Средний радиус орбиты как найти

Средний радиус орбиты как найти

Содержание

  1. Чему равно средний радиус орбиты планеты
  2. Что такое средний радиус орбиты планеты
  3. Как измеряется средний радиус орбиты планеты
  4. Как средний радиус орбиты влияет на характеристики планеты
  5. Заключение
  6. Чему равен средний радиус орбиты планеты
  7. Что такое средний радиус орбиты планеты
  8. Как определяется средний радиус орбиты планеты
  9. Значение среднего радиуса орбиты планеты
  10. Итоги
  11. Чему равно средний радиус орбиты планеты
  12. Средний радиус орбиты планет в нашей солнечной системе
  13. Как средний радиус орбиты связан с другими характеристиками планет
  14. Итог

Чему равно средний радиус орбиты планеты

Орбита планеты — это путь, который она проходит вокруг своей звезды. Средний радиус орбиты планеты является основным параметром, определяющим ее орбиту. Он играет важную роль при расчете различных характеристик планеты, включая ее гравитационное поле, скорость вращения и температуру на границе атмосферы. В этой статье мы рассмотрим, чему равен средний радиус орбиты планеты и как он влияет на ее характеристики.

Что такое средний радиус орбиты планеты

Средний радиус орбиты планеты — это среднее расстояние между планетой и ее звездой, измеренное в единицах расстояния от Земли до Солнца — астрономических единицах (АЕ). С этой точки зрения средний радиус орбиты одной астрономической единицы равен примерно 149,6 миллионам километров. Средний радиус орбиты может немного отличаться от фактической орбиты планеты, так как она может быть не просто круговой, но и овальной, или эллиптической формы. Также средний радиус орбиты может изменяться со временем из-за множества факторов, включая силу гравитации других тел в системе.

Как измеряется средний радиус орбиты планеты

Средний радиус орбиты планеты измеряется в астрономических единицах или километрах. Наиболее точным способом измерения является применение радарной астрометрии. Это метод, при котором измеряется время, которое требуется для того, чтобы радиосигнал, отправленный с Земли, достиг планеты и был отражен от ее поверхности обратно на Землю. Используя это время, можно определить расстояние между Землей и планетой со значительной точностью.

Как средний радиус орбиты влияет на характеристики планеты

Средний радиус орбиты планеты — это основной параметр, который влияет на многие характеристики планеты. Например:

  • Гравитационное поле: Чем больше средний радиус орбиты, тем сильнее гравитационное поле планеты, так как она находится ближе к своей звезде и испытывает большее воздействие ее гравитации.
  • Скорость вращения: Чем больше средний радиус орбиты, тем медленнее вращается планета, так как она находится дальше от своей звезды и испытывает меньшее воздействие ее гравитации.
  • Температура на границе атмосферы: Чем больше средний радиус орбиты, тем ниже температура на границе атмосферы планеты, так как она находится дальше от своей звезды и получает меньше тепла и света.

Заключение

Средний радиус орбиты планеты является важным параметром, который влияет на ее характеристики, такие как гравитационное поле, скорость вращения и температура на границе атмосферы. Он измеряется в астрономических единицах и может немного отличаться от фактической формы орбиты. Наиболее точным способом измерения является применение радарной астрометрии. Понимание среднего радиуса орбиты имеет важное значение для изучения планет, и может помочь в расчете их различных характеристик.

Чему равен средний радиус орбиты планеты

Средний радиус орбиты планеты — это один из основных параметров планетарной системы. Он является мерой расстояния от звезды до планеты и определяет характеристики движения планеты вокруг звезды. В данной статье мы рассмотрим, каким образом определяется средний радиус орбиты планеты и как его значение влияет на различные процессы, связанные с планетарной динамикой.

Что такое средний радиус орбиты планеты

Первоначально орбита планеты была определена как движение планеты вокруг звезды по определенной траектории. Однако, такое определение не дает четкой картины о расстоянии между звездой и планетой. Для того чтобы получить более точную оценку, вводится понятие среднего радиуса орбиты планеты.

Средний радиус орбиты планеты — это расстояние от звезды до планеты, определяемое как средняя величина расстояния между звездой и планетой за один оборот вокруг звезды. Эта величина измеряется в астрономических единицах (А.Е.) и представляет из себя расстояние от Земли до Солнца.

