Блеск Земли будет тем выше, чем ближе она будет располагаться к пункту наблюдения, и чем больше у нее будет при этом фаза. Поэтому мы можем даже не рассматривать планеты-гиганты, которые находятся очень далеко от Земли. Достаточно близко к Земле во время своих великих противостояний может подойти Марс, но в это время Земля будет повернута к нему своей неосвещенной стороной, и ее блеск будет далек от максимального. Вблизи своего верхнего соединения с Солнцем Земля будет имеет практически полную фазу, но опять-таки будет удалена более чем на 2 а.е. Гораздо ближе Земля в полной фазе может располагаться к Меркурию и Венере во время своих противостояний на этих планетах. Но Венера окутана плотным облачным слоем, и с ее поверхности мы не сможем увидеть Землю, какой яркой она бы ни была. В результате, ярче всего Земля выглядит с поверхности Меркурия, когда обе планеты находятся по одну сторону от Солнца. Если Меркурий при этом находится вблизи точки афелия своей вытянутой орбиты, то его расстояние от Солнца составляет 0.47 а.е., а от Земли — около 0.53 а.е. или 79.3 млн км. Если с расстояния Луны в 384400 км Земля имеет блеск –17m, то с расстояния Меркурия он будет равен m = –17 + 5 lg (79300000/384400) = –5.4.
По условию задачи, масса планеты мала, и мы не сможем зарегистрировать ее по гравитационным возмущениям на движения других небесных тел. Однако, как ни странно, мы сможем ее просто увидеть! Вспомним, что орбита Земли является эллиптической с эксцентриситетом e=0.017. По II закону Кеплера радиус-вектор, направленный из центра Солнца в центр планеты, за равные промежутки времени описывает равные площади. Изобразим орбиту Земли (и Противоземли) вокруг Солнца на рисунке. Солнце находится в точке S, перигелий орбиты — в точке P, афелий — в точке A. Обозначим центр эллипса через O, тогда длина отрезка OS будет равна ae, где a — большая полуось орбиты Земли. Пусть Земля (точка E1) находится в середине временного интервала между афелием и перигелием, а Противоземля (E2) — между перигелием и афелием. Тогда площади частей эллипса, ограниченные отрезками SE1 и SE2, совпадают. Если считать эксцентриситет орбиты Земли e малым, то из равенства площадей с точностью до e2 длина отрезка SE0 будет равна 2ae. А это означает, что при наблюдении с Земли Противоземля будет находиться на угловом расстоянии 2e рад или 1.95° от Солнца. Конечно, этого недостаточно, чтобы увидеть Противоземлю на восходе или заходе Солнца, но дало бы нам возможность без труда найти ее во время полной фазы солнечных затмений.
знать что такое зло и что добро. Так?
Объяснение: