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一、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，其运行的线速度约为7.9 km/s 。
二、同步卫星同步卫星是指相对地球“静止不动”的卫星。
同步卫星的六个“一定”： 1．地球赤道上的物体，静止在地面上与地球相对静止，随地球的自转绕地轴做匀速圆周运动。
地球赤道上的物体受到的地球的万有引力，其中的一个分力提供物体随地球自转做圆周运动的向心力，产生向心加速度a ，另一个分力为重力，有G2MmR －mg =ma （其中R 为地球半径）。
2．近地卫星的轨道高度约等于地球的半径，其所受万有引力完全提供卫星做圆周运动的向心力，即G2MmR =ma 。
3．同步卫星与赤道上的物体具有与地球自转相同的运转周期和运转角速度，始终与地球保持相对静止状态，共同绕地轴做匀速圆周运动。
4．区别：（1）同步卫星与地球赤道上的物体的周期都等于地球自转的周期，而不等于近地卫星的周期。
（2近地卫星与地球赤道上的物体的运动半径都等于地球的半径，而不等于同步卫星运动的半径。
（3）三者的线速度各不相同。
四、求解此类试题的关键1．在求解“同步卫星”与“赤道上的物体”的向心加速度的比例关系时应依据二者角速度相同的特点，运用公式a =ω2r 而不能运用公式a =2GMr。
2．在求解“同步卫星”与“赤道上的物体”的线速度的比例关系时，仍要依据二者角速度相同的特点，运用公式v =ωr 而不能运用公式v =GMr。
3．在求解“同步卫星”运行速度与第一宇宙速度的比例关系时，因都是由万有引力提供的向心力，故要运用公式v =GMr，而不能运用公式v =ωr 或v =gr 。
【典例1】有a 、b 、c 、d 四颗地球卫星，a 在地球赤道上未发射，b 在地面附近近地轨道上正常运动，c 是地球同步卫星，d 是高空探测卫星，各卫星排列位置如图，则有A ．a 的向心加速度等于重力加速度gB ．c 在4 h 内转过的圆心角是π/6C ．b 在相同时间内转过的弧长最长D ．d 的运动周期有可能是20 h 【答案】C【解析】对于卫星a ，根据万有引力定律、牛顿第二定律可得2-GMm N ma r =向，而2GMmmg r =，故a 的向心加速度小于重力加速度g ，A 项错；由c 是地球同步卫星可知卫星c 在4 h 内转过的圆心角是π3，B 项错；由22GMm v m r r =得，GMv r=，故轨道半径越大，线速度越小，故卫星b 的线速度大于卫星c 的线速度，卫星c 的线速度大于卫星d 的线速度，而卫星a 与同步卫星c 的周期相同，故卫星c 的线速度大于卫星a 的线速度，C 项对；由22π()Mm G m r r T =得，32πr T GM=，轨道半径r 越大，周期越长，故卫星d 的周期大于同步卫星c 的周期，D 项错。
万有引力定律天体运动一、万有引力定律〔1〕开普勒三定律①所有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。
②对每个行星而言太阳和行星的连线在相等的时间内扫过相同的面积③所有行星轨道的半长轴R 的三次方与公转周期T 的二次方的比值都相同，即常量T R =23，常用开普勒三定律来分析行星在近日点和远日点运动速率的大小。
〔2〕万有引力定律：○1自然界的一切物体都相互吸引，两个物体间的引力的大小，跟它们的质量乘积成正比，跟它们的距离的平方成反比。
○2公式：221r m m G F =， ×10-112/kg 2.○3适用条件：适用于相距很远，可以看做质点的两物体间的相互作用，质量分布均匀的球体也可用此公式计算，其中r 指球心间的距离。
〔3〕三种宇宙速度：○1第一宇宙速度V 1=/s,人造卫星的最小发射速度； ○2第二宇宙速度V 2=/s,使物体挣脱地球引力束缚的最小发射速度；〔3〕第三宇宙速度V 3=/s,使物体挣脱太阳引力束缚的最小发射速度。
注意：①V 1=/s 是最小的发射速度，但是是最大的运行速度。
当V 1=/s 时，卫星近外表运行，V 运=/s 。
②当/s<v 射</s 时，卫星在离地较远处运行，v 运</s二、万有引力定律的应用：1、开普勒三定律应用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都相等，这就是开普勒第三定律，也叫周期定律.我们把行星的椭圆轨道近似地当作圆，假设用r 代表轨道半径，T 代表公转周期，那么开普勒第三定律的表达式为r3/T2=k.因用周期T 表示，那么把224T a n π=代入根本方程2224T m r Mm G π=即得：k GM T r ==2234π 显然这个量k 只与恒星的质量M 有关，而与行星其他任何物理量均无关。
