天体运动总复习绝对经典汇总

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会考天体运动整理

行星的运动1．人类对天体运动的认识过程公元150年，希腊天文学家托勒密提出了地心说．他认为地球是静止不动的，太阳、月亮及其他行星都绕地球运动，地球是宇宙的中心．到了公元1543年，波兰科学家哥白尼发表了《天体运行论》，否定了地心说，提出了日心说．日心说虽然比地心说更进一步，但还需要发展．因为地球、太阳都在不停地运动，不可能静止．太阳与九大行星组成太阳系，只不过是宇宙中的一个小星系，太阳系本身也在宇宙中不停地运动着．2．开普勒三定律（1）内容：①开普勒第一定律：又称轨道定律，所有行星围绕太阳运动的轨道都是椭圆，太阳处在椭圆的一个焦点上．②开普勒第二定律：又称面积定律，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的面积相等．③开普勒第三定律：又称周期定律，所有行星轨道半长轴的三次方跟公转周期的二次方的比值相等．用公式表示：32RkT=，其中比例常数k与行星无关只与太阳有关．（2）对开普勒三定律的理解①开普勒三定律是实验定律，都是从观察行星运动所取得的资料中总结出来的，主要是从运动学的角度描述了行星绕太阳的运动规律．②开普勒三定律否定了天体运行的圆轨道想法，建立了正确的行星轨道理论，而且准确地给出了太阳的位置；它还指出行星绕太阳运行时离太阳较远速率小，离太阳较近速率大；开普勒第三定律提示了周期和轨道半径的关系，该定律具有普遍性，后面将学到的人造卫星也涉及相似的常数，此常数与卫星无关，只与地球质量有关．（3）天体运动与地面上物体匀速圆周运动的比较：上的物体都遵循牛顿运动定律，当天体轨道近似圆周时，天体运动可看成是匀速圆周运动，与地面上物体的匀速圆周运动遵循的圆周运动规律是相同的．②向心力来源不同．天体做圆周运动的向心力是天体间的万有引力（即将学到）提供的，地面上圆周运动的向心力可以由任何性质的力充当．③天体运动时圆周运动的周期都较长，角速度都很小．④天体运动都较复杂，一般是既有自转，又有公转．1.A下列说法正确的是( )A.地球是宇宙的中心，太阳、月亮及其他行星绕地球转动B.太阳足静止不动的，地球和其他行星都绕太阳运动C.地球是绕太阳运动的一颗行星D.日心说和地心说都是错误的答案：CD2.A关于日心说被人们接受的原因是( )A.太阳总是从东面升起，从西面落下B.若以地球为中心来研究的运动有很多无法解决的问题C.若以太阳为中心许多问题都可以解决，对行星的描述也变得简单D.地球是围绕太阳运转的答案：C3.B 关于开普勒行星运动的公式32RkT=，以下理解正确的是( )A.k是一个与行星无关的量B.若地球绕太阳运转轨道的半长轴为R，周期为T，月球绕地球运转轨道的半长轴为R'，期为T'，则3322'' R R T TC.T表示行星运动的自转周期D.T表示行星运动的公转周期答案：AD4.A 关于行星的运动，下列说法中正确的是( )A.行星轨道的半长轴越长，公转周期越长B.行星轨道的半长轴越长，公转周期越短C.水星的半长轴最短，公转周期最大D.太阳系九大行星中冥王星离太阳“最远”，绕太阳运动的公转周期最长答案：AD5.A 有关开普勒关于行星运动的描述，下列说法中正确的是( )A.所有的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B.所有的行星绕太阳运动的轨道都是圆，太阳处在圆心上C.所有的行星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D.不同的行星绕太阳运动的椭圆轨道是不同的答案：AD6.B某一人造卫星绕地球做匀速圆周运动，其轨道半径为月球绕地球轨道半径的1／3，则此卫星运行的周期大约是( )A.1～4天B.4～8天C.8～16天D.16～20天答案：B(点拨：根据开普勒第三定律可求出T=5.8天)7.A 太阳系的几个行星，与太阳之间的平均距离越大的行星，它绕太阳公转一周所用的时( )A.越长B.越短C.相等D.无法判断答案：A【例1】下列说法中正确的是（CD ）A．地球是宇宙的中心，太阳、月亮和行星都绕地球运动B．太阳是静止不动的，地球和其他行星都绕太阳运动C．地心说、日心说，现在看来都是错误的D．月亮跟随地球绕太阳运动，但月亮不是太阳系的行星，它是地球的一颗卫星【例2】地球绕太阳的运行轨道是椭圆，因而地球与太阳之间的距离随季节变化．冬至这天地球离太阳最近，夏至最远．下列关于地球在这两天绕太阳公转速度大小的说法中，正确的是（B ）A．地球公转速度是不变的B．冬至这天地球公转速度大C．夏至这天地球公转速度大D．无法确定【例3】关于太阳系中各行星的轨道，以下说法正确的是（ACD ）A．所有行星绕太阳运动的轨道都是椭圆B．所有行星绕太阳运动的轨道都是圆C．不同行星绕太阳运动的椭圆轨道的半长轴是不同的D．不同的行星绕太阳运动的轨道各不相同【例4】下列说法中正确的是（ABCD ）A．大多数人造地球卫星的轨道都是椭圆，地球处在这些椭圆的一个焦点上B．人造地球卫星在椭圆轨道上运动时速度是不断变化的；在近地点附近速率大，远地点附近速率小；卫星与地心的连线，在相等时间内扫过的面积相等C．大多数人造地球卫星的轨道，跟月亮绕地球运动的轨道，都可以近似看做为圆，这些圆的圆心在地心处D．月亮和人造地球卫星绕地球运动，跟行星绕太阳运动，遵循相同的规律【例5】关于行星的运动说法正确的是（BD ）A．行星半长轴越长，自转周期越大B．行星半长轴越长，公转周期越大C．水星半长轴最短，公转周期最大D．冥王星半长轴最长，公转周期最大【例6】关于开普勒定律，下列说法正确的是（ABC ）A．开普勒定律是根据长时间连续不断的、对行星位置观测记录的大量数据，进行计算分析后获得的结论B．根据开普勒第二定律，行星在椭圆轨道上绕太阳运动的过程中，其速度随行星与太阳之间距离的变化而变化，距离小时速度大，距离大时速度小C．行星绕太阳运动的轨道，可以近似看做为圆，既可以认为行星绕太阳做匀速圆周运动D．开普勒定律，只适用于太阳系，对其他恒星系不适用；行星的卫星（包括人造卫星）绕行星的运动，是不遵循开普勒定律的【例7】关于公式32RkT=，下列说法中正确的是（AD）A．一般计算中，可以把行星的轨道理想化成圆，R是这个圆的半径B．公式只适用于围绕地球运行的卫星C．公式只适用太阳系中的行星或卫星D．公式适用宇宙中所有的行星或卫星【例8】由于多数行星的运动轨迹接近圆，开普勒行星运动规律在中学阶段可以近似处理，其中包括（ABC ）A．行星做匀速圆周运动B．太阳处于圆周的中心C．32RkT=中的R即为圆周的半径D．所有行星的周期都和地球公转的周期相同【例9】把火星和地球绕太阳运行的轨道视为圆周．由火星和地球绕太阳运动的周期之比可求得（CD ）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【例10】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”，以表彰这位“两弹一星”的功臣对我国科技事业做出的卓越贡献。

