（1）如果A位置为二分日二至日之一，说出地球由A位置公转到B位置的过程中，地球公转速度的变化特点． （1）图中A位置，太阳直射北回归线，为北半球夏至日；C位置，太阳直射南回归线，为北半球冬至日；根据地球公转的方向，B为秋分日，D为春分日，7月初，地球位于公转轨道远日点，地球公转速度最慢．地球由A位置公转到B位置的过程中，地球公转速度先变慢后变快．（2）地球公转轨道上位于9月23日和12月22日之间且离12月22日较近，太阳直射南半球，南半球昼长夜短．（3）B为秋分日，C为冬至日，太阳直射点从赤道向南回归线移动，M点正午太阳高度先变大再变小，昼夜长短为昼变长夜变短．故答案为：（1）先变慢后变快．（2）（3）变大再变小 昼变长夜变短．
遥远的恒星与地球的距离是如何测定的？
读“地球公转示意图（甲）及A位置放大图（乙）”，回答下列问题。 （10分） （1）依据甲图，说出12月24 （1）CD之间 越来越快（2分）（2）逆时针 自转方向与公转方向一致。（2分）（3）PM 21 20 21（4分）（4）试题分析：（1）从甲图可以看出，公转方向是逆时针，应该是在北极点的高空观察，图乙的极点是北极点，面向太阳的一侧是白昼，所以北极点到北极圈有极夜现象，那么A代表的是6.22，C是12.22，因此12月24日地球公转所处的位置在CD之间。地球公转是在1月初速度达到最快，12.24时还未达到最快，应该是越来越来。结合第一小问的分析，我们已经知道乙图示的极点是北极点，自转方向与公转方向一致，地球的自转方向是逆时针。（2）图乙的极点是北极点，面向太阳的一侧是白昼，所以北极点到北极圈有极夜现象，自转方向是逆时针，顺着地球自转的方向，跨过PM线由黑夜进入白昼，为晨线。P点为赤道日出时间6：00，Q的日出时间是3：00，由此可以推出日落是21：00.Q位于135°W，对应的北京时间是20：00。（3）PQ之间没有跨越180°，关于日期的变更我们只需要考虑另外一条（0点）。PQ相差45°，P点在东，“东早西晚”，P的地方时早，即P早3小时进入新的一天，此时PQ不在同一个日期，当3小时后Q也越过0点所在经线，二者又同在一个日期。所以PQ处于同一日期有21小时。（4）地球。
遥远的恒星与地球的距离是如何测定的？ 用三角视差法可以测量出100光年范围以内的恒星。三角视差法是把被测的那个天体置于一个特大三角形的顶点，地球绕太阳公转的轨道直径的两端是这个三角形的另外二个顶点，通过测量地球到那个天体的视角，再用到已知的地球绕太阳公转轨道的直径，依靠三角公式就能推算出那个天体到我们的距离了。在远的就要通过开普勒第三定律，（A的公转周期）2×（B的轨道半径）3=（B的公转周期）2×（A的轨道半径）3。公转周期可以通过观察直接求得。然后就求出2个未知数。下一步是由太阳系过渡到恒星距离的测定，由于地球每年绕太阳公转一周，我们在一年之中所看到附近恒星在天上的方向老是略有变迁。图B-1就简略地表示了这种情况。把地球在1月1日的位置和7月1日的位置这两点用一条直线连起来，它的长度是已知的，也就是地球轨道半径的2倍。天文学家只要在这2天观测某星，就能测出图B-1中的CAB角和CBA角。这样，三角形ABC的两角和一边已知，用我们在中学里就已学过的数学可以求出所有未知的角和边，就是说，也能算出地球和该星在1月1日和7月1日两个时刻的距离。不过实际上恒星都是极为遥远，这两段距离之间的细微差别完全可以忽略不计。还一中重要的方法是：它的依据是，同一个星团中的恒星都。
图甲是地球公转示意图，①②③④分别表示二分二至4个节气在地球公转轨道上所处的位置，图乙是太阳直射点的回归运动示意图，读图，完成下列各题． （1）图中位于冬至日与春分日之间，此时太阳直射点位于南半球，北半球昼短夜长，昼夜长短的变化趋势是昼渐长，夜渐短．（2）⑥位置位于春分日与夏至日之间，太阳直射点由赤道向北回归线移动，该位置正处于图乙中的a.
图16为地球公转示意图，按要求完成下列问题。（13分）（1）如果A位置为二分日二至日之一，说出地球由A位置公转到B （1）公转速度渐慢，过远日点后逐渐变快（快—慢—快） ；（2分）（2）（3分）（3）昏线，0°（4分）（4）正午太阳高度变化：先变大，达到90°后再变小。昼夜长短变化：。
下图为“地球公转示意图”．读图完成下列问题． （1）读地球公转示意图，A为夏至日、C为冬至日、D为春分日、B为秋分日．地球由A位置公转到B位置的过程中，公转速度先渐慢，过远日点后逐渐变快．（2）甲位于秋分日和冬至日之间且离冬至日较近，太阳直射点位于赤道与.
人类是怎么测量宇宙中星与星之间几光年远的距离 用三角视差法可以测量出100光年范围以内的恒星.三角视差法是把被测的那个天体置于一个特大三角形的顶点，地球绕太阳公转的轨道直径的两端是这个三角形的另外二个顶点，通过测量地球到那个天体的视角，再用到已知的地球绕太阳公转轨道的直径，依靠三角公式就能推算出那个天体到我们的距离了.远的就要通过开普勒第三定律，（A的公转周期）2×（B的轨道半径）3=（B的公转周期）2×（A的轨道半径）3.公转周期可以通过观察直接求得.然后就求出2个未知数.下一步是由太阳系过渡到恒星距离的测定，由于地球每年绕太阳公转一周，我们在一年之中所看到附近恒星在天上的方向老是略有变迁.图B-1就简略地表示了这种情况.把地球在1月1日的位置和7月1日的位置这两点用一条直线连起来，它的长度是已知的，也就是地球轨道半径的2倍.天文学家只要在这2天观测某星，就能测出图B-1中的CAB角和CBA角.这样，三角形ABC的两角和一边已知，用我们在中学里就已学过的数学可以求出所有未知的角和边，就是说，也能算出地球和该星在1月1日和7月1日两个时刻的距离.不过实际上恒星都是极为遥远，这两段距离之间的细微差别完全可以忽略不计.
