(完整版)天体运动精要点总结
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。
高三天体运动知识点
高三天体运动知识点天体运动是宇宙中各类物体的运动规律，涵盖了天文学的基础知识。
作为高中生，了解天体运动的基本概念、规律和相关知识点是我们必不可少的一部分。
下面，我将为大家介绍几个高三天体运动的重要知识点。
知识点一：地球的自转和公转地球的自转是指地球以自己的轴为中心，在24小时内完成一次旋转。
这一自转运动使得地球表面上的天空看起来像是星星和太阳在我们头顶上运动。
地球自转的方向是由地球的北极指向南极，自西向东。
地球的公转是指地球绕太阳运动，公转周期为365.25天（即一年）。
这一运动决定了四季的变化，使地球上各个地区不同时间经历着不同的气候和天气变化。
知识点二：日地距离和地球的椭圆轨道地球与太阳之间的距离并非固定不变，而是处于一定的变化之中。
地球与太阳的距离最近时约为1.47亿公里，最远时约为1.52亿公里。
这种距离的变化称为地球的近地点和远地点。
地球绕太阳的轨道并非完全是一个圆形，而是近似于一个椭圆。
离心率是衡量椭圆轨道离圆的程度，地球的离心率约为0.017。
这一椭圆轨道使得地球在公转过程中距离太阳有所变化。
知识点三：地球的倾斜轴和地球两极地球的自转轴与公转平面倾斜约23.5度，这一倾斜角度被称为倾斜轴。
地球的倾斜轴是导致地球上季节变化的重要原因之一。
地球上的两个极点分别是北极和南极。
北极位于地球的北端，南极位于地球的南端。
由于地球自转轴倾斜，使得地球上不同区域的太阳照射角度和时间发生改变，从而形成了不同地区的气候特点和季节变化。
知识点四：日食和月食当月球处于地球和太阳之间，太阳的光线被月球遮挡，地球的观测者就会看到太阳被阴影遮蔽的现象，这就是日食。
日食分为全食、偏食和环食。
当月球进入地球和太阳之间，地球的阴影遮住了月球，使得月球暗淡或者完全消失，这就是月食。
月食分为全食、半影食和偏食。
知识点五：星座和星系星座是指人们观测到的天空上一组遥远星星的集合。
我们通常将天空划分成12个星座，其中每个星座都有其特定的名称和象征。
天体运动知识点总结公式
天体运动知识点总结公式天体运动是天文学的一个重要分支，研究天体在空间中的运动规律。
通过对天体运动的研究，可以更深入地了解宇宙中各种天体的运行规律，从而推断出一些天文现象和天体的物理特性。
在这篇文章中，我们将对天体运动的知识点进行总结，并列举一些常用的公式来描述天体的运动规律。
天体运动的类型天体运动包括行星、卫星、彗星、恒星等天体在宇宙空间中的各种运动。
这些运动可以分为公转、自转、自发的运动和强迫的运动。
其中，公转是指天体围绕其他天体旋转的运动，比如地球绕太阳的公转；自转是指天体围绕自身轴线旋转的运动，比如地球自转一周的时间为24小时；自发的运动是指由于天体自身的内部原因而引起的运动，比如太阳黑子和太阳风等现象；强迫的运动是指受到外部引力或其他因素的影响而产生的运动，比如卫星绕行星的轨道运动。
这些运动形式各异，但都符合一定的数学规律。
天体运动的描述天体运动的描述主要通过运动的速度、加速度、轨道、周期等因素来表述。
其中，速度是指天体在单位时间内运动的距离，可以分为瞬时速度和平均速度；加速度是指天体在单位时间内速度的变化量，可以分为瞬时加速度和平均加速度；轨道是指天体运动的路径，可以是椭圆、双曲线或抛物线等形状；周期是指天体完成一次运动所需的时间。
这些因素可以通过一些数学公式进行描述。
天体运动的公式下面列举了几个常用的天体运动公式：1. 圆周运动的速度公式在圆周运动中，天体的速度与其所处位置的角度有关，速度的大小可以通过下面的公式计算：v = rω其中，v为速度，r为半径，ω为角速度。
2. 圆周运动的加速度公式在圆周运动中，天体的加速度向心加速度与其所处位置的角度有关，加速度的大小可以通过下面的公式计算：a = rω^2其中，a为加速度，r为半径，ω为角速度。
3. 开普勒第三定律开普勒第三定律描述了行星绕太阳公转的周期和半长轴的关系，可以通过下面的公式表示：T^2 = k a^3其中，T为周期，a为半长轴，k为常数。
高一物理天体运动知识点总结
