицы м/(рад*с)
Звезды первой звездной величины примерно в 2,512 раза ярче звезд второй звездной величины, звезды второй величины – примерно в 2,512 раза ярче звезд третьей, и так далее. Звезды шестой звездной величины ровно в сто раз слабее светят, чем звезды первой звездной величины.
Шкала звездных величин продолжается в наши дни за границы, установленные Гиппархом. Звезды нулевой звездной величины в те же 2,512 раза ярче звезд первой, а звезды седьмой в 2,512 менее ярки, чем звезды шестой. Чем меньше звездная величина, тем ярче объект. Есть звезды даже отрицательной звездной величины. Звезды со звездной величиной большей, чем 6,5, обычному человеку невооруженным глазом не увидеть. Для их наблюдения нужны телескопы. Современные телескопы позволяют разглядеть звезды 30-й звездной величины. Перемножьте 24 раза число 2,5, чтобы узнать, во сколько раз они более зорки, чем глаз человека.
Звездную величину принято обозначать индексом m возле числа, вот пример: 2,56m. Сегодня мы знаем, что яркость звезды связана не только с размером звезды, но и с расстоянием до нее, а также ее цветом.
Согласно условию скорость зависит от угла поворота $v(\phi)=\frac{\phi}{2\pi}*V$
Нормально ускорение: $a_n=\frac{v^2}{R}$
а) $\phi=2\pi$ $a_n=\frac{V^2}{R}$
б) $\phi=\pi$ $v(\phi)=\frac{\pi}{2\pi}*V=\frac{V}{2}$ $a_n=\frac{V^2}{4R}$
в) $\phi=\frac{\pi}{2}$ $v(\phi)=\frac{\frac{pi}{2}}{2\pi}*V=\frac{V}{4}$
$a_n=\frac{V^2}{16R}$
г) $\phi=\frac{\pi}{3}$ $v(\phi)=\frac{\frac{pi}{3}}{2\pi}*V=\frac{V}{6}$
$a_n=\frac{V^2}{36R}$
д) $\phi=0$ $a_n=0$
Тангенциальное ускорение:
Поскольку ни период, ни время, ни частота оборотов в условии не заданы, определить тангенциальное ускорение в метрах за секунду в квадрате не представляется возможным. Ничего не остаётся, как привязать это ускорение к углу поворота, тогда у нас будут единицы м/(рад*с)
Тангенциальное ускорение $a_{tau}=\frac{V-0}{2\pi}=\frac{V}{2\pi}$
Оно будет постоянным для всего оборота $a_{tau}=\frac{V}{2*3,14}\approx 0,16V$
а) $\phi=2\pi$ $a_{tau}\approx 0,16V$
б) $\phi=\pi$ $a_{tau}\approx 0,16V$
в) $\phi=\frac{\pi}{2}$ $a_{tau}\approx 0,16V$
г) $\phi=\frac{\pi}{3}$ $a_{tau}\approx 0,16V$
д) $\phi=0$ $a_{tau}\approx 0,16V$
Полное ускорение: $a=\sqrt{a_n^2+a_{\tau}^2}$
а) $\phi=2\pi$ $a=\sqrt{(\frac{V^2}{R})^2+(0,16V)^2}$
б) $\phi=\pi$ $a=\sqrt{(\frac{V^2}{4R})^2+(0,16V)^2}$
в) $\phi=\frac{\pi}{2}$ $a=\sqrt{(\frac{V^2}{16R})^2+(0,16V)^2}$
г) $\phi=\frac{\pi}{3}$ $a=\sqrt{(\frac{V^2}{36R})^2+(0,16V)^2}$
д) $\phi=0$ $a=\sqrt{(0,16V)^2}=0,16V$
Шкала звездных величин продолжается в наши дни за границы, установленные Гиппархом. Звезды нулевой звездной величины в те же 2,512 раза ярче звезд первой, а звезды седьмой в 2,512 менее ярки, чем звезды шестой. Чем меньше звездная величина, тем ярче объект. Есть звезды даже отрицательной звездной величины. Звезды со звездной величиной большей, чем 6,5, обычному человеку невооруженным глазом не увидеть. Для их наблюдения нужны телескопы. Современные телескопы позволяют разглядеть звезды 30-й звездной величины. Перемножьте 24 раза число 2,5, чтобы узнать, во сколько раз они более зорки, чем глаз человека.
Звездную величину принято обозначать индексом m возле числа, вот пример: 2,56m. Сегодня мы знаем, что яркость звезды связана не только с размером звезды, но и с расстоянием до нее, а также ее цветом.