九年级数学因式分解法2(PPT)2-2

终其一生都受到重力场的约束。（一个可能的例外是，其他的大质量天体引发的潮汐力有可能造成恒星的扩散。）目前，对球状星团的形成，所知依然很有限。然而，对球状星团的观测显示，这些恒星最初是在星球诞生效率很高的地区形成的，并且当地的星际物质密度也比一般恒星诞生 的场所要高。球状星团是在星系交互作用下具优势的星爆区域诞生的。 在它们形成之后，球状星团内的恒星彼此之间会有引力交互作用，结果是所有恒星的速度向量都是稳定与平衡的，全都失去了早期历史上原有的速度。造成这种特性发生的时间称为纾缓期，这段时间所需的长短由星团的恒星数量和质量来决定。每个星团所需要的时间都不一样，平均的时 间数量级是109 年。 虽然球状星团的外观都是球状的，椭率都是潮汐力作用的结果。在银河系和仙女座大星系中的星团典型的形状都是扁球形，在大麦哲伦星系中的更为扁平。 天文学家经由标准半径来描述球状星团的形态，它们分别是是核心的半径（rc）、晕半径（rh）和潮汐半径（rt）。整体的亮度时由核心向外稳定的减弱，核心半径是表面光度降为中心一半的核心距离，用于比较的量是晕半径，或是总光度达到整个星团一半区域的半径，通常这个值会比 核心半径要大。 要注意的是晕半径所包含的恒星在视线的方向上是包含了在星团外围的恒星，所以理论上也会使用半质量半径（rm）—，由中心志包含星团一半质量的距离。如果半质量半径小于星团半径的一半，这个星团的核心便是高密度的，例如M3，他整体的视直径是18角秒，但是半质量半径只有 1.12角秒。 最后的潮汐半径是核心到星团外围受到星系影响大于星团本身影响的距离，在这个距离上，原属于星团的单独恒星会被星系的引力拉扯出去。M3的潮汐半径大约是38″。 银河系内多数的球状星团在衣锭的距离内光度都会因距离的增加而稳定的降低，然后光度呈现水平。典型的距离都在距离核心1-2 秒差距之处。然而有20%的球状星团经历了所谓的“核心崩溃”的过程，在这一类型的星团中，光度一直是平稳的增加至核心的区域内。一个有核心崩溃的球 状星团例子是M15。 杜鹃座 47 – 是继半人马座ω之后，全银河系中第二亮的球状星团。核心崩溃被认为是球状星团中较重质量的恒星与他较轻的伴星遭遇时发生的状况，结果是较大质量的恒星损失了动能，于是朝向核心掉落。经历一段较长的时间之后，导致大质量的恒星集中在核心的附近。
因式分解主要方法:
(1)提取公因式法 (2)公式法: a2－b2=(a+b) (a－b)
a2±2ab+b2=(a±b)2
解方程 4x2=9
解：移项，得 利用平方差公式分解因式，得
可得 所以，原方程的根是
x2 9 0 4
(x 3)(x 3) 0 22
x 3 0或x 3 0.
2
2源自文库
x1

3 2
,
x2


3 2
.
像上面这种利用因式分解解一元二次方程的 方法叫做因式分解法。它的基本步骤是：
(1)若方程的右边不是零，则先移项，使 方程的右边为零；
(2)将方程的左边分解因式； (3)根据若A· B=0,则A=0或B=0,将解一
元二次方程转化为解两个一元一次方 程。
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