Значение среднего радиуса орбиты планеты для различных звездных систем зависит от массы звезды, ее яркости и других характеристик. В настоящее время, существует много методов определения среднего радиуса орбиты планеты, но наиболее распространенным является метод наблюдения за движением планеты вокруг звезды.

Как определяется средний радиус орбиты планеты

Средний радиус орбиты планеты может быть определен по закону Кеплера, который гласит, что период обращения планеты вокруг звезды (T) квадрат пропорционален кубу среднего радиуса орбиты планеты (R):

T2 ∝ R3

Из этого закона можно получить формулу для определения среднего радиуса орбиты планеты:

R = (√T) * K

Где K — значение, зависящее от массы звезды, ее яркости и других параметров. Для Солнца K = 0,0046491.

Также, средний радиус орбиты планеты может быть определен методом радиальной скорости, который заключается в наблюдении за изменением скорости звезды при ее обращении вокруг общего центра масс звезды и планеты. Изменение радиальной скорости звезды позволяет определить массу планеты и ее расстояние от звезды.

Значение среднего радиуса орбиты планеты

Значение среднего радиуса орбиты планеты является важной характеристикой в планетарной динамике. Оно влияет на различные параметры, определяющие характер движения планеты, такие как:

  • Период обращения планеты вокруг звезды. Чем больше средний радиус орбиты планеты, тем дольше ее период обращения вокруг звезды и наоборот.
  • Средняя скорость движения планеты. Чем больше средний радиус орбиты планеты, тем меньше ее скорость и наоборот. Это связано с законом сохранения момента импульса, согласно которому, при увеличении радиуса орбиты скорость планеты уменьшается, чтобы сохранить момент импульса.
  • Угловые размеры планет на небосводе. Чем больше средний радиус орбиты планеты, тем меньше она кажется величиной на небосводе.

Итоги

В данной статье мы рассмотрели, что такое средний радиус орбиты планеты и как он определяется. Средний радиус орбиты планеты зависит от многих характеристик звезды и планеты, и является одним из основных параметров планетарной системы. Значение среднего радиуса орбиты влияет на различные параметры, характеризующие движение планеты вокруг звезды. Понимание этого параметра очень важно для изучения планетарной динамики и формирования моделей планетных систем.

Чему равно средний радиус орбиты планеты

Средний радиус орбиты планеты — это расстояние от центра звезды до центра планеты. Это также называется полуосью орбиты и измеряется в астрономических единицах (А.Е.). В этой статье мы рассмотрим, чему равен средний радиус орбиты планет в нашей солнечной системе и как он связан с другими характеристиками планет.

Средний радиус орбиты планет в нашей солнечной системе

В нашей солнечной системе есть восемь планет: Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. Средний радиус орбиты каждой планеты измеряется в А.Е. и приведен в таблице ниже.

  • Меркурий — 0,39 А.Е.
  • Венера — 0,72 А.Е.
  • Земля — 1,00 А.Е.
  • Марс — 1,52 А.Е.
  • Юпитер — 5,20 А.Е.
  • Сатурн — 9,58 А.Е.
  • Уран — 19,18 А.Е.
  • Нептун — 30,07 А.Е.

Как видно из таблицы, средний радиус орбиты планет возрастает по мере удаления от Солнца.

Как средний радиус орбиты связан с другими характеристиками планет

Средний радиус орбиты планет связан с другими характеристиками, такими как период обращения и скорость планеты. Период обращения — это время, за которое планета проходит один оборот вокруг Солнца. Он зависит от среднего радиуса орбиты и определяется по закону Кеплера:

Третий закон Кеплера: квадрат периода обращения планеты вокруг Солнца пропорционален кубу ее среднего радиуса орбиты.

Таким образом, период обращения планеты возрастает по мере увеличения среднего радиуса орбиты. Например, период обращения Меркурия составляет около 88 Земных дней, в то время как период обращения Нептуна составляет более 164 Земных лет.

Скорость планеты также зависит от ее среднего радиуса орбиты и периода обращения. Она определяется по формуле:

Скорость = 2πR / T

где R — средний радиус орбиты, а T — период обращения.

Таким образом, чем ближе планета к Солнцу, тем выше ее скорость, а чем дальше, тем медленнее.

Итог

Средний радиус орбиты планеты — это расстояние от центра звезды до центра планеты. В нашей солнечной системе средний радиус орбиты каждой планеты возрастает по мере удаления от Солнца и связан с другими характеристиками, такими как период обращения и скорость планеты. Закон Кеплера устанавливает пропорциональную связь между периодом обращения и средним радиусом орбиты планеты.

