天体运动-高中物理
高中物理天体运动总结
高中物理天体运动总结
天体运动是宇宙中各种天体之间相对运动的总称，包括行星、卫星、恒星等天体的运动。
在高中物理课程中，我们学习了天体运动的基本规律和相关知识，下面我将对高中物理天体运动进行总结。
首先，我们来谈谈行星的运动规律。
根据开普勒三定律，行星绕太阳公转的轨道是椭圆，太阳在椭圆的一个焦点上。
开普勒第一定律指出，行星绕太阳运动的轨道是椭圆，太阳在椭圆的一个焦点上。
开普勒第二定律指出，行星与太阳的连线在相等的时间内扫过相等的面积。
开普勒第三定律指出，行星绕太阳公转的周期的平方与它们的轨道半长轴的立方成正比。
其次，我们要了解卫星的运动规律。
卫星是围绕行星公转的天体，卫星的运动受到行星的引力作用。
根据开普勒定律，卫星绕行星运动的轨道也是椭圆。
卫星的运动速度与距离行星的远近有关，距离行星较近的卫星运动速度较快，距离行星较远的卫星运动速度较慢。
另外，我们还需要了解恒星的运动规律。
恒星是宇宙中的光源，它们也在宇宙中运动。
根据恒星的光谱位移，我们可以得知恒星的运动速度和运动方向。
恒星的运动可以帮助我们了解宇宙的结构和演化过程。
总的来说，天体运动是宇宙中各种天体之间相对运动的总称，它们的运动规律受到万有引力定律的影响。
通过学习天体运动的规律，我们可以更好地理解宇宙的奥秘，探索宇宙的未知。
希望同学们能够认真学习天体运动的知识，探索宇宙的奥秘，为人类的科学事业做出贡献。
高中物理 天体运动引力势能问题!
人造地球卫星与地心间距离为r时，取无穷远处为势能零点，引力势能可以表示为，其中G为引力常量，M为地球质量，m为卫星质量。
此结论常用于由万有引力定律所决定的天体之间引力势能及机械能的计算。
下面举例说明。
例1、如图所示，在1687年出版的《自然哲学的数学原理》中，牛顿设想：把物体从高山上水平抛出，速度一次比一次大，落地点也就一次比一次远；抛出速度足够大时，物体就不会落回地面，成为人造地球卫星。
已知地球质量M为，地球半径R为6400km，地球表面的重力加速度g取9.8m/s2，万有引力常量G=6.67x10-11N·m2/kg2。
求：为多大？（1）物体不落回地面的最小发射速度v1（2）若取无穷远处为引力势能的零点，则地球上的物体所具有的引力势能为：为多大？。
若使物体脱离地球的束缚，所需的最小发射速度v2解析：设物体质量为m。
高山高度远小于地球半径，可忽略不计。
（1）（2）要使物体克服地球引力的束缚，即物体能够到达无穷远处，且到达无穷远处时动能和势能均为0。
例2、2016年2月11日，美国“激光干涉引力波天文台”（LIGO）团队向全世界宣布发现了引力波，这个引力波来自于距离地球13亿光年之外一个双黑洞系统的合并。
已知光在真空中传播的速度为c，万有引力常量为G。
黑洞密度极大，质量极大，半径很小，以最快速度传播的光都不能逃离它的引力，因此我们无法通过光学观测直接确定黑洞的存在。
假定黑洞为一个质量分布均匀的球形天体。
严格解决黑洞问题需要利用广义相对论的知识，但早在相对论提出之前就有人利用牛顿力学体系预言过黑洞的存在。
我们知道，在牛顿体系中，当两个质量分别为m1、m2的质点相距为r时也会具有势能，称之为引力势能，其大小为（规定无穷远处势能为零）。
请你利用所学知识，推测质量为M′的黑洞，之所以能够成为“黑”洞，其半径R最大不能超过多少？解析：例3、假定地球、月球都静止不动，用火箭从地球沿地月连线向月球发射一探测器，假定探测器在地球表面附近脱离火箭，用W表示探测器从脱离火箭处飞到月球的过程中克服地球引力做的功，用表示探测器脱离火箭时的动能，若不计空气阻力，则：（）A.必须大于或等于W，探测器才能到达月球；B.小于W，探测器也可能到达月球；C.，探测器一定能到达月球；D.，探测器一定不能到达月球。
高中物理天体运动总结
高中物理天体运动总结一：天体的运动到底是怎样的——科学发展史早期人们根据太阳东升西落等自然现象，建立了地心说。
以托勒密为代表的科学家完善了地心说：托勒密认为，地球处于宇宙中心静止不动。
从地球向外依次有月球、水星、金星、太阳、火星、木星和土星，这些天体在各自的轨道上绕地球运转。
地心说在描述天体运动时非常复杂，哥白尼认为如果有上帝那么天体的运动不会如此丑陋。
哥白尼首次提出日心说：太阳是不动的，而且在宇宙中心，地球以及其他行星都一起围绕太阳做圆周运动，只有月亮环绕地球运行。
到底天体是怎样运动的呢？科学家第谷在没有天文望远镜的帮助下仅靠肉眼观测，经过20年的观测，第谷积累了大量的观测数据，发现了许多新的天文现象。
之后开普勒接受第谷的邀请，给第谷当助手。
开普勒在第谷去世后，认真地研究了第谷的记录数据。
通过大量的计算开普勒发现了行星运动的三大规律。
这三大定律，分别是轨道定律、面积定律和周期定律。
分别描述为：所有行星分别是在大小不同的椭圆轨道上运行；在同样的时间里行星向径在轨道平面上所扫过的面积相等；行星公转周期的平方与它同太阳距离的立方成正比。
开普勒三定律使开普勒得到了“天空立法者”的美名。
二：天体运动的原因开普勒三定律是在大量观测事实上得到的，是不容置疑的，但为什么天体的运动会这样呢？是什么力量驱使月球围绕地球转，地球围绕太阳转？牛顿经过研究得到了答案。
牛顿认为：天体做圆周运动,必然有一种力来充当向心力，提供向心加速度。
为什么天体间存在着这样一个吸引力？结合地面物体会受到地球的吸引力即重力，牛顿大胆猜想，天体间的引力很可能和地面上物体受到地球的引力一样。
进一步猜想物体间的引力有可能是普遍存在的。
重力和物体的质量成正比，而且根据牛顿第三定律地球吸引物体的同时物体也会吸引地球，所以这个引力也和地球的质量成正比。
通过结合开普勒的周期定律牛顿计算出引力和两物体间的距离成反比。