(完整版)天体运动总结

天体运动总结一、处理天体运动的基本思路1．利用天体做圆周运动的向心力由万有引力提供，天体的运动遵循牛顿第二定律求解，即G Mmr 2＝ma ，其中a＝v 2r ＝ω2r ＝(2πT)2r ，该组公式可称为“天上”公式． 2．利用天体表面的物体的重力约等于万有引力来求解，即G MmR 2＝m g ，gR2＝GM ，该公式通常被称为黄金代换式．该式可称为“人间”公式．合起来称为“天上人间”公式．二、对开普勒三定律的理解开普勒行星运动定律1．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。

2．对任意一个行星来说，它与太阳的连线在相等的时间内扫过相等的面积。

3．所有行星的轨道的半长轴的三次方跟它的公转周期的二次方的比值都相等．此比值的大小只与有关，在不同的星系中，此比值是不同的.(R 3T 2＝k )1．开普勒第一定律说明了不同行星绕太阳运动时的椭圆轨道是不同的，但有一个共同的焦点． 2．行星靠近太阳的过程中都是向心运动，速度增加，在近日点速度最大；行星远离太阳的时候都是离心运动，速度减小，在远日点速度最小．3．开普勒第三定律的表达式为a 3T 2＝k ，其中a 是椭圆轨道的半长轴，T 是行星绕太阳公转的周期，k是一个常量，与行星无关但与中心天体的质量有关．三、开普勒三定律的应用1．开普勒定律不仅适用于行星绕太阳的运转，也适用于卫星绕地球的运转．2.表达式a 3T 2＝k 中的常数k 只与中心天体的质量有关．如研究行星绕太阳运动时，常数k 只与太阳的质量有关，研究卫星绕地球运动时，常数k 只与地球的质量有关．四、太阳与行星间的引力1．模型简化：行星以太阳为圆心做匀速圆周运动，太阳对行星的引力提供了行星做匀速圆周运一、太阳与行星间的引力 2．万有引力的三个特性(1)普遍性：万有引力不仅存在于太阳与行星、地球与月球之间，宇宙间任何两个有质量的物体之间都存在着这种相互吸引的力．(2)相互性：两个有质量的物体之间的万有引力是一对作用力和反作用力，总是满足牛顿第三定律．(3)宏观性：地面上的一般物体之间的万有引力很小，与其他力比较可忽略不计，但在质量巨大的天体之间或天体与其附近的物体之间，万有引力起着决定性作用．五．万有引力和重力的关系1. 万有引力和重力的关系如图6－2、3－3所示，设地球的质量为M，半径为R，A处物体的质量为m，则物体受到地球的吸引力为F，方向指向地心O，由万有引力公式得F＝G Mmr2.引力F可分解为F1、F2两个分力，其中F1为物体随地球自转做圆周运动的向心力F n，F2就是物体的重力mg2.近似关系：如果忽略地球的自转，则万有引力和重力的关系为：mg＝GMm R2，g为地球表面的重力加速度．关系式2G Mm/Rmg=即2grG M=3．随高度的变化：在高空中的物体所受到的万有引力可认为等于它在高空中所受的重力mg′＝GMm（R＋h）2，在地球表面时mg＝GMmR2，所以在距地面h处的重力加速度g′＝R2（R＋h）2g.六．天体质量和密度的计算（一）.“天体自身求解”：若已知天体(如地球)的半径R和表面的重力加速度g，根据物体的重力近似等于天体对物体的引力，得mg＝G MmR2，解得天体质量为M＝gR2G，因g、R是天体自身的参量，故称“自力更生法”．(2)“借助外援法”：借助绕中心天体做圆周运动的行星或卫星计算中心天体的质量，常见的情况：G Mmr2＝m⎝⎛⎭⎪⎫2πT2r⇒M＝4π2r3GT2，已知绕行天体的r和T可以求M.观测行星的运动，计算太阳的质量；观测卫星的运动，计算行星的质量。

天体运动精要点总结

天体运动归纳Ⅰ、重力类：（重力近似等于万有引力）1．主要解决天体表面重力加速度问题基本关系式：2R GMm mg =例1、某星球质量是地球的1/5，半径为地球的1/4，则该星球的表面重力加速度与地球表面重力加速度的比值是多少设天体表面重力加速度为g ，天体半径为R ，则:GR ρπ342==RGM g （334R M πρ=）由此推得两个不同天体表面重力加速度的关系为:2．行星表面重力加速度、轨道重力加速度问题：例2、设地球表面的重力加速度为g,物体在距地心4R （R 是地球半径）处，由于地球的引力作用而产生的重力加速度g ，则g 22RGM g mg R Mm G =⇒=g h R R h R M G g 222)()(+=+='r T m r GMm 222⎪⎭⎫ ⎝⎛=πK Tr ==4πG M 232324GT r M π=323G T 3ρR r V M π==2GT 3ρπ= 2．周期公式332r GMr T ∝=π ①对人造地球卫星而言，轨道半径越大，离地面越高，周期越大。

②近地卫星的轨道半径r 可以近似地认为等于地球半径R ，又因为地面2R GM g =，所以有min 5.84101.523=⨯==s gR T π。

它是绕地球做匀速圆周运动的人造卫星的最小周期。

二、同步卫星问题所谓地球同步卫星，是指卫星环绕地球运转与地球自转同步即“对地静止”（又叫静止轨道卫星）的一种特殊卫星。

1.同步卫星的轨道与线速度．①同步卫星一定在赤道正上方论述要点：同步卫星要想“对地静止”其圆轨道必须与地轴垂直，又因每种卫星轨道必过地心。

这就决定了同步卫星一定在赤道正上方②同步卫星离地高度证明要点：r T m r GMm 222⎪⎭⎫ ⎝⎛=π 2R GMm mg = 21212221M M R R g g ⋅=s m R gT r /102.4473222⨯==πh=r-R=×107m(约为三万六千千米)③运行速率ｖ＝2πr/T=ｋｍ／ｓ2.飞船（卫星）的发射与回收（此类型要涉及开普勒三定律）例3.飞船沿半径为r 的圆周绕地球运动，其周期为T ，如图所示如果飞船要返回地面，可在轨道上的某点A 将速度降低到适当的数值，从而使飞船沿着地心为焦点的椭圆轨道运行，椭圆与地球表面在B 点相切，(地球半径为R)求1、飞船由A 点到B 点所需的时间。

