Применяя модель школьного глобуса земли как визуально можно представить размеры небесных тел

Обновлено: 02.07.2024

Крупномасштабные, мелкомасштабные и среднемасштабные карты.

2. Что называют географическими координатами?

Географическими координатами точки называют её широту (северную или южную) и долготу (западную или восточную), которые определяют местоположение любой точки на Земле.

3. Как определяют географические координаты географических объектов на глобусе?

Глобус, в отличие от карты это объемная модель Земли, однако из-за этого не меняется расположение параллелей (широт) и меридианов (долгот). То есть параллели и меридианы будут проведены через каждые 20 градусов, что не изменяет положения географических объектов.

На поверхности океана, как и на поверхности материков, широта и долгота не изменяются, опоясывая Землю параллельно друг другу.

4. Какие способы определения расстояния на глобусе вам известны? Как на глобусе можно определить кратчайшее расстояние между двумя точками?

Большинство из них обладают меридианными дугами, которые помогают выявить географические координаты. У них есть градусные шкалы, которые помогают установить точное расположение объекта. На экваторе тоже имеется градусная шкала. Для того, чтобы измерить самое короткое расстояние кривой линии, стоит использовать тонкую мокрую ниточку. Если расстояние на прямой, то используется циркуль-измеритель или курвиметр. В случаях, когда возможно применить линейку, остается только умножить имеющиеся сантиметры на масштаб.

Вопросы и задания

1. Сравните масштаб школьного глобуса и карты полушарий в вашем атласе.

Глобус — модель земли, он наиболее точно передаёт её форму и месторасположение материков и океанов, островов и полуостровов, равнин и гор. А карта — изображение земной поверхности на плоскости выполненная в определенном масштабе. карта имеет свои искажения и в сравнение с ней глобус более точно передаёт поверхность нашей планеты.

Глобусы можно встретить самого разного размера – от крошечных, помещающихся на ладонь, до многометровых гигантов.

Для примера возьмем глобусы диаметрами 32 и 16 см. Их масштабы (указанные в Южном полушарии) 1:40 000 000 (400 км в см) и 1:80 000 000 (800 км в см) соответственно. Очевидно, что чем глобус меньше, тем масштаб мельче. Карта в атласе даже визуально явно меньше большего глобуса. Ее масштаб, указанный в углу страницы, 1:1 000 000 000 (1000 км в см). Вывод: масштаб карты атласа мельче масштаба обоих глобусов. А какой глобус имеет тот же масштаб? Чтобы в сантиметре оказалось 1000 км, нужно найти глобус с экватором, равным примерно 40 см. Его диаметр (вспомним формулу длины окружности) – 12,7 см. Масштаб любого меньшего глобуса окажется мельче карты в атласе.

2. Сделайте предположение об искажениях контура Африки, которые возникли при построении карты полушарий. Проверьте свою гипотезу и сделайте вывод.

Поверхность земного шара не плоская. Карта — проекция части сферы на плоскость. Способов проекции известно много, но любая из них дает искаженное изображение. Только глобус правильно изображает форму всех областей на сфере.

3. К какой группе карт по масштабу относятся карты школьного атласа? Обоснуйте ответ.

крупномасштабные (начиная с 1:200000 и крупнее)

среднемасштабные (от 1:200000 и до 1:1000000 включительно)

мелкомасштабные (мельче 1:1000000).

4. По карте России определите, в каком направлении протянулись Кавказские и Уральские горы. Каковы координаты самых высоких вершин этих гор?

- Кавказская горная система раскинула свои вершины на расстояние более чем 1000 километров с запада на восток. Границы Кавказа определены Черным и Каспийским морями. Самая высокая точка этих гор – Эльбрус, высота 5642 м., координаты — 43°20′45″ с. ш. 42°26′55″ в. д.:

- Уральские горы, которые разделяют Европу и Азию, протянулись в направлении с юга на север. Общая длина хребта Урала равна 2000 километрам (от северной границы Казахстана и до Заполярья). Координаты самой высокой вершины — горы Народной, высота 1895м., координаты 65°02′ с. ш. 60°07′ в. д.

5. Сравните положение городов Вашингтон, Лондон, Москва, Нью-Йорк, Париж, Санкт-Петербург. Какой из них самый южный город, а какой — самый северный?