由此牛顿得到了万有引力定律。
万有引力定律：任何物体之间都有相互吸引力，这个力的大小与各个物体的质量成正比，与它们之间的距离的平方成反比。
高中物理天体运动公式大全
高中物理天体运动公式大全1. 万有引力定律公式。
- F = G(Mm)/(r^2)- 其中F是两个物体间的万有引力，G = 6.67×10^-11N· m^2/kg^2（引力常量），M和m分别是两个物体的质量，r是两个物体质心之间的距离。
2. 天体做圆周运动的基本公式（以中心天体质量为M，环绕天体质量为m，轨道半径为r）- 向心力公式。
- 根据万有引力提供向心力F = F_向- G(Mm)/(r^2)=mfrac{v^2}{r}（可用于求线速度v=√(frac{GM){r}}）- G(Mm)/(r^2) = mω^2r（可用于求角速度ω=√(frac{GM){r^3}}）- G(Mm)/(r^2)=m((2π)/(T))^2r（可用于求周期T = 2π√((r^3))/(GM)）- G(Mm)/(r^2)=ma（a=(GM)/(r^2)，这里的a是向心加速度）3. 黄金代换公式。
- 在地球表面附近（r = R，R为地球半径），mg = G(Mm)/(R^2)，可得GM = gR^2。
这个公式可以将GM用gR^2替换，方便计算。
4. 第一宇宙速度公式（近地卫星速度）- 方法一：根据G(Mm)/(R^2) = mfrac{v^2}{R}，且mg = G(Mm)/(R^2)，可得v=√(frac{GM){R}}=√(gR)（R为地球半径，g为地球表面重力加速度），v≈7.9km/s。
- 第一宇宙速度是卫星绕地球做匀速圆周运动的最大环绕速度，也是卫星发射的最小速度。
5. 第二宇宙速度公式（脱离速度）- v_2=√(frac{2GM){R}}，v_2≈11.2km/s，当卫星的发射速度大于等于v_2时，卫星将脱离地球的引力束缚，成为绕太阳运动的人造行星。
6. 第三宇宙速度公式（逃逸速度）- v_3=√((2GM_日))/(r_{地日) + v_地^2}（其中M_日是太阳质量，r_地日是日地距离，v_地是地球绕太阳的公转速度），v_3≈16.7km/s，当卫星的发射速度大于等于v_3时，卫星将脱离太阳的引力束缚，飞出太阳系。
高中物理天体运动(超经典)
天体运动（经典版）一、开普勒运动定律1、开普勒第一定律：所有的行星绕太阳运动的轨道都是椭圆，太阳处在所有椭圆的一个焦点上．2、开普勒第二定律：对于每一个行星而言，太阳和行星的连线在相等的时间内扫过的面积相等．3、开普勒第三定律：所有行星的轨道的半长轴的三次方跟公转周期的二次方的比值都相等．二、万有引力定律1、内容：宇宙间的一切物体都是互相吸引的，两个物体间的引力大小，跟它们的质量的乘积成正比，跟它们的距离的平方成反比．2、公式：F ＝G 221r m m ,其中2211/1067.6kg m N G ⋅⨯=-，称为为有引力恒量。
3、适用条件：严格地说公式只适用于质点间的相互作用，当两个物体间的距离远远大于物体本身的大小时，公式也可近似使用，但此时r 应为两物体重心间的距离．注意：万有引力定律把地面上的运动与天体运动统一起来，是自然界中最普遍的规律之一，式中引力恒量G 的物理意义：G 在数值上等于质量均为1千克的两个质点相距1米时相互作用的万有引力．4、万有引力与重力的关系：合力与分力的关系。
三、卫星的受力和绕行参数（角速度、周期与高度）1、由()()22mM v Gm r h r h =++，得v =∴当h↑，v↓ 2、由G ()2h r mM +=mω2（r+h ），得ω=()3h r GM +，∴当h↑，ω↓ 3、由G ()2h r mM +()224m r h T π=+，得T=()GM h r 324+π ∴当h↑，T↑ 注：（1）卫星进入轨道前加速过程，卫星上物体超重．（2）卫星进入轨道后正常运转时，卫星上物体完全失重．4、三种宇宙速度（1）第一宇宙速度（环绕速度）：v 1=7.9km/s ，人造地球卫星的最小发射速度。
也是人造卫星绕地球做匀速圆周运动的最大速度。
计算：在地面附近物体的重力近似地等于地球对物体的万有引力，重力就是卫星做圆周运动的向心力．()21v mg m r h =+．当r ＞＞h 时．g h ≈g 所以v 1＝gr =7．9×103m/s 第一宇宙速度是在地面附近（h ＜＜r ），卫星绕地球做匀速圆周运动的最大速度．（2）第二宇宙速度（脱离速度）：v 2=11.2km/s ，使卫星挣脱地球引力束缚的最小发射速度．（3）第三宇宙速度（逃逸速度）：v 3=16.7km/s ，使卫星挣脱太阳引力束缚的最小发射速度．四、两种常见的卫星1、近地卫星近地卫星的轨道半径r 可以近似地认为等于地球半径R ，其线速度大小为v 1=7.9×103m/s ；其周期为T =5.06×103s=84min 。
高中物理天体运动问题
高中物理天体运动问题
天体运动的物理问题是高中物理学的一部分，是探索宇宙中物体之间运动的基础理论和规律。
在日常生活中，我们观察到太阳，月亮，星星和其他太空物体总是存在一定的轨道运动。
这就是天体运动。
由星体间的引力产生的力使其形成椭圆轨道运动，其轨道在时间上是稳定的，到达每个位置都是准确的，所以又被称为“平行世界”。
天体运动的速度是由引力的大小决定的，假设两个物体状态不变，质量越大，引力越大，引力之间越远，天体运动的速度就越慢。
此外，由于不同物质的引力大小不同，因此，天体运动有加速度。
加速度是由场中物体引力大小引起的，可以用三角函数求解出加速度大小，从而确定天体运动的运动轨迹和时间段内的位置坐标。
而对于更复杂的天体轨道，还需要考虑物体之间的引力相互作用，以及受外力的作用的影响，这就是高中物理学的天体运动问题。
