高中天体物理公式总结
高中天体物理公式总结
高中天体物理公式总结高中天体物理公式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=6.67×10-11Nm2/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/R{2R: 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V仁(g地r地)1/2=(GM/r地)1/2=7.9km/s;V2=11.2km/s;V3=16.7km/s6. 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}强调:(1) 天体运动所需的向心力由万有引力提供,F 向=F 万; (2) 应用万有引力定律可估算天体的质量密度等;(3) 地球同步卫星只能运行于赤道上空，运行周期和地球自转周期相同;(4) 卫星轨道半径变小时, 势能变小、动能变大、速度变大、周期变小;(5) 地球卫星的最大环绕速度和最小发射速度均为7.9km/s 。
高中物理易错知识点1. 受力分析，往往漏“力”百出对物体受力分析，是物理学中最重要、最基本的知识，分析方法有“整体法”与“隔离法”两种。
对物体的受力分析可以说贯穿着整个高中物理始终，如力学中的重力、弹力（推、拉、提、压）与摩擦力（静摩擦力与滑动摩擦力），电场中的电场力（库仑力）、磁场中的洛伦兹力（安培力）等。
在受力分析中，最难的是受力方向的判别，最容易错的是受力分析往往漏掉某一个力。
在受力分析过程中，特别是在“力、电、磁”综合问题中，第一步就是受力分析，虽然解题思路正确，但考生往往就是因为分析漏掉一个力（甚至重力），就少了一个力做功，从而得出的答案与正确结果大相径庭，痛失整题分数。
物理天体运动公式大全
物理天体运动公式大全1. 位移公式：物体位移（Δx）= 速度（v）× 时间（t）+ ½加速度（a）× 时间（t）²2. 速度公式：平均速度（v）= 总位移（Δx）/ 总时间（Δt）3. 加速度公式：加速度（a）= （末速度（v2）- 初速度（v1））/ 时间（t）4. 万有引力公式：引力（F）= G × (物体1质量（m1）× 物体2质量（m2）/ 距离（r）²)5. 动能公式：动能（KE）= ½× 质量（m）× 速度²（v²）6. 势能公式：势能（PE）= 质量（m）× 重力加速度（g）× 高度（h）7. 力的等式：力（F）= 质量（m）× 加速度（a）8. 圆周运动公式：圆周运动速度（v）= 2 × π × 半径（r）/ 时间周期（T）9. 绕轴旋转公式：角速度（ω）= 角度（θ）/ 时间（t）10. 相对论质能方程：能量（E）= 质量（m）× 光速（c）²11. 像差公式：倒数物距（u）+ 倒数像距（v）= 光焦距（f）12. 平衡力公式：平衡力（F）= （重力（mg）+ 摩擦力（Ff））× sin θ13. 压强公式：压强（P）= 力（F）/ 面积（A）14. 质心公式：质心坐标X = Σ（mi × xi）/ Σmi15. 斯涅尔定律：入射角（i）和折射角（r）的正弦之比在两个介质中是常数（n）16. 卢瑟福散射公式：粒子散射角度（θ）= 2 × 式中常数× （电荷（q）× 电场强度（E）/ 粒子质量（m）× 速度（v）²）× sin（θ/2）。
天体运动方程式公式
天体运动方程式天体运动方程式是天体物理学中用来描述天体（如行星、恒星、卫星等）运动规律的一组数学公式。
这些方程式基于牛顿的万有引力定律和牛顿运动定律，通过微分方程的形式来表达天体的运动轨迹和速度。
下面将详细介绍天体运动方程式及其在天体物理学中的应用。
