(完整版)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。

天体运动和万有引力总结天体运动总结1. 开普勒三定律所有绕太阳运动的行星轨道都是椭圆，太阳在椭圆的一个焦点上（后简化为所有轨道都是圆，太阳在圆心上），注意：第一定律只是描述了一个图像，并没有需要计算的东西，而且太阳究竟在哪个焦点上还得看第二定律对于某一颗行星来说，它的扫面速度是恒定的。

这句话也可以说成是：离太阳越近，速度越大。

这是判断近日点远日点的根据。

第二定律有个计算是研究近日点远日点速度与到太阳距离关系的。

根据扫面速度相同就有这样的关系 a b v a v b =对于所有绕太阳运动的行星来说，轨道半长轴的三次方与周期的平方的比值都一样32a k T= 简化之后为：所有绕太阳运动的行星，其轨道半径的三次方与周期的平方的比值都一样32r k T = 这里需要注意的是，这些天体所围绕的“中心天体”必须为同一个天体，这个定律可以在后面的推导中证明。

2. 万有引力万有引力公式只要是两个有质量的物体，两者之间必定有万有引力的作用，公式为：122m m F Gr= 记住：G 为引力常量，是由“卡文迪许”通过“扭秤实验”得来的，其目的就是为了测出地球质量。

这里要记住两个和地球有关的常数：质量6×1024kg ，半径6400km 。

m 1，m 2是这两个物体的质量r 为两个物体质心之间的距离，对于两个质点来说就是之间的距离。

而对于形状规则、质量均匀的几何体来说，质心就在几何中心。

关于万有引力公式需要说明几点：A. 万有引力公式是本章的基础，对于一个天体来说，它的运动状态就是由万有引力定律来支配B. 万有引力公式最常见的错误就是把公式写成12m m F Gr=，把r 的平方给丢掉这是一个致命的错误，将会直接导致后面计算错误。

C. 万有引力的方向肯定在两物体之间的连线上而指向对方D. 甲对乙的引力和乙对甲的引力是一对作用力反作用力万有引力的规律从公式上来看，当两个物体质量一定时，万有引力随着距离的增大而减小，并且和距离的“平方”成反比。

高中物理天体运动公式总结1. 天体运动基础知识在我们仰望星空的时候，天体的运动其实并不神秘，只要掌握了几个基本的公式，大家就能明白宇宙中那些美丽的运动规律啦。

1.1 行星运动首先，行星绕太阳运动的轨道是椭圆的，太阳在一个焦点上。

这个基本事实是由开普勒提出的哦。

开普勒定律中有个非常重要的公式：( T^2 / R^3 = text{常数} )，其中( T ) 是行星的公转周期，( R ) 是行星与太阳的平均距离。

简单来说，这就是“公转周期的平方与轨道半径的立方成正比”。

1.2 引力定律再说说牛顿的引力定律，这可是基础中的基础！牛顿告诉我们，两个天体之间的引力可以用公式表示：( F = G frac{m_1 cdot m_2}{r^2} )。