高一物理天体运动知识点总结一、天体运动的基本概念天体运动是指天体在空间中的运动过程，包括行星、卫星、恒星等天体的运动。
天体运动是宇宙中的基本现象之一，研究天体运动可以揭示宇宙的本质和规律。
二、天体运动的基本规律1. 开普勒定律开普勒定律是描述行星运动的基本规律，包括开普勒第一定律（行星绕太阳运动的轨道是一个椭圆）、开普勒第二定律（行星在轨道上的面积速率是恒定的）和开普勒第三定律（行星公转周期的平方与轨道长轴的立方成正比）。
2. 轨道运动天体在宇宙中的运动基本上都是绕着某个中心进行的，这个中心可以是恒星、行星或其他天体。
天体绕中心运动的轨道有椭圆、圆、抛物线和双曲线四种类型。
3. 万有引力定律万有引力定律是描述天体之间相互作用的基本规律，它表明任何两个物体之间都存在引力，且引力的大小与两个物体的质量成正比，与它们之间的距离的平方成反比。
万有引力定律是描述天体运动的重要依据。
三、天体运动的影响因素1. 天体的质量天体的质量决定了其对其他天体的引力大小，质量越大，引力越大。
2. 天体之间的距离天体之间的距离越近，它们之间的引力就越大，反之亦然。
3. 初始速度天体在开始运动时的初始速度也会影响其轨道形状，初始速度越大，轨道越开放，初始速度越小，轨道越封闭。
四、天体运动的应用1. 行星轨道计算利用开普勒定律和万有引力定律，可以计算行星的轨道形状、周期等参数，从而更好地了解行星的运动规律。
2. 卫星发射与轨道设计在卫星发射过程中，需要根据地球的引力和速度等因素，确定卫星的发射角度和速度，以使卫星进入预期的轨道。
3. 天文观测与导航系统天体运动的知识可以帮助天文学家进行天文观测，研究宇宙的演化和变化。
此外，天体运动的规律也是导航系统中的重要基础，如全球定位系统（GPS）就是基于卫星运动的原理来实现位置定位的。
五、天体运动的未解之谜尽管我们对天体运动有了深入的研究，但仍有一些未解之谜。
例如，黑洞的运动规律、宇宙的扩张速度等问题，仍需要进一步的研究和探索。
(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。
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。
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。
天体运动知识点总结笔记
天体运动知识点总结笔记天体运动，是指天体在空间中运动的规律和现象。
它包括行星、卫星、彗星等天体的运动规律和运动状态。
在地球上观测到的天体运动，主要为地球和其他天体的相对运动，例如太阳在天空中的日运动、行星在天空中的年运动等。
天体运动的规律是宇宙运动定律的具体应用，是了解宇宙的基础。
下面对天体运动的一些知识点进行总结。
一、天体的自转1. 天体的自转是指天体自身围绕自己的轴线转动。
在太阳系中，太阳、地球、其他行星和卫星都有自转运动。
自转是造成天体自身的白昼和黑夜的原因。
2. 特别地，太阳自转速度在赤道上约为25天转一圈，在极地上约为35天转一圈。
而地球的自转速度约为24小时转一圈。
3. 当天体自转速度增大时，天体的赤道凸起会变大，使得天体呈现扁球狀。
4. 行星和卫星的自转是与它们的公转方向一致的，这种现象称为自转共享现象。
二、地球的公转1. 地球绕太阳运行一周的时间称为地球的一年。
地球公转轨道是椭圆形的，由于轨道的椭圆度，地球到太阳的距离会有所变化，这种现象称为近日点和远日点。
2. 地球的公转速度约为每秒30千米，公转轨道的倾角是23.5度，这是引起四季变化的原因。
在北半球的夏至时，地球北半球远离太阳，而南半球靠近太阳；在冬至时则相反。
春分和秋分时，地球两极离太阳距离相等。
3. 我们所感受到的四季变化是由地球公转和地球轴的倾斜造成的。
地球自转使得不同地区的太阳高度角不同，从而造成了不同季节的温度差异。
4. 天体的公转速度是由其离太阳的距离决定的，公转周期越长，离太阳越远。
三、行星的轨道运动1. 行星的公转轨道是椭圆形的，椭圆的几何性质由轨道长短轴的长度决定。
轨道的长短轴之比称为离心率，离心率越小，椭圆越圆。
离心率为零时，轨道为圆形；随着离心率的增加，轨道趋向椭圆形。
2. 地球是典型的椭圆轨道行星，太阳位于椭圆轨道的一个焦点上。