有关天体运动的物理问题是必要掌握的，它可以帮助我们理解宇宙中天体之间的精确运动规律，并且在航天工程领域中，也被广泛应用。
只要掌握了天体运动的基本原理，我们就能分析和解决更多的物理问题。
高中物理必修二天体运动
高中物理必修二天体运动
高中物理必修二天体运动包括：
1、太阳系的结构：太阳系由太阳、八大行星、行星环、小行星带、彗星等组成，它们均遵循简单的公转和自转运动规律。
2、地球公转和自转：公转是指地球绕太阳公转的运动，一个公转周期约为365日。
而自转是指地球围绕自身的轴向自转，一个自转周期为23小时56分钟，这些运动实践使得每天有一天白天，一天黑夜
3、月球公转：是指月球绕地球公转的运动，这个运动周期则叫月相，是比较常见的一种天体运动，历时一个月。
4、月球自转：月球的自转是指月球围绕自身的轴向自转，而这个自转周期恰好与它的公转周期相同，也是27.3217日。
这就是为什么你从地球上看月亮，一周之中月相的变化就一直是一种一个模样的原因。
高中物理实验天体运动教案
高中物理实验天体运动教案
二、实验目的：
1. 了解地球自转和公转的原理；
2. 观察太阳系内不同天体的运动规律；
3. 熟悉使用太阳、地球、月球三者模型进行实验。
三、实验仪器和材料：
1. 太阳、地球、月球三者模型；
2. 实验室光源；
3. 黑纸板；
4. 温度计；
5. 实验记录表。
四、实验步骤：
1. 将太阳、地球、月球三者模型放在实验台上，按照大小关系依次摆放；
2. 将实验室光源打开，让光线照射到模型上；
3. 观察太阳照射地球的情况，理解地球自转和公转的原理；
4. 改变地球的位置，观察太阳照射地球的角度变化，分析昼夜交替的原因；
5. 观察地球和月球的相对位置，理解月球围绕地球运动的规律；
6. 利用黑纸板遮挡模型上的光线，模拟地球的日食和月食现象；
7. 测量实验过程中的温度变化，并记录在实验记录表中。
五、实验结果分析：
1. 地球自转和公转的方向是什么？速度如何？
2. 地球自转和公转的周期分别是多久？
3. 月球绕地球运动的周期是多久？
4. 了解地球周围的环境如何影响天体的运动规律。
六、实验总结：
通过本次实验，我们深入了解了地球自转和公转的原理，观察了太阳系内不同天体的运动规律，熟悉了使用太阳、地球、月球三者模型进行实验的方法。
同时，整个实验过程也让我们更加思考了宇宙中的各种现象和规律，对天体运动有了更深刻的认识。
七、实验延伸：
1. 可以尝试在实验中改变太阳的位置，观察天体运动的变化；
2. 可以尝试在不同时间、不同地点进行实验，比较不同地区天体运动的差异；
3. 观察其他天体如火星、木星等的运动规律，扩展实验内容。
高中物理-天体运动知识
高中物理-天体运动知识“万有引力定律”习题归类例析万有引力定律部分内容比较抽象，习题类型较多，不少学生做这部分习题有一种惧怕感，找不着切入点．实际上，只要掌握了每一类习题的解题技巧，困难就迎刃而解了．下面就本章的不同类型习题的解法作以归类分析．一、求天体的质量(或密度)1．根据天体表面上物体的重力近似等于物体所受的万有引力，由天体表面上的重力加速度和天体的半径求天体的质量由mg=G 得.（式中M、g、R分别表示天体的质量、天体表面的重力加速度和天体的半径．）[例1]宇航员站在一星球表面上的某高处，沿水平方向抛出一小球，经过时间t，小球落在星球表面，测得抛出点与落地点之间的距离为L，若抛出时的初速度增大到2倍，则抛出点与落地点间的距离为L，已知两落地点在同一水平面上，该星球的半径为R，引力常量为G，求该星球的质量M和密度ρ.[解析]此题的关键就是要根据在星球表面物体的运动情况求出星球表面的重力加速度，再根据星球表面物体的重力等于物体受到的万有引力求出星球的质量和星球的密度．根据平抛运动的特点得抛出物体竖直方向上的位移为设初始平抛小球的初速度为v，则水平位移为x=vt．有○1当以2v的速度平抛小球时，水平位移为x'= 2vt．所以有②在星球表面上物体的重力近似等于万有引力，有mg=G ③联立以上三个方程解得而天体的体积为，由密度公式得天体的密度为。
2．根据绕中心天体运动的卫星的运行周期和轨道半径，求中心天体的质量卫星绕中心天体运动的向心力由中心天体对卫星的万有引力提供，利用牛顿第二定律得若已知卫星的轨道半径r和卫星的运行周期T、角速度或线速度v，可求得中心天体的质量为[例2]下列几组数据中能算出地球质量的是（万有引力常量G是已知的）（）A.地球绕太阳运行的周期T和地球中心离太阳中心的距离rB.月球绕地球运行的周期T和地球的半径rC.月球绕地球运动的角速度和月球中心离地球中心的距离rD.月球绕地球运动的周期T和轨道半径r[解析]解此题关键是要把式中各字母的含义弄清楚，要区分天体半径和天体圆周运动的轨道半径．已知地球绕太阳运行的周期和地球的轨道半径只能求出太阳的质量，而不能求出地球的质量，所以A项不对．已知月球绕地球运行的周期和地球的半径，不知道月球绕地球的轨道半径，所以不能求地球的质量，所以B 项不对．已知月球绕地球运动的角速度和轨道半径，由可以求出中心天体地球的质量，所以C 项正确．由求得地球质量为，所以D项正确．二、人造地球卫星的运动参量与轨道半径的关系问题根据人造卫星的动力学关系可得由此可得线速度v与轨道半径的平方根成反比；角速度与轨道半径的立方的平方根成反比，周期T与轨道半径的立方的平方根成正比；加速度a与轨道半径的平方成反比．[例3两颗人造卫星A、B绕地球做圆周运动，周期之比为，则轨道半径之比和运动速率之比分别为（）A.B.C.D.[解析]由可得卫星的运动周期与轨道半径的立方的平方根成正比，由可得轨道半径，然后再由得线速度。
高中物理 第三章 第一节 认识天体运动
即学即用
1.判断下列说法的正误.
