Запишем уравнения равноускоренного движения тела в общем виде:x(t) = x0 +V0x*t+ax*t^2/2y(t) = y0 + V0y*t+ay*t^2/2Подставим условия нашей задачи:Начало координат поставим в точку бросания тела => x0=y0=0сопротивления воздуха нет => ax=0, ay = -g(в моих обозначениях это x- и y- составляющие ускорения)Vx=V0*cos45 ; Vy = V0*sin45 (в моих обозначениях это x- и y- составляющие скорости и начальная скорость)подставив в общие уравнения, получим.x(t) = V0*cos45*ty(t) = V0*sin45*t - g*t^2/2Теперь найдём дальность полёта из условия y(t1)=0, t1- время полёта до падения.0=V0*sin45*t1 - g*t1^2/2; первое решение t1=0, второе - t1 =2*V0*sin45/g ~ 2.828 c (два корня из двух).Дальность полёта есть x(t1) = V0*cos45*2*V0*sin45/g = 40 мВремя полёта есть t1/2 в силу симметрии траектории = (корень из 2 секунд)
Наличие или отсутствие у космических тел магнитного поля связывают с их внутренним строением.
Постоянное магнитное поле невозможно, так как температура в ядрах планет Солнечной системы намного выше точки Кюри. Было предложено множество объяснений природы внутреннего магнетизма планет; такие как термоэлектрический эффект или магнитные монополи не имеют удовлетворительных физических оснований, либо дают поля, по величине гораздо меньшие наблюдаемых. На настоящий момент общепринятой является теория динамо: магнитное поле генерируется благодаря конвекционным потокам в жидком токопроводящем ядре[1]. Она была предложена в 1919 году Дж. Лармором (на тот момент для объяснения магнетизма солнечных пятен)[2], затем теоретические основы теории были разработаны У. Элсассером[en] в 1939 году[3] и Э. Белордом[en] в 1949 году[4].
Таким образом, необходимым условием генерации магнитного поля является наличие жидкого ядра, проводящего ток, причём в нём должны иметь место потоки. Правда, касательно их происхождения нет столь существенной определённости, как по поводу теории магнитного динамо в целом; так, например, предлагались гипотезы о прецессии и приливных силах. Однако наиболее вероятной причиной таких потоков и, как следствие, источником энергии, компенсирующим потери на тепловое рассеяние, является термохимическая конвекция[5]. Показано, что в её отсутствие магнитное поле Земли затухало бы в {\displaystyle e}e раз за каждые 15000 лет, что ничтожно мало по сравнению с возрастом Земли — 4,5 млрд. лет[1]. Кроме того, именно отсутствие конвективных потоков, судя по всему, ответственно за слабость магнитного поля Венеры[6].
Магнитное поле тел Солнечной системы изучается как экспериментально — путём космических исследований — так и теоретически — посредством моделирования. Последнее требует решения системы нелинейных уравнений в частных производных (уравнение Навье-Стокса, уравнение магнитной индукции и др.), включающих параметры, значения которых в условиях ядер планет исключительно малы. Так, число Экмана, выражающее отношение величин вязкости и силы Кориолиса, составляет порядка 10−15, а магнитное число Прандтля, отвечающее за отношение вязкости к силе Лоренца — 10−6. Эти значения пока недостижимы как в численном моделировании, так и в экспериментах по воссозданию магнитного динамо в лабораторных условиях. Последние тем не менее полезны в плане понимания механизма[1].
Объяснение:
Запишем уравнения равноускоренного движения тела в общем виде:x(t) = x0 +V0x*t+ax*t^2/2y(t) = y0 + V0y*t+ay*t^2/2Подставим условия нашей задачи:Начало координат поставим в точку бросания тела => x0=y0=0сопротивления воздуха нет => ax=0, ay = -g(в моих обозначениях это x- и y- составляющие ускорения)Vx=V0*cos45 ; Vy = V0*sin45 (в моих обозначениях это x- и y- составляющие скорости и начальная скорость)подставив в общие уравнения, получим.x(t) = V0*cos45*ty(t) = V0*sin45*t - g*t^2/2Теперь найдём дальность полёта из условия y(t1)=0, t1- время полёта до падения.0=V0*sin45*t1 - g*t1^2/2; первое решение t1=0, второе - t1 =2*V0*sin45/g ~ 2.828 c (два корня из двух).Дальность полёта есть x(t1) = V0*cos45*2*V0*sin45/g = 40 мВремя полёта есть t1/2 в силу симметрии траектории = (корень из 2 секунд)
Объяснение:
Наличие или отсутствие у космических тел магнитного поля связывают с их внутренним строением.
Постоянное магнитное поле невозможно, так как температура в ядрах планет Солнечной системы намного выше точки Кюри. Было предложено множество объяснений природы внутреннего магнетизма планет; такие как термоэлектрический эффект или магнитные монополи не имеют удовлетворительных физических оснований, либо дают поля, по величине гораздо меньшие наблюдаемых. На настоящий момент общепринятой является теория динамо: магнитное поле генерируется благодаря конвекционным потокам в жидком токопроводящем ядре[1]. Она была предложена в 1919 году Дж. Лармором (на тот момент для объяснения магнетизма солнечных пятен)[2], затем теоретические основы теории были разработаны У. Элсассером[en] в 1939 году[3] и Э. Белордом[en] в 1949 году[4].
Таким образом, необходимым условием генерации магнитного поля является наличие жидкого ядра, проводящего ток, причём в нём должны иметь место потоки. Правда, касательно их происхождения нет столь существенной определённости, как по поводу теории магнитного динамо в целом; так, например, предлагались гипотезы о прецессии и приливных силах. Однако наиболее вероятной причиной таких потоков и, как следствие, источником энергии, компенсирующим потери на тепловое рассеяние, является термохимическая конвекция[5]. Показано, что в её отсутствие магнитное поле Земли затухало бы в {\displaystyle e}e раз за каждые 15000 лет, что ничтожно мало по сравнению с возрастом Земли — 4,5 млрд. лет[1]. Кроме того, именно отсутствие конвективных потоков, судя по всему, ответственно за слабость магнитного поля Венеры[6].
Магнитное поле тел Солнечной системы изучается как экспериментально — путём космических исследований — так и теоретически — посредством моделирования. Последнее требует решения системы нелинейных уравнений в частных производных (уравнение Навье-Стокса, уравнение магнитной индукции и др.), включающих параметры, значения которых в условиях ядер планет исключительно малы. Так, число Экмана, выражающее отношение величин вязкости и силы Кориолиса, составляет порядка 10−15, а магнитное число Прандтля, отвечающее за отношение вязкости к силе Лоренца — 10−6. Эти значения пока недостижимы как в численном моделировании, так и в экспериментах по воссозданию магнитного динамо в лабораторных условиях. Последние тем не менее полезны в плане понимания механизма[1].