Самым северным географическим пунктом считается Северный Полюс. Он имеет координаты 90 градусов северной широты или (с.ш.). Следовательно, чем больше будет градус широты, определяющий географическое местоположение города, тем северней он будет находится. Начну описание с самого южного:

Вашингтон — 38 градусов с.ш.

Нью-Йорк — 40 градусов с.ш.

Париж — 48 градусов с.ш.

Лондон — 51 градус с.ш.

Москва — 55 градусов с.ш.

Санкт-Петербург — 59 градусов с.ш.

6. Почему маршрут беспосадочного перелета чкаловцев из Москвы в Ванкувер в 1936г. Проходил через Северный полюс?

Самый короткий путь. Цель была — пролететь над Северным полюсом, как самым коротким путём из России в Америку.

Свидетельство и скидка на обучение каждому участнику

Зарегистрироваться 15–17 марта 2022 г.

Выберите документ из архива для просмотра:

Выбранный для просмотра документ Предмет астрономии..ppt

Описание презентации по отдельным слайдам:

Что изучает астрономия

Астрономия изучает движение, строение, происхождение и развитие небесных тел и их систем. По-гречески “astron" - звезда, “nomos" - закон.

Астрономия – древнейшая наука. Истоки астрономии относятся к каменному веку (VI-III тысячелетия до н.э.) Систематические астрономические наблюдения проводились тысячи лет тому назад. Мегалиты древности Древняя обсерватория Стоунхендж Стоунхендж построен в точном соответствии с движением Солнца, Луны, других планет и звезд.

Практические потребностями развития астрономических знаний Сельскохозяйственные потребности (потребность в отсчете времени - сутки, месяцы, годы) В Древнем Египте определяли время посева и уборки урожая по появлению перед восходом Солнца из-за края горизонта яркой звезды Сотис (древнеегипетское названия Сириуса) - предвестника разлива Нила.

Практические потребностями развития астрономических знаний Потребности в расширении торговли, в том числе морской (мореплавание, поиск торговых путей, навигация) Финикийские мореплаватели ориентировались по Полярной звезде, которую греки так и называли — Финикийская звезда) Финикийский корабль (древнее изображение)

Практические потребностями развития астрономических знаний эстетические и познавательные потребности, потребности в целостном мировоззрении (человек стремился объяснить периодичность природных явлений и процессов, возникновение окружающего мира) Представление о строении Вселенной Иллюстрация Камиля Фламмариона. Мифологическое мировоззрение древних цивилизаций - система взглядов на объективный мир и место в нем человека, которая основана не на теоретических доводах и рассуждениях, а на художественно-эмоциональном переживании мира, общественных иллюзиях, рожденных восприятием людьми социальных и природных процессов и своей роли в них.

Астрономия – единственная наука, которая в древнегреческой мифологии получила свою музу-покровительницу – Уранию. Аллегория Яна Гевелия изображает музу Уранию, которая в руках держит Солнце и Луну, а на голове у нее сверкает корона в виде звезды. Урания окружена нимфами, изображающими пять ярких планет, слева Венеру и Меркурий (внутренние планеты), справа – Марс, Юпитер и Сатурн (внешние планеты).

Периоды истории астрономии современный классический древнейший Древо астрономических знаний

Первые измерения радиуса земного шара были проведены еще в III в. до н.э. на основе астрономических наблюдений за высотой Солнца в полдень. Вычисленный радиус Земли по Эратосфену составил 6 287 км. Современные измерения дают для усреднённого радиуса Земли величину 6 371 км. Эратосфен (276 -194 г. до н.э.) Практическая астрономия

Деление окружности на 360° имеет астрономическое происхождение: оно возникло тогда, когда считалось, что продолжительность года равна 360 суткам, а Солнце в своём движении вокруг Земли каждые сутки делает один шаг – градус. Геоцентрическая система Птолемея Практическая астрономия

Николай Коперник (1473-1543) Гелиоцентрическая система мира Коперника Гелиоцентрическое учение Николая Коперника способствовало изменению стиля научного мышления

Галилей первым использовал телескоп для наблюдения небесных тел и сделал ряд выдающихся астрономических открытий. Галилео Галилей (1564–1642), итальянский ученый, в 1609 году построил первый телескоп Галилей показывает телескоп венецианскому дожу (фреска Дж. Бертини)