Источник

Спутник находился на орбите 92 дня, совершив почти полторы тысячи оборотов, то есть срок жизни был довольно большой, но этот спутник не относился к “вечным”, орбита

которых расположена значительно выше плотных слоев атмосферы. Учитывая, что никаких двигателей на спутнике попросту не было, окончание его карьеры связано с банальным торможением о воздух, в результате чего он в конце концов и покинул свою орбиту.

Диаметр Земного шара составляет 12742 км. Безусловно, что орбита спутника располагалась “несколько выше” земной поверхности, то есть радиус орбиты был никак не меньше 6.371 км.

Таким образом орбита с радиусом 6000 км из рассмотрения выпадает. Орбита с радиусом 800 км, дающая среднюю высоту более полутора тысяч так же не подходит, потому что такая орбита переводит спутник в разряд “вечных”. Остается выбор из двух вариантов, отличающихся всего 5-ю километрами – 7040 км или 7045 км.

Не обладая достаточными способностями и знанием небесной механики и параметров земной атмосферы для обоснованного выбора, попросту подсмотрел параметры орбиты Спутника: Перигей — 228 км.

Апогей — 947 км.

Средняя высота составляет 588 км. Складываем с земным радиусом 6.371 км, получаем 6.959 км.

Ответ: средний радиус орбиты 6.959 км (ближайший вариант ответа – второй: 7040 км.)

Источник

Наше Солнце справедливо называют типичной звездой. Но среди
большого и разнообразного числа звёзд есть немало таких, которые значительно
отличаются от него по своим физическим характеристикам и химическому составу.
Поэтому полное представление о звёздах даст такое определение:

Звезда — это массивный газовый шар, излучающий свет и
удерживаемый в состоянии равновесия силами собственной гравитации и внутренним
давлением, в недрах которого происходят (или происходили ранее) реакции
термоядерного синтеза.

Мысли о том, что звёзды — это далёкие солнца, высказывались
ещё в глубокой древности. Но из-за колоссальных расстояний до них диски звёзд
не видны даже в самые мощные телескопы. Поэтому, чтобы найти возможность
сравнивать звёзды между собой и с Солнцем, необходимо было придумать способы
определения расстояний до них.

Ещё Аристотель предполагал, что если Земля движется вокруг
Солнца, то, наблюдая за звездой из двух диаметрально противоположных точек
земной орбиты, можно заметить изменение направления на звезду — её параллактическое
(то есть кажущееся) смещение.

Такая же идея измерения расстояний была предложена и Николаем
Коперником после опубликования им гелиоцентрической системы мироустройства.
Однако ни Копернику, ни тем более Аристотелю не удалось обнаружить это
смещение.

Лишь к середине XIX века, когда на телескопы стали ставить оборудование для
точного измерения углов, удалось измерить такое смещение у ближайших звёзд. Как
удалось установить, кажущееся перемещение более близкой звезды на фоне очень
далёких звёзд происходит по эллипсу с периодом в один год и отражает движение
наблюдателя вместе с Землёй вокруг Солнца. Этот небольшой эллипс, который
описывает звезда, называется параллактическим эллипсом.

В угловой мере его большая полуось равна величине угла, под
которым со звезды видна большая полуось земной орбиты, перпендикулярная
направлению на звезду. Этот угол называется годичным параллаксом и
обозначается греческой буквой π или латинской буквой р.

Зная годичное параллактическое смещение звезды, можно легко
определить расстояние до неё:

В записанной формуле а — это
средний радиус земной орбиты.

Если учесть, что годичные параллаксы звёзд измеряются десятитысячными
долями секунды, а большая полуось земной орбиты равна одной астрономической
единице, то можно получить формулу для вычисления расстояния до звезды в
астрономических единицах:

Первые надёжные измерения годичного параллакса были
осуществлены почти одновременно в Германии, России и Англии в 1837 году.

В России первые измерения годичного параллакса были проведены
Василием Яковлевичем Струве для яркой звезды Северного полушария Веги. Давайте
по его данным определим расстояние до этой звезды.

Согласитесь, что для измерения расстояний до звёзд
астрономическая единица слишком мала. Даже ближайшая к нам звезда —
альфа-Центавра — расположена более чем в 273,5 тысячах а. е. Поэтому для
удобства определения расстояний до звёзд в астрономии применяется специальная
единица длины — парсек (сокращённо пк), название
которой происходит от двух слов — «параллакс» и «секунда».