(1)地球是整个宇宙的中心，其他天体都绕地球运动.( × )
(2)太阳系中所有行星都绕太阳做椭圆运动，且它们到太阳的距离都相同.
(× )
(3)同一行星沿椭圆轨道绕太阳运动，靠近太阳时速度增大，远离太阳
时速度减小.( √ ) (4)行星轨道的半长轴越长，行星的公转周期越长.( √ ) (5)开普勒第三定律中的常量k与行星无关，与太阳也无关.( × )
第三章 万有引力定律
学习目标
1.了解地心说与日心说的主要内容和代表人物. 2.理解开普勒定律，知道开普勒第三定律中k值的大小只与中心天体
有关. 3.知道行星运动在中学阶段的研究中的近似处理.
内容索引
NEIRONGSUOYIN
知识梳理 重点探究 随堂演练 课时对点练
知识梳理
一、从地心说到日心说 1.地心说 (1) 地球 是宇宙的中心，是静止不动的； (2)太阳、月球以及其他行星都绕 地球 运动； (3)地心说的代表人物是天文学家 托勒密 . 2.日心说 (1) 太阳 是宇宙的中心，是静止不动的，地球和其他行星都绕太阳运动； (2)日心说的代表人物是波兰天文学家 哥白尼 .
海王星 22.4 45.0
从表中所列数据可以估算出海王星的公转周期最接近
√ A.80年 B.120年 C.165年 D.200年
解析 设海王星绕太阳运行的轨道半径为r1，公转周期为T1，地球绕 太阳运行的轨道半径为r2，公转周期为T2(T2＝1年)， 由开普勒第三定律得Tr1132＝Tr2232，故 T1＝ rr1233·T2≈164 年，最接近 165 年，
1234
4.(开普勒第三定律的应用)1980年10月14日，中国科学院紫金山天文台 发现了一颗绕太阳运行的小行星，2001年12月21日，经国际小行星中心 和国际小行星命名委员会批准，将这颗小行星命名为“钱学森星”.若 将地球和“钱学森星”绕太阳的运动都看作匀速圆周运动，它们的运行 轨道如图7所示.已知“钱学森星”绕太阳运行一周的时间约为3.4年，设 地球绕太阳运行的轨道半径为R，则“钱学森星” 绕太阳运行的轨道半径约为
(教科版)高中物理必修第二册第3章 1 天体运动
地球的公转轨道接近圆，但彗星的运动轨道则是一个非常 扁的椭圆。天文学家哈雷曾经在 1682 年跟踪过一颗彗星，他算出这 颗彗星轨道的半长轴约等于地球轨道半径的 18 倍，并预言这颗彗星 每隔一定时间就会出现，后来哈雷的预言得到证实，该彗星被命名 为“哈雷彗星”。哈雷彗星最近出现的时间是 1986 年，请你根据开 普勒行星运动第三定律(即Ta32＝k，其中 T 为行星绕太阳公转的周期， a 为轨道的半长轴)估算，它下次飞近地球是哪一年？
01
自主化知识预习
预习任务一：中国古代对宇宙的认识 [教材链接]阅读教材第 54 页中“中国古代对宇宙的认识”的相 关内容，完成下列填空。 1．中国古代宇宙理论产生于周代至晋代，形成的所谓“论天六 家”是指盖__天__、浑__天__、宣__夜__、昕__天__、穹__天__、安__天__。 2．在长期的发展中，_浑__天__说_成为我国古代宇宙理论的主流学说。 3．浑__天__仪__是西汉时期落下闳制造的用于测量天体位置的仪器， 是我国古代天文学领域的一项杰出成就。
[判一判]
(1)宇宙的中心是太阳，所有行星都在绕太阳做匀速圆周运动。
(×)
(2)日心说比地心说更科学。
( ×)
预习任务三：开普勒行星运动定律
[教材链接]阅读教材第 55～56 页中“开普勒行星运动定律”的
相关内容，完成下列填空：
定律
内容
公式或图示
开普勒 第一定律
所有的行星绕太阳运动的轨道 都是①椭__圆__，太阳处在椭圆的 一个②_焦__点_上
【能力达成】 对开普勒定律的理解 (1)开普勒三定律不仅适用于行星绕太阳的运动，也适用于卫星 绕地球的运动，更一般地讲，适用于任何天体绕某一中心天体的运 动。当然，对于不同的中心天体，开普勒第三定律中的比例常数 k 是不同的。 (2)开普勒行星运动定律是总结行星运动的观察结果而归纳出来 的规律。它们每一条都是经验定律，都是从观察行星运动所取得的 资料中总结出来的。
教科版高中物理必修2第三章第一节天体运动(共15张PPT)
（2）开普勒定律不仅适用于行星绕恒星的运动，也 适用于卫星绕行星的运动；
天体运动
同学们，你们知道天体吗？了解宇宙吗?听 说过哪些天体？
各种星体和星 际物质的统称
是万物的总称，是 时间和空间的统一
太阳
太阳的八大行星
地球的卫星——月亮
夜晚，我们仰望天空，看到的无数明星，都 ！
§3.1 天体运动
一、人类对天体运动的认识
“地心说” 由于符合人们的直接经验，尤其 符合当时的宗教思想，因此统治了很长一段时 间，直到16世纪才被哥白尼推翻。
◆ 日心说
◆ “日心说” 是哥白尼在16世纪 提出的宇宙结构学说。 ◆ “日心说” 认为太阳是宇宙的中 心，是静止不动的，地球和其他行 星都在围绕太阳做圆周运动。
哥白尼（波兰）
约在公元前260年，古希腊天文学家阿利斯塔克最早提出了 日心说的观点。但真正发展并完善日心说的，是来自波兰的 天文学家哥白尼（1473-1543）。
二、开普勒行星运动定律 ◆ 第一定律（轨道定律） 所有的行星围绕太阳运动的轨道都是椭圆，太阳 处在所有椭圆的一个焦点上。
半长轴
左焦点
半短轴
二、开普勒行星运动定律
◆ 第二定律（面积定律） 对于每一个行星而言，太阳和行星的连线在相等
的时间内扫过相等的面积
D
C
E
F
G H
tAB tCD tEF
sAB sCD sEF
◆ 1609年和1619年发表 了行星运动的三个定律
◆在天文学史上，开普勒 享有“天空立法者”的盛 开普勒（德国） 誉