Открытие в XIX в. спектрального анализа и его применение в астрономии положило начало широкому использованию физики при изучении природы небесных тел и привело к появлению нового раздела науки о Вселенной - астрофизики Излучение звезды, проходя через облако газа, приобретает темные линии (линии поглощения) в своем спектре

Достижения астрономии второй половины ХХ в. привели к серьёзным изменениям в научной картине мира, к становлению представлений об эволюции Вселенной, составляющие основу современной космологии. Космология - раздел астрономии, изучающий свойства и эволюцию Вселенной в целом. Её основу составляют математика, физика и астрономия.

В астрономии всё больше используются компьютеры для решения задач самого разного уровня – от управления телескопами до исследования процессов эволюции планет, звёзд и галактик.

Результаты исследований тел Солнечной системы позволяют лучше понять глобальные, в том числе эволюционные, процессы, происходящие на Земле.

Структура и масштабы Вселенной

Земля со своим спутником Луной, другие планеты и их спутники, кометы и малые планеты, обращающиеся вокруг Солнца, образуют Солнечную систему. Солнечная система

Южная часть Млечного Пути Галактика Солнце и все другие звёзды, видимые на небе, входят в огромную звёздную систему – нашу Галактику, которая называется Млечный Путь. В нашей Галактике насчитывается несколько сотен миллиардов звёзд. Свет со скоростью 300 000 км/с идёт от самой близкой к Солнечной системе звезды до Земли более четырёх лет. Свет может пересечь Млечный Путь только за 100 тысяч лет.

Во Вселенной множество галактик. В Северном полушарии невооруженным глазом можно увидеть Туманность Андромеды, в Южном - Большое и Малое Магеллановы Облака Большое Магелланово Облако Вселенная Туманность Андромеды Малое Магелланово Облако

От наиболее удалённых галактик свет идёт до Земли около 13 млрд. лет. Вселенная

Размеры небесных тел и расстояния между ними Школьный глобус Земли в 50 млн раз меньше нашей планеты. Модель Луны – шарик диаметром 7 см на расстоянии 7,5 м Модель Солнца – шарик диаметром 28 м на расстоянии 3 км Модель Нептуна – шарик на расстоянии 90 км Модель ближайшей звезды – шарик на расстоянии 800 000 км Глобус Земли

Задание 1 (с.8) Модель Луны – шарик диаметром 7 см на расстоянии 7,5 м Модель Солнца – шарик диаметром 28 м на расстоянии 3 км Модель Нептуна – шарик на расстоянии 90 км Глобус Земли Вспомните, какие объекты в окружающей местности расположены на таких расстояниях, которые приведены для тел Солнечной системы в описанной выше модели. Какой из них имеет те же размеры, что и модель Солнца (в предлагаемом масштабе)?

Домашнее задание 1) § 1. 2) Выполнить проект (дополнительное задание). Темы проектов: 1. Древнейшие культовые обсерватории доисторической астрономии. 2. Прогресс наблюдательной и измерительной астрономии на основе геометрии и сферической тригонометрии в эпоху эллинизма. 3. Зарождение наблюдательной астрономии в Египте, Китае, Индии, Древнем Вавилоне, Древней Греции, Риме. 4. Связь астрономии и химии (физики, биологии).

Выбранный для просмотра документ предмет астрономии.doc

Тема: Предмет астрономии.

Изучение нового материала.

Показ презентации.

Астрономия как наука.

Астрономия изучает движение, строение, происхождение и развитие небесных тел и их систем.

История становления астрономии в связи с практическими потребностями.

Астрономия – древнейшая наука.

Истоки астрономии относятся к каменному веку ( VI - III тысячелетия до н.э.)

Систематические астрономические наблюдения проводились тысячи лет тому назад.

Практические потребностями развития астрономических знаний

(потребность в отсчете времени - сутки, месяцы, годы).

Потребности в расширении торговли, в том числе морской

(мореплавание, поиск торговых путей, навигация)

эстетические и познавательные потребности,

потребности в целостном мировоззрении

Этапы развития астрономии.

Взаимосвязь и взаимовлияние астрономии и других наук.

Закрепление. Задание 1 стр. 8.

Домашнее задание.