高中物理天体运动知识点总结

高中物理天体运动知识点总结一、质点的运动（1）------直线运动1）匀变速直线运动1.平均速度V平＝s/t（定义式）2.有用推论Vt2-Vo2＝2as3.中间时刻速度Vt/2＝V平＝(Vt+Vo)/24.末速度Vt＝Vo+at5.中间位置速度Vs/2＝[(Vo2+Vt2)/2]1/26.位移s＝V平t＝Vot+at2/2＝Vt/2t7.加速度a＝(Vt-Vo)/t｛以Vo为正方向，a与Vo同向(加速)a>0；反向则a<0｝8.实验用推论Δs＝aT2｛Δs为连续相邻相等时间(T)内位移之差｝9.主要物理量及单位:初速度(Vo):m/s；加速度(a):m/s2；末速度(Vt):m/s；时间(t)秒(s)；位移(s):米（m）；路程:米；速度单位换算：1m/s=3.6km/h。

注：(1)平均速度是矢量;(2)物体速度大,加速度不一定大;(3)a=(Vt-Vo)/t只是量度式，不是决定式;(4)其它相关内容：质点、位移和路程、参考系、时间与时刻〔见第一册P19〕/s--t图、v--t图/速度与速率、瞬时速度〔见第一册P24〕。

2)自由落体运动1.初速度Vo＝02.末速度Vt＝gt3.下落高度h＝gt2/2（从Vo位置向下计算）4.推论Vt2＝2gh注:(1)自由落体运动是初速度为零的匀加速直线运动，遵循匀变速直线运动规律；(2)a＝g＝9.8m/s2≈10m/s2（重力加速度在赤道附近较小,在高山处比平地小，方向竖直向下）。

（3)竖直上抛运动1.位移s＝Vot-gt2/22.末速度Vt＝Vo-gt（g=9.8m/s2≈10m/s2）3.有用推论Vt2-Vo2＝-2gs4.上升最大高度Hm＝Vo2/2g(抛出点算起）5.往返时间t＝2Vo/g（从抛出落回原位置的时间）注:(1)全过程处理:是匀减速直线运动，以向上为正方向，加速度取负值；(2)分段处理：向上为匀减速直线运动，向下为自由落体运动，具有对称性；(3)上升与下落过程具有对称性,如在同点速度等值反向等。

