大师作文网地球的周长有哪些测法我不知道有哪些测法
来源：学生作业帮 编辑：大师作文网作业帮 分类：物理作业 时间：2024/11/16 23:13:40
地球的周长有哪些测法
我不知道有哪些测法
我不知道有哪些测法
地球大小的测量方法
方法一
据史料记载,古希腊的埃拉托斯梯涅斯最先测算了地球的直径.公元前240年6月21日中午,在位于北回归线上的古埃及城市谐涅,太阳居于正顶上,井蒙受圈照不出影子,用铅垂线实验,则太阳光线与铅垂线重合；但在同一时刻离谐涅城以北约800余公里的亚历山大里亚城,太阳光线却同铅垂线成七度十二分的角,因而照出影子来.为什么会产生这种现象呢?埃拉托斯梯涅斯认真地思考了这一问题.当时,人们普遍认为地球是方形的.埃拉托斯梯涅斯想如果地球当真是方形的,那又怎样来解释上面那种现象怩?一定是因地球弯曲而产生的.他发现这七度十二分恰好是一个圆周的五十分之一,事实上,这七度十二分就是谐涅同亚历山大里亚之间的纬度之差.经过反复的推敲,发现只要把两地的距离乘以50,就能求出地球的大小.,埃拉托斯梯涅斯终于求得了资料,即地球周长为46240公里.我们知道,现在所测得的地球赤道周长为40076.5938公里,按此计算,埃拉托斯梯沓斯的数据比现在的数据约大15％,但是从当时的条件来说,得出这个资料也是难能可贵的.
方法二
English Version :Measure the Earth's Radius with a Stopwatch
Chinese Version :
1.日出时,面向东方站立
2.当你在东方水平面上看到第一道曙光时,按下马表开始计时.
3.赶快平躺在地面,此时你将看不到太阳.
4.当你再度看到太阳时,按下马表停止计时.
5.测得时间间隔为t秒.
二、计算过程
1.因为地球自转一周360度需86400秒,
利用数学比例：t/86400＝地球转动角度/360
可求出地球在t秒内所转动的角度.
2.假设地球半径R,你的身高h
应用三角函数,可得到cos(地球转动角度)＝R/(R＋H)
因为「地球转动角度」和「你的身高h」已知,故可求出「地球半径R」.
方法三
用立竿见影法,在两个不同纬度的地方,各树立一枝长竿,凭着量度影子距离得到角度A和B.
地球半径 r = C/d = (A-B)/d
月亮大小：
观察月食时地影的弧度而得知地影的大小,即AE.
AE/RE = AM/RM
RM = (RE)(AM)/AE
p．s．月球与地球的距离(月地距离)＝RM/AM
太阳的大小：
设 太阳的半径＝rS；
太阳与地球之间的平均距离＝d；
太阳的角直径＝ρ；
rS＝dsinρ＝6．96╳108m
又有其它方法测量太阳视差——金星凌日!
在地球在两个已知经纬度的地方P1及P2,同时观察金星凌日,
P1看到的金星沿弦S1S‘1穿过日轮
P2看到的金星沿弦S2S‘2穿过日轮
记录两地金星凌日的开始与结束时间,即是两地凌日所需要的时间,
可定出弦S1S‘1及弦S2S‘2,以及同一时刻金星的影子在日面上的位置V1及V2,并求出θ＝P1VP2＝V1VV2；
即是金星的视差,之后再计算太阳同我们私视差,即金星的视差乘大几倍,太阳的大小难道会计不到吗?
《简明天文学教程》,余明着,科学出版社,page135
恒星大小：
当月亮运行到地球和太阳之间,同时3者又恰好在一条视线上,从地球上看去,月亮遮住了太阳,于是发生了日食.
同样的道理,当月亮遮住的天体是遥远的星时,这种天象就叫月掩星.
《简明天文学教程》,余明着,科学出版社,page136
如果以角度来测量,月亮是个直径约半度的天体,在天上自西向东运动,平均以每天13度的速率在星空 穿行,用27天多的时间周天1圈.一个这么大的圆盘,掩遮背景上星星是经常有的现象.
如果月亮是个有大气圈的天体,当月掩星之前,将要被掩的星星的亮度会逐渐减弱,接着再消失在月亮 东边缘；过一会儿,被掩的星隐约从西边边缘探出头来,
一点点变亮,当月亮向东远去厚,星星才复原.
然而,早在几百年前,天文学家用望远镜观测月掩星时就已发 现被掩的星是瞬息即逝地立即消失,而后又干净利落地 复现.从那时起人们已知道,月亮上没有大气.这是月掩星现象对人类认识宇宙的一个贡献.