2、各物理量与轨道半径的关系假设人造卫星绕地心做匀速率圆周运动的轨道半径为 r ，地球的质量为M 。
小初高个性化辅导，助你提升学习力！ 1 高中物理必修二第6章：万有引力定律-知识点1、人类对于天体运动的认识：①波兰 天文学家哥白尼 提出日心说 ，②伽利略用望远镜 发现木星的卫星 ，证明地球 并非天体的中心。
③德国 天文学家开普勒 提出开普勒三定律 。
2、开普勒第一定律：各行星都在椭圆轨道上绕太阳运行，太阳处在椭圆的一个焦点上。
开普勒第二定律：行星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：行星绕太阳运行的椭圆轨道半长轴 a 的三次方 与公转周期T 的二次方 之 比 是一个常数，即 a 3/T 2 =k 。
k 是一个与行星 无关 的常数。
一般我们可近似按圆轨道处理，即 r 3/T 2 =k ，r 是行星圆轨道 的半径。
由该定律可知，人造地球卫星在近地点速度大 ，在远地点速度小 ；同理，地球以及其他行星在近日点速度大 ，在远日点速度小 。
4、牛顿 提出，地球对苹果的引力，地球对月亮的引力与太阳对行星的作用力本质上都相同 。
这种所有物体之间都存在 的相互吸引力就是万有引力 。
5、万有引力定律：自然界中任何两个物体都相互吸引，相互间引力的大小与物体质量的乘积成正比，与它们之间距离的二次方成反比。
公式：F=221r m m G 。
r 是可以看成质点的两物体之间距离，若是质量分布均匀的球体，则是两个球心间的距离。
G 是引力常量，卡文迪许 利用扭秤 装置测得G = 6.67×10-11N ˙m 2/kg 2。
6、“称量”地球的质量：测出地球表面的重力加速度g 地和地球半径r ，利用地球上的物体所受重力 就是万有引力 ，有① mg 地=2r mm 地地G 。
可求得m 地=G 2r g 地地。
②地球的平均密度ρ=V m 地=3r 34m ⋅π地。
7、“称量”太阳的质量：测出地球绕太阳做匀速圆周运动的 轨道半径r 和 周期T ，利用万有引力等于圆周运动的向心力，有2r m m 日地G =22T r 4m π地，可得：m 日=232G T r 4π。
万有引力与天体运动引言：在自然界中，存在着一种无所不在的力量，即万有引力。
万有引力是负责使得天体之间相互吸引的力量，它是牛顿力学的基本法则之一。
本文将探讨万有引力的定义、原理及其与天体运动的关系。
一、万有引力的定义与原理万有引力是指任意两个物体之间存在相互吸引的力量，这种力量与物体的质量和距离有关。
根据牛顿第三定律，相互作用的两个物体之间的引力大小相等，方向相反。
万有引力的存在与质量有关，质量越大的物体，其引力也越大。
而且，两个物体之间的引力与它们之间的距离的平方成反比，即距离越近，引力越强。
二、天体运动的基本规律根据万有引力的原理，天体运动遵循以下基本规律：1. 开普勒定律约翰内斯·开普勒是天体运动领域的重要科学家之一，他总结出三个著名的运动定律。
第一定律表明天体绕太阳运动的轨道是椭圆形，而不是圆形。
这就意味着天体在其轨道上的位置不是固定的，而是变化的。
2. 第二定律开普勒的第二定律，也称为面积定律，表明天体在相同时间内扫过的面积相等。
换句话说，当天体离太阳较远时，它的速度较慢；当它距离太阳较近时，速度较快。
这个定律说明了天体在椭圆轨道上的运动速度是不均匀的。
3. 第三定律开普勒的第三定律，也称为调和定律，阐述了天体轨道周期与半长轴的关系。
具体来说，天体运动的周期的平方与它的椭圆轨道的半长轴的立方成正比。
这个定律揭示了天体运动的规律性，使得科学家们可以通过研究地球运动来推导出其他天体的运动规律。
三、天体运动和万有引力的关系天体运动与万有引力有着密不可分的关系，万有引力是驱动天体运动的根本力量。
在太阳系中，太阳是最重要的引力中心，其他行星、卫星以及小行星等都围绕太阳进行运动。
1. 行星运动行星绕太阳运动的轨道是椭圆形，行星距离太阳越近，它们的速度越快；相反，距离越远，速度越慢。
这符合开普勒定律中的第二定律。
行星的运动速度与距离有关，而这种变化正是受到万有引力的影响。
2. 月球运动月球是地球的卫星，它也受到地球的引力影响，围绕地球进行运动。
