Расстояние от Земли до Солнца средне

Расстояние от Земли до Солнца среднее 156 [c.725]

Подсчитаем наименьшую скорость, которую должна иметь ракета при запуске ее с Земли для того, чтобы она могла бы покинуть солнечную систему. Параболическую скорость для Солнца на расстоянии среднего радиуса земной орбиты вычислим по формуле (33.11), подставив в нее массу Солнца вместо массы Земли и среднее расстояние от Земли до Солнца гз,с вместо з ИиС = / ОМс [c.120]

Радиус земного шара 6400 км, расстояние от Земли до Солнца 150 млн. км, средняя плотность вещества Земли 5,6 г/см , период обращения Земли вокруг [c.339]

Астрономическая единица (а. е.)( ) — единица длины, равная среднему расстоянию от Земли до Солнца 1 а. е. = 1,49600-10 м. [c.200]

Найдите наибольшую и наименьшую скорость, с которой движется Земля вокруг Солнца. Сравните эти скорости со средней скоростью движения Земли вокруг Солнца (то есть с той скоростью, которую имела бы Земля, если бы она двигалась вокруг Солнца по окружности с радиусом, равным среднему расстоянию от Земли до Солнца). Эксцентриситет s орбиты Земли равен Veo, а среднее расстояние Земли до Солнца — 149,6-10 км. [c.78]

Введем следующие обозначения 5 — площадь паруса, г — расстояние паруса от (центра) Солнца, — среднее расстояние от Земли до Солнца. Сила, с которой солнечные лучи отталкивают парус, может быть вычислена по формуле [c.88]

Астрономическая единица (среднее расстояние от Земли до Солнца) 1а. е. = 1,495978 10 м, [c.528]

Так как до сих пор единица времени оставлена неопределенной, то примем в дальнейшем за переменную независимую среднюю аномалию Солнца, обозначив ее буквою и так как она пропорциональна времени, то будет d t=0. Затем полагаем среднее расстояние от Земли до Солнца = 1 и эксцентриситет = >с = 0.01678, как то следует из наблюдений приняв это, по известным законам Кеплера имеем [c.9]

Обратимся теперь опять к Луне и, воспользовавшись мерою времени, выведенной из средней аномалии Солнца, положив-среднее расстояние от Земли до Солнца равным 1 и а = /8-+-0, как то получено выше, разделим уравнения 18 на /З -н и, для краткости положив [c.11]

Что касается величины б/, которую мы принимаем за среднее расстояние от Земли до Солнца почему мы и положили Х = а (1 ч- х) то [c.32]

А — площадь поперечного миделева сечения, то — масса спутника, а — среднее расстояние от Земли до Солнца, А — расстояние между спутником и Солнцем. Коэффициент й в случае зеркального отражения и полного поглощения равен 1,а в случае полного диффузного рассеивания равен 1,44. [c.618]

Две звезды в результате действия гравитации описывают круговые траектории вокруг центра масс с периодом Т=2 года. Сумма масс звезд равна двум солнечным массам Мо. Найти расстояние между звездами, приняв среднее расстояние от Земли до Солнца равным 150 млн. км и пренебрегая массой Земли по сравнению с массой Солнца. [c.96]

Среднее расстояние от Земли до Солнца 1.5 10 км. Оцените массу Солнца. [c.96]

Солнце — самая близкая к Земле звезда. Солнце является центральным телом нашей планетной системы. Среднее расстояние от Земли до Солнца равно 149,6 млн. км. Луч света от Солнца до Земли доходит за 8 мин 30 с. Солнце по размерам является средней звездой и представляет собой раскаленный газовый шар, диаметр которого равен 1 392 ООО км. Температура поверхности Солнца 6000°С. Оно относится к группе желтых звезд. Солнце представляется кругом с резко очерченным краем. Видимый угловой диаметр Солнца на среднем расстоянии от Земли равен 32. Он в течение года несколько меняется вследствие изменения расстояния между Землей и Солнцем, вызванного эллиптичностью земной орбиты. [c.34]

АСТРОНОМИЧЕСКАЯ ЕДИНИЦА (а.е.) - среднее расстояние от Земли до Солнца равное 149, 598 109 км. [c.208]

В пределах нашей Солнечной системы удобно использовать астрономическую единицу длины (а. е.) — среднее расстояние от Земли до Солнца (большая полуось орбиты Земли) 1 а. е. = = 149,6 10 км. Для определения расстояний до звезд используют единицу измерения длины световой год — расстояние, которое проходит луч света за один год I световой год = 9,46 10 км, при этом скорость света с = 300 ООО км/с. Укажем еще одну единицу измерения длины — парсек — расстояние, с которого большая полуось орбиты Земли видна под углом в одну угловую секунду 1 парсек = 3,26 светового года = 30,86 10 км. [c.23]

Среднее расстояние от Земли до Солнца [c.450]