2) Выполнить проект ( дополнительное задание).

Темы проектов:

1. Древнейшие культовые обсерватории доисторической астрономии.

2. Прогресс наблюдательной и измерительной астрономии на основе геометрии и сферической тригонометрии в эпоху эллинизма.

3. Зарождение наблюдательной астрономии в Египте, Китае, Индии, Древнем Вавилоне, Древней Греции, Риме.

Часто сталкиваюсь с тем, что дети не верят в то, что могут учиться и научиться, считают, что учиться очень трудно.

Урок 06. Законы движения небесных тел. Определение расстояний и размеров тел в Солнечной системе.

Наименование разделов и тем

Содержание учебного материала, лабораторные работы и практические занятия, самостоятельная работа обучающихся

Объем часов

Уровень освоения

Законы движения небесных тел.

Определение расстояний и размеров тел в Солнечной системе.

Законы Кеплера. Определение расстояний и размеров тел в Солнечной системе. Горизонтальный параллакс.

Формулирование законов Кеплера. Воспроизведение формул для определения расстояний и размеров тел в Солнечной системе. Воспроизведение определений терминов и понятий (паралактическое смещение, горизонтальный параллакс). Применение полученных знаний для решения задач на законы Кеплера, на определение расстояний и линейных размеров тел.

Тема 3.2. Законы движения небесных тел. Определение расстояний и размеров тел в Солнечной системе.

3.2.1. Законы движения небесных тел.

Кеплеру необходимо было построить орбиты планет, перейти от экваториальной системы координат, указывающих положение планеты на небесной сфере, к системе координат, указывающих ее положение в плоскости орбиты. Он воспользовался при этом собственными наблюдениями планеты Марс, а также многолетними определениями координат и конфигураций этой планеты, проведенными его учителем Тихо Браге . Орбиту Земли Кеплер считал (в первом приближении) окружностью, что не противоречило наблюдениям. Для того чтобы построить орбиту Марса, он применил способ, который показан на рисунке 3.5.

Пусть нам известно угловое расстояние Марса от точки весеннего равноденствия во время одного из противостояний планеты — его прямое восхождение α ₁ , которое выражается углом Т₁М₁ где Т₁ — положение Земли на орбите в этот момент, а М₁ — положение Марса. Очевидно, что спустя 687 суток (таков звездный период обращения Марса) планета придет в ту же точку своей орбиты. Если определить прямое восхождение Марса на эту дату, то, как видно из рисунка 3.5, можно указать положение планеты в пространстве, точнее, в плоскости ее орбиты. Земля в этот момент находится в точке Т₂, и, следовательно, угол T ₂ M ₁ есть не что иное, как прямое восхождение Марса — α₂. Повторив подобные операции для нескольких других противостояний Марса, Кеплер получил еще целый ряд точек и, проведя по ним плавную кривую, построил орбиту этой планеты.

Изучив расположение полученных точек, он обнаружил, что скорость движения планеты по орбите меняется, но при этом радиус-вектор планеты за равные промежутки времени описывает равные площади. Впоследствии эта закономерность получила название второго закона Кеплера.

Этот закон, который часто называют законом площадей, иллюстрируется рисунком 3.6. Радиус-вектором называют в данном случае переменный по своей величине отрезок, соединяющий Солнце и ту точку орбиты, в которой находится планета. АА₁ ВВ₁ и СС₁ — дуги, которые проходит планета за равные промежутки времени. Площади заштрихованных фигур равны между собой.

Согласно закону сохранения энергии, полная механическая энергия замкнутой системы тел, между которыми действуют силы тяготения, остается неизменной при любых движениях тел этой системы. Поэтому сумма кинетической и потенциальной энергий планеты, которая движется вокруг Солнца, неизменна во всех точках орбиты и равна полной энергии. По мере приближения планеты к Солнцу возрастает ее скорость — увеличивается кинетическая энергия, но вследствие уменьшения расстояния до Солнца уменьшается энергия потенциальная.