3. 行星的近日点和远日点分别是距太阳最近和最远的点。
在近日点时，行星运行速度最快，在远日点时运行速度最慢。
地理天体运转知识点总结
地理天体运转知识点总结地球是我们居住的星球，它和其他天体一样，也在不断运转着。
地球的运转不仅影响着我们的生活，也是地球形成和发展的重要因素。
本文将详细介绍地理天体运转的知识点，包括地球的自转、公转、倾斜度、四季交替以及月球和其他行星的运转等内容。
一、地球的自转地球自转是指地球绕自身轴线旋转的运动。
地球自转的轴线倾斜在地球的自转轴线和公转轨道平面之间，有一个倾角。
这个倾角给地球带来了昼夜交替和不同的季节。
地球自转的速度约为1670千米/小时，这使得地球的自转周期为24小时。
地球自转的方向是从西向东，因此在地球表面上观察，太阳和星星都是从东方升起，然后向西方落下。
自转还带来了地球的地球自然环境中的离心力和科里奥利力现象。
二、地球的公转地球的公转是指地球围绕太阳运动的轨迹。
地球绕太阳的轨道呈椭圆形，这是开普勒三大行星定律之一。
地球的公转周期为365.24天，这个周期被公认为一年的长度。
一年中有一天是闰日。
地球的公转轨道上有四个关键时刻：春分、夏至、秋分和冬至。
春分时太阳直射赤道，这是昼夜平分的时刻；夏至时太阳直射北回归线，北半球白昼最长，南半球白夜最短；秋分时太阳再度直射赤道，这是昼夜平分的时刻；冬至时太阳直射南回归线，北半球白昼最短，南半球白夜最长。
这四个时刻决定了地球的的季节交替。
三、倾斜度地球的自转轴和公转轨道平面之间的夹角被称为倾斜度。
倾斜度是地球季节变化的重要原因之一。
地球的倾斜度约为23.5度，这个数字对于决定地球的季节交替非常关键。
当地球某一侧向太阳倾斜时，这一侧就会变得更加温暖，而另一侧就会变得更加寒冷。
倾斜度还导致了极夜和极昼现象的发生。
在北极圈和南极圈附近，地球的倾斜度导致了白夜和黑夜的持续时间不同。
在某些时候，这些地区会出现一整天的阳光或黑暗。
四、地球季节交替地球的季节交替是因为地球的自转和公转带来的。
当地球的轴向倾斜使得太阳光照射的角度发生改变，造成了不同季节的变化。
在北半球，当夏至时太阳直射北回归线，这时北半球白天最长且白天最热，这是夏季的开始。
(word完整版)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 mm ^淇中G =6.67x 10-11N -m 2/kg 2，称为为有引力恒量。
r 23、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G 严、=m 占戸，得v =:再^,・••当hf ,vj (r +h J 2\r+h 丿\{r +h ) 2、由G mM =m®2(r+h ),得①=[GM ，•:当hf ,roj (r +h T 2\(r +h T 34 第一宇宙速度是在地面附近(h VV 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3由=m 处(r +h )，得T 二严2°+h “・••当hf ,Tf (+h )2T 2\GM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 ]=7.9km/s ，人造地球卫星的最小发射速度。
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。
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=5.6Ｒ Ｒ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。
天体运动知识点总结打印
（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。
宇宙天体运动知识点总结
宇宙天体运动知识点总结宇宙天体运动是指宇宙中各种天体（如行星、恒星、星云等）的运动规律和方式。
宇宙天体运动的研究既有理论上的基础，也有实际应用价值。
在现代天文学中，人们通过对宇宙天体运动的研究，不仅可以了解宇宙的结构和演化过程，还可以帮助人类预测天文现象、进行空间探测和导航等方面的工作。