天体运动章节知识点总结

天体运动章节知识点总结1. 日的运动太阳是太阳系中的主要天体之一，其运动对太阳系中其他天体的运动都有着重要的影响。

日的运动包括日冕的运动、日球的自转和公转。

据观测，太阳自转是不均匀的，赤道区域的自转速度要比极区快得多。

此外，太阳还会产生大规模的太阳风和太阳黑子等现象。

这些现象都会影响着地球和其他行星的运动。

2. 月的运动月球是地球的天然卫星，月球的运动对地球的潮汐和太阳系其他行星的运动都有着显著的影响。

月球有自己的自转和公转运动，但由于月球的自转周期和公转周期相等，使得我们只能从地球上看到月球的一面。

另外，由于地球自转产生的离心力和引力的作用，月球的轨道还会发生变形。

月球的周期性现象也是天文学家们研究的重要对象，例如日食和月食等现象都是由月球的运动引起的。

3. 行星的运动在太阳系中，行星的运动也是天文学家们关注的重点。

根据观测结果，行星的轨道都呈椭圆形，且它们的公转速度和周期都是不相同的。

这也是开普勒三定律的一个重要内容。

此外，由于行星的自转轴倾角、自转速度和公转速度的不同，使得我们在不同的时间和位置观测到行星的外观也会有所不同。

4. 彗星的运动彗星是太阳系中的一种小天体，它的运动规律和其他天体有所不同。

彗星的轨道一般十分长而狭窄，其中一部分建立在近日点的轨道上，广大部分则建立在充满星际空间的轨道上。

一般来说，彗星的轨道可以划分为椭圆形、抛物线和双曲线三种，而椭圆形轨道的彗星更多为周期性彗星。

彗星的运动规律和光度变化也成为了天文学家们研究的重要课题。

5. 引力与牛顿运动定律牛顿的引力定律是自然科学的基本定律之一，它揭示了天体之间相互作用的规律。

根据牛顿的引力定律，每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。

而牛顿的运动定律可以描述物体的运动状态和受力情况。

这些定律对于天体运动的研究有着重要的意义，也为我们理解宇宙的运动提供了重要的基础。

总而言之，天体运动是天文学中的重要课题，它包括日、月、行星和彗星的运动规律，引力和牛顿运动定律等多个方面。

天体运动总复习讲义.doc

天体运动总复习1.开普勒行星运动定律(1)开普勒第一定律(轨道定律):所有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(面积定律):对任意一个行星来说,它与太阳的连线在相等时间内扫过的面积相等.(3)开普勒第三定律(周期定律)：所有行星的轨道的半长轴的三次方跟它的公转周期的平方的比值都相等，即a 3T 2＝k .开普勒常数仅与中心天体的质量有关．2、万有引力定律及其应用(1)内容：自然界中任何两个物体都相互吸引，引力方向在它们的连线上，引力的大小与物体的质量m 1和m 2的乘积成正比、与它们之间距离r 的二次方成反比．(2)表达式：F ＝G m 1m 2r 2，G 为引力常量：G ＝6.67×10－11 N·m 2/kg 2.(3)适用条件：①公式适用于质点间的相互作用.当两物体间的距离远远大于物体本身的大小时,物体可视为质点.②质量分布均匀的球体可视为质点,r 是两球心见的距离.必备知识二宇宙速度[基础梳理]1．第一宇宙速度(环绕速度)：是近地卫星绕地球表面做匀速圆周运动的速度，也是卫星绕地球做匀速圆周运动的最大速度，是人造地球卫星的最小发射速度，计算公式为：v 1＝ GM r ＝gR ；大小为v 1＝7.9km/s.2.第二宇宙速度(脱离速度):在地面上发射物体,使之能脱离地球引力束缚而成为绕太阳运动的人造行星或飞到其他行星的最小发射速度;大小为v 2＝11.2km/s.3.第三宇宙速度(逃逸速度):在地面上发射物体,使之能脱离太阳引力束缚,飞到太阳系以外的宇宙空间的最小发射速度;大小为v 3＝16.7km/s.[即时训练]2．一宇航员在某星球上以速度v 0竖直上抛一物体，经t 秒落回原处，已知该星球半径为R ，那么该星球的第一宇宙速度是( )A.v 0t RB. 2v 0R tC. v 0R tD. v 0Rt要点一天体质量和密度的计算1．解决天体(卫星)运动问题的基本思路(1)天体运动的向心力来源于天体之间的万有引力，即G Mm r 2＝ma 向＝m v 2r ＝mω2r＝m 4π2T 2r(2)在中心天体表面或附近运动时，万有引力近似等于重力，即G Mm R 2＝mg (g 表示天体表面的重力加速度)．[深化拓展] (1)在研究卫星的问题中，若已知中心天体表面的重力加速度g 时，常运用GM ＝gR 2作为桥梁，可以把“地上”和“天上”联系起来．由于这种代换的作用很大，此式通常称为黄金代换公式．(2)利用此关系可求行星表面重力加速度、轨道处重力加速度：在行星表面重力加速度：G Mm R 2＝mg ，所以g ＝GM R 2.在离地面高为h 的轨道处重力加速度：G Mm (R ＋h )2＝mg h ，所以g h ＝GM (R ＋h )2. 2．天体质量和密度的计算(1)利用天体表面的重力加速度g 和天体半径R .由于G Mm R 2＝mg ，故天体质量M ＝gR 2G ，天体密度ρ＝M V ＝M 43πR 3＝3g 4πGR .(2)通过观察卫星绕天体做匀速圆周运动的周期T 和轨道半径r .①由万有引力等于向心力，即G Mm r 2＝m 4π2T 2r ，得出中心天体质量M ＝4π2r 3GT 2； ②若已知天体半径R ，则天体的平均密度ρ＝M V ＝M 43πR 3＝3πr 3GT 2R 3；③若天体的卫星在天体表面附近环绕天体运动，可认为其轨道半径r 等于天体半径R ，则天体密度ρ＝3πGT 2.可见，只要测出卫星环绕天体表面运动的周期T ，就可估算出中心天体的密度．即时训练：1．一行星绕恒星做圆周运动．由天文观测可得，其运行周期为T ，速度为v ，引力常量为G ，则( )A ．恒星的质量为v 3T 2πGB ．行星的质量为4π2v 3GT 2C ．行星运动的轨道半径为v T 2πD ．行星运动的加速度为2πv T[规律总结]解决天体(卫星)运动的基本思路(1)把天体(或人造卫星)的运动看成是匀速圆周运动，其所需向心力由万有引力提供，关系式：G Mm r 2＝m v 2r ＝mω2r ＝m (2πT )2r .(2)在地球表面或地面附近的物体所受的重力可认为等于地球对物体的引力，即mg ＝G Mm R 2夯实必备知识精研疑难要点提升学科素养演练目标课堂提能课时冲关第四章曲线运动万有引力与航天人教版物理3.极地卫星和近地卫星(1)极地卫星运行时每圈都经过南北两极,由于地球自转,极地卫星可以实现全球覆盖.(2)近地卫星是在地球表面附近环绕地球做匀速圆周运动的卫星,其运行的轨道半径可近似认为等于地球的半径,其运行线速度约为7.9 km/s.(3)两种卫星的轨道平面一定通过地球的球心.[深化拓展] (1)卫星的a 、v 、ω、T 是相互联系的,如果一个量发生变化,其它量也随之发生变化;这些量与卫星的质量无关,它们由轨道半径和中心天体的质量共同决定.(2)卫星的能量与轨道半径的关系:同一颗卫星,轨道半径越大,动能越小,势能越大,机械能越大.要点三卫星变轨问题的分析当卫星由于某种原因速度突然改变时(开启或关闭发动机或空气阻力作用)，万有引力不再等于向心力，卫星将变轨运行：1．当卫星的速度突然增加时，G Mm r 2<m v 2r ，即万有引力不足以提供向心力，卫星将做离心运动，脱离原来的圆轨道，轨道半径变大，当卫星进入新的轨道稳定运行时由v ＝ GM r可知其运行速度比原轨道时减小． 2．当卫星的速度突然减小时，G Mm r 2>m v 2r ，即万有引力大于所需要的向心力，卫星将做近心运动，脱离原来的圆轨道，轨道半径变小，当卫星进入新的轨道稳定运行时由v ＝ GM r 可知其运行速度比原轨道时增大．卫星的发射和回收就是利用这一原理．即时训练：[例3] “天宫一号”被长征二号火箭发射后，准确进入预定轨道，如图所示，“天宫一号”在轨道1上运行4周后，在Q点开启发动机短时间加速，关闭发动机后，“天宫一号”沿椭圆轨道2运行到达P点，开启发动机再次加速，进入轨道3绕地球做圆周运动，“天宫一号”在图示轨道1、2、3上正常运行时，下列说法正确的是()A．“天宫一号”在轨道3上的速率大于在轨道1上的速率B．“天宫一号”在轨道3上的角速度大于在轨道1上的角速度C．“天宫一号”在轨道1上经过Q点的加速度大于它在轨道2上经过Q点的加速度D．“天宫一号”在轨道2上经过P点的加速度等于它在轨道3上经过P点的加速度[规律总结]卫星变轨问题的判断1．卫星的速度变大时，做离心运动，重新稳定时，轨道半径变大．2．卫星的速度变小时，做近心运动，重新稳定时，轨道半径变小．3．圆轨道与椭圆轨道相切时，切点处外面的轨道上的速度大，向心加速度相同．处理卫星变轨问题的思路和方法1．要增大卫星的轨道半径，必须加速；2．当轨道半径增大时，卫星的机械能随之增大．对点训练：3．北京航天飞行控制中心对“嫦娥三号”卫星实施多次变轨控制并获得成功．首次变轨是在卫星运行到远地点时实施的，紧随其后进行的3次变轨均在近地点实施．“嫦娥三号”卫星的首次变轨之所以选择在远地点实施，是为了抬高卫星近地点的轨道高度．同样的道理，要抬高远地点的高度就需要在近地点实施变轨．如图为“嫦娥三号”某次在近地点A由轨道1变轨为轨道2的示意图，下列说法中正确的是()A．“嫦娥三号”在轨道1的A点处应点火加速B．“嫦娥三号”在轨道1的A点处的速度比在轨道2的A点处的速度大C．“嫦娥三号”在轨道1的A点处的加速度比在轨道2的A点处的加速度大D．“嫦娥三号”在轨道1的B点处的机械能比在轨道2的C点处的机械能大四、双星系统[模型概述]在天体运动中，将两颗彼此相距较近且在相互之间万有引力作用下，绕两者连线上的某点做周期相同的匀速圆周运动的行星称为双星. 如图所示．[模型特点](1)两颗行星做匀速圆周运动所需的向心力是由它们之间的万有引力提供的，故两行星做匀速圆周运动的向心力大小相等．(2)两颗行星均绕它们连线上的一点做匀速圆周运动，因此它们的运行周期和角速度是相等的．(3)两颗行星做匀速圆周运动半径r 1和r 2与两行星间距L 的大小关系：r 1＋r 2＝L .[典例] 1、冥王星与其附近的另一星体卡戎可视为双星系统，质量比约为7∶1，同时绕它们连线上某点O 做匀速圆周运动．由此可知，冥王星绕O 点运动的( )A ．轨道半径约为卡戎的17B ．角速度大小约为卡戎的17C ．线速度大小约为卡戎的7倍D ．向心力大小约为卡戎的7倍2、银河系的恒星中大约四分之一是双星，某双星由质量不等的星体S 1和S 2构成，两星在相互之间的万有引力作用下绕两者连线上某一定点C 做匀速圆周运动．由天文观察测得其运动周期为T ，S 1到C 点的距离为r 1，S 1和S 2的距离为r ，已知引力常量为G .由此可求出S 2的质量为( )A.4π2r 2(r －r 1)GT 2B.4πr 21GT 2C.4π2r 2GT 2D.4π2r 2r 1GT 2。