Установив закономерность изменения скорости движения планет, Кеплер задался целью определить, по какой кривой происходит их обращение вокруг Солнца. Он был поставлен перед необходимостью сделать выбор одного из двух возможных решений: 1) считать, что орбита Марса представляет собой окружность, и допустить, что на некоторых участках орбиты вычисленные координаты планеты расходятся с наблюдениями (из-за ошибок наблюдений) на 8′; 2) считать, что наблюдения таких ошибок не содержат, а орбита не является окружностью. Будучи уверенным в точности наблюдений Тихо Браге, Кеплер выбрал второе решение и установил, что наилучшим образом положения Марса на орбите совпадают с кривой, которая называется эллипсом, при этом Солнце не располагается в центре эллипса. В результате был сформулирован закон, который называется первым законом Кеплера.

Каждая планета обращается вокруг Солнца по эллипсу, в одном из фокусов которого находится Солнце.

Как известно, эллипсом называется кривая, у которой сумма расстояний от любой точки Р до его фокусов есть ве личина постоянная. На рисунке 3.6 обозначены: О - центр эллипса; F и F ₁ — фокусы эллипса; АВ — его большая ось. Половина этой величины (а), которую обычно называют большой полуосью, характеризует размер орбиты планеты. Ближайшая к Солнцу точка А называется перигелий, а наиболее удаленная от него точка В — афелий. Отличие эллипса от окружности характеризуется величиной его эксцентриситета: е = OS/OA. В том случае, когда эксцентриситет равен О, фокусы и центр сливаются в одну точку — эллипс превращается в окружность.

Квадраты звездных периодов обращения планет относятся между собой, как кубы больших полуосей их орбит.

Формула, выражающая третий закон Кеплера, такова:

где Т₁ и Т₂ — периоды обращения двух планет; а₁ и а₂ — большие полуоси их орбит.

Действительно, третий закон заслуживает самой высокой оценки. Ведь он позволяет вычислить относительные расстояния планет от Солнца, используя при этом уже известные периоды их обращения вокруг Солнца. Не нужно определять расстояние от Солнца каждой из них, достаточно измерить расстояние от Солнца хотя бы одной планеты. Величина большой полуоси земной орбиты — астрономическая единица (а. е.) — стала основой для вычисления всех остальных расстояний в Солнечной системе.

Пример решения задач

Противостояния некоторой планеты повторяются через 2 года. Чему равна большая полуось ее орбиты?

3.2.2. Определение расстояний и размеров тел в Солнечной системе.

Представление о Земле как о шаре, который свободно, без всякой опоры находится в космическом пространстве, является одним из величайших достижений науки древнего мира.

Считается, что первое достаточно точное определение размеров Земли провел греческий ученый Эратосфен (276— 194 до н. э.), живший в Египте. Идея, положенная в основу измерений Эратосфена, весьма проста: измерить длину дуги земного меридиана в линейных единицах и определить, какую часть полной окружности эта дуга составляет. Получив эти данные, можно вычислить длину дуги в 1°, а затем длину окружности и величину ее радиуса, т. е. радиуса земного шара. Очевидно, что длина дуги меридиана в градусной мере равна разности географических широт двух пунктов: φ _B – φ _A .

Для того чтобы определить эту разность, Эратосфен сравнил полуденную высоту Солнца в них в один и тот же день. Измерив высоту Солнца h _B (рис. 3.8) в полдень 22 июня в Александрии, где он жил, Эратосфен установил, что Солнце отстоит от зенита на 7,2°. В этот день в полдень в городе Сиена (ныне Асуан) Солнце освещает дно самых глубоких колодцев, т. е. находится в зените h _A .

Следовательно, длина дуги составляет 7,2°. Расстояние между Сиеной (А) и Александрией (В) около 5000 греческих стадий — l .

Стадией в Древней Греции считалось расстояние, которое проходит легко вооруженный греческий воин за тот промежуток времени, в течение которого Солнце, коснувшееся горизонта своим нижним краем, целиком скроется за горизонт.

Несмотря на кажущееся неудобство такой единицы и достаточную громоздкость словесного определения, ее введение выглядело вполне оправданным, учитывая, что строгая периодичность небесных явлений позволяла использовать их движение для счета времени.

Обозначив длину окружности земного шара через L , получим такое выражение:

откуда следует, что длина окружности земного шара равняется 250 000 стадий.

Точная величина стадии в современных единицах неизвестна, но, зная, что расстояние между Александрией и Асуаном составляет 800 км, можно полагать, что 1 стадия = 160 м. Это означает, что результат, полученный Эратосфеном, практически не отличается от современных данных, согласно которым длина окружности Земли составляет 40 000 км.

