1. вычислите площадь опоры тела и его объем.
2. вычислите массу тела.
3.с какой силой давит тело на опору.
4. каково давление тела на поверхность.
5. определите цену деления шкалы.
6. вычислите коэффициент трения, если тело движется равномерно со скоростью v(модуль скорости дан на карточке)
7. чему будет равна сила трения покоя при уменьшении силы тяги в два раза?
8. чему равен импульс тела?
9. вычислите механическую работу силы тяги на пути 1(указан на карточке).
10. вычислите кинетическую энергию тела.

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.

Понятие валентности формировалось вместе с понятием химической связи, и его содержание неоднократно расширялось и изменялось.

В начале 19 в. Дж. Дальтоном был сформулирован закон кратных отношений, из которого следовало, что каждый атом одного элемента может соединяться с определенным числом атомов другого элемента. В середине 19 в., когда были определены точные относительные веса атомов (И. Я. Берцелиус и др.), стало ясно, что число таких связей не превышает определённой величины и зависит от природы атома. Например, атом F может соединяться лишь с одним атомом Н, О — с двумя. Эта связывать или замещать определённое число других атомов и была названа «валентностью» (Э. Франкленд, 1853).

В конце 50-х гг. 19 в. А. С. Купер и А. Кекуле постулировали принцип постоянной четырёхвалентности углерода в органических соединениях. Представления о валентности составили важную часть теории химического строения А. М. Бутлерова (1861). Молекулы стали изображать с структурных формул, получивших особенно широкое распространение в органической химии.

Периодический закон Д. И. Менделеева (1869) вскрыл зависимость валентности элемента от его положения в периодической системе. Элементы одной группы обладают одинаковой высшей валентностью, в большинстве случаев равной номеру группы. Эта зависимость сыграла чрезвычайно важную роль в развитии химии: зная лишь положение элемента в периодической системе, можно было предсказать состав его соединений и впоследствии синтезировать их.

В 1916 Г. Льюис постулировал, что химическая связь осуществляется парой электронов, принадлежащих одновременно обоим взаимодействую-щим атомам. В 1917 В. Коссель выдвинул гипотезу, согласно которой электронная пара связи переходит целиком к одному из атомов с образованием ионной пары катион — анион, удерживающихся в молекуле электростатическими силами. Согласно обеим гипотезам, валентность атома в соединении стала определяться числом его неспаренных электронов, участвующих в связях, а максимальная валентность — полным числом электронов в валентной оболочке атома, то есть номером труппы.

В настоящее время синтезировано большое число разнообразных химических соединений, состав которых не подчиняются простым правилам валентности: координационные соединения, π-комплексы, «нульвалентные» соединения. Поэтому задача нахождения единого определения валентности представляется крайне сложной.