一、天体运动的基本方程式1.万有引力定律万有引力定律是描述两个质点之间相互引力作用的定律，其数学表达式为：F =G * (m1 * m2) / r^2其中，F表示两个质点之间的引力，m1和m2分别表示两个质点的质量，r表示两个质点之间的距离，G是万有引力常数。
在天体物理学中，这个定律被广泛应用于描述行星、恒星等天体之间的引力作用。
对于天体运动，我们可以将其中一个天体（如太阳）视为固定点，另一个天体（如行星）则在其周围运动。
此时，万有引力定律可以简化为：F =G * (M * m) / r^2其中，M表示中心天体的质量，m表示运动天体的质量，r表示运动天体与中心天体之间的距离。
2.牛顿第二定律牛顿第二定律描述了物体的加速度与作用力之间的关系，其数学表达式为：F = m * a其中，F表示作用力，m表示物体的质量，a表示物体的加速度。
将万有引力定律代入牛顿第二定律中，我们可以得到天体运动的加速度公式：a = G * M / r^2这个公式描述了运动天体在中心天体引力作用下的加速度大小。
二、天体运动的轨道方程式1.开普勒第一定律（轨道定律）开普勒第一定律指出，行星绕太阳运动的轨道是一个椭圆，太阳位于椭圆的一个焦点上。
这个定律可以通过牛顿的万有引力定律和牛顿运动定律推导出来。
具体来说，我们可以将行星的运动分解为两个方向上的分量：一个是沿着轨道半径方向的分量，另一个是垂直于轨道半径方向的分量。
通过求解这两个分量上的微分方程，我们可以得到行星的轨道方程式。
对于椭圆轨道，我们可以使用极坐标来表示行星的位置。
极坐标以太阳为原点，以行星与太阳之间的距离r和行星与x轴的夹角θ为坐标。
天体物理公式
天体物理公式天体物理学是一门研究恒星、星系和宇宙结构与演化的科学，也是宇宙辖属领域。
它研究宇宙中质量聚集的过程、物质和能量在宇宙和星系间的运动、星系形成、演化和发光、宇宙中的物质的形成和性质，以及宇宙的演化过程。
关于天体物理的物理公式主要有：一、电离平衡条件：1. 雷诺对：E = n_e k T，其中E为电离能量， n_e 为电子数目密度，k为玻尔兹曼常数，T为电子温度。
2. SO斯图尔特状态条件：A/n_e=A_0/n_{e0}，其中A为原子或分子的主电子总数，A_0为元素的原始电子总数，n_e为电子数目密度，n_{e0}为原始电子数密度。
二、特殊相对论：1. 时空弯曲方程：R_{ij}=8πσ_{ij}，其中R_{ij}为Ricci弯曲张量的元，σ_{ij}为应力能矩的元。
2. 能量动量关系：E^2 - c^2p^2 = (mc^2)^2 ，其中E为能量，c为光速，p为动量，m为质量。
三、理想流体动力学：1. Euler方程： dv/dt + v * (∇v) = - (1/ρ)∇p + F ，其中 v 为流速，ρ为流体密度，p为压力，F为外力。
2. 黏体力学：nl·μ·∇2v = - ∇P ，其中nl为粘耗系数，μ为粘度， v 为流速，P为压力。
四、广义相对论：1. 引力裂变方程：R_{abcd} + K_{abcd} = 8π T_{abcd} ，其中R_{abcd}为Ricci—科芒张量，K_{abcd}为质量—能量张量，T_{abcd}为能量—动量张量。
2. 引力波方程：h_{ab}'' + 2 ∇^2h_{ab} = -8πT_{ab} ，其中h_{ab}为引力波张量， T_{ab} 为能量—动量张量。
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。
高一天体公式物理知识点
高一天体公式物理知识点天体物理是研究宇宙中各种天体以及它们之间相互作用的学科。
在高一物理学习中，我们需要了解一些与天体物理相关的公式和知识点。
本文将针对高一天体物理知识点进行详细介绍，以帮助同学们更好地理解和掌握这些内容。