Определить географическую широту двух пунктов оказывается гораздо проще, чем измерить расстояние между ними. Зачастую непосредственное измерение кратчайшего расстояния между этими пунктами оказывается невозможным из-за различных естественных препятствий (гор, рек и т. п.). Поэтому применяется способ, основанный на явлении параллактического смещения и предусматривающий вычисление расстояния на основе измерений длины одной из сторон (базиса — ВС) и двух углов В и С в треугольнике ABC (рис. 3.9).

Параллактическим смещением называется изменение направления на предмет при перемещении наблюдателя.

Чем дальше расположен предмет, тем меньше его параллактическое смещение, и чем больше перемещение наблюдателя (базис измерения), тем больше параллактическое смещение.

Для определения длины дуги используется система треугольников — способ триангуляции, который впервые был применен еще в 1615 г. Пункты в вершинах этих треугольников выбираются по обе стороны дуги на расстоянии 30 — 40 км друг от друга так, чтобы из каждого пункта были видны по крайней мере два других. Основой для вычисления длин сторон во всех этих треугольниках является размер базиса АС (рис. 3.10). Точность измерения базиса длиной в 10 км составляет около 1 мм. Во всех пунктах устанавливают геодезические сигналы — вышки высотой в несколько десятков метров. С вершины сигнала с помощью угломерного инструмента (теодолита) измеряют углы между направлениями на два-три соседних пункта. Измерив углы в треугольнике, одной из сторон которого является базис, геодезисты получают возможность вычислить длину двух других его сторон. Проводя затем измерение углов из пунктов, расстояние между которыми вычислено, можно узнать длину двух очередных сторон в треугольнике. Зная длину сторон этих треугольников, можно определить длину дуги АВ.

В какой степени форма Земли отличается от шара, выяснилось в конце XVIII в. Для уточнения формы Земли Французская академия наук снарядила сразу две экспедиции. Одна из них работала в экваториальных широтах Южной Америки в Перу, другая — вблизи Северного полярного круга на территории Финляндии и Швеции. Измерения показали, что длина одного градуса дуги меридиана на севере больше, чем вблизи экватора. Последующие исследования подтвердили, что длина дуги одного градуса меридиана увеличивается с возрастанием географической широты. Это означало, что форма Земли — не идеальный шар: она сплюснута у полюсов. Ее полярный радиус на 21 км короче экваториального.

Для школьного глобуса масштаба 1:50 000 000 отличие этих радиусов будет всего 0,4 мм, т. е. совершенно незаметно.

Отношение разности величин экваториального и полярного радиусов Земли к величине экваториального называется сжатием. По современным данным оно составляет 1/298 или 0,0034. Это означает, что сечение Земли по меридиану будет не окружностью, а эллипсом, у которого большая ось проходит в плоскости экватора, а малая совпадает с осью вращения.

В XX в. благодаря измерениям, точность которых составила 15 м, выяснилось, что земной экватор также нельзя считать окружностью. Сплюснутость экватора составляет всего 1/30 000 (в 100 раз меньше сплюснутости меридиана). Более точно форму нашей планеты передает фигура, называемая эллипсоидом, у которого любое сечение плоскостью, проходящей через центр Земли, не является окружностью.

В настоящее время форму Земли принято характеризовать следующими величинами:

экваториальный радиус - 6378,160 км;
полярный радиус - 6356,777 км;
сжатие эллипсоида - 1 : 298,25;
средний радиус - 6371,032 км;
длина окружности экватора - 40075,696 км.

13.2 Определение расстояний в Солнечной системе.

Горизонтальный параллакс

Измерить расстояние от Земли до Солнца удалось лишь во второй половине XVIII в., когда был впервые определен горизонтальный параллакс Солнца. По сути дела, при этом измеряется параллактическое смещение объекта, находящегося за пределами Земли, а базисом является ее радиус.

Горизонтальным параллаксом (р) называется угол, под которым со светила виден радиус Земли, перпендикулярный лучу зрения (рис. 3.11) .

Из треугольника OAS можно выразить величину — расстояние OS = D :

где R — радиус Земли. По этой формуле можно вычислить расстояние в радиусах Земли, а зная его величину, — выразить расстояние в километрах.

