Слайд 2
![Представления о Земле](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-1.jpg)
Слайд 3
![Дажбудвипа Земля людей Гигантский диск, окруженный океаном, в центре которого](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-2.jpg)
Дажбудвипа
Земля людей
Гигантский диск, окруженный океаном, в центре которого расположена священная гора
Меру – вершина мира, вокруг которой обращаются Солнце, Луна и звезды
Слайд 4
![Представление Анаксимандра](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-3.jpg)
Представление Анаксимандра
Слайд 5
![«Библейская» Земля Д.В. Скиапарелли ABC — полог неба ADC —](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-4.jpg)
«Библейская» Земля Д.В. Скиапарелли
ABC — полог неба
ADC — кривая бездны
AEC —
плоскость земли и морей
EEE — Земля
GHG — поддерживающий его твёрдый свод
KK — хранилище ветров
LL — небесные воды, источник дождя
M — воздушное пространство, где формируются тучи
NN — подземный водоём (соединён с морем протоками)
PQP — жилище мёртвых
SS — море
xxx — источники из великой бездны.
Слайд 6
![](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-5.jpg)
Слайд 7
![Доказательства сферичности Земли](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-6.jpg)
Доказательства сферичности Земли
Слайд 8
![Луна Тень на Луне, как заметил Аристотель, является тенью планеты](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-7.jpg)
Луна
Тень на Луне, как заметил Аристотель, является тенью планеты Земля и
имеет форму овального диска, что доказывает, что Земля не только круглая, но и не плоская
Слайд 9
![Корабли и горизонт](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-8.jpg)
Слайд 10
![Корабли и горизонт](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-9.jpg)
Слайд 11
![Смена созвездий Чем дальше наблюдатель от экватора, тем далее «известные»](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-10.jpg)
Смена созвездий
Чем дальше наблюдатель от экватора, тем далее «известные» созвездия уходят
к горизонту, сменяясь другими звездами. Этого не происходило бы, будь мир плоским.
Слайд 12
![Тени Если воткнуть палку в землю, то она даст тень,](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-11.jpg)
Тени
Если воткнуть палку в землю, то она даст тень, которая будет
изменяться с течением времени. Если бы мир был плоским, две разные палки в разных местах давали бы одну и ту же тень
Слайд 13
![Тени Если воткнуть палку в землю, то она даст тень,](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-12.jpg)
Тени
Если воткнуть палку в землю, то она даст тень, которая будет
изменяться с течением времени. Если бы мир был плоским, две разные палки в разных местах давали бы одну и ту же тень
Слайд 14
![Чем выше, тем дальше видимость Плоскость](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-13.jpg)
Чем выше, тем дальше видимость
Плоскость
Слайд 15
![Чем выше, тем дальше видимость Сфера](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-14.jpg)
Чем выше, тем дальше видимость
Сфера
Слайд 16
![Часовые пояса](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-15.jpg)
Слайд 17
![Центр тяжести Благодаря сферической форме в каждой точке Земли сила](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-16.jpg)
Центр тяжести
Благодаря сферической форме в каждой точке Земли сила тяжести направлена
всегда вертикально вниз, к центру сферы.
Будь она плоской, вектор силы тяжести был бы направлен к некоему общему центру, который, в зависимости от положения объекта, менял бы свое направление.
Слайд 18
![Снимки из космоса](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-17.jpg)
Слайд 19
![Система мира Геоцентрическая Гелиоцентрическая](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-18.jpg)
Система мира
Геоцентрическая
Гелиоцентрическая
Слайд 20
![Геоцентрическая система](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-19.jpg)
Слайд 21
![Геоцентрическая система Клавдия Птолемея](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-20.jpg)
Геоцентрическая система
Клавдия Птолемея
Слайд 22
![Точка экванта Для улучшения теории Птолемей использовал понятие экванта, уравнивающей](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-21.jpg)
Точка экванта
Для улучшения теории Птолемей использовал понятие экванта, уравнивающей точки. Предполагается,
что движение центра эпицикла планеты выглядит равномерным при наблюдении не из центра деферента, а из точки экванта, которая смещена относительно его. Земля также находится не в центре деферента, а смещена в противоположную сторону симметрично экванту. При этом для земного наблюдателя эпицикл планеты будет двигаться неравномерно, что лучше отражает видимое движение планеты.
Таким образом, уже в эпоху Птолемея геоцентрическая система мира в своём
математическом аппарате стала не совсем ГЕОцентрической, хотя в ней Земля по-прежнему считалась неподвижной.
Слайд 23
![Гелиоцентрическая система Николая Коперника](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-22.jpg)
Гелиоцентрическая система
Николая Коперника
Слайд 24
![Движение Земли и Марса по своим орбитам](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-23.jpg)
Движение Земли и Марса по своим орбитам
Слайд 25
![Движение планет Угловое расстояние планеты от Солнца для земного наблюдателя](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-24.jpg)
Движение планет
Угловое расстояние планеты от Солнца для земного наблюдателя называется элонгацией.
У внутренних планет элонгация не может быть больше 90°, а у внешних планет может иметь любое значение
Слайд 26
![Конфигурации планет Квадратурой называют элонгацию, равную 90°. Конфигурации внутренних планет:](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-25.jpg)
Конфигурации планет
Квадратурой называют
элонгацию, равную 90°.