全国天体运动知识点总结

全国天体运动知识点总结天体运动是指天体在天空中的运动和变化。

天体包括太阳、月亮、行星、恒星、流星、彗星、卫星等各种宇宙天体。

天体运动包括天文现象的周期、周期性现象、非周期性现象和变化规律等方面的知识。

下面将从这几个方面对全国天体运动知识点进行总结。

一、天文现象的周期1.太阳的周期太阳是太阳系的中心天体，其周期性现象有日、四季、岁差和11年黑子等现象。

太阳的周期包括太阳的自转周期和地球围绕太阳的公转周期。

太阳的公转周期是地球的公转周期也就是一年。

太阳的四季是地球围绕太阳公转一周后，运行轨道上地球的日照面变化导致的，四季变化也是一种周期性现象。

太阳岁差是地球公转轨道的轴偏转所产生的现象，大约21,000年产生一个岁差周期，这个现象也是一种周期性现象。

太阳黑子是太阳黑子周期的一种现象，大约每11年产生一次太阳黑子周期，这个现象也是一种周期性现象。

2.月亮的周期月亮是地球的卫星，月亮的周期性现象有月相、潮汐和月食、月球日等。

月相是月球在公转过程中由于太阳光照照射到月球上而产生的亮暗不同的现象，月相的周期是一个月亮的周期，也叫月相周期。

潮汐是地球和月亮之间的引力产生的潮汐现象，也是月球周期的一种现象，叫做潮汐周期。

月食和月球日也是月球周期的现象，月球日是指月球一次自转的时间，月球日大约是27.3天。

3.行星的周期行星是太阳系的行星，行星的周期性现象有行星的日、行星的月、行星的年等。

行星的日是指行星自转一次所需的时间，行星的自转速度和轴倾角决定了行星的自转周期的长短。

行星的年是指行星公转一周所需的时间，行星的公转轨道决定了行星的公转周期的长短。

行星的月是指行星的自然卫星所绕行星公转所需的时间，行星的卫星数量和密度决定了行星的月数。

二、周期性现象1.日食和月食日食是地球在运行轨道上，月亮阴影照射到地球上而使得地球上出现日食的现象，日食是一个周期性现象。

月食是地球在运行轨道上，地球阴影照射到月球上而使得月球上出现月食的现象，月食也是一个周期性现象。

(完整版)天体运动总结

2．对任意一个行星来说，它与太阳的连线在相等的时间内扫过相等的面积。

高中物理天体运动知识点总结

高中物理天体运动知识点总结1、恒星周年视差的计算：2、行星轨道圆周长的计算，由于天体是球形的，所以其轨道是一个球面，这样就存在着两种可能性：①如果行星的轨道是一个以太阳为焦点的圆，此时轨道半径是太阳半径的一半，而面积为1/9，那么公转周期是28天，即是绕太阳一周，而事实上每个行星都有自己的轨道，因此也就产生了每个行星在太阳周围的运动轨迹不尽相同。