因此，宇宙天体运动的研究具有重要意义。
接下来，我们将通过文章对宇宙天体运动的相关知识点进行总结。
一、宇宙天体运动的基本规律1. 开普勒定律开普勒定律是描述行星绕太阳运动规律的三个基本定律，由德国天文学家开普勒在17世纪提出。
这三个定律分别是：第一定律（椭圆轨道定律），第二定律（面积定律）和第三定律（调和定律）。
根据这些定律，我们可以知道行星绕太阳的轨道是椭圆形的，且在等距离时间内所扫过的面积是相等的，而且行星的轨道周期和轨道半长轴的立方成正比。
这些定律揭示了行星运动的规律，对后来的天体力学研究有着深远的影响。
2. 牛顿引力定律牛顿引力定律是由英国科学家牛顿在17世纪提出的，它描述了两个物体之间的引力大小与它们的质量和距离的关系。
牛顿引力定律的表达式为 F=G(m1*m2)/r^2，其中F为引力大小，G为万有引力常数，m1和m2分别为两个物体的质量，r为它们之间的距离。
根据这个定律，我们可以计算出任意两个天体之间的引力大小，并且可以预测它们之间的运动轨迹。
3. 开普勒-牛顿定律开普勒-牛顿定律是将开普勒定律和牛顿引力定律结合起来的一套完整的理论体系。
它有效地描述了宇宙天体运动的规律，可以用来解释行星、卫星等天体之间的相互作用、运动轨迹和动力学特性。
二、宇宙天体的运动方式1. 行星运动行星是太阳系中的天体，它们围绕太阳运动。
根据开普勒定律，我们知道行星的运动轨道是椭圆形的，但在实际观测中，行星的运动轨迹往往呈现为周期性的不规则变化，这是由于行星之间的引力相互作用和行星自身的自转引起的。
由于这些因素的影响，行星的运动轨迹很难用简单的数学模型准确描述，需要借助计算机模拟等手段来进行研究。
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。
(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。
天体运动知识点高中总结
天体运动知识点高中总结天体运动知识点主要包括以下几个方面：1. 天体的运动规律地球、其他行星和卫星都遵循着一定的运动规律。
地球绕太阳公转，同时自转；其他行星也绕太阳公转，同时自转；卫星则围绕行星公转。
通过学习天体的运动规律，学生可以了解宇宙中的运动规律，如行星的公转周期、自转周期等。
2. 天体的轨道每个天体都围绕着自己的轨道运行，轨道形状和大小不同。
通过天体的轨道，可以了解天体之间的相对位置和运动轨迹，掌握天体在宇宙中的运动规律。
3. 天体的视运动天体在观测者的视线中呈现出不同的视运动，包括直线视运动、圆周视运动、椭圆视运动等。
通过学习天体的视运动，可以了解天体在宇宙中的运动规律和相对位置，培养学生观察和推理能力。
4. 天体的周期现象天体运动中存在着一些周期现象，如行星的合、冲、留、升现象；月相的变化；日食、月食等现象。
通过学习天体的周期现象，可以了解宇宙中的运动规律和周期性，培养学生观察和分析能力。
5. 天体的引力作用天体之间存在着引力作用，通过引力作用导致了宇宙中的各种运动现象，如行星的轨道运动、卫星的围绕行星运动等。
通过学习天体的引力作用，可以了解宇宙中的力学规律和运动规律，培养学生分析和推理能力。
6. 天体运动的观测方法观测天体运动是天文学的重要内容，可以通过望远镜观测天体的位置、轨道、视运动等现象，了解天体的运动规律和相对位置。
通过学习天体运动的观测方法，可以培养学生的观察和实验能力，提高他们对天文学的理解和认识。
天体运动知识点涉及了许多复杂的物理现象和数学概念，需要学生具备一定的数理基础和推理能力。
在教学中，可以通过举例、实验、观测等方式，激发学生对天体运动的兴趣，提高他们的学习积极性。
同时，也可以结合最新的科学研究成果和技术手段，让学生了解天体运动领域的最新进展和发展趋势，拓展他们的宇宙观念。
总之，天体运动是高中天文学课程中的重要知识点，通过学习天体运动，可以让学生了解宇宙中的运动规律，掌握宇宙中的基本概念和常识，培养他们的科学思维和观察能力。
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。