Таким образом, грубо говоря, среднее расстояние от Земли до Солнца лежит в пределах от 149,5-10 кж до 149,6-10 кж. Продолжительность сидерического года равна [c.157]

Чтобы приведенные выше формулы приспособить к более удобному применению в астрономии, надо несколько видоизменить введенные в начале элементы, где мы приняли за единицу среднее расстояние Земли до Солнца, так что координаты Луны выразились через а 1-л-х). ау аз. Теперь же, в виду того, что мы будем пользоваться лишь отношениями этих величин, мы примем за, единицу среднее расстояние от Земли до [c.94]

Если бы орбита Земли была окружностью и все планеты двигались в плоскости эклиптики, то среднее расстояние нижних планет — Меркурия и Венеры — от Земли было бы, очевидно, равно среднему расстоянию между Землей и Солнцем расстояние же между верхними планетами и Землей было бы равно их расстоянию до центра Солнца. Истинные средние расстояния мало отличаются от только что указанных. [c.24]

Солнечная постоянная равна полному количеству излучения, падающего на площадку 1 см , помещенную под прямым углом к солнечным лучам за пределами земной атмосферы на среднем расстоянии от Солнца до Земли [28] [c.1194]

Известно, что мерой масштаба в астрономии является астрономическая единица, т. в. среднее расстояние между центрами Земли и Солнца. Однако точность определения этой единицы методами классической астрономии была недостаточной для прогнозирования и коррекции движения космических ракет. Так, например, к 1961 г. было принято считать, что астрономическая единица лежит в пределах от 149,4 до 149,7 млн. км, т. е. неопределенность знания истинного ее значения составляла около 300 тыс. км. Такая ошибка при расчете полета космического корабля на планету, учитывая то, что диаметр ближайших к Солнцу планет порядка 5—10 тыс. километров, не обеспечивала попадание на нее или прохождение мимо на заданном расстоянии. [c.410]

Астрономическая единица (а. е., иа) — среднее расстояние от Солнца до Земли 1 а. е,= 1,495 98-10 м. [c.99]

При выборе траекторий полета к другим планетам и для решения многих других задач космонавтики такая точность совершенно недостаточна. Существует другая система основных единиц — так называемая астрономическая система единиц, в которой удается найти константу тяготения со значительно большей точностью — с девятью-десятью верными значащими цифрами. В этой системе за единицу длины принимается среднее расстояние от центра Земли до центра Солнца за единицу массы — масса Солнца за единицу времени — средние солнечные сутки. Для вычисления константы тяготения можно воспользоваться третьим законом Кеплера. Константу тяготения / в астрономической системе единиц обычно обозначают через к — константа Гаусса). Для нахождения константы к Гаусс воспользовался известным ему значением периода обращения Земли вокруг Солнца Т з = 1 год = 365,2563835 средних солнечных суток и известным в его время значением для отношения массы Земли к массе Солнца [c.84]

Плотность потока солнечной энергии /о У верхней границы атмосферы на поверхность, расположенную перпендикулярно направлению солнечных лучей, составляет 1353 Вт/м и называется солнечной постоянной, а среднее количество энергии о.н, поступающей за 1 ч на 1 м этой поверхности, равно 4871 кДж/(ч-м ). Вследствие вращения Земли вокруг Солнца по эллиптической орбите расстояние между ними в течение года изменяется в пределах 150 млн. км 1,7%, а часовое количество внеатмосферной солнечной энергии, поступающей на 1 м нормальной поверхности, изменяется в течение года менее чем на 7 % — от 4710 до 5036 кДж/ (ч м ). [c.9]

Световым промежутком или уравнением света называется промежуток времени, в течение которого свет проходит среднее расстояние от Солнца до Земли. [c.334]

Астрономическая единица (а. е.)—длина большой полуоси эллиптической орбиты центра тяжести системы Земля — Луна с учетом возмущающего влияния планет (или среднее расстояние от Солнца до центра тяжести системы Земля —Луна). 1 а. е. д. по последним советским измерениям на основе радиолокации Венеры и Меркурия равна 1,495 993-10 м. [c.138]

При точном расчете планетных орбит используется значение постоянной тяготения, вычисленное Гауссом. Это значение определяется на основе третьего закона Кеплера по данным, характеризуюш,им орбитальное движение Земли, т. е. по сидерическому периоду орбиты, выраженному в средних солнечных сутках, причем за единицу массы принимается масса Солнца, а масса Земли выражается в долях массы Солнца среднее расстояние Земли от Солнца принимается за астрономическую единицу длины. По этим данным Гаусс определил постоянную тяготения с точностью до восьми-девяти значащих десятичных цифр. Эта постоянная известна, по-видимому, с наиболее высокой точностью из всех прочих физических постоянных. Однако если постоянную тяготения С выражать в системе Сили иной другой системе единиц, принятой в лабораторных расчетах, то количество верных значащих цифр будет равно всего лишь трем. Из этого можно сделать два важных вывода. Первый заключается в том, что при расчете гелиоцентрических орбит нельзя пользоваться лабораторным значением постоянной О. Во-вторых, при расчетах нельзя в качестве меры расстояния использовать сантиметры или связанные с ними единицы длины. Даже если взять точное значение гауссовой постоянной и преобразовать единицу длины из астрономических единиц в сантиметры, то точность сразу снизится до трех-четырех значащих цифр. Это объясняется той неточностью, с которой известна величина солнечного параллакса, представляющего собой отношение экваториального радиуса Земли к астрономической единице. [c.81]