第谷（丹麦）
第谷是开普勒的导师，他通过20余年的观测，获得了大量的精 确资料；开普利用这些资料潜心研究，通过长达4年的反复计算发 现:如果天体真是做圆周运动，总存在8分的误差，因此前后否定 了19中假设，从而放弃了圆周运动，提出了椭圆运动，消除了误 差。
高中物理之天体运动知识点
高中物理之天体运动知识点开普勒的行星运动三定律开普勒第一定律开普勒第一定律即为椭圆轨道定律，其内容为：所有的行星围绕太阳运动的轨道是椭圆，太阳处在所有椭圆的一个焦点上，如图。
此定律说明不同行星的椭圆轨道是不同的。
开普勒第二定律又叫面积定律，其内容为：连接太阳和行星的连线（矢径）在相等的时间内扫过相等的面积，如图。
此定律说明行星离太阳越近，其运行速率越大。
开普勒第三定律开普勒第三定律即为周期定律，其内容为：行星轨道半长轴的三次方与公转周期的二次方的比值是一个常数。
即，其中r代表椭圆轨道的半长轴，T代表行星运动的公转周期，k是一个与行星无关的常量。
对的认识：在图中，半长轴是AB间距的一半，不要认为a 等于太阳到A点的距离；T是公转周期，不要误认为是自转周期，如地球的公转周期是一年，不是一天。
（1）在以后的计算问题中，我们都把行星的轨道近似为圆，把卫星的运行轨道也近似为圆，这样就使问题变得简单，计算结果与实际情况也相差不大。
（2）在上述情况下，的表达式中，a就是圆的半径R，利用的结论解决某些问题很方便。
注意①比例系数k是一个与行星无关的常量，但不是恒量，在不同的星系中，k值不相同。
②在太阳系中，不同行星的半长轴都不相同，故其公转周期也不相等。
③卫星绕地球转动、地球绕太阳转动遵循相同的运动规律。
易错点在认识行星做椭圆运动时的向心力大小及速度大小时易错，行星的运动符合能量守恒定律，它们离太阳近时半径小，速度大，向心力也大；离太阳远时半径大，速度小，向心力也小，另一个易错点是找椭圆的半长轴时易错，许多同学在初学时，往往将2倍的半长轴代入题中进行运算。
忽略点本节中的行星运动的轨道为椭圆，是曲线运动，行星在轨道上任一点的速度方向沿该点的切线方向，速度方向易忽略，如：有部分同学认为行星的速度方向垂直于行星与太阳的连线，这种认识是错误的，是将行星的运动视为圆周运动，而实质上其轨道为椭圆。
卡文迪许扭称实验卡文迪许设计了扭称实验来测量万有引力常量，下图是扭称实验的原理图。
高中物理天体运动
高中物理天体运动天体运动是宇宙中众多令人神往的现象之一。
高中物理作为探索自然现象的重要学科，对天体运动的研究与解析具有不可或缺的地位。
本文将从天体运动的概述、高中物理中的天体运动知识点以及如何运用知识点解答相关问题三个方面进行阐述。
天体运动是指宇宙中各种天体在引力的影响下所做的运动。
这些天体包括我们非常熟悉的太阳、月亮、行星、恒星等。
在天体运动的过程中，它们不仅受到引力的影响，还受到其他多种因素的影响，如自身的质量、速度、加速度等。
这些因素共同决定了天体运动的轨迹和状态。
高中物理中的天体运动知识点主要包括以下几个方面：万有引力定律：万有引力定律是解释天体运动规律的基础。
它指出任何两个具有质量的物体之间都存在引力作用，引力的大小与两物体质量的乘积成正比，与它们之间的距离的平方成反比。
天体的椭圆轨道：天体的椭圆轨道是由引力主导的。
行星绕太阳运动的轨道就是一个典型的椭圆轨道。
在椭圆轨道上，行星与太阳的距离在不断变化，引力的作用使得行星能够保持稳定的运动状态。
宇宙速度：宇宙速度是天体运动中的一个重要概念。
第一宇宙速度是最大的环绕速度，它是卫星脱离地球引力束缚所需的最小速度。
第二宇宙速度是逃逸速度，它是物体脱离太阳系所需的最小速度。
第三宇宙速度是星际飞行速度，它是物体逃离银河系所需的最小速度。
天体的自转与公转：除了椭圆轨道的运动外，天体还具有自转和公转两种运动形式。
自转是指天体绕自身轴线的旋转运动，公转是指天体绕其他天体的旋转运动。
这两种运动形式都受到引力和其他多种因素的影响。
掌握天体运动的知识点后，我们就可以运用它们解答相关问题。
下面举两个例子：例1：已知地球的质量为M，月球的椭圆轨道的半长轴为R，地球与月球之间的距离为L。
求月球在椭圆轨道上的周期T（结果用M、R和L表示）。
F=(GMm)/L^2,其中F为引力,m为月球质量,GM=gR^2, g为月球表面的重力加速度,又因为 (2π/T)^2*(R/2)^2=F,解得T=2π√((2L^3)/(GM))^(1/2)。
高中物理天体运动公式
高中物理天体运动公式
开普勒第三定律：a3/T2=K[a是半长轴,T是周期} 求地球的质量：M=gR/G2 求中心天体的质量：M=4π2r3/GT2
万有引力定律：F=Gm1m2/y2 F=GMm/R^2 这个使用范围很广知道中心天体和自身速度,还有旋转半径之后就可以了
F=w^2MR 角速度自身质量和旋转半径
F=V^2Rm 线速度自身质量和旋转半径
F=ma向心加速度自身质量
F=mg(只适用于在中心天体表面)
1.开普勒第三定律：T2/R3＝K(＝4π2/GM)｛R:轨道半径,T:周期,K:常量(与行星质量无关,取决于中心天体的质量)｝
2.万有引力定律：F＝Gm1m2/r2 G＝6.67×10-11N?m2/kg2,方向在它们的连线上）
3.天体上的重力和重力加速度：GMm/R2＝mg；g＝GM/R2｛R:天体半径(m),M：天体质量（kg）｝
4.卫星绕行速度、角速度、周期：V＝(GM/r)1/2；ω＝(GM/r3)1/2；T＝2π(r3/GM)1/2 ｛M：中心天体质量｝
5.第一(二、三)宇宙速度V1＝(g地r地)1/2＝(GM/r地)1/2＝7.9km/s；V2＝11.2km/s；