(1)水星和金星公转轨道参数之间的关系：公转半径比=9/4，日地平均距离= 11/4，表明水星距太阳最近，公转速度最快。

而水星则相对于太阳来说，公转周期大约是88天。

6、太阳与行星相互绕行的运动，需要考虑到卫星的问题。

卫星绕地球运动，被称作卫星运动。

我们从近到远来看一下它的运动情况。

地球绕日公转的轨道是椭圆形的，这条椭圆的长轴叫做黄道，短轴叫做白道。

这条线把地球分为两个半球。

在北半球，白道面的方向是指着北极星，并且黄道面在自转的同时绕自己的轴心旋转，形成了以北极星为中心的小圈，这个小圈的范围就是南北极。

从北极星开始往南划一条直线，就是赤道。

赤道以南的叫做南半球，赤道以北的叫做北半球。

7、地球自转和公转的方向及角速度分别是多少？答案：逆时针为东，顺时针为西，南北半球相反。

南北回归线之间： 23°26′S，7°32′W东西回归线之间： 23°26′E， 7°30′W。

南北极圈之间：66°34′S， 90°16′E。

地球自转的角速度是每小时设定24小时自转一周，周期是24小时，方向是自西向东，南北半球的角速度都是自西向东，因此计算起来会方便些。

在同一个平面上，相邻的点绕地轴做圆周运动的周期相同，而同一个点在地球上沿不同的轨道运动，其周期不同。

8、地球自转轴的倾斜方向是怎样的？答案：轴的倾斜方向是自西向东。

地球自转轴的倾斜方向决定了昼夜的更替和正午太阳高度的变化规律。

正午太阳高度在自转方向上每移动15°，地球公转的位置也随之改变15°，这就使得昼夜现象的周期是一个平均值，出现了昼夜长短的变化。

天体运动专题复习

（已知地球表面重力加速度g=9.8m/s2，R=6400km）法二：重力提供物体作圆周运动的向心力
２、第二宇宙速度（脱离速度） v =11.2 km/s
2
• 这是卫星挣脱地球的引力束缚，成为绕太阳运行的人造行星的最小发射速度．
3、第三宇宙速度（逃逸速度） v =16.7 km/s
3
• 这是卫星挣脱太阳引力束缚的最小发射速度． • 如果人造天体具有这样的速度，就可以摆脱地球和太阳引力的束缚而飞到太阳系外了．
天体质量M＝
③若天体的卫星在天体表面附近环绕天体运动，可认为其轨
道半径r等于天体半径R，则天体密度ρ＝
方法总结：
(2)利用天体表面的重力加速度g和天体半径R. 由于＝mg，故天体质量M＝，
天体密度ρ＝
2．天体运动的模型 (以人造地球卫星为例 ) 当卫星稳定运行时，轨道半径 r 越大，v 越小，ω 越小，二：天体运动规律（以卫星绕地球为例） T 越大；万有引力越小，向心加速度越小；同一圆周轨道内正卫星的线速度、角速度、周期与轨道半径的关系常运行的所有卫星的速度、角速度、周期、向心加速度均相等． GM v2 Mm r (1)由 G 2 ＝m ，得 v＝____________ ，所以 r 越大，v r r 越小； GM Mm 2 r3 (2)由 G 2 ＝mω r，得 ω＝____________，所以 r 越大，ω r 越小； 2 3 4π r 2 4π Mm GM (3)由 G 2 ＝m 2 r，得 T＝____________，所以 r 越大，T r T 越大．
基础知识梳理（二）、开普勒行星运动定律
定律
开普勒第一定律
开普勒第二定律
开普勒第三定律
内容所有的行星绕太阳运动的轨椭圆，太阳处在椭道都是_____ 焦点上圆的一个______ 对任意一个行星而言，它与太阳的_____ 连线在相等的时间内扫过_____ 相等的面积所有行星轨道半长轴的____ 三次方跟它的公转周期的 ____ 二次方 3 a 的比值都相等. T2 ＝k