Парсек — это расстояние, с которого средний радиус
земной орбиты, перпендикулярный лучу зрения, виден под углом в одну угловую
секунду:

1 пк
= 206 265 а. е. =30,8586 трлн км.

Исходя из определения, расстояние в парсеках равно обратной
величине годичного параллакса:

Вернёмся к нашей задаче и определим расстояние до Веги в
парсеках, воспользовавшись полученным нами уравнением.

Также, помимо парсека, в астрономии используется ещё одна
внесистемная единица измерения расстояний — световой год.

Световой год — это расстояние, которое свет,
распространяясь в вакууме, проходит за один год:

1 пк
= 3,26 св. г. = 206 265 а. е. = 3 ∙ 1013 км.

В 1989 году Европейским космическим агентством был запущен
спутник «Гиппаркос». За 37 месяцев своей работы ему удалось
измерить годичные параллаксы более чем миллиона звёзд. При этом точность
измерений для более ста тысяч из них составила одну угловую миллисекунду.

Однако после того, как астрономы научились определять
расстояния до звёзд, возникла ещё одна проблема. Оказалось, что звёзды,
находящиеся примерно на одинаковом расстоянии от Земли, могут отличаться друг
от друга по видимой яркости (блеску). При этом видимый блеск не характеризует
реального излучения звезды. Например, Солнце нам кажется самым ярким объектом
на небе лишь потому, что оно находится гораздо ближе к Земле, чем остальные
звёзды. Поэтому для сравнения истинного блеска звёзд необходимо было определять
их звёздную величину на определённом одинаковом расстоянии от Земли. За такое
одинаковое (или стандартное) расстояние принято 10 пк. Видимая звёздная величина, которую
имела бы звезда, если бы находилась от нас на расстоянии 10 пк,
называется абсолютной звёздной величиной.

Почему в качестве эталонного расстояния было выбрано 10
парсек? Да для простоты расчётов. Итак, предположим, что видимая звёздная
величина звезды на некотором расстоянии D равна т а её блеск — I.

Напомним, что блеск двух источников, звёздные величины
которых отличаются на единицу, отличаются в 2,512 раза. То есть для двух звёзд,
звёздные величины которых равны т1 и т2
соответственно, отношение их блесков выражается соотношением:

Тогда по определению видимая звёздная величина звезды с
расстояния в 10 пк будет равна абсолютной звёздной
величине М. Если обозначить блеск звезды на этом расстоянии через I0, то для
видимой и абсолютной звёздных величин одной и той же звезды предыдущее
уравнение будет выглядеть так:

В тоже время из физики известно, что блеск меняется обратно
пропорционально квадрату расстояния:

Подставим данное выражение в предыдущее уравнение, при этом
учтём, что :

Теперь прологарифмируем полученное выражение:

И упростим его:

Если учесть, что расстояние до звезды обратно пропорционально
её годичному параллаксу, то получим формулу, по которой можно вычислить
абсолютную звёздную величину близко расположенных к нам звёзд

Теперь давайте по полученной формуле рассчитаем абсолютную
звёздную величину нашего Солнца. Для этого учтём, что его видимая звёздная
величина равна–26,8т, а среднее расстояние до него составляет
одну астрономическую единицу

То есть наше Солнце выглядит слабой звёздочкой почти пятой
звёздной величины.

Зная абсолютную звёздную величину звезды, можно вычислить её
действительное общее излучение или светимость.

Светимостью называют полную энергию, излучаемую
звездой за единицу времени. Светимость звезды можно выразить в ваттах, но чаще
её выражают в светимостях Солнца.

Используя формулу Погсона, можно записать соотношение между светимостями
и абсолютными звёздными величинами какой-либо звезды и Солнца:

Данную формулу можно переписать, если учесть, что светимость
Солнца принята за единицу, а его абсолютна звёздная величина равна 4,8m:

По светимости (то есть мощности излучения) звёзды значительно
отличаются друг от друга. Так мощность излучения некоторых звёзд-сверхгигантов
больше мощности излучения Солнца в 330 тыс. А некоторые звёзды-карлики,
обладающие наименьшей светимостью, излучают свет в 480 тыс. раз слабее нашего
Солнца.