设 v＝月球相对恒星背景移动的速度；
τ＝恒星边缘刚被月球掩食至完全消失的时间间隔；
r＝恒星的线直径
r＝τvsinθ；
方法一
据史料记载,古希腊的埃拉托斯梯涅斯最先测算了地球的直径.公元前240年6月21日中午,在位于北回归线上的古埃及城市谐涅,太阳居于正顶上,井蒙受圈照不出影子,用铅垂线实验,则太阳光线与铅垂线重合；但在同一时刻离谐涅城以北约800余公里的亚历山大里亚城,太阳光线却同铅垂线成七度十二分的角,因而照出影子来.为什么会产生这种现象呢?埃拉托斯梯涅斯认真地思考了这一问题.当时,人们普遍认为地球是方形的.埃拉托斯梯涅斯想如果地球当真是方形的,那又怎样来解释上面那种现象怩?一定是因地球弯曲而产生的.他发现这七度十二分恰好是一个圆周的五十分之一,事实上,这七度十二分就是谐涅同亚历山大里亚之间的纬度之差.经过反复的推敲,发现只要把两地的距离乘以50,就能求出地球的大小.,埃拉托斯梯涅斯终于求得了资料,即地球周长为46240公里.我们知道,现在所测得的地球赤道周长为40076.5938公里,按此计算,埃拉托斯梯沓斯的数据比现在的数据约大15％,但是从当时的条件来说,得出这个资料也是难能可贵的.
方法二
English Version :Measure the Earth's Radius with a Stopwatch
Chinese Version :
1.日出时,面向东方站立
2.当你在东方水平面上看到第一道曙光时,按下马表开始计时.
3.赶快平躺在地面,此时你将看不到太阳.
4.当你再度看到太阳时,按下马表停止计时.
5.测得时间间隔为t秒.
二、计算过程
1.因为地球自转一周360度需86400秒,
利用数学比例：t/86400＝地球转动角度/360
可求出地球在t秒内所转动的角度.
2.假设地球半径R,你的身高h
应用三角函数,可得到cos(地球转动角度)＝R/(R＋H)
因为「地球转动角度」和「你的身高h」已知,故可求出「地球半径R」.
方法三
用立竿见影法,在两个不同纬度的地方,各树立一枝长竿,凭着量度影子距离得到角度A和B.
地球半径 r = C/d = (A-B)/d
月亮大小：
观察月食时地影的弧度而得知地影的大小,即AE.
AE/RE = AM/RM
RM = (RE)(AM)/AE
p．s．月球与地球的距离(月地距离)＝RM/AM
太阳的大小：
设 太阳的半径＝rS；
太阳与地球之间的平均距离＝d；
太阳的角直径＝ρ；
rS＝dsinρ＝6．96╳108m
又有其它方法测量太阳视差——金星凌日!
在地球在两个已知经纬度的地方P1及P2,同时观察金星凌日,
P1看到的金星沿弦S1S‘1穿过日轮
P2看到的金星沿弦S2S‘2穿过日轮
记录两地金星凌日的开始与结束时间,即是两地凌日所需要的时间,
可定出弦S1S‘1及弦S2S‘2,以及同一时刻金星的影子在日面上的位置V1及V2,并求出θ＝P1VP2＝V1VV2；
即是金星的视差,之后再计算太阳同我们私视差,即金星的视差乘大几倍,太阳的大小难道会计不到吗?
《简明天文学教程》,余明着,科学出版社,page135
恒星大小：
当月亮运行到地球和太阳之间,同时3者又恰好在一条视线上,从地球上看去,月亮遮住了太阳,于是发生了日食.
同样的道理,当月亮遮住的天体是遥远的星时,这种天象就叫月掩星.
《简明天文学教程》,余明着,科学出版社,page136
如果以角度来测量,月亮是个直径约半度的天体,在天上自西向东运动,平均以每天13度的速率在星空 穿行,用27天多的时间周天1圈.一个这么大的圆盘,掩遮背景上星星是经常有的现象.
如果月亮是个有大气圈的天体,当月掩星之前,将要被掩的星星的亮度会逐渐减弱,接着再消失在月亮 东边缘；过一会儿,被掩的星隐约从西边边缘探出头来,
一点点变亮,当月亮向东远去厚,星星才复原.
然而,早在几百年前,天文学家用望远镜观测月掩星时就已发 现被掩的星是瞬息即逝地立即消失,而后又干净利落地 复现.从那时起人们已知道,月亮上没有大气.这是月掩星现象对人类认识宇宙的一个贡献.
设 v＝月球相对恒星背景移动的速度；
τ＝恒星边缘刚被月球掩食至完全消失的时间间隔；
r＝恒星的线直径
r＝τvsinθ；