其中，( G ) 是引力常数，( m_1 ) 和( m_2 ) 是两个天体的质量，( r ) 是它们之间的距离。

这个公式告诉我们，距离越远，引力越小；质量越大，引力越大。

2. 运动公式的实际应用了解了这些基本公式后，我们就可以运用这些理论来解决实际问题啦。

2.1 计算天体轨道如果我们知道了一个行星的公转周期 ( T ) 和距离 ( R )，我们可以利用开普勒定律来计算其他行星的运动情况。

例如，如果你想知道火星的轨道特性，只需要知道火星的周期和它离太阳的平均距离就行了，计算出来的结果非常可靠。

2.2 星体的速度天体的速度也是一个很有意思的话题！使用公式 ( v = sqrt{G frac{M}{r}} )，你可以计算天体在其轨道上的线速度。

其中 ( M ) 是天体的质量，( r ) 是天体到天体的距离。

这个公式说明了，天体离中心越近，速度越快。

3. 天体运动中的特殊现象在天体运动中，还有一些特别的现象值得一提，它们有时让我们感到惊奇和震撼。

3.1 行星逆行比如说行星逆行现象，这可真是天文界的奇妙现象。

在某些时候，一些行星看起来好像在自己的轨道上倒退了。

这其实是因为地球和这些行星之间的相对运动造成的，虽然有点拗口，但你可以把它想象成交通堵塞的时候你看别人车子倒退的感觉。

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。

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GM2m I ma其中a=V 2=w2r = ( 丁)},该组公式可称为天上"公式.r T2. 利用天体表面的物体的重力约等于万有引力来求解，即G R2 =mg, 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.(T2=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.33. 开普勒第三定律的表达式为旱=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.3a常数k只与太2.表达式T2= 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,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.七、四个重要结论：设质量为m 的天体绕另一质量为 M 的中心天体做半径为r 的匀速圆周运动. 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0,由万有引力公式得F = G ："引力F 可分解为F i 、F 2两个分力，其中F i 为物体随地球自转 做圆周运动的向心力F n , F 2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=氏，g 为地球表面的重力加速度.关系式 mg GMm/R 2即GM gr 23.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IRG （R +h ）2，在地球表面时mg= G R T 所以在距地面h 处的重力加速度g ' =（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= GR ，解得天体质量为M= gR ,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:Mm 2 n 2 G 2 = m J r? r TM= 4G ；，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。

高中物理天体运动总结一：天体的运动到底是怎样的——科学发展史早期人们根据太阳东升西落等自然现象，建立了地心说。

以托勒密为代表的科学家完善了地心说：托勒密认为，地球处于宇宙中心静止不动。

从地球向外依次有月球、水星、金星、太阳、火星、木星和土星，这些天体在各自的轨道上绕地球运转。

地心说在描述天体运动时非常复杂，哥白尼认为如果有上帝那么天体的运动不会如此丑陋。

哥白尼首次提出日心说：太阳是不动的，而且在宇宙中心，地球以及其他行星都一起围绕太阳做圆周运动，只有月亮环绕地球运行。

到底天体是怎样运动的呢？科学家第谷在没有天文望远镜的帮助下仅靠肉眼观测，经过20年的观测，第谷积累了大量的观测数据，发现了许多新的天文现象。

之后开普勒接受第谷的邀请，给第谷当助手。

开普勒在第谷去世后，认真地研究了第谷的记录数据。

通过大量的计算开普勒发现了行星运动的三大规律。

这三大定律，分别是轨道定律、面积定律和周期定律。

分别描述为：所有行星分别是在大小不同的椭圆轨道上运行；在同样的时间里行星向径在轨道平面上所扫过的面积相等；行星公转周期的平方与它同太阳距离的立方成正比。

开普勒三定律使开普勒得到了“天空立法者”的美名。

二：天体运动的原因开普勒三定律是在大量观测事实上得到的，是不容置疑的，但为什么天体的运动会这样呢？是什么力量驱使月球围绕地球转，地球围绕太阳转？牛顿经过研究得到了答案。

牛顿认为：天体做圆周运动,必然有一种力来充当向心力，提供向心加速度。

为什么天体间存在着这样一个吸引力？结合地面物体会受到地球的吸引力即重力，牛顿大胆猜想，天体间的引力很可能和地面上物体受到地球的引力一样。

进一步猜想物体间的引力有可能是普遍存在的。

重力和物体的质量成正比，而且根据牛顿第三定律地球吸引物体的同时物体也会吸引地球，所以这个引力也和地球的质量成正比。

通过结合开普勒的周期定律牛顿计算出引力和两物体间的距离成反比。

由此牛顿得到了万有引力定律。

万有引力定律：任何物体之间都有相互吸引力，这个力的大小与各个物体的质量成正比，与它们之间的距离的平方成反比。

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。

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 //g 为A 、1；B 、1/9；C 、1/4；D 、1/16。

表面重力加速度：22RGM g mg R Mm G =⇒= 轨道重力加速度：g h R R h R M G g 222)()(+=+=' 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 222⎪⎭⎫ ⎝⎛=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 Tr ==4πG M 23（常量） 1．天体质量(或密度)问题2324GT r M π= 323G T 3ρR r V M π== 当r=R 时，则天体密度简化为：2GT3ρπ= 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.21212221M 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 gR T π。