1. 行星运动轨道相关公式1.1 行星轨道面积公式行星围绕太阳运动的轨道面积在相等时间内相等。
当行星在轨道上运动时，它所扫过的面积是相等的。
S = 0.5 * r * v * t其中，S表示行星所扫过的面积，r表示行星与太阳的距离，v表示行星的速度，t表示时间。
1.2 行星周期公式行星运动的周期与轨道大半径之间存在关系，即开普勒定律。
T^2 = k * r^3其中，T表示行星绕太阳一周所需的时间，r表示行星的轨道半径，k为常数。
2. 天体光学相关公式2.1 折射率公式光在不同介质中传播时会发生折射，折射率可以用来描述光在介质中传播的规律。
n = c / v其中，n表示折射率，c表示光在真空中的速度，v表示光在介质中的速度。
2.2 透镜公式透镜是用来使光线发生折射和聚焦的光学器件。
1/f = 1/v - 1/u其中，f表示透镜的焦距，v表示像距，u表示物距。
3. 宇宙速度和逃逸速度3.1 宇宙速度宇宙速度指的是一个天体在地球引力作用下，能够克服地球引力而能够逃离地球的速度。
v = sqrt(G * M / R)其中，v表示宇宙速度，G表示万有引力常量，M表示地球的质量，R表示地球的半径。
3.2 逃逸速度逃逸速度指的是一个物体从某个天体表面射出所需具有的速度。
v = sqrt(2 * G * M / R)其中，v表示逃逸速度，G表示万有引力常量，M表示天体的质量，R表示天体的半径。
4. 星等和视差公式4.1 星等公式星等是用来描述星体亮度的物理量，常用于天文学中。
m2 - m1 = -2.5 * log(I2 / I1)其中，m1和m2表示两个星体的星等，I1和I2表示两个星体的亮度。
高一物理之天体运动
天体运动问题：1，开普勒第三定律：=k例：月球环绕地球运动的轨道半径约为地球半径的60倍，运行周期约为27天，应用开普勒第三定律计算：在赤道平面离地多高时，人造卫星随地球一起转动，就像是停留在天空中不动一样。
规律总结：若将天体的运动看成圆周运动，则=k,解题时常用两星体比较，此时有=因此利用开普勒第三定律可以求解运动时间，轨道半径，绕行速度的比值问题。
注意点：公式中的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的值不同，k的值与中心天体有关。
练习：对于开普勒第三定律的表达式=k的理解，正确的是（）A.k与成正比B.k与成反比C,k的值是与a和T无关的量D,k值与行星自身无关2，太阳对行星引力规律的推导基本思想：引力作为合外力提供向心力。
（合外力提供向心力是解决天体运动问题的核心思想）结论：F正比于例1：地球质量约为月球质量的81倍，宇宙飞船从地球飞往月球，当飞至某一位置时，宇宙飞船所受到的合力为零，问：此时飞船在空间的什么位置？（已知地球与月球之间的距离是3.84x km）例2：已知太阳光从太阳射到地球需要500s，地球绕太阳的公转周期约为3.2x s，地球的、质量约为6x kg，求太阳对地球的引力为多少?练习：把火星和地球绕太阳运行的轨道视为圆周，有火星和地球绕太阳运动的周期之比可以求得（）A,火星和地球的质量之比B,火星和太阳的质量之比C.火星和地球到太阳的距离之比D.火星和地球绕太阳运行速度大小之比3,万有引力定律注意点：1，万有引力定律公式适用的条件；1：万有引力公式适用于质点间的引力大小计算2：对于可视为质点的物体间的引力求解也可以利用万有引力公式，如两物体间的距离远小于物体本身的大小时，物体可以视为质点：均匀球体可以视为质量集中于球心的质点3：当物体不能看成是质点时，可以把物体假想分割成无数个质点，理论上讲，求出两个物体上每个质点与另一个物体上所有质点的万有引力，然后求合力在通常情况下，万有引力非常小，只有在质量巨大的星球之间或天体与天体附近的物体间，它的存在才有实际意义，故在分析地球表面上物体间的受力时，不考虑物体间的万有引力，只考虑地球对物体的引力。