Источник

Законы движения планет в Солнечной системе

  1. Виды траекторий небесных тел
  2. Законы Кеплера
  3. Задачи

п.1. Виды траекторий небесных тел

Виды траекторий небесных тел

При движении небесного тела вблизи другого массивного тела (планеты или звезды), его траектория может иметь различную форму, что связано с соотношением скорости движения и космических скоростей (см. §23 данного справочника).

Например, при движении в гравитационном поле Земли с первой космической скоростью (v_1=7,92 text{км/с}) тело будет описывать окружность на относительно небольшой высоте вокруг планеты. При скорости выше первой космической, но ниже второй, орбита тела становится вытянутой – тело описывает эллипс, то приближаясь, то удаляясь от Земли. По эллиптическим орбитам движутся Луна, более мелкие естественные объекты, захваченные гравитационным полем, и искусственные спутники Земли.

Начина со второй космической скорости (v_2=11,18 text{км/с}), траектория становится незамкнутой – тело улетает от планеты по кривой, которая называется параболой. По параболе движутся межпланетные станции, которые запускаются с Земли, а также астероиды и кометы, пролетающие мимо.

Наконец, при третьей космической скорости (v_3=16,67 text{км/с}) и выше, траектория вытягивается еще больше, тело движется по гиперболе за пределы Солнечной системы.

п.2. Законы Кеплера

Законы Кеплера – три эмпирических соотношения, которые были предложены Иоганном Кеплером в 1609-1619 гг. как обобщение результатов астрономических наблюдений, полученных к тому времени.

«Где материя – там и геометрия».

Иоганн Кеплер (1571-1630),
немецкий математик, астроном, механик и оптик

 Иоганн Кеплер

Первый закон Кеплера
Каждая планета Солнечной системы обращается по эллипсу, в одном из фокусов которых находится Солнце.

Первый закон Кеплера Эллипс – это плоская замкнутая кривая, для любой точки которой сумма расстояний до двух фокусов является постоянной величиной: $$ MF_1+MF_2=2a $$ где (a) – большая полуось эллипса.
Ближайшая к Солнцу точка орбиты называется перигелием, а самая дальняя – афелием.

Длина большой полуоси принимается за средний радиус орбиты.

Большая полуось земной орбиты является единицей измерения расстояний – астрономической единицей: 1 а.е. = 149 597 870 700 м ≈ 150 млн.км

Второй закон Кеплера
Каждая планета движется в плоскости, проходящей через центр Солнца, причем за равные промежутки времени радиус-вектор, соединяющий Солнце и планету, описывает равные площади. $$ frac{Delta S}{Delta t}=const=frac{S_{text{элл}}}{T}=frac{pi ab}{T} $$ где (S_{text{элл}}=pi ab) – площадь эллипса, (T) – период обращения планеты.

Второй закон Кеплера Из второго закона Кеплера следует, что планета движется по орбите неравномерно: быстрее в перигелии и медленнее в афелии.

Третий закон Кеплера
Квадраты периодов обращения планет вокруг Солнца относятся как кубы больших полуосей орбит планет. $$ frac{T_1^2}{T_2^2}=frac{a_1^3}{a_2^3} $$

Из третьего закона Кеплера следует, что период обращения увеличивается по мере удаления планет от Солнца.

Третий закон Кеплера

Ньютон в 1684-1686 гг. дал теоретическое обоснование законов Кеплера и уточнил формулировку 3-го закона: $$ frac{T_1^2(M+m_1)}{T_2^2(M+m_2)}=frac{a_1^3}{a_2^3}, frac{T^2(M+m)}{a^3}=frac{4pi ^2}{G}=const $$ где (M) – масса Солнца, (m_1) и (m_2) – массы планет (или масса планет и их спутников соответственно). Эту уточненную формулу используют для определения масс планет и спутников, если из наблюдений становятся известны их орбиты и орбитальные периоды.

п.3. Задачи

Задача 1. Найдите среднее расстояние от Юпитера до Солнца (в астрономических единицах), если период обращения Юпитера вокруг Солнца равен 11,9 лет.

Дано:
(T_1=11,9 text{лет})
(T_2=1 text{год})
(a_2=1 text{а.е.})
__________________
(a_1-?)

