看地球 500公里以外能看完整个地球吗-摇篮网

老铁们，大家好，相信还有很多朋友对于看地球和500公里以外能看完整个地球吗的相关问题不太懂，没关系，今天就由我来为大家分享分享看地球以及500公里以外能看完整个地球吗的问题，文章篇幅可能偏长，希望可以帮助到大家，下面一起来看看吧！

本文目录

地球怎么看方向
从地球看太阳有多大
为什么远看地球发光
500公里以外能看完整个地球吗
台湾人看流浪地球2后的感受
两万七千米高度看地球

一、地球怎么看方向

1、有指向标的地图，应根据指向标所标方向去辨认(箭头指向北方)。

2、没有指向标的地图，通常采用“上北下南，左西右东”的规则确定方向。

3、有经纬网的地图上，根据经纬网确定方向，经线指示南北方向，纬线指示东西方向。

1、一般地图用上北下南，左西右东来表示方向。

2、经纬网上纬线指示正东正西，经线指示正南正北。

3、有指向标的地图，指向标指向正北。

地球上方向的确定与地球的自转有关。从北向南看，人们把地球自转的方向，叫做自西向东。在地球上，顺地球自转的方向为东，逆地球自转的方向为西，与东西方向相垂直的地平方向，则称为南北方向。

地平方向是根据经线和纬线来确定的。具体的说，一切纬线都表示正东正西方向。沿着纬线顺地球自转方向为正东，反之即为正西。由于纬线就是纬圈，是无头无尾的闭合的圆，所以，东、西方向都是无限的。这就是说，一直沿纬线顺地球自转方向前进，就永远是向东，没有穷尽；反之，一直沿纬线逆着地球自转方向前进，便永远是向西，也永无穷尽。

南、北方向是根据经线确定的。一切经线都表示正南正北方向。沿着经线朝着北极的方向为正北；反之，沿经线朝着南极的方向，就是正南。由于经线都是具有一定长度的半圆形线段，两端分别连接着南极和北极，所以，南、北方向都是有限的，即正南与正北两个方向都是有尽头的。沿经线朝着南极方向（正南）前进，到了南极，就到了南的尽头。到了南极，如果还一直向前，便不再是朝正南，而是朝正北方向了。在北极，情况则正好相反。

二、从地球看太阳有多大

那么当地球变成一个25MM硬币大小时，太阳同比例缩小为：2.7281M！

如果地球像乒乓球那么大，那么太阳就像地球那么大。太阳是地球的130万倍。所以地球与太阳相比非常渺小，几乎可以忽略不计。太阳与其它恒星相比也是比较小的。宇宙之浩瀚，之奇妙。真是难以想象。所以，人类只有尊重自然，了解自然，顺应自然，才能保护好自己。

三、为什么远看地球发光

地球是行星。其实具体点回答你的问题是行星都不能发光，恒星才可以发光。

由炽热气体组成的、能自己发光的球状或类球状天体。离地球最近的恒星是太阳。其次是半人马座比邻星，它发出的光到达地球需要4.22年，晴朗无月的夜晚，在一定的地点一般人用肉眼大约可以看到3,000多颗恒星。借助于望远镜，则可以看到几十万乃至几百万颗以上。估计银河系中的恒星大约有一、二千亿颗。恒星并非不动，只是因为离开我们实在太远，不借助于特殊工具和方法，很难发现它们在天上的位置变化，因此古代人把它们认为是固定不动的星体，叫作恒星。

测定恒星距离最基本的方法是三角视差法，先测得地球轨道半长径在恒星处的张角(叫作周年视差)，再经过简单的运算，即可求出恒星的距离。这是测定距离最直接的方法。但对大多数恒星说来，这个张角太小，无法测准。所以测定恒星距离常使用一些间接的方法，如分光视差法、星团视差法、统计视差法以及由造父变星的周光关系确定视差，等等（见天体的距离）。这些间接的方法都是以三角视差法为基础的。

恒星的亮度常用星等来表示。恒星越亮，星等越小。在地球上测出的星等叫视星等；归算到离地球10秒差距处的星等叫绝对星等。使用对不同波段敏感的检测元件所测得的同一恒星的星等，一般是不相等的。目前最通用的星等系统之一是U(紫外)B（蓝）、V（黄）三色系统(见测光系统'"class=link>测光系统);B和V分别接近照相星等和目视星等。二者之差就是常用的色指数。太阳的V=-26.74等，绝对目视星等M=+4.83等，色指数B-V=0.63，U-B=0.12。由色指数可以确定色温度。

恒星表面的温度一般用有效温度来表示，它等于有相同直径、相同总辐射的绝对黑体的温度。恒星的光谱能量分布与有效温度有关，由此可以定出O、B、A、F、G、K、M等光谱型（也可以叫作温度型）温度相同的恒星，体积越大，总辐射流量（即光度）越大，绝对星等越小。恒星的光度级可以分为Ⅰ、Ⅱ、Ⅲ、Ⅳ、Ⅴ、Ⅵ、Ⅶ，依次称为超巨星、亮巨星、巨星、亚巨星、主序星（或矮星）、亚矮星、白矮星。太阳的光谱型为G2V,颜色偏黄,有效温度约5,770K。A0V型星的色指数平均为零，温度约10,000K。恒星的表面有效温度由早O型的几万度到晚M型的几千度，差别很大。

恒星的真直径可以根据恒星的视直径（角直径）和距离计算出来。常用的干涉仪或月掩星方法可以测出小到0001的恒星的角直径，更小的恒星不容易测准,加上测量距离的误差，所以恒星的真直径可靠的不多。根据食双星兼分光双星的轨道资料，也可得出某些恒星直径。对有些恒星，也可根据绝对星等和有效温度来推算其真直径。用各种方法求出的不同恒星的直径，有的小到几公里量级，有的大到10公里以上。

只有特殊的双星系统才能测出质量来，一般恒星的质量只能根据质光关系等方法进行估算。已测出的恒星质量大约介于太阳质量的百分之几到120倍之间,但大多数恒星的质量在0.1～10个太阳质量之间恒星的密度可以根据直径和质量求出，密度的量级大约介于10克/厘米（红超巨星）到10～10克/厘米（中子星）之间。

恒星表面的大气压和电子压可通过光谱分析来确定。元素的中性与电离谱线的强度比，不仅同温度和元素的丰度有关，也同电子压力密切相关。电子压与气体压之间存在着固定的关系，二者都取决于恒星表面的重力加速度，因而同恒星的光度也有密切的关系（见恒星大气理论）。

根据恒星光谱中谱线的塞曼分裂（见塞曼效应）或一定波段内连续谱的圆偏振情况，可以测定恒星的磁场。太阳表面的普遍磁场很弱，仅约1～2高斯，有些恒星的磁场则很强，能达数万高斯。白矮星和中子星具有更强的磁场。

化学组成与在地面实验室进行光谱分析一样，我们对恒星的光谱也可以进行分析，借以确定恒星大气中形成各种谱线的元素的含量，当然情况要比地面上一般光谱分析复杂得多。多年来的实测结果表明，正常恒星大气的化学组成与太阳大气差不多。按质量计算，氢最多,氦次之,其余按含量依次大致是氧、碳、氮、氖、硅、镁、铁、硫等。但也有一部分恒星大气的化学组成与太阳大气不同，例如沃尔夫－拉叶星，就有含碳丰富和含氮丰富之分（即有碳序和氮序之分）在金属线星和A型特殊星中，若干金属元素和超铀元素的谱线显得特别强。但是，这能否归结为某些元素含量较多，还是一个问题。