天体运动的公式总结
天体运动的公式总结咱们来聊聊这神秘又有趣的天体运动公式哈！首先，咱得搞清楚万有引力定律公式，那就是 F ＝ G （m₁ m₂)／r²。
这里的G 可是个重要的常量，数值大约是667×10⁻¹¹N·m²/kg²。
这个公式就像是一把钥匙，能打开天体运动的神秘大门。
比如说，想象一下地球绕着太阳转。
太阳质量老大了，地球就被它的引力拽着不停地跑圈。
这时候，万有引力就等于地球绕太阳做圆周运动的向心力。
根据向心力公式 F ＝ m v²／ r ，就可以得到 G （M m) ／ r²＝ m v²／ r 。
从这里就能推导出天体运动中很重要的一个速度公式 v ＝√（G M ／ r) 。
还有一个重要的公式是周期公式 T ＝2πr ／ v 。
把上面推导出来的速度公式 v ＝√（G M ／ r) 代入进去，就能得到 T ＝2π√（r³／（G M)）。
我记得有一次在给学生们讲这个知识点的时候，有个调皮的小家伙问我：“老师，这些公式能让我知道外星人住哪颗星球不？”这可把大家都逗乐了。
但其实啊，这些公式虽然不能直接告诉我们外星人的住址，但是能让我们更了解宇宙中天体的运行规律。
比如说，通过这些公式，我们能算出人造卫星要绕地球转，得在多高的轨道，得跑多快。
就像通信卫星，得在特定的轨道上，以特定的速度运行，才能保证咱们的手机信号稳定，能随时打电话、上网。
再比如，我们可以用这些公式去推测其他星系中恒星和行星的关系。
说不定哪一天，真能发现一颗特别适合人类居住的星球呢！总之，天体运动的这些公式虽然看起来有点复杂，但只要咱们好好琢磨，就能像拥有了魔法一样，揭开宇宙的神秘面纱，探索更多未知的奥秘！不知道您搞懂这些公式没有？要是还有啥不明白的，随时来找我哈！。
物理天体必备公式总结归纳
物理天体必备公式总结归纳物理天体是研究宇宙和其中的天体现象的学科领域。
在这个领域中，有许多重要的公式被广泛应用于天文学、宇宙学和其他相关的研究领域。
下面是一些物理天体领域中常用的公式的总结和归纳。
1. 天体运动1.1 行星运动- 开普勒第一定律：行星绕太阳运行的轨道是一个椭圆，太阳位于椭圆的一个焦点上。
- 开普勒第二定律：行星在其椭圆轨道上，与太阳的连线在相等时间内扫过相等面积。
- 开普勒第三定律：行星绕太阳的公转周期的平方与行星与太阳的平均距离的立方成正比。
1.2 卫星运动- 地心引力定律：卫星绕地球运行的轨道是一个椭圆，地球位于椭圆的一个焦点上。
- 圆周运动的向心力公式：F = m·v²/r，其中F表示向心力，m表示卫星的质量，v表示卫星的速度，r表示卫星与地球的距离。
2. 物质和辐射2.1 黑体辐射- 斯特藩-玻尔兹曼定律：黑体单位面积辐射出的能量与其绝对温度的四次方成正比。
E = σT^4，其中E是辐射出的能量密度，σ是斯特藩-玻尔兹曼常数，T是绝对温度。
2.2 行星和星体亮度- 斯图潘-波尔曼定律：行星或星体的亮度与其表面温度和半径的平方成正比。
L = 4πR^2σT^4，其中L是亮度，R是半径，σ是斯特藩-玻尔兹曼常数，T是表面温度。
3. 物质结构3.1 恒星结构- 雷纳-维克定理：恒星的质量与其半径和密度的关系。
M =(4/3)πR^3ρ，其中M是质量，R是半径，ρ是密度。
- 热力学平衡方程：恒星内部的能量平衡方程。
L = 4πR^2σTeff^4，其中L是恒星的总辐射功率，R是恒星半径，σ是斯特藩-波尔曼常数，Teff是恒星表面的有效温度。
3.2 星云结构- 马萨-提钦宙学方程：描述星云的演化和膨胀过程。
a^2(t) = H^2(t) - (8πG/3)ρ(t) - k(c^2/a^2(t))，其中a(t)表示宇宙膨胀的尺度因子，H(t)是哈勃参数，G是引力常数，ρ(t)是星云的平均密度，k是宇宙的曲率。