Применяем 3-й закон Кеплера и в качестве «эталонной планеты» берем Землю. begin{gather*} frac{T_1^2}{T_2^2}=frac{a_1^3}{a_2^3} Rightarrow a_1^3=frac{T_1^2}{T_2^2}a_2^3 Rightarrow a_1=a_2sqrt[{3}]{left(frac{T_1}{T_2}right)^2}\[6pt] a_1=1cdot sqrt[{3}]{left(frac{11,9}{1}right)^2}=sqrt[{3}]{141,61}approx 5,2 (text{а.е.}) end{gather*} Ответ: 5,2 а.е.

Задача 2. Чему равна масса Солнца, если период обращения Земли равен 1 году, а средний радиус земной орбиты 1 а.е.≈150 млн.км?

Дано:
(T=1 text{год}approx 3,156cdot 10^7 text{с})
(a=150 text{млн.км}=1,5cdot 10^{11} text{м})
__________________
(M-?)

По формуле Ньютона для 3-го закона Кеплера begin{gather*} frac{T^2(M+m)}{a^3}=frac{4pi ^2}{G} end{gather*} Считаем массу Земли малой по сравнению с массой Солнца. Тогда begin{gather*} frac{T^2M}{a^3}approx frac{4pi ^2}{G} Rightarrow M=frac{4pi ^2}{G}cdot frac{a^3}{T^2}\[6pt] M=frac{4pi^2}{6,67cdot 10^{-11}}cdot frac{(1,5cdot 10^{11})^3}{(3,156cdot 10^7)^2}approx 2,0cdot 10^{30} (text{кг}) end{gather*} Ответ: 2,0·1030 кг

Задача 3. Период обращения Ганимеда вокруг Юпитера равен 7,15 дней, средний радиус орбиты 1,07 млн.км. Чему равна масса Юпитера?

Дано:
(T=7,15 text{дней}=7,15cdot 24cdot 3600 text{с}=617760 text{с})
(a=1,07 text{млн.км}=1,07cdot 10^9 text{м})
__________________
(M-?)

По формуле Ньютона для 3-го закона Кеплера begin{gather*} frac{T^2(M+m)}{a^3}=frac{4pi ^2}{G} end{gather*} Считаем массу спутника малой по сравнению с массой Юпитера. Тогда begin{gather*} frac{T^2M}{a^3}approx frac{4pi ^2}{G} Rightarrow M=frac{4pi ^2}{G}cdot frac{a^3}{T^2}\[6pt] M=frac{4pi^2}{6,67cdot 10^{-11}}cdot frac{(1,07cdot 10^{9})^3}{(617760)^2}approx 1,9cdot 10^{27} (text{кг}) end{gather*} Ответ: 1,9· 1027 кг

Источник

Задание 1.  

1. Поскольку в вопросе речь идет о плотности, то эту величину можно найти по формуле р = 3М/4*pi*R³.  Здесь М — масса планеты, кг.    R — радиус планеты в метрах. Тогда имеем:

Средняя плотность  Макемаке = 3*3*10^21/4*3,14*740000³ = 1767 кг/м³

Средняя плотность Плутона = 3*1,3*10^22/4*3,14*1180000³ = 1889 кг/м³

Средняя плотность Цереры 3*9,4*10^20/4*3,14*487500³ = 1937 кг/м³

Средняя плотность Эриды 3*1,7*10^22/4*3,14*1160000³ = 2600 кг/м³

 Как видим самой большой плотностью обладает Эрида.

(В условии задан не средний радиус Цереры, а экваториальный. Поэтому средняя плотность Цереры получилась несколько меньше её реальной величины).

2. Средний радиус орбиты вычисляется как среднее арифметическое из афелия и перигелия. Для Плутона (49,3 + 29,7)/2 =  39,5 а.е. Второе утверждение ошибочно.

3. Самой малой плотностью, мы посчитали, обладает не Плутон, а Макемаке.

4.Указано, что частота обращения менее суток. Фактически более 4 лет. Утверждение ошибочно.

5. Ошибка. Дальше всех из представленных планет находится Эрида. Это следует, хотя бы, из периода её обращения. Чем дальше планета от Солнца, тем больше её период обращения.

Задание 2.

1. Верно. Это видно из найденных плотностей.

2. Верно.  (3 + 2,5)/2 = 2,75 а.е.

3.Ошибка. Если посмотреть периоды обращения этих планет, то видно, что Плутон быстрее «обегает» Солнце.

4. Ошибка. Самая большая частота обращения вокруг Солнца у той планеты у которой минимальный период обращения, т. е. у Цереры.

5.Ошибка. См. ответ на вопрос 5. в Задании 1.

Источник

Добавить комментарий