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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：2
R 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==R
GM 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 //g 为
A 、1；
B 、1/9；
C 、1/4；
D 、1/16。
表面重力加速度：22R
GM g mg R Mm G =⇒= 轨道重力加速度：g h R R h R M G g 2
2
2)()(+=+=' Ⅱ、天体运动类：
行星（卫星）模型：F ＝G Mm r 2＝m v 2r ＝mrω2＝m 4π2T 2r 一、周期类：主要解决天体的质量(或密度)与同步卫星问题 基本关系式：r T m r GMm 2
22⎪⎭
⎫ ⎝⎛=π 设恒星质量为M ，行星质量为m(或行星质量为M ，卫星质量为m)，它们之间的间距为r ，行星绕恒星(或卫星绕行星)的线速度、角速度、周期分别为v 、ω、T ． 可以推得开普勒第三定律：K T
r ==4πG M 23（常量） 1．天体质量(或密度)问题
2324GT r M π= 323
G T 3ρR r V M π== 当r=R 时，则天体密度简化为：2GT
3ρπ= R 、T 分别代表天体的半径和表面环绕周期，由上式可以看出，天体密度只与表面环绕周期有关.
21212
221M M R R g g ⋅=
2．周期公式 332r GM r 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 g
R 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 2
22⎪⎭
⎫ ⎝⎛=π 2R GMm mg = s m R gT r /102.4473222⨯==π
h=r-R=3.56×107m(约为三万六千千米) ③运行速率
ｖ＝2πr/T=3.1ｋｍ／ｓ
2.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。
2、在椭圆轨道上经过A ，B 两点速度之比
解析：此题考察了开普勒三定律内容，这个题目可以衍生出其
它很 多关于速度，加速度，能量的题目。
三、线速度类：主要解决宇宙速度问题
基本关系式：r mv r
GMm 2
2= 由此可得：r
1r GM v ∝=
1、第一宇宙速度（近地卫星运行速度）
推导过程：令上式中r=R ，得gR R
==G M v ，将g=9.8m/s 2、R= 6.4 ×106m 代入得:v 1=7.9×103m/s=7.9km/s ．
这就是人造地球卫星在地面附近绕地球做匀速圆周运动时必须具有的速度，也是卫星绕地球做匀速圆周运动的的最大线速度。
2、第二宇宙速度（bye earth speed ）
V 2=11.2km/s.
3、第三宇宙速度（bye sun speed ）
v 3=16.7km/s.
四、双星问题
双星模型：G m 1m 2L 2＝m 1ω2r 1＝m 2ω2(L －r 1) 天文学家将相距较近、仅在彼此的引力作用下运行的两颗恒星称为双星．双星系统
在银河系中很普遍．
例 3.已知某双星系统中两颗恒星围绕它们连线上的某一固定点分别做匀速圆周运动，周期均为T ，两颗恒星之间的距离为r ，试推算这个双星系统的总质量．(引力常量为G)
【解析】设两颗恒星的质量分别为m1、m2，做圆周运动的半径分别为r1、r2，角速度分别为ω1、ω2．根据万有引力定律和牛顿定律，有：
G m 1m 2r 2＝m 1r 1ω12 G m 1m 2r 2＝m 2r 2ω22 联立解得：r 1＝m 2r m 1＋m 2
根据角速度与周期的关系知ω1＝ω2＝2πT
联立解得：m 1＋m 2＝4π2r 3
T 2G
．
补充：考虑地球自转的情况
例4．地球赤道上的物体重力加速度为g ，物体在赤道上随地球自转的向心加速度为a ，要使赤道上物体“飘”起来，则地球的转速应为原来的（ ）
A 、
a g ； B 、a a g +； C 、a a g -； D 、a g 。