天体运动的相关公式
天体运动的相关公式
天体运动是物体在天空中的运动，包括行星、卫星、彗星等的运动。
为了描述
和预测这些运动，天体物理学家和天文学家们开发了一系列相关的公式。
下面是一些与天体运动相关的重要公式。
1. 开普勒第一定律（椭圆轨道定律）：
行星绕太阳运动的轨道是一个椭圆，太阳位于椭圆的一个焦点上。
2. 开普勒第二定律（面积速率定律）：
在相等时间内，行星与太阳连线所扫过的面积相等。
换句话说，行星在轨道
的不同位置运动速度不同。
3. 开普勒第三定律（调和定律）：
行星的公转周期平方与它离太阳的平均距离的立方成正比。
即T^2 = k * r^3，其中 T 为行星的公转周期，r 为行星到太阳的平均距离，k 为常数。
4. 牛顿定律（普遍引力定律）：
任何两个物体之间都存在一个引力，它们之间的引力与它们质量的乘积成正比，与它们之间距离的平方成反比。
即 F = G * (m1 * m2) / r^2，其中 F 为引力，G 为引力常数，m1、m2 分别为两个物体的质量，r 为它们之间的距离。
5. 开普勒-牛顿运动定律：
根据开普勒定律和牛顿定律，可以推导出天体在引力下的运动规律，包括行
星轨道的形状、速度和周期等。
这些公式是描述和解释天体运动的基本工具。
它们通过观测和实验验证，并被
广泛应用于天文学研究和航天工程中。
掌握这些公式可以帮助我们更好地理解宇宙中天体的运动规律，进一步推动天文学的发展。
高考物理天体运动知识点梳理
高考物理天体运动知识点梳理1.开普勒第三定律：T2/R3=K(=42/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=6.6710-11Nm2/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;=(GM/r3)1/2;T=2(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/s6.地球同步卫星GMm/(r地+h)2=m42(r地+h)/T2{h36000km，h：距地球表面的高度，r地：地球的半径｝摩擦力1、定义：当一个物体在另一个物体的表面上相对运动(或有相对运动的趋势)时，受到的阻碍相对运动(或阻碍相对运动趋势)的力，叫摩擦力，可分为静摩擦力和滑动摩擦力。
2、产生条件：①接触面粗糙;②相互接触的物体间有弹力;③接触面间有相对运动(或相对运动趋势)。
说明：三个条件缺一不可，特别要注意相对的理解。
3、摩擦力的方向：①静摩擦力的方向总跟接触面相切，并与相对运动趋势方向相反。
②滑动摩擦力的方向总跟接触面相切，并与相对运动方向相反。
说明：(1)与相对运动方向相反不能等同于与运动方向相反。
滑动摩擦力方向可能与运动方向相同，可能与运动方向相反，可能与运动方向成一夹角。
(2)滑动摩擦力可能起动力作用，也可能起阻力作用。
4、摩擦力的大小：(1)静摩擦力的大小：①与相对运动趋势的强弱有关，趋势越强，静摩擦力越大，但不能超过最大静摩擦力，即0ffm 但跟接触面相互挤压力FN无直接关系。
具体大小可由物体的运动状态结合动力学规律求解。
②最大静摩擦力略大于滑动摩擦力，在中学阶段讨论问题时，如无特殊说明，可认为它们数值相等。
高中物理的天体运动(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 ＝G221rm 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()()22mMv G mr h r h =++，得()GMv r h =+，∴当h ↑，v ↓ 2、由G()2h r mM+=m ω2（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 。
