Как можно определить модуль тангенциальной скорости сравнительно близких к наблюдателю звёзд ?

лучевую скорость, то есть скорость сближения или удаления можно определить по допплеровскому эффекту - изменению для наблюдателя длины волны движущегося источника света. а вот тангенциальную составляющую (то есть скорость направленную перпендикулярно линии проведенной от нас к звезде) можно определить только по смещению положения в небесной сфере. такое смещение мало, единицы секунд в тысячелетия, и поэтому нужны долгие наблюдения.

сила тяжести =mg=45н

т.к.при погружении в воду добавилась только сила архимеда,а изменение в весе 15 н,значит fa=15н

пусть r0-радиус кривизны траектории в начале движения.

r0=v0^2/an0, где v0 - начальная скорость, an = g*sin(alpha) -нормальное ускорение.

r1 - рад кривизны в верхней точки траектории.

r1 = v^2/an

v=vx=v0*sin(alpha), так как в верхней точке vy=0

an=g в верхней точке.

r0/r1=8 по условию => sin (alpha) = 1/2 => alpha = 30 градусов.

центр кривизны вершины находится на земной поверхности => r1=h

h  = (v0^2*(sin(alpha))^2)/g    - макс высота подъёма

приравняв, получим, что  центр кривинны траектории лежит на поверхности при любом угле.