商的变化规律和不变化规律?
一、商的变化规律和不变化规律?
商的变化规律有:
1、被除数和除数同时乘上或除以不为0的相同的数,商不变。
2、被除数不变,除数扩大多少倍,商缩小同样的倍数。除数缩小多少倍,商扩大同样的倍数。
3、除数不变,被除数扩大多少倍,商扩大同样的倍数,被除数缩小多少倍,商缩小同样的倍数。
商不变的规律是:被除数和除数同时扩大或缩小相同的倍数(0除外),商不变。
二、商的变化规律,余数有什么变化规律?
商的变化规律就是商不变的性质,既被除数和除数同时乘或除以相同的数(0除外)商不变。余数的大小,则随着被除数和除数的扩大而变大,随着被除数的缩小而缩小。例如,25除以4得6余1,250除以40得6余10,25和4分别扩大10倍,商没变,余数扩大10倍,反之也是一样。
三、积的变化规律与商的变化规律总结?
积的变化规律:一个乘数不变,另一个乘数扩大几倍,积就扩大几倍。相反,一个乘数不变,另一个乘数缩小几倍,积就缩小几倍。
商的变化规律:被除数不变,除数缩小几倍,商就扩大几倍,相反,除数扩大几倍,商就缩小几倍。除数不变,被除数扩大几倍,商就扩大几倍,被除数缩小几倍,商就缩小几倍。
四、力的变化规律?
力的三要素:方向、受力点、大小 这三个要素只要有一个变化,力就变化
五、余弦的变化规律?
正弦函数变化规律:(0,π/ 2)为0到1的增区间,(π/ 2,π/ )为1到0的减区间,(π,3π/ 2)为0到-1的减区间。
(3π/ 2,2π)为-1到0的增区间.。周期为2π。
余弦函数变化规律:(0,π/ 2)为1到0的减区间,(π/ 2,π/ )为0到-1的减区间,(π,3π/ 2)为-1到0的增区间。
(3π/ 2,2π)为0到1的增区间.。周期为2π。
六、g的变化规律?
重升e─重升f:自然半音 重降e─降e:变化半音 升e─重升f:自然全音 升e─g:变化全音 升f─降a:变化全音 降b─c:自然全音 降g─g:变化半音
七、月亮变化的规律?
是指月亮在天空中位置的变化。月亮的运动受到多种因素的影响,包括太阳、地球、太阳系行星、自转等。
月亮在每27度23分26秒的周期内,从东岸升起,从西岸落下。这个周期被称为月相周期,是月相的一种。月相由月亮与太阳的角距离决定。
除了月相周期外,月亮的运动还受到其他因素的影响,例如太阳、地球的相对位置、太阳系行星的相对位置以及自转等。这些因素会影响月亮的位置和运动速度。
月亮变化的规律是天文学中一个重要而又复杂的主题,需要结合多种知识和方法进行研究。
八、潮汐的变化规律?
潮汐规律是指海水在天体(主要是月球和太阳)引潮力作用下所产生的周期性运动。习惯上把海面垂直方向涨落称为潮汐,而海水在水平方向的流动称为潮流。
潮汐是在月球和太阳引力作用下形成的海水周期性涨落现象。在白天的称潮,夜间的称汐,总称“潮汐”。一般每日涨落两次,也有涨落一次的。外海潮波沿江河上溯,又使得江河下游发生潮汐。由于夏历是以月相变化为依据,其有一大作用是可以反映潮汐,潮汐现象是月亮起主导作用,以月相变化为依据的夏历是古时指导海事活动指南。月球对地球海水有吸引力,地球表面各点离月球的远近不同,正对月球的地方受引力大,海水向外膨胀;而背对月球的地方海水受引力小,离心力变大,海水在离心力作用下,向背对月球的地方膨胀,也会出现涨潮。
九、时区的变化规律?
地球是自西向东自转,东边比西边先看到太阳,东边的时间也比西边的早。东边时刻与西边时刻的差值不仅要以时计,而且还要以分和秒来计算,这给人们带来不便。
为了克服时间上的混乱,1884年在华盛顿召开的一次国际经度会议(又称国际子午线会议)上,规定将全球划分为24个时区(东、西各12个时区)。规定英国(格林尼治天文台旧址)为中时区(零时区)、东1—12区,西1—12区。每个时区横跨经度15度,时间正好是1小时。最后的东、西第12区各跨经度7.5度,以东、西经180度为界。每个时区的中央经线上的时间就是这个时区内统一采用的时间,称为区时,相邻两个时区的时间相差1小时。
例如,中国东8区的时间总比泰国东7区的时间早1小时,而比日本东9区的时间晚1小时。因此,出国旅行的人,必须随时调整自己的手表,才能和当地时间相一致。凡向西走,每过一个时区,就要把表拨慢1小时(比如2点拨到1点);凡向东走,每过一个时区,就要把表拨快1小时(比如1点拨到2点)。并且规定英国(格林尼治天文台旧址)为本初子午线,即零度经线。
十、太阳的变化规律?
1.开普勒定律
德国天文学家开普勒研究发现了行星运动的三大定律:
第一定律即“轨道定律”:所有的行星都在大小不同的椭圆轨道上围绕太阳运动,太阳位于这些椭圆的一个焦点上。根据该定律知道,行星沿椭圆轨道围绕太阳运动,不同时刻到太阳的距离是不相同的。
第二定律即“面积定律”:行星和太阳之间的连线在相等的时间间隔里扫过的面积相等。根据该定律知道,行星在轨道上运行的速度是不均匀的,当它离太阳最近时,运行速度最快,当它离太阳最远时,即位于轨道的另一侧时,速度最慢。也就是,行星在近日点附近要比在远日点附近运动得快。椭圆轨道越扁,速度变化越显著。相反,在近乎圆形的椭圆轨道上围绕太阳运转的行星,比如地球,其速度在运行过程中几乎保持不变。
第三定律即“周期定律”:行星的公转周期T的平方与它们轨道半长轴a的立方成正比。即:
由第三定律知道,行星距离太阳越远,公转周期越长,轨道半径与周期之间有确切的数量关系。
开普勒定律不仅适用于行星绕太阳的运动,也适用于卫星绕行星的运动