高中物理天体运动口诀
高中物理天体运动口诀天体运动（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,其中，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，得，∴当h↑，v↓2、由G=mω2（r+h），得ω=，∴当h↑，ω↓3、由G，得T=∴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）：v1=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．．当r＞＞h时．gh≈g所以v1＝=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）：v2=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）：v3=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v1=7.9×103m/s；其周期为T=5.06×103s=84min。
天体物理入门公式
天体物理⼊门公式天体物理对⼤部分⼈来讲都很⾼深。
其实，真正开始研究天体物理，只需要知道下⾯这⼀点知识，就可以做⼀些⼊门级的研究和学习了。
这些都是⾼中难度的哦！1．开普勒定律第⼀定律（轨道定律）：所有⾏星分别在⼤⼩不同的椭圆轨道上围绕太阳运动。
太阳是在这些椭圆的⼀个焦点上。
第⼆定律（⾯积定律）：对每个⾏星来说，太阳和⾏星的连线（叫⽮径）在相等的时间内扫过相等的⾯积。
“⾯积速度”：（θ为⽮径r与速度的夹⾓）第三定律（周期定律）：所有⾏星的椭圆轨道的半长轴的三次⽅跟公转周期的平⽅的⽐值相等。
即：2．万有引⼒定律⑴万有引⼒定律：⾃然界中任何两个物体都是相互吸引的。
任何两个质点之间引⼒的⼤⼩跟这两个质点的质量的乘积成正⽐，跟它们的距离的⼆次⽅成反⽐。
⑵重⼒加速度的基本计算⽅法设M为地球的质量，g为地球表⾯的重⼒加速度。
3．⾏星运动的能量⑴⾏星的动能当⼀颗质量为m的⾏星以速度v绕着质量为M的恒星做平径为r的圆周运动：⑵⾏星的势能对质量分别为M和m的两孤⽴星系，取⽆穷远处为万有引⼒势能零点，当m与M相距r时，其体系的引⼒势能：⑶⾏星的机械能：4．宇宙速度和引⼒场⑴宇宙速度（相对地球）第⼀宇宙速度：环绕地球运动的速度（环绕速度）．第⼆宇宙速度：⼈造天体发射到地球引⼒作⽤以外的最⼩速度（脱离速度）．第三宇宙速度：使⼈造天体脱离太阳引⼒范围的最⼩速度（逃逸速度）．⑵引⼒场、引⼒半径与宇宙半径．对于任何⼀个质量为M，半径为r的均匀球形体系都有类似于地球情况下的这两个特征速度.如果第⼆宇宙速度超过光速，则有关系：在这种物体上，即使发射光也不能克服引⼒作⽤，最终⼀定要落回此物体上来，这就是⽜顿理论的结论，近代理论有类似的结论，这种根本发不了光的物体，被称为⿊洞，这个临界的r值被称为引⼒半径，记为⽤地球质量代⼊，得到rg≈0.9 cm，设想地球全部质量缩⼩到1 cm以下的⼩球内，那么外界就得不到这个地球的任何光信息。
如果物质均匀分布于⼀个半径为r的球体内，密度为ρ，则总质量为⼜假设半径r正好是引⼒半径，那么此式表⽰所设环境中光不可能发射到超出rg的范围，联想起宇宙环境的质量密度平均值为10-29g/cm3，这等于说，我们不可能把光发射到1028cm以外的空洞，这个尺度称为宇宙半径。
G.T.W.R高中物理公式