Конфигурации внутренних планет:
1 — нижнее соединение;
2 —
наибольшая западная элонгация;
3 — верхнее соединение;
4 — наибольшая восточная элонгация.
Слайд 27
![Периоды обращения планет Промежуток времени между двумя последовательными одноименными конфигурациями](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-26.jpg)
Периоды обращения планет
Промежуток времени между двумя последовательными одноименными конфигурациями планеты
Синодический
Сидерический
Период обращения
планеты вокруг Солнца по отношению к звездам (звездный период обращения)
Слайд 28
![Периоды обращения внешних планет](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-27.jpg)
Периоды обращения внешних планет
Слайд 29
![Периоды обращения внутренних планет](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-28.jpg)
Периоды обращения внутренних планет
Слайд 30
![Задача №1 Звёздный период обращения Юпитера равен 12 годам. Через какой промежуток времени повторяются его противостояния?](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-29.jpg)
Задача №1
Звёздный период обращения Юпитера равен 12 годам. Через какой промежуток
времени повторяются его противостояния?
Слайд 31
![Задача №1](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-30.jpg)
Слайд 32
![Задача №2 Меркурий находится в нижнем соединении с Солнцем примерно](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-31.jpg)
Задача №2
Меркурий находится в нижнем соединении с Солнцем примерно каждые 116
земных суток.
Каков его звёздный период?
Слайд 33
![Задача №2](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-32.jpg)
Слайд 34
![Задача №2](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-33.jpg)
Слайд 35
![Законы Иоганна Кеплера Закон №1 Каждая планета движется вокруг Солнца](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-34.jpg)
Законы Иоганна Кеплера
Закон №1
Каждая планета движется вокруг Солнца по эллипсу, в
одном из фокусов которого находится Солнце
Слайд 36
![Эллипс Эллипс — плоская замкнутая кривая, у которой неизменна сумма](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-35.jpg)
Эллипс
Эллипс — плоская замкнутая
кривая, у которой неизменна сумма
расстояний от любой её
точки (М)
до двух особых внутренних точек,
называемых фокусами (F1 и F2).
Отрезок прямой, соединяющий наиболее удалённые друг от друга точки эллипса (A и B), называется его большой осью.
Перпендикулярный отрезок CD называется малой осью.
OA, OB — большие полуоси;
OD, OC – малые полуоси.
Слайд 37
![Эллипс](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-36.jpg)
Слайд 38
![Законы Иоганна Кеплера](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-37.jpg)
Слайд 39
![Задача №3 Минимальное расстояние от Солнца до кометы равно 0.8](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-38.jpg)
Задача №3
Минимальное расстояние от Солнца до кометы равно 0.8 а.е., а
максимальное – 8.2 а.е. Чему равна большая полуось орбиты кометы и ее эксцентриситет?
Слайд 40
![Задача №3 П = 0.8 а.е. А = 8.2 а.е. OB = ? e = ?](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-39.jpg)
Задача №3
П = 0.8 а.е.
А = 8.2 а.е.
OB = ?
e =
Слайд 41
![Задача №3 П = 0.8 а.е. А = 8.2 а.е.](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-40.jpg)
Задача №3
П = 0.8 а.е.
А = 8.2 а.е.
OB = 4.5 а.е.
e
Слайд 42
![Задача №3 П = 0.8 а.е. А = 8.2 а.е.](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-41.jpg)
Задача №3
П = 0.8 а.е.
А = 8.2 а.е.
OB = 4.5 а.е.
e
Слайд 43
![Законы Иоганна Кеплера Закон №2 Радиус-вектор планеты за равные промежутки времени описывает равные площади](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-42.jpg)
Законы Иоганна Кеплера
Закон №2
Радиус-вектор планеты за равные промежутки времени описывает равные
площади
Слайд 44
![Законы Иоганна Кеплера Закон №3 Квадраты звездных периодов обращения планет](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-43.jpg)
Законы Иоганна Кеплера
Закон №3
Квадраты звездных периодов обращения планет относятся между собой
так, как кубы больших полуосей их орбит
Слайд 45
![Законы Иоганна Кеплера Закон №3](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-44.jpg)
Законы Иоганна Кеплера
Закон №3
Слайд 46
![Задача №4 Противостояние некоторой внешней планеты Солнечной системы повторяется каждые](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-45.jpg)
Задача №4
Противостояние некоторой внешней планеты Солнечной системы повторяется каждые 1.035 лет.
Определите название планеты на основании размера ее большой полуоси.
Слайд 47
![Задача №4](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-46.jpg)
Слайд 48
![Задача №4](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-47.jpg)
Слайд 49
![Задача №4](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-48.jpg)
Слайд 50
![Задача №4 Ответ: Сатурн](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-49.jpg)
Слайд 51
![Задача №5 Юпитер удален от Солнца примерно в 5 раз](/_ipx/f_webp&q_80&fit_contain&s_1440x1080/imagesDir/jpg/67472/slide-50.jpg)
Задача №5
Юпитер удален от Солнца примерно в 5 раз больше, чем
Земля. Чему равен его звездный период?