Question

1.В каких точках скорость движения планеты по орбите максимальна и минимальна? 2.Как изменяется значение скорости движения планеты при её перемещении от афелия к перигелию? 3.Большая полуось орбиты Марса 1,5а.е. Вычислите период его обращения вокруг Солнца. 4.Охарактеризуйте движение по эллиптическим орбитам с параметрами R1= 8*103км; R2= 8,5*103км; R3= 7*103км; и ϑ1= 8,5км/с ϑ2= 9км/с ϑ3= 8км/с. Сделайте рисунок в тетради.

Answer 1

Ответ:

1.В перигелии скорость планеты максимальна, а в афелии - минимальна.

2.При движении от перигелия к афелию линейная скорость планеты уменьшается.

3.Тз/Тс)²=(Аз/Ас)³ превращается в формулу     (Тз/1)²=(Аз/1)³   ⇒  (Тз)²=(Аз)³   ⇒  Тз=√(Аз)³.

Так как на планете Земля  Аз (период вращения вокруг планеты Солнце) 1 а. е. ⇒   Тз=√1³=1, то есть ≈365 земных дней.

Теперь можно вычислить "звёздный период вращения планеты Марс" вокруг планеты Солнце:

Тм=√(1,5)³≈1,837 земного года≈1,837*365≈671 земной день

4.Извини, не знаю.

Answer 2

1. Скорость движения планеты по орбите максимальна в точке, которая называется перигелием, а минимальна в точке, называемой афелием.

2. При перемещении планеты от афелия к перигелию её скорость движения увеличивается. Это связано с законом сохранения момента импульса, по которому скорость планеты увеличивается, когда она приближается к своей звезде (в данном случае к Солнцу) и уменьшается при удалении от неё.

3. Большая полуось орбиты Марса составляет 1,5 астрономических единиц (а.е.). Для вычисления периода обращения Марса вокруг Солнца можно использовать третий закон Кеплера. Формула для вычисления периода обращения (T) в зависимости от большой полуоси (a) выглядит следующим образом:

T = sqrt(a^3),

где a - большая полуось орбиты Марса в астрономических единицах.

Подставляя значение a = 1,5 а.е. в формулу, получаем:

T = sqrt((1,5)^3) = sqrt(3,375) ≈ 1,84 года.

Таким образом, период обращения Марса вокруг Солнца составляет приблизительно 1,84 года.

4. Для описания движения по эллиптическим орбитам с заданными параметрами необходимо использовать законы Кеплера и формулы для эллиптической орбиты. Но в данном случае параметры R1, R2 и R3 не являются полуосями эллипсов, а являются радиусами на разных точках орбиты.

Без знания дополнительных параметров, таких как эксцентриситет орбиты, невозможно построить точную эллиптическую орбиту и определить характер движения. Также, для построения рисунка в тетради требуется использовать графические инструменты, которые недоступны в текстовом формате.