G.T.W.R高中物理公式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/s6、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｝注：(1)天体运动所需的向心力由万有引力提供，F向＝F万；(2)应用万有引力定律可估算天体的质量密度等；(3)地球同步卫星只能运行于赤道上空，运行周期和地球自转周期相同；(4)卫星轨道半径变小时，势能变小、动能变大、速度变大、周期变小（一同三反）；(5)地球卫星的最大环绕速度和最小发射速度均为7、9km/s。
万有引力定律是艾萨克·牛顿在1687年于《自然哲学的数学原理》上发表的。
牛顿的普适的万有引力定律表示如下：任意两个质点有通过连心线方向上的力相互吸引。
该引力大小与它们质量的乘积成正比与它们距离的平方成反比，与两物体的化学组成和其间介质种类无关。
伽利略在1632年实际上已经提出离心力和向心力的初步想法。
布里阿德在1645年提出了引力平方比关系的思想、牛顿在1665～1666年的手稿中，用自己的方式证明了离心力定律，但向心力这个词可能首先出现在《论运动》的第一个手稿中。
一般人认为离心力定律是惠更斯在1673年发表的《摆钟》一书中提出来的。
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高中天体物理公式总结
那么物理公式中关于天体运动公式有哪些呢?下面给大家带来高中天体物理公式，希望对你有帮助。
高中天体物理公式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=6.67×10-11Nm2/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/s6.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｝强调:(1)天体运动所需的向心力由万有引力提供,F向=F万; (2)应用万有引力定律可估算天体的质量密度等;(3)地球同步卫星只能运行于赤道上空，运行周期和地球自转周期相同;(4)卫星轨道半径变小时,势能变小、动能变大、速度变大、周期变小;(5)地球卫星的最大环绕速度和最小发射速度均为7.9km/s。
高中物理易错知识点1.受力分析，往往漏“力百出对物体受力分析，是物理学中最重要、最基本的知识，分析方法有“整体法与“隔离法两种。
对物体的受力分析可以说贯穿着整个高中物理始终，如力学中的重力、弹力(推、拉、提、压)与摩擦力(静摩擦力与滑动摩擦力)，电场
中的电场力(库仑力)、磁场中的洛伦兹力(安培力)等。
在受力分析中，最难的是受力方向的判别，最容易错的是受力分析往往漏掉某一个力。
在受力分析过程中，特别是在“力、电、磁综合问题中，第一步就是受力分析，虽然解题思路正确，但考生往往就是因为分析漏掉一个力(甚至重力)，就少了一个力做功，从而得出的答案与正确结果大相径庭，痛失整题分数。
还要说明的是在分析某个力发生变化时，运用的方法是数学计算法、动态矢量三角形法(注意只有满足一个力大小方向都不变、第二个力的大小可变而方向不变、第三个力大小方向都改变的情形)和极限法(注意要满足力的单调变化情形)。
2.对摩擦力认识模糊摩擦力包括静摩擦力，因为它具有“隐敝性、“不定性特点和“相对运动或相对趋势知识的介入而成为所有力中最难认识、最难把握的一个力，任何一个题目一旦有了摩擦力，其难度与复杂程度将会随之加大。
最典型的就是“传送带问题，这问题可以将摩擦力各种可能情况全部包括进去，建议同学们从下面四个方面好好认识摩擦力：(1)物体所受的滑动摩擦力永远与其相对运动方向相反。
这里难就难在相对运动的认识;说明一下，滑动摩擦力的大小略小于最大静摩擦力，但往往在计算时又等于最大静摩擦力。
还有，计算滑动摩擦力时，那个正压力不一定等于重力。