天体运动的知识点总结

天体运动的知识点总结一、天体运动的基本规律1.开普勒三定律开普勒三定律是描述行星运动规律的基础。

第一定律指出，行星绕太阳运动的轨道是椭圆形的，太阳位于椭圆的一个焦点上。

第二定律说明，行星在椭圆轨道上的矢量面积相等。

第三定律指出，行星绕太阳转一圈的时间的平方和它的椭圆轨道长轴的立方是成正比的。

2.行星的运动行星绕太阳运动主要有公转和自转两种运动。

公转是指行星绕太阳运动的运动，而自转是行星自身绕自身轴心旋转的运动。

行星公转的轨道有椭圆轨道、近圆轨道和双星轨道等不同类型。

而行星的自转速度和方向不同，有的自转周期很长，有的则较短。

3.卫星运动卫星是围绕行星运动的天体，它也有公转和自转两种运动。

卫星绕行星的公转轨道也是椭圆的，而卫星自转的速度和方向也是不同的。

卫星的运动规律受到行星的引力和其他因素的影响，会有不同的轨道变化。

4.彗星运动彗星是太阳系中的一种天体，它主要由冰和尘埃组成。

彗星的运动轨道也是椭圆的，但它的运动周期比较长，有的甚至达到几百年。

彗星的运动受到引力影响，会有轨道的变化和星头尾的形成。

二、天体运动的测量和研究方法1.天体运动的观测方法天体运动的观测方法主要有地基观测和空间观测两种。

地基观测是利用天文台等地面设施进行观测，通过望远镜、望远镜等设备来观测天体的运动状态。

空间观测是利用人造卫星、宇航飞船等设备在外层空间进行观测，可以更加准确地获取天体运动的数据。

2.测量天体运动的工具和方法测量天体运动的工具主要有望远镜、光谱仪、天文望远镜等设备。

测量天体运动的方法主要有光度测量、位置测量、光谱分析等。

这些工具和方法可以帮助天文学家更加全面地了解天体的运动规律和性质。

三、天体运动的应用1.导航定位天体运动在导航定位中有着重要的应用。

通过测量天体的位置和运行轨迹，可以确定自己的位置和行进方向。

在古代，人们就利用太阳、星等天体来辅助导航定位，帮助航海、探险等活动。

2.气象预报天文学的知识可以帮助气象学家预测天气环境的变化。

会考物理天体知识总结归纳

会考物理天体知识总结归纳[载体：Word文档]会考物理天体知识总结归纳在考试中，物理天体知识作为一项重要内容，占据了相当大的比重。

正确理解和掌握这些知识对于取得好成绩至关重要。

本文将对会考物理天体知识进行总结归纳，帮助同学们更好地复习和准备考试。

一、天体运动天体运动是物理天体知识的基础，主要包括行星运动、人工卫星运动和恒星运动等内容。

1. 行星运动行星运动是指行星绕太阳运动的规律和特点。

根据开普勒定律，行星绕太阳的轨道是椭圆形的，并且行星和太阳之间的连线在相等的时间内扫过相等的面积。

2. 人工卫星运动人工卫星运动是指人造卫星绕地球或其他天体运动的规律和特点。

人工卫星常用的轨道有低轨道、中轨道和高轨道。

低轨道卫星速度快，周期短；高轨道卫星速度慢，周期长。

3. 恒星运动恒星运动是指恒星在空间中的运动规律和特点。

地球自转引起了恒星的日常视运动，而地球绕太阳公转引起了恒星的年运动。

二、天体物理基础天体物理基础是指天体的物理性质和天文现象的解释等内容，主要包括恒星的性质、天体测量和天文现象的解释等。

1. 恒星的性质恒星是宇宙中的主要天体，具有丰富多样的性质。

恒星的亮度与温度、表面积和距离等因素有关。

恒星的光谱可以用来分析星体的化学组成和运动状态。

2. 天体测量天体测量是指用仪器观测、测量天体的位置、距离、亮度等参数的方法和技术。

常用的方法有几何测量、天体光度测量和天体摄影测量等。

3. 天文现象的解释天文现象的解释是根据物理原理对各种天文现象进行解释和理解。

例如，日食是由月球遮挡太阳光造成的，星星看起来闪烁是因为大气层的折射等。

三、宇宙的起源和演化宇宙的起源和演化是物理天体知识中的重要内容，涉及到宇宙大爆炸理论、星系形成和恒星演化等。

1. 宇宙大爆炸理论宇宙大爆炸理论是目前学界广泛接受的关于宇宙起源的理论。

该理论认为，宇宙在约138亿年前由一个极小且极度高温高密度的“原初奇点”爆炸而形成。

2. 星系形成星系是由大量恒星、气体、尘埃等物质组成的庞大天体系统。

天体运动知识归纳

一，知识归纳(1).基本方法：把天体运动近似看作圆周运动，它所需要的向心力由万有引力提供，即：Ｇr v m rMm 22=＝ｍω２ｒ＝ｍr T 224π (2).估算天体的质量和密度由G 2r Mm ＝ｍr T 224π得：Ｍ＝2324Gt r π．即只要测出环绕星体M 运转的一颗卫星运转的半径和周期，就可以计算出中心天体的质量.由ρ＝V M ，Ｖ＝34πＲ３得： ρ＝3233RGT r π．R 为中心天体的星体半径特殊:当ｒ＝Ｒ时，即卫星绕天体M 表面运行时，ρ＝23GT π (3)行星表面重力加速度、轨道重力加速度问题表面重力加速度g 0,由02GMm mg R = 得：02GM g R = 轨道重力加速度g ，由2()GMm mg R h =+ 得：220()()GM R g g R h R h==++ (４)卫星的绕行速度、角速度、周期与半径的关系(1)由Ｇr v m rMm 22=得:ｖ＝r GM ．即轨道半径越大，绕行速度越小 (2)由Ｇ2r Mm ＝ｍω２ｒ得：ω＝3r GM 即轨道半径越大，绕行角速度越小(3)由2224Mm G m r r T π=得：2T =即轨道半径越大，绕行周期越大. (５)地球同步卫星所谓地球同步卫星是指相对于地面静止的人造卫星，它的周期T ＝24h ．要使卫星同步，同步卫星只能位于赤道正上方某一确定高度h ．由: Ｇ2224()Mm m R h Tπ=+（Ｒ＋ｈ）得：h R ==3.6×104ｋｍ=5.6ＲＲ表示地球半径1．2010·重庆·1６月球与地球质量之比约为1：80，有研究者认为月球和地球可视为一个由两质点构成的双星系统，他们都围绕月球连线上某点O做匀速圆周运动。

据此观点，可知月球与地球绕O点运动生物线速度大小之比约为A．1：6400 B.1:80C. 80:1 D:6400:12. 2010·天津·6探测器绕月球做匀速圆周运动，变轨后在周期较小的轨道上仍做匀速圆周运动，则变轨后与变轨前相比A.轨道半径变小B.向心加速度变小C.线速度变小D.角速度变小3.2010·全国卷Ⅱ·21已知地球同步卫星离地面的高度约为地球半径的6倍。

天体运动复习讲义精简版(含经典例题后附习题及答案)

天体运动复习讲义1．天体运动(1)万有引力提供向心力F 合外力＝G Mmr 2 （万有引力为合外力，合外力提供向心力）G Mm r 2＝m v 2r G Mmr2＝mrω2 G Mm r 2＝m 4π2T2r （2）天体问题的计算方法：万有引力G Mm r 2 = 向心力（m v 2r 或mrω2或m 4π2T2r ）说明：等式左边为万有引力，等式右边为计算中常用的参数（线速度v ，角速度w ，周期 T ）,计算时用万有引力G Mm r 2 等于带有参数线速度v 角速度w 周期 T 的向心力。

不能用m v2r=mrω2 = m 4π2T 2r ，因为m v 2r =mrω2 = m 4π2T2r 推算出V = WR = 2πR/T = 2πfR=2πnR 只能算出线速度v 角速度w 周期 T 的关系等式，没有用到万有引力公式。

例1：科学家们推测，太阳系的第十颗行星就在地球的轨道上.从地球上看，它永远在太阳背面，人类一直未能发现它，可以说是“隐居”着的地球的“孪生兄弟”.由以上信息可以推知（） A.这颗行星的公转周期与地球相等 B.这颗行星的自转周期与地球相等 C.这颗行星的质量与地球质量相等 D.这颗行星的密度与地球密度相等（3）万有引力约等于重力G MmR2＝mg → 2gR GM =（黄金代换式）说明：①物体在地球表面且忽略物体随地球一起转动所需向心力②只有题目中说该行星地表重力加速度为g 时，等式才成立2．人造卫星的加速度、线速度、角速度、周期跟轨道半径的关系F 万＝G Mmr2＝F 向＝⎩⎪⎪⎨⎪⎪⎧ma →a ＝GM r 2→a ∝1r2m v2r →v ＝GM r →v ∝1r mω2r →ω＝GM r 3→ω∝1r3m 4π2T 2r →T ＝4π2r 3GM→T ∝r 3.说明：以地球为中心天体总结出：离地球越近的卫星线速度v 角速度W 加速度a 越大只有周期T 越小，即“越高越慢”）例2：一个卫星绕着某一星球作匀速圆周运动，轨道半径为R 1，因在运动过程中与宇宙尘埃和小陨石的摩擦和碰撞，导致该卫星发生跃迁，轨道半径减小为R 2，则卫星的线速度、角速度，周期的变化情况是（）A.增大，增大，减小；B.减小，增大，增大；C.增大，减小，增大； D.减小，减小，减小。

天体运动知识点总结打印

（3）牛顿第二运动定律：物体受到的加速度与作用力成正比，与物体的质量成反比，方向与作用力方向相同。
（4）牛顿第三运动定律：任何两个物体相互作用，其中一个物体对另一个物体施加的力，另一个物体对第一个物体施加的力大小相等，方向相反。
牛顿定律为我们理解天体的运动提供了重要的理论依据，是现代天文学发展的基石之一。
2.惯性
根据牛顿第一运动定律，物体要么静止，要么以恒定速度直线运动，只有受到外力作用才会改变其状态。地球自转的原因就是地球的自身惯性。
3.其他因素
除了引力和惯性外，其他因素也会影响天体的运动。例如，气流对于行星大气层的影响、行星的自转轴倾角对于季节变化的影响等。
总结
天体运动是一门古老而又深奥的学科，它不仅揭示了宇宙间天体的运动规律和现象，也为我们认识宇宙、发展技术和推动社会进步提供了有价值的信息。通过对天体运动的研究，我们可以更加深刻地理解宇宙的运行规律，推动天文学的发展。近年来，随着科学技术的不断进步，人们对天体运动的认识也在不断深化，相信在不久的将来，我们对天体运动的了解会更为深刻，为人类对宇宙的探索和理解提供更为宝贵的知识。
二、天体的运动形式
1.公转
天体围绕另一个天体运动的轨道叫做公转。地球围绕太阳运转、月球围绕地球运转、太阳围绕银河系中心运转等都是公转的具体表现。
2.自转
天体围绕自身中心运动的过程叫做自转。地球和行星的自转速度由于自转轴的倾角和自转速度的不同而产生昼夜交替的现象。
3.合成运动
天体的运动大多是多种运动的合成。例如，地球的公转和自转形成了白昼和黑夜的交替，月球的公转和自转形成了月相的变化等。
一、天体的运规律
1.开普勒定律
德国天文学家开普勒在16世纪提出了三大行星运动定律，即开普勒定律。

总结天体运动的知识点

总结天体运动的知识点一、天体运动的基本规律1. 开普勒三定律开普勒三定律是描述行星运动的基本规律，其中第一定律指出，行星在椭圆轨道上运行，太阳位于椭圆的一个焦点上；第二定律指出，行星和太阳连线在相等的时间内扫过相等的面积；第三定律指出，行星的公转周期的平方与平均轨道半长径的立方成正比。