V3＝16.7km/s
6.地球同步卫星GMm/(r地+h)2＝m4π2(r地+h)/T2｛h≈
36000km,h:距地球表面的高度,r地:地球的半径｝。
高中物理基础知识复习——天体运动
(1)由 可得
GM 黑 m L2
m
v2 L
M黑 3.6 1035 kg
(2)
v逃 c
2GM黑 R
Rmax
2GM 黑 C2
2 6.67 1011 3.6 1035 9 1016
5.3 108 m
估算空间太阳能电站一昼夜间由于被地球遮挡而不能 发电的最长时间．取地球本影长为地球半径的216倍， 同步轨道高度为地球半径的5.5倍．
之四：
由
GMm L2
m
2
T
2
M M m
L
T 2
L3
GM m
之五：双星系统动量守恒
am M aM m
GM m R2
m
2
T
2
R
G 4
3
R3
4 2
R
R2
T2
3
GT 2
如图所示为地球绕太阳运行示意图，图中椭圆表示地球公转轨道，Ch、Q、 X、D分别表示中国农历节气中的春分、秋分、夏至、冬至时地球所在的位 置．试说明，一年之内秋冬两季比春夏两季要少几天的原因．
物质的影响，试根据这一模型和上述观察结果确定该星系间这种暗物质的密度．
F星
M
M
F暗
L
(1)
由GM 2 L2
M
2
T
2
L 2
T 2 L3
2GM
G
M2 L2
G
M
4 3
L 2
3
L 2
M
2
T
2
N
2
L 2
N
1
3M
2 L3
天文学家根据观察宣布了下列研究成果，银河系中可能存在一个大“黑洞”， 距黑洞60亿千米的星体以2000km/s的速度绕其旋转，接近“黑洞”的所有物质 即使速度等于光速也被“黑洞”吸入，试计算“黑洞”的质量和最大半径．
(完整word版)高中物理天体运动知识
“万有引力定律”习题归类例析一、求天体的质量(或密度)1．根据天体表面上物体的重力近似等于物体所受的万有引力，由天体表面上的重力加速度和天体的半径求天体的质量由mg=G 得 .（式中M、g、R分别表示天体的质量、天体表面的重力加速度和天体的半径．）[例1]宇航员站在一星球表面上的某高处，沿水平方向抛出一小球，经过时间t，小球落在星球表面，测得抛出点与落地点之间的距离为L，若抛出时的初速度增大到2倍，则抛出点与落地点间的距离为L，已知两落地点在同一水平面上，该星球的半径为R，引力常量为G，求该星球的质量M和密度ρ.[解析]此题的关键就是要根据在星球表面物体的运动情况求出星球表面的重力加速度，再根据星球表面物体的重力等于物体受到的万有引力求出星球的质量和星球的密度．根据平抛运动的特点得抛出物体竖直方向上的位移为设初始平抛小球的初速度为v，则水平位移为x=vt．有○1当以2v的速度平抛小球时，水平位移为x'= 2vt．所以有②在星球表面上物体的重力近似等于万有引力，有mg=G ③联立以上三个方程解得而天体的体积为，由密度公式得天体的密度为。
2．根据绕中心天体运动的卫星的运行周期和轨道半径，求中心天体的质量卫星绕中心天体运动的向心力由中心天体对卫星的万有引力提供，利用牛顿第二定律得若已知卫星的轨道半径r和卫星的运行周期T、角速度或线速度v，可求得中心天体的质量为[例2]下列几组数据中能算出地球质量的是（万有引力常量G是已知的）（）A.地球绕太阳运行的周期T和地球中心离太阳中心的距离rB.月球绕地球运行的周期T和地球的半径rC.月球绕地球运动的角速度和月球中心离地球中心的距离rD.月球绕地球运动的周期T和轨道半径r[解析]解此题关键是要把式中各字母的含义弄清楚，要区分天体半径和天体圆周运动的轨道半径．已知地球绕太阳运行的周期和地球的轨道半径只能求出太阳的质量，而不能求出地球的质量，所以A项不对．已知月球绕地球运行的周期和地球的半径，不知道月球绕地球的轨道半径，所以不能求地球的质量，所以B 项不对．已知月球绕地球运动的角速度和轨道半径，由可以求出中心天体地球的质量，所以C项正确．由求得地球质量为，所以D项正确．二、人造地球卫星的运动参量与轨道半径的关系问题根据人造卫星的动力学关系可得由此可得线速度v与轨道半径的平方根成反比；角速度与轨道半径的立方的平方根成反比，周期T与轨道半径的立方的平方根成正比；加速度a与轨道半径的平方成反比．[例3两颗人造卫星A、B绕地球做圆周运动，周期之比为，则轨道半径之比和运动速率之比分别为（）A.B.C.D.[解析]由可得卫星的运动周期与轨道半径的立方的平方根成正比，由可得轨道半径，然后再由得线速度。
高中物理中的重力与天体运动
高中物理中的重力与天体运动重力是物理学中的基本力之一，它在天体运动中起着至关重要的作用。
本文将探讨高中物理中的重力与天体运动，并分析其背后的原理和相关概念。
一、天体间的引力重力是指物体之间的相互吸引力。
根据万有引力定律，两个物体之间的引力与它们的质量成正比，与它们之间的距离的平方成反比。
当一颗天体质量较大时，其引力也相应增大。
例如，地球对人类和物体施加的引力相对较大，因为地球质量巨大。
二、重力与地球上物体的运动在地球上，重力决定了物体的下落速度。
根据牛顿第二定律，物体受到的合力与其质量成正比。
因此，质量较大的物体受到的重力也更大，下降速度较快。
例如，在自由落体运动中，小石块下落的速度较慢，而一个重物下降的速度却更快。
三、卫星的运动轨迹天体间的引力还使得卫星绕着行星或恒星运行。
卫星的运动依赖于它的速度和距离。
如果速度过大，卫星将逃逸绕行星运动的轨道，从而变为逃逸速度。
然而，如果速度太小，卫星将会坠落，无法保持在运行轨道上。
只有当卫星的速度与距离达到适当的平衡时，它才能保持稳定的运动轨道。
四、行星的椭圆轨道对于行星的运动，天体间的引力导致其绕恒星运动。