Для астрономии знание величины коэфициента у не имеет существенного значения эта наука в действительности достигла высокой степени развития еще задолго до того, как было точно определено путем измерений, произведенных на Земле, значение у- Фактически астрономы имеют дело лишь с относительными массами (и расстояниями). Чтобы избежать повторения в формулах неизвестного постоянного, знание значения которого в абсолютных единицах не важно, обычно употребляют особые единицы массы. Одна из возможностей заключается в принятии за единицу массы Солнца. Если среднее расстояние Земли от Солнца принять за единицу длины, а сутки — за единицу времени и пренебречь отношением массы Земли к массе Солнца, то значение у определится по формуле ) [c.216]

Рёмер измерил промежутки времени Г1 и Т3 и нашел, что Тх — Га = 1980 с. Но из написанных выше формул следует, что Тх — Т2 = 4 г/с, поэтому с = 4г/1980 м/с. Принимая г, среднее расстояние от Земли до Солнца, равным 150-10 к.м, находим для скорости света значение [c.419]

Для того чтобы привести пример подобного вычисления, мы ограничимся тем, что в значениях V, V, V" примем во внимание третьи измерения i и I, в результате чего исчезнут члены, содержащие неизвестную з для большей простоты положим g = i-, принимая, таким образом, среднее расстояние от Земли до Солнца за единицу расстояний и выражая время с помощью средних движений Солнца (п. 23) положив ещеС = тг, мы будем иметь [c.63]

Если мы желаем применить эти формулы к планетам и кометам, следует положить = 1, приняв, таким образом, среднее расстояние от Земли до Солнца за единицу расстояний и среднюю скорость Земли по ее орбите за единицу скоростей. Эта скорость составляет примерно 7 лье в секунду, считая по 25 лье в одном градусе. Скорость 24-фунтового ядра при вылете его из орудия равна приблизительно 1400 футов, или 233 туазам в секунду, что составляет примерно и скорость точки экватора при суточном движении Земли, так как последняя равна 238 туазам в секунду. Следовательно, если для придания нашим оценкам большей наглядности мы примем в качестве единицы скоростей скорость 24-фунто-вого ядра, составляющую примерно одну десятую часть лье, то скорость Земли при движении ее по своей орбите выразится числом 70 следовательно, значение и скорости импульса следует в этом случае множить на 70 [ ]. [c.84]

А—среднее значение напряжения солнечной радиации на границе атмосферы для среднего расстояния от земли до солнца Л= 1,89 кал1см мин. [c.814]

В настоящее время за единицу измерения расстояний в космическом пространстве для исследования движения и расчета траекторий принято несколько единиц, самая наименьщая из которых - а.е. - астрономическая единица длины, представляющая собой среднее расстояние от Земли до Солнца (единица, которую применяли Коперник и Кеплер). Оценка расстояний с помощью такой единицы может быть выполнена с высокой точностью, чего нельзя сказать о самой астрономической единице [c.104]

Солнце — газообразное раскаленное небесное тело шарообразной формы, ближайшая к Земле звезда. В Солнце сосредоточено 99,866% массы солнечной системы. Угловой диаметр Солнца на среднем расстоянии от Земли равен ЗГ59,3" линейный — 1 391 ООО км. Масса Солнца составляет 1,985 10 г, средняя плотность — 1,41 г/см Расстояние от Солнца до Земли в течение года изменяется от 147 до 152 млн, км и а среднем равно 149,60 млн, км Для земного наблюдателя видимая звездная величина Солнца составляет —-26 ",72, а фотографическая звездная величина —25 ,93 абсолютная звездная величина Солн-ца +4",83. Вращение Солнца совершается в плоскости, наклоненной на 7°15 к плоскости земной орбиты. На экваторе период обращения Солнца составляет 25,38 средних солнечных суток, а для полярных областей около 35 суток. [c.24]

Так как диаметр лунной орбиты пренебрежимо мал по сравнению с расстоянием до Солнца, то средняя освещенность поверхности Луны будет такой же, как и, у Земли, т. е. Eq = В sirf Если Луна как источник света подчиняется закону Ламберта, то ее поверхностная яркость будет S sin iftQ. Лучи от Луны, падая на поверхность Земли перпендикулярно, создают освещенность S sin sirf 0 jj, где Ujj — угловой радиус Луны. Эта освещенность много меньше, чем В sin ( . Поэтому, каковы бы ни были размеры линзы, с помощью лунного света воспламенить папиросу нельзя, [c.162]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...