(2)物体所受的静摩擦力永远与物体的相对运动趋势相反。
显然，最难认识的就是“相对运动趋势方的判断。
可以利用假设法判断，即：假如没有摩擦，那么物体将向哪运动，这个假设下的运动方向就是相对运动趋势方向;还得说明一下，静摩擦力大小是可变的，可以通过物体平衡条件来求解。
(3)摩擦力总是成对出现的。
但它们做功却不一定成对出现。
其中一个最大的误区是，摩擦力就是阻力，摩擦力做功总是负的。
无论是静摩擦力还是滑动摩擦力，都可能是动力。
(4)关于一对同时出现的摩擦力在做功问题上要特别注意以下情况：可能两个都不做功。
(静摩擦力情形)可能两个都做负功。
(如子弹打击迎面过来的木块)可能一个做正功一个做负功但其做功的数值不一定相等，两功之和可能等于零(静摩擦可不做功)、可能小于零(滑动摩擦)也可能大于零(静摩擦成为动力)。
可能一个做负功一个不做功。
(如，子弹打固定的木块)可能一个做正功一个不做功。
(如传送带带动物体情形)(建议结合讨论“一对相互作用力的做功情形)3.对弹簧中的弹力要有一个清醒的认识弹簧或弹性绳，由于会发生形变，就会出现其弹力随之发生有规律的变化，但要注意的是，这种形变不能发生突变(细绳或支持面的作用力可以突变)，所以在利用牛顿
定律求解物体瞬间加速度时要特别注意。
还有，在弹性势能与其他机械能转化时严格遵守能量守恒定律以及物体落到竖直的弹簧上时，其动态过程的分析，即有最大速度的情形。
4.对“细绳、轻杆要有一个清醒的认识在受力分析时，细绳与轻杆是两个重要物理模型，要注意的是，细绳受力永远是沿着绳子指向它的收缩方向，而轻杆出现的情况很复杂，可以沿杆方向“拉、“支也可不沿杆方向，要根据具体情况具体分析。
5.关于小球“系在细绳、轻杆上做圆周运动与在圆环内、圆管内做圆周运动的情形比较这类问题往往是讨论小球在最高点情形。
其实，用绳子系着的小球与在光滑圆环内运动情形相似，刚刚通过最高点就意味着绳子的拉力为零，圆环内壁对小球的压力为零，只有重力作为向心力;而用杆子“系着的小球则与在圆管中的运动情形相似，刚刚通过最高点就意味着速度为零。
因为杆子与管内外壁对小球的作用力可以向上、可能向下、也可能为零。
还可以结合汽车驶过“凸型桥与“凹型桥情形进行讨论。
根本不知道会考查哪些知识点，他们只求知道要考哪些题型。
要是题目稍加变化，他们就束手无策，不知所措。
所以，很多学生虽然做了大量的习题，考试却并不理想。
鉴于此，学生应该重视对基础知识的把握。
做题时，做到有的放矢，透彻理解大纲所要求的考查的范围和重要的知识考点。
这样达到事半功倍的效果，而不是盲目地去做那么多的习题，让人苦不堪言。
要重视并系统地掌握好知识结构，这样才能把零散的知识有机联系起来。
大到整个物理的知识结构，小到力学的知识结构，甚至具体到章、节，如静力学的知识结构等。
二、用规律、性质解题大多物理生解题时，习惯层层展开，不知道如何去整体处理一类问题。
只有找准解题所需要的规律和性质，找对切入点，这样才能一蹴而就，使问题简单化，轻而易举地解答习题。
应该站在高处看问题，高屋建瓴。
平时多进行专项训练，找准重要规律和常用考查手段。
三、避深难，重基础很多学生大量地练习高难习题，花费大量心血，其结果是往往考一道很简单很基础的习题，却不知道如何回答，甚至认为题目不可能有这么简单。
很多教师也是给学生铺天盖地地布置大量习题，拼命加码也不管学生是否能够承受，其结果往往是使学生产生畏难厌学情绪。
特别是物理这门学科，很多学生还没接触就觉得可怕。
四、强化横向联系，拓宽知识面物理学与生活实际联系紧密，而
很多学生却缺乏常识，往往读不懂题目所要展示的情境意义。
所以，学生应该大量阅读有关自然科学的书籍，特别是与物理有关联的内容。
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