Предположим, что в солнечной системе есть планета "Противоземля" малой массы, движущаяся точно по орбите Земли с отставанием на полгода.

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.

За 1 часть: 999 490‚ 46 000 000, 999 500 000, 400 000 000 000за 2 часть: 50×(6+3)=450(м)ответ: 450 м.другой способ: 50×6+50×3=450(м)ответ: 450 м.