根据开普勒定律，行星的轨道是一个椭圆，其中恒星位于椭圆的一个焦点上。
此外，行星在其椭圆轨道上的运行速度是不均匀的。
根据开普勒第二定律，行星在轨道上的面积速率是恒定的，即在相等的时间内，行星扫过的面积相等。
五、引力与宇宙的演化重力不仅仅影响着天体的运动，还对宇宙的演化产生重要影响。
根据广义相对论，引力是由物体弯曲时的时空弯曲造成的。
通过研究引力和时空的关系，我们可以更好地理解天体和宇宙的形成与演化。
例如，黑洞是一种由超大质量天体形成的天体，其引力极强，连光也无法逃逸。
六、重力的应用重力不仅仅存在于天体运动中，还在我们日常生活的方方面面都发挥着作用。
例如，重力使得我们站在地面上而不漂浮在空中。
在工程领域，重力也是考虑建筑物结构和桥梁稳定性的重要因素。
结论重力在高中物理中是一个基础且重要的概念。
高中物理天体运动
高中物理天体运动
天体运动是指天体在宇宙空间中的运动，包括行星、卫星、彗星、小行星等天体的运动。
天体运动是天文学的基础，也是探索宇宙奥秘的重要途径。
天体运动的规律是由万有引力定律和牛顿运动定律所描述的。
根据万有引力定律，天体之间的引力与它们的质量和距离的平方成正比。
而牛顿运动定律则描述了物体在受到力的作用下的运动规律。
在天体运动中，行星绕着恒星运动，卫星绕着行星运动。
行星和卫星的运动轨道都是椭圆形的，而不是圆形的。
这是因为行星和卫星受到其他天体的引力影响，使它们的轨道发生变化。
彗星是一种特殊的天体，它的轨道是非常椭圆的。
彗星的轨道通常是从太阳系外部飞来的，经过太阳系后再飞回太阳系外部。
当彗星靠近太阳时，它的表面会受到太阳辐射的加热，从而产生尾巴。
小行星是太阳系中的一种小天体，它们的轨道通常在行星和卫星之间。
小行星的轨道也是椭圆形的，但它们的轨道比行星和卫星的轨道更加不稳定，因为它们受到其他天体的引力影响更大。
天体运动是宇宙中最基本的运动形式之一，它们的运动规律是由万有引力定律和牛顿运动定律所描述的。
通过研究天体运动，我们可以更好地了解宇宙的奥秘。
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高考中的天体运动问题模型探析
运用万有引力定律求解天体运动问题，是高考每年必考的重要内容，通过对近几年全国及各地高考试题的研究，发现天体问题可归纳为以下四种模型。
一、重力与万有引力关系模型
1．考虑地球（或某星球）自转影响，地表或地表附近的随地球转的物体所受重力实质是万有引力的一个分力
由于地球的自转，因而地球表面的物体随地球自转时需要向心力，向心力必来源于地球对物体的万有引力，重力实际上是万有引力的一个分力，由于纬度的变化，物体作圆周运动的向心力也不断变化，因而地球表面的物体重力将随纬度的变化而变化，即重力加速度的值
g随纬度变化而变化；从赤道到两极逐渐增大．在赤道上，在两极处，。
例1如图１所示，Ｐ、Ｑ为质量均为m的两个质点，分别置于地球表面不同纬度上，如果把地球看成是一个均匀球体，Ｐ、Ｑ两质点随地球自转做匀速圆周运动，则以下说法中正确的是：（）（多选）
A．P、Q做圆周运动的向心力大小相等 B．P、Q受地球重力相等
C．P、Q做圆周运动的角速度大小相等 D．P、Q做圆周运动的周期相等
答案CD。
2．忽略地球（星球）自转影响，则地球（星球）表面或地球（星球）上方高空物体所受的重力就是地球（星球）对物体的万有引力．
例2荡秋千是大家喜爱的一项体育活动．随着科技的迅速发展，将来的某一天，同学们也许会在其它星球上享受荡秋千的乐趣。
假设你当时所在星球的质量是、半径为，
可将人视为质点，秋千质量不计、摆长不变、摆角小于90°，万有引力常量为。
那么，（1）该星球表面附近的重力加速度等于多少？
（2）若经过最低位置的速度为,你能上升的最大高度是多少？
答案：（1）（2）
二、卫星（行星）模型
卫星（行星）模型的特征是卫星（行星）绕中心天体做匀速圆周运动，如图2所示。
1．卫星（行星）的动力学特征
中心天体对卫星（行星）的万有引力提供卫星（行星）做匀速圆周运动的向心力，即有：。
2．卫星（行星）轨道特征
由于卫星（行星）正常运行时只受中心天体的万有引力作用，所以卫星（行星）平面必定经过中心天体中心。
3．卫星（行星）模型题型设计
1)讨论卫星（行星）的向心加速度、绕行速度、角速度、周期与半径的关系问题。
由得，故越大，越小。
由得，故越大，越小。
由得，故越大，越小。
得，故越大，越长。
例3我国将要发射一颗绕月运行的探月卫星“嫦娥1号”。
设该卫星的轨道是圆形的，
且贴近月球表面．已知月球的质量约为地球质量的，月球的半径约为地球半径的,地球上的第一宇宙速度约为7．9km/s，则该探月卫星绕月运行的速率约为（）A．0．4km/s B．1．8km/s C．11km/s D．36km/s
答案：B
2)求中心天体的质量或密度（设中心天体的半径）
若已知卫星绕中心天体做匀速圆周运动的周期与半径
根据得，则
若已知卫星绕中心天体做匀速圆周运动的线速度与半径
由得，则
若已知卫星绕中心天体做匀速圆周运动的线速度与周期
由和得，则
若已知中心天体表面的重力加速度及中心天体的球半径
由得，则
例4一飞船在某行星表面附近沿圆轨道绕该行星飞行，认为行星是密度均匀的球体，要确定该行星的密度，只需要测量（）
A．飞船的轨道半径 B．飞船的运行速度
C．飞船的运行周期 D．行星的质量
答案：C
3)卫星的变轨问题
卫星绕中心天体稳定运动时万有引力提供了卫星做匀速圆周运动的向心力，有
．当卫星由于某种原因速度突然增大时，，卫星将做离心
运动；当突然减小时，，卫星做向心运动。