Очевидно, что чем дальше расположен объект, тем меньше его параллакс. Наибольшее значение имеет параллакс Луны, который меняется в связи с тем, что Луна обращается по эллиптической орбите, и в среднем составляет 57'. Параллаксы планет и Солнца значительно меньше. Так, параллакс Солнца 8,8Ѕ. Такому значению параллакса соответствует расстояние до Солнца, примерно равное 150 000 000 км. Это расстояние принимается за одну астрономическую единицу (1 а. е.) и используется при измерении расстояний между телами Солнечной системы.

Известно, что для малых углов sin p ≈ p, если угол р выражен в радианах. В одном радиане содержится 206 265Ѕ. Тогда, заменяя sin р на р и выражая этот угол в радианной мере, получаем формулу в виде, удобном для вычислений:

или (с достаточной точностью)

Во второй половине XX в. развитие радиотехники позволило определять расстояния до тел Солнечной системы посредством радиолокации. Первым объектом среди них стала Луна. Затем радиолокационными методами были уточнены расстояния до Венеры, Меркурия, Марса и Юпитера. На основе радиолокации Венеры величина астрономической единицы определена с точностью порядка километра. Столь высокая точность определения расстояний — необходимое условие для расчетов траекторий полета космических аппаратов, изучающих планеты и другие тела Солнечной системы. В настоящее время благодаря использованию лазеров стало возможным провести оптическую локацию Луны. При этом расстояния до лунной поверхности измеряются с точностью до сантиметров.

Пример решения задач.

На каком расстоянии от Земли находится Сатурн, когда его горизонтальный параллакс равен 0,9"?

13.4. Определение размеров светил

Зная расстояние до светила, можно определить его линейные размеры, если измерить его угловой радиус ρ (рис. 3.12).

Формула, связывающая эти величины, аналогична формуле для определения параллакса:

Учитывая, что угловые диаметры даже Солнца и Луны составляют примерно 30', а все планеты видны невооруженному глазу как точки, можно воспользоваться соотношением: sin ρ ≈ ρ. Тогда:

Если расстояние D известно, то

где величина ρ выражена в радианах.

Пример решения задач

Чему равен линейный диаметр Луны, если она видна с расстояния 400 000 км под углом примерно 30'?

Если Вы являетесь автором материалов или обладателем авторских прав, и Вы возражаете против его использования на моем интернет-ресурсе - пожалуйста, свяжитесь со мной. Информация будет удалена в максимально короткие сроки.

Спасибо тем авторам и правообладателям, которые согласны на размещение своих материалов на моем сайте! Вы вносите неоценимый вклад в обучение, воспитание и развитие подрастающего поколения.

Попробуем представить размеры небесных тел и расстояния между ними во вселенной, воспользовавшись хорошо известной моделью — школьным глобусом земли, который в 50 млн раз меньше нашей планеты. в этом случае мы должны изобразить луну шариком диаметром примерно 7 см, находящимся от глобуса на расстоянии около 7,5 м. модель солнца будет иметь диаметр 28 м и находиться на расстоянии 3 км, а модель нептуна — самой далёкой планеты солнечной системы — будет удалена от нас на 90 км. ближайшая к нам звезда при таком масштабе модели будет располагаться на расстоянии примерно 800 тыс. км, т. е. в 2 раза дальше, чем луна. размеры нашей галактики сократятся примерно до размеров солнечной системы, но самые далёкие звёзды всё же будут находиться за её пределами. 1 вспомните, какие объекты в окружающей местности расположены на таких расстояниях, которые для тел солнечной системы в описанной выше модели. какой из них имеет те же размеры, что и модель солнца (в предлагаемом масштабе)?

Ответы

7 см. - длина мизинца, расстояние между глазами, мышка
7.5 метров -Кухня от спальни, птица на вершине дерева, длина автобуса.
3 км - средняя по высоте горный массив (Аппенины), расстояние от центра города до его окраины
90 км - расстояние между городами, верхняя граница мезосферы
С Солнцем в данном масштабе сравним 9-этажный дом
800 000 км - на земле таких расстояний нет, нужно представить, что Луна в 2 раза меньше, чем мы ее видим, это и будет искомое расстояние в данном масштабе

Читайте также: