[实用参考]天体运动PPT.ppt
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3、所有行星轨道半径的三次方跟它的公 转周期的二次方的比值都相等。
例1： 两颗行星的质量分别是M1、M2，他们绕 太阳运转轨道半长轴分别是R1、R2，如果M1=2M2， R1=4R2，那么，他们的运行周期之比T1:T2是多少？
答：8:1
哈雷彗星最近出现的时间是1986年，天文学家哈雷预 言，这颗彗星将每隔一定时间就会出现，请预算下一次飞 近地球是哪一年？
提供数据：
（1）地球公转接近圆，彗星的运动轨道则是一个非常扁 的椭圆；
（2）彗星轨道的半长轴R1约等于地球公转半径R2的18倍 答：76年后的2062年
称为半长轴；OR OS b称为半
短轴；OF1 OF2 c
开普勒行星运动的三大定律
开普勒第二定律：（面积定律）
对于任意一个行星来说，它与 太阳的连线在相等的时间里扫过的
M
N
面积相等。SAB=SCD=SEK
试比较近日点和远日点地球的速度大小,并求出近日 点和远日点地球的速度大小的比值？
1.北半球冬季的中午较之夏季的中午，太阳 看起来要大一些（因而近一些）。 2.火星逆行。 3.太阳的运行在夏季较慢而在冬季稍快。
火星逆行
日心说的建立与发展
在1543年波兰天文学家哥白尼发表的《天体运行论》中提出了完 整的日心说宇宙模型。
（1）太阳是不动的，而且在宇 宙中心，水星、金星、火星、木星、 土星和地球一样，都在圆形轨道上 匀速率地绕着太阳公转。
开普勒行星运动的三大定律
开普勒第一定律：（椭圆轨道定律） 所有行星绕太阳运动的轨道都是
椭圆，太阳处在椭圆的一个焦点上。
将一条绳的两端固定在两个定点 （图钉）上，以铅笔拉紧绳子所 画出的图形即为椭圆。这两个定 点称为此椭圆的两个焦点。从椭 圆上任一点至两焦点的距离之和 为一定值，既PF1 PF2 常数。 O点为对称中心点,OM ON a
在古代，人们对于天体的运动先后
经历了地心说和日心说两种对立的学
说。
地心说的建立与发展
地心说最初是由古希腊学者欧多克斯提出，后经亚里 多德、托勒密进一步发展而逐渐建立和完善起来。
基本观点： 1.地球是球体。 2.地球是静止不动的，而且处于宇 宙的中心。 3.所有日月星辰都围绕地球匀速转 动。
地心说遇到的困难：
夏94天
冬90天
春92天
假设地球绕太阳的运动是一个椭
圆运动,太阳在焦点上,根据曲线运动的
特点，得在秋分到冬至再到春分的时
间比从春分到夏至再到秋分的时间短，
所以秋冬两季比春夏两季要短。
[思考2] 观察八大行星图思考
1、海王星离太阳“最远”，绕太阳 运动的公转周期最长，对吗？
答：对
2、金星与地球都在绕太阳运转,那么金 星上的一天肯定比24小时短吗?
[思考1]太阳的运行在夏季较慢而在冬季稍快。
年份 春分 夏至 秋分 冬至
2004 3/20 6/21 9/23 12/2 1
2005 3/20 6/21 9/23 12/2 1
2006 3/21 6/21 9/23 12/2
春92天 夏94天
秋89天 1 冬90天
秋冬两季比春夏两季时间短
ቤተ መጻሕፍቲ ባይዱ
秋89天
答：不是。观察发现：金星自转周期长 达243天，比绕日公转周期227天还长， 所以金星上的一昼夜相当于地球上的117 天。
实际上行星绕太阳的运动很接近 圆，在中学阶段，可近似看成圆 来处理问题，那么开普勒三定律 的形式又如何？
规律：
1、多数行星绕太阳运动的轨道十分接近 圆，太阳处在圆心；
2、对某一行星来说，它绕太阳做圆周运 动的角速度（或线速度大小）不变，即 行星做匀速圆周运动；
德国天文学家开普勒（1571-1630）在最初研究他的 导师家第谷（1546-1601）所记录的数据时，也是以行星 绕太阳做匀速圆周运动的模型来思考问题的，但是所得结 果却与第谷的观测数据至少有8分的角度误差。当时公认 的第谷的观测误差不超过2分，开普勒想，这不容忽视的8 分也许是因为人们认为行星绕太阳做匀速圆周运动所造成 的。至此，人们长期以来视为真理的观念——天体做匀速 圆周运动，第一次受到了怀疑。后来开普勒又仔细研究了 第谷的观测资料，经过四年多的刻苦计算先后否定了19种 设想，最后终于发现了天体运行的规律即开普勒三大定律。
（2）月球是地球的卫星，它 在以地球为中心的圆轨道上每月 绕地球转一周，并随地球绕太阳 公转。
（3）地球每天自转一周， 天穹实际上不转动，只是由于 地球的自转才是我们看到了日 月星辰每天东升西落的现象。 八大行星.swf 太阳系.swf
丹麦伟大的天文学家第谷连续20年对行星的位置进行 观测并记录了精确的数据。
R1
R2
M
N
开普勒行星运动的三大定律
开普勒第三定律：（周期定律）
所有行星的轨道的半长轴的立方
R
和公转周期的平方成正比。R3/T2=K
K是一个常量，它与行星(环绕体)无关，与中心 天体有关。同一中心天体其K值相同,不同中心体 的K值一般不同！
开普勒第三大定律
太 阳 地 球
1.314×10-14 1.4257×10-14
例1： 两颗行星的质量分别是M1、M2，他们绕 太阳运转轨道半长轴分别是R1、R2，如果M1=2M2， R1=4R2，那么，他们的运行周期之比T1:T2是多少？
答：8:1
哈雷彗星最近出现的时间是1986年，天文学家哈雷预 言，这颗彗星将每隔一定时间就会出现，请预算下一次飞 近地球是哪一年？
提供数据：
（1）地球公转接近圆，彗星的运动轨道则是一个非常扁 的椭圆；
（2）彗星轨道的半长轴R1约等于地球公转半径R2的18倍 答：76年后的2062年
称为半长轴；OR OS b称为半
短轴；OF1 OF2 c
开普勒行星运动的三大定律
开普勒第二定律：（面积定律）
对于任意一个行星来说，它与 太阳的连线在相等的时间里扫过的
M
N
面积相等。SAB=SCD=SEK
试比较近日点和远日点地球的速度大小,并求出近日 点和远日点地球的速度大小的比值？
1.北半球冬季的中午较之夏季的中午，太阳 看起来要大一些（因而近一些）。 2.火星逆行。 3.太阳的运行在夏季较慢而在冬季稍快。
火星逆行
日心说的建立与发展
在1543年波兰天文学家哥白尼发表的《天体运行论》中提出了完 整的日心说宇宙模型。
（1）太阳是不动的，而且在宇 宙中心，水星、金星、火星、木星、 土星和地球一样，都在圆形轨道上 匀速率地绕着太阳公转。
开普勒行星运动的三大定律
开普勒第一定律：（椭圆轨道定律） 所有行星绕太阳运动的轨道都是
椭圆，太阳处在椭圆的一个焦点上。
将一条绳的两端固定在两个定点 （图钉）上，以铅笔拉紧绳子所 画出的图形即为椭圆。这两个定 点称为此椭圆的两个焦点。从椭 圆上任一点至两焦点的距离之和 为一定值，既PF1 PF2 常数。 O点为对称中心点,OM ON a
在古代，人们对于天体的运动先后
经历了地心说和日心说两种对立的学
说。
地心说的建立与发展
地心说最初是由古希腊学者欧多克斯提出，后经亚里 多德、托勒密进一步发展而逐渐建立和完善起来。
基本观点： 1.地球是球体。 2.地球是静止不动的，而且处于宇 宙的中心。 3.所有日月星辰都围绕地球匀速转 动。
地心说遇到的困难：
夏94天
冬90天
春92天
假设地球绕太阳的运动是一个椭
圆运动,太阳在焦点上,根据曲线运动的
特点，得在秋分到冬至再到春分的时
间比从春分到夏至再到秋分的时间短，
所以秋冬两季比春夏两季要短。
[思考2] 观察八大行星图思考
1、海王星离太阳“最远”，绕太阳 运动的公转周期最长，对吗？
答：对
2、金星与地球都在绕太阳运转,那么金 星上的一天肯定比24小时短吗?
[思考1]太阳的运行在夏季较慢而在冬季稍快。
年份 春分 夏至 秋分 冬至
2004 3/20 6/21 9/23 12/2 1
2005 3/20 6/21 9/23 12/2 1
2006 3/21 6/21 9/23 12/2
春92天 夏94天
秋89天 1 冬90天
秋冬两季比春夏两季时间短
ቤተ መጻሕፍቲ ባይዱ
秋89天
答：不是。观察发现：金星自转周期长 达243天，比绕日公转周期227天还长， 所以金星上的一昼夜相当于地球上的117 天。
实际上行星绕太阳的运动很接近 圆，在中学阶段，可近似看成圆 来处理问题，那么开普勒三定律 的形式又如何？
规律：
1、多数行星绕太阳运动的轨道十分接近 圆，太阳处在圆心；
2、对某一行星来说，它绕太阳做圆周运 动的角速度（或线速度大小）不变，即 行星做匀速圆周运动；
德国天文学家开普勒（1571-1630）在最初研究他的 导师家第谷（1546-1601）所记录的数据时，也是以行星 绕太阳做匀速圆周运动的模型来思考问题的，但是所得结 果却与第谷的观测数据至少有8分的角度误差。当时公认 的第谷的观测误差不超过2分，开普勒想，这不容忽视的8 分也许是因为人们认为行星绕太阳做匀速圆周运动所造成 的。至此，人们长期以来视为真理的观念——天体做匀速 圆周运动，第一次受到了怀疑。后来开普勒又仔细研究了 第谷的观测资料，经过四年多的刻苦计算先后否定了19种 设想，最后终于发现了天体运行的规律即开普勒三大定律。
（2）月球是地球的卫星，它 在以地球为中心的圆轨道上每月 绕地球转一周，并随地球绕太阳 公转。
（3）地球每天自转一周， 天穹实际上不转动，只是由于 地球的自转才是我们看到了日 月星辰每天东升西落的现象。 八大行星.swf 太阳系.swf
丹麦伟大的天文学家第谷连续20年对行星的位置进行 观测并记录了精确的数据。
R1
R2
M
N
开普勒行星运动的三大定律
开普勒第三定律：（周期定律）
所有行星的轨道的半长轴的立方
R
和公转周期的平方成正比。R3/T2=K
K是一个常量，它与行星(环绕体)无关，与中心 天体有关。同一中心天体其K值相同,不同中心体 的K值一般不同！
开普勒第三大定律
太 阳 地 球
1.314×10-14 1.4257×10-14