例5“神舟六号”飞行到第５圈时，在地面指挥控制中心的控制下，由近地点250km 圆形轨道1经椭圆轨道2转变到远地点350km的圆轨道3。
设轨道2与1相切于Q点，与轨道3相切于P点，如图３所示，则飞船分别在1、2、轨道上运行时（）（多选）
A．飞船在轨道3上的速率大于在轨道1上的速率
B．飞船在轨道3上的角速度小于在轨道1上的角速度
C．飞船在轨道1上经过Q点时的加速度大于在轨道2上经过Q点的加速度
D．飞船在轨道2上经过P点时的速度小于在轨道3上经过P点的速度
答案：BD
4)地球同步卫星问题
地球同步卫星是指相对地面静止的、运行周期与地球的自转周期相等的卫星，这种卫星一般用于通讯，又叫做同步通信卫星，其特点可概括为“五个一定”即位置一定（必须位于
地球赤道的上空）；周期一定（）；高度一定（）；速率一定
（）；运行方向一定（自西向东运行）。
例6在地球上（看做质量均匀分布的球体）上空有许多同步卫星，下面说法中正确的是（）
A．它们的质量可能不同
B．它们的速度可能不同
C．它们的角速度可能不同
D．它们离地心的距离可能不同
答案A
5)卫星的追及与相遇问题
两卫星在同一轨道绕中心天体同向运动，要使后一卫星追上前一卫星，我们称之为追及问题。
两卫星在不同轨道绕中心天体在同一平面内做匀速圆周运动，当两星某时相距最近时我们称之为两卫星相遇问题。
例7如图4所示，a、b、c是在地球大气层外圆形轨道上运动的3颗卫星，下列说法正确的是（）
A．b、c的线速度大小相等，且大于a的线速度
B．b、c的向心加速度大小相等，且大于a的向心加速度
C．c加速可追上同一轨道上的b，b减速可等候同一轨道上的c
D．a卫星由于某原因，轨道半径缓慢减小，其线速度将增大
答案：D
例8如图5所示，A是地球的同步卫星．另一卫星B的圆形轨道位于赤道平面内，离地面高度为h。
已知地球半径为R，地球自转角速度为，地球表面的重力加速度为g，O为地球中心．
（1）求卫星B的运行周期。
（2）如卫星B绕行方向与地球自转方向相同，某时刻A、B两卫星相距最近（O、B、A 在同一直线上），则至少经过多长时间，他们再一次相距最近？
答案：(1) (2)
6)卫星的发射能量问题
发射卫星过程中，火箭带着卫星克服地球引力做功，将消耗大量能量，所以发射轨道越高的卫星，耗能越多，难度越大。
同步卫星必须自西向东运行，才可以与地球保持相对静止，故发射阶段，火箭在合适之时应尽量靠近赤道且自西向东输送，以便利用地球自转动能，节省火箭能量。
例9我中已经拥有甘肃酒泉、山西太原和四川西昌三个卫星发射中心，又计划在海南建设一个航天发射场，预计2010年前投入使用．关于我国在2010年用运载火箭发射一颗同步卫星，下列说法正确的是（）
A．在海南发射同步卫星可以充分利用地球自转的能量，从而节省能源
B．在酒泉发射同步卫星可以充分利用地球自转的能量，从而节省能源
C．海南和太原相比，在海南的重力加速度略微小一点，同样的运载火箭在海南可以发射质量更大的同步卫星
D．海南和太原相比，在太原的重力加速度略微小一点，同样的运载火箭在太原可以发射质量更大的同步卫星
答案：AC
三、双星模型
宇宙中往往会有相距较近，质量可以相比的两颗星球，它们离其它星球都较远，因此其它星球对它们的万有引力可以忽略不计。
在这种情况下，它们将各自围绕它们连线上的某一固定点O做同周期的匀速圆周运动。
如图6所示，这种结构叫做双星．双星问题具有以下两个特点：
⑴由于双星和该固定点O总保持三点共线，所以在相同时间内转过的角度必相等，即双星做匀速圆周运动的角速度必相等，因此周期也必然相同。
⑵由于每颗星的向心力都是由双星间相互作用的万有引力提供的，因此大小必然相等，
由可得，可得，，即固定点O离质量大的星较近。
列式时须注意：万有引力定律表达式中的r表示双星间的距离，按题意应该是L，而向心力表达式中的r表示它们各自做圆周运动的半径，在本题中为r1、r2，千万不可混淆。
例10神奇的黑洞是近代引力理论所预言的一种特殊天体，探寻黑洞的方案之一是观测双星系统的运动规律．天文学家观测河外星系大麦哲伦云时，发现了LMCX－3双星系统，它由可见星A和不可见的暗星B构成。
两星视为质点，不考虑其它天体的影响，A、B围绕两者连线上的O点做匀速圆周运动，它们之间的距离保持不变，如图7所示。
引力常量为G，由观测能够得到可见星A的速率v和运行周期T。
（1）可见星A所受暗星B的引力F A可等效为位于O点处质量为m’的星体（视为质点）对它的引力，设A和B的质量分别为m1、m2，试求m’（用m1、m2表示）；
（2）求暗星B的质量m2与可见星A的速率v、运行周期T和质量m1之间的关系式；
（3）恒星演化到末期，如果其质量大于太阳质量m s的2倍，它将有可能成为黑洞。
若可见星A的速率v＝2．7×105m/s，运行周期T＝4．7π×104s，质量m1＝6m s，试通过估算来判断暗星B有可能是黑洞吗？（G＝6．67×10－11N·m2/kg2，m s＝2．0×1030kg）
答案：（1）（2）（3）暗星B有可能是黑洞。
四、三星模型
例11宇宙中存在一些离其它恒星较远的、由质量相等的三颗星组成的三星系统，通常可忽略其它星体对它们的引力作用。
已观测到稳定的三星系统存在两种基本的构成形式：一种是三颗星位于同一直线上，两颗星围绕中央星在同一半径为R的圆轨道上运行；另一种形式是三颗星位于等边三角形的三个项点上，并沿外接于等边三角形的圆形轨道运行。
设每个星体的质量均为。
（1）试求第一种形式下，星体运动的线速度和周期。
（2）假设两种形式星体的运动周期相同，第二种形式下星体之间的距离应为多少？
答案：（1），
（2）。