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。

人体天体运动知识点总结人体天体运动是指在天体环境中进行的各种身体活动，包括宇航员在太空中进行的空间行走、飞行、器械运动等。

宇航员在太空中进行的各种运动需要具备特殊的技能和训练，以适应太空环境中的重力、空气压力、温度等因素。

本文将从人体天体运动的基本知识、运动训练和安全保障等方面进行总结和分析。

基本知识1. 太空环境太空环境与地球环境有很大的不同，最主要的区别就是没有地球引力。

在地球上，我们受到地球引力的约束，身体的重量通过地面得以支撑，而在太空中，没有地面来支持身体的重量，因此人体处于失重状态。

失重状态下，人体的肌肉、骨骼等组织会遭受不同的负荷，对身体的影响也不同。

2. 失重状态下的身体反应在失重状态下，人体的肌肉、骨骼、血液循环、呼吸等系统都会发生变化。

肌肉和骨骼由于缺乏地面的支撑而逐渐丧失力量和骨密度，血液循环和呼吸系统也面临着困难，这些都需要在太空中进行适当的训练和调整。

3. 太空运动的重要性在太空中进行运动训练对宇航员的健康和工作效率都具有重要意义。

运动可以帮助宇航员保持肌肉和骨骼的健康，预防肌肉萎缩和骨骼疏松，同时也有助于维持心血管、呼吸和免疫系统的正常功能。

此外，适当的运动训练还可以提高宇航员的心理素质和工作效率，为完成太空任务提供保障。

运动训练1. 体能训练太空环境中的宇航员需要进行适当的体能训练，以维持肌肉力量和心肺功能。

体能训练包括有氧运动和无氧运动，有氧运动主要包括慢跑、游泳、健身操等，无氧运动主要包括举重、器械训练等。

体能训练可以提高宇航员的耐力和力量，增强身体素质，有助于适应太空环境的变化。

2. 平衡训练失重状态下，人体的平衡感和空间定向能力都会受到影响，因此平衡训练对宇航员在太空中进行各种活动至关重要。

平衡训练主要包括平衡垫、平衡板、瑜伽等，通过这些训练可以有效提高宇航员的平衡感和空间意识，保证其在太空中的安全和稳定性。

3. 动作技能训练在太空环境中，宇航员需要进行空间行走、飞行、器械运动等各种复杂的活动，因此需要进行相应的动作技能训练。

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。

高中物理天体运动总结天体运动是研究天空中天体的运动规律的科学领域。

在高中物理中，学习了一些基础的天体运动知识，包括恒星的运动、行星的运动、月亮的运动等。

本文将对高中物理中关于天体运动的知识进行总结，共计1000字。

首先，我们来介绍恒星的运动。

在夜晚，我们可以看到满天繁星，每个星星都有自己的运动轨迹。

恒星的运动可以分为两种，即日周运动和年周运动。

日周运动是指恒星在天空中沿着东西方向运动的现象。

这是由于地球自转引起的。

地球自转一周约为24小时，所以我们可以看到日出和日落的变化。

在观察中，我们发现太阳在东方升起，西方落下。

这是因为地球自转使得太阳从东方升起到西方落下。

而夜晚，我们可以看到其他恒星的日周运动，它们也是从东方升起到西方落下。

不同地区和时间观察到的恒星不同，这是由于地球自转轴的倾斜引起的。

年周运动是指恒星在天空中的长期运动现象。

这是由于地球公转引起的。

地球公转一周约为365天，所以我们可以看到四季变化。

在观察中，我们发现太阳在天空中的位置会随着时间的推移而改变，即太阳高度角的变化。

这是因为地球公转使得太阳在天空中的位置不断变化。

冬季太阳的高度角较低，夏季太阳的高度角较高。

不同地区和时间观察到的恒星也不同，这是由于地球公转轨道的形状引起的。

除了恒星的运动，我们还学习了行星的运动。

行星是绕着恒星（太阳）运动的天体。

行星的运动可以分为日心运动和自转运动。

日心运动是指行星绕着太阳运动的现象。

根据开普勒的行星运动定律，行星运动轨道是椭圆形的，太阳位于椭圆的一个焦点上。

行星的运动速度不均匀，它们在近日点离太阳较近，运动速度较快，在远日点离太阳较远，运动速度较慢。

行星运动周期的平方与平均距离的立方成正比。

自转运动是指行星绕着自身轴心自转的现象。

行星自转的速度和方向不同，导致我们可以观察到行星的白昼和黑夜变化。

例如地球的自转周期约为24小时，因此我们可以看到白天和黑夜的交替。

另外，我们还学习了月亮的运动。

月亮是绕着地球运动的天体，它的运动可以分为月相变化和月食现象。

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。

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==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：22RGM g mg R Mm G =⇒= 轨道重力加速度：g h R R h R M G g 222)()(+=+=' Ⅱ、天体运动类：行星（卫星）模型：F ＝G Mm r 2＝m v 2r ＝mr ω2＝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 222⎪⎭⎫ ⎝⎛=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 Tr ==4πG M 23（常量） 1．天体质量(或密度)问题2324GT r M π= 323G T 3ρR r V M π== 当r=R 时，则天体密度简化为：2GT3ρπ= 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21212221M M R R g g ⋅=面环绕周期有关. 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。