2. 开普勒运动定律的物理意义开普勒三定律对描述行星的运动有很强的物理意义，它揭示了行星的运动规律，使我们可以更好地理解行星围绕太阳的运动方式以及行星轨道的形状和大小。

3. 牛顿万有引力定律牛顿万有引力定律描述了两个物体之间的引力与它们质量和距离的平方成反比的关系。

该定律在描述行星和其他天体之间的引力作用以及行星公转和自传的运动规律方面有着重要的应用。

4. 行星的自转行星的自转是指行星绕自身轴旋转的运动。

自转的速度、方向和倾角等参数对行星的气候、地理特征以及地球上的时间和季节等有着重要的影响。

二、天体运动的影响1. 天体运动对地球的影响天体运动影响着地球的气候、季节、潮汐等自然现象。

例如，地球公转和自转决定了地球的昼夜变化和季节变化；月球的引力影响地球的潮汐现象，对海洋和大气运动有着重要的影响。

2. 天体运动对人类文明的影响天体运动对人类文明有着深远的影响。

古代人类通过观察天体运动来确定时间、规划农事、寻找方向等。

现代人类通过天文观测来研究宇宙的起源、地球的环境变化以及行星生命的可能性，对于推动科学技术的发展和人类文明的进步有着重要的作用。

三、天体运动的研究方法1. 天文观测天文观测是研究天体运动的基本方法。

通过望远镜、天文台以及太空探测器对天体进行观测，获取天体的位置、速度、亮度等信息，从而揭示天体的运动规律。

2. 数值模拟数值模拟是研究天体运动的重要方法，通过建立数学模型对天体的运动规律进行模拟和预测。

数值模拟可以帮助我们理解天体运动的复杂性和规律性，为天文学研究提供重要的理论依据。

3. 天体力学天体力学是研究天体运动的物理学分支，通过牛顿力学和引力理论等物理学原理分析天体的运动规律，揭示天体之间的相互作用以及天体运动的基本规律。

天体知识点笔记归纳总结

天体知识点笔记归纳总结1. 太阳系的形成- 太阳系形成于约46亿年前，是由太阳以及其周围的行星、卫星、小行星、彗星等天体组成的。

根据天文学家的研究，太阳系形成的过程可以概括为以下几个阶段：- 原始太阳星云：太阳系形成于原始太阳星云中，这是一种由气体和尘埃组成的密集云团。

- 太阳的形成：在原始太阳星云中，气体和尘埃开始聚集并旋转，形成了太阳。

- 行星形成：在太阳形成后，剩余的气体和尘埃开始围绕太阳旋转，并逐渐凝聚成行星、卫星等天体。

- 太阳系的演化：随着时间的推移，太阳系的天体逐渐演化并定型，形成了我们所熟知的九大行星、数百颗卫星以及无数个小行星、彗星等。

2. 太阳- 太阳是太阳系的中心星，直径约1.39百万公里，质量约为地球的333,000倍。

太阳的表面温度约为5500摄氏度，而核心温度则高达约1500万摄氏度。

太阳的能量主要来自核聚变反应，这种反应将氢原子聚变成氦原子，释放出大量的能量。

太阳的能量通过光与热的形式传播，支持了地球上所有生物的生存。

3. 行星- 行星是太阳系中的大型天体，主要分为内行星和外行星两类。

- 内行星：内行星是指距离太阳较近的行星，包括水星、金星、地球和火星。

它们主要由岩石和金属组成，密度较大，表面特征复杂，具有大气层。

- 外行星：外行星是指距离太阳较远的行星，包括木星、土星、天王星和海王星。

它们主要由氢、氦和一些其他气体组成，密度相对较低，表面呈现气态特征，具有环系统。

4. 卫星- 卫星是绕行星运转的天体，根据运转的方式和特征可分为不同类型。

- 固定卫星：绕行星运转，并且自行旋转的天体。

- 卫星群：大型行星常常有众多的卫星环绕在其周围，形成卫星系统。

5. 小行星- 小行星是太阳系中的一类小天体，主要位于火星和木星之间的小行星带中。

数目众多，大小不一，形态各异，主要由岩石和金属组成。

最大的小行星是被称为谷神星的天体，其直径约为950公里。

6. 彗星- 彗星是太阳系中的一类天体，主要由冰和尘埃组成。

(完整版)天体运动知识点

第二讲天体运动一、两种对立的学说1．地心说(1)地球是宇宙的中心，是静止不动的；太阳、月亮以及其他行星都绕_地球运动；(2) 地心说的代表人物是古希腊科学家__托勒密__．2．日心说(1)__ 太阳_是宇宙的中心，是静止不动的，所有行星都绕太阳做__匀速圆周运动__；(2)日心说的代表人物是_哥白尼_．二、开普勒三大定律行星运动的近似处理在高中阶段的研究中可以按圆周运动处理，开普勒三定律就可以这样表述：(1)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)不变，即行星做匀速圆周运动；(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，即r3T2＝k.三、太阳与行星间的引力1．模型简化：行星以太阳为圆心做__匀速圆周__运动．太阳对行星的引力，就等于行星做_匀速圆周_运动的向心力．2．太阳对行星的引力：根据牛顿第二定律F＝mv2r和开普勒第三定律r3T2∝ｋ可得：F∝___mr2__.这表明：太阳对不同行星的引力，与行星的质量成___正比_，与行星和太阳间距离的二次方成___反比___．3．行星对太阳的引力：太阳与行星的地位相同，因此行星对太阳的引力和太阳对行星的引力规律相同，即F′∝＿Mr24．太阳与行星间的引力：根据牛顿第三定律F＝F′，所以有F∝Mmr2_，写成等式就是F＝_ GMmr2__.四、万有引力定律1.内容：自然界中任何两个物体都相互吸引，引力的方向在它们的连线上，引力的大小与物体的质量m1和m2的乘积成正比、与它们之间距离r的二次方成反比.2.公式：F=G??????2(1)G 叫做引力常量，(2)单位：N·m2/kg2。

在取国际单位时，G是不变的。

(3)由卡文迪许通过扭秤实验测定的，不是人为规定的。

3.万有引力定律的适用条件(1)在以下三种情况下可以直接使用公式F＝Gm1m2r2计算：①求两个质点间的万有引力：当两物体间距离远大于物体本身大小时，物体可看成质点，公式中的r表示两质点间的距离．②求两个均匀球体间的万有引力：公式中的r为两个球心间的距离．③一个质量分布均匀球体与球外一个质点的万有引力：r指质点到球心的距离．(2)对于两个不能看成质点的物体间的万有引力，不能直接用万有引力公式求解，切不可依据F＝Gm1m2r2得出r→０时F→∞的结论而违背公式的物理含义．内容理解开普勒第一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上。