专题3天体运动问题的归类整合

天体运动知识点归类解析【问题一】行星运动简史1、两种学说（1）地心说:地球是宇宙的中心，而且是静止不动的，太阳、月亮以及其他行星都绕地球运动。

支持者托勒密。

（2）.日心说：太阳是宇宙的中心，而且是静止不动的，地球和其他行星都绕太阳运动。

（3）.两种学说的局限性都把天体的运动看的很神圣，认为天体的运动必然是最完美，最和谐的圆周运动，而和丹麦天文学家第谷的观测数据不符。

2、开普勒三大定律开普勒1596年出版《宇宙的神秘》一书受到第谷的赏识，应邀到布拉格附近的天文台做研究工作。

1600年，到布拉格成为第谷的助手。

次年第谷去世，开普勒成为第谷事业的继承人。

第谷去世后开普勒用很长时间对第谷遗留下来的观测资料进行了整理与分析他在分析火星的公转时发现，无论用哥白尼还是托勒密或是第谷的计算方法得到的结果都与第谷的观测数据不吻合。

他坚信观测的结果，于是他想到火星可能不是按照人们认为的匀速圆周运动他改用不同现状的几何曲线来表示火星的运动轨迹，终于发现了火星绕太阳沿椭圆轨道运行的事实。

并将老师第谷的数据结果归纳出三条著名定律。

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焦点上。

第二定律：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。

如图某行星沿椭圆轨道运行，远日点离太阳的距离为a，近日点离太阳的距离为b，过远日点时行星的速率为a v，v过近日点时的速率为b由开普勒第二定律，太阳和行星的连线在相等的时间内扫过相等的面积，取足够短的时间t ，则有：所以b a v v a b = ②②式得出一个推论：行星运动的速率与它距离成反比，也就是我们熟知的近日点快远日点慢的结论。

②式也当之无愧的作为第二定律的数学表达式。

第三定律：所有行星的轨道半长轴的三次方跟它的公转周期平方的比值都相等。

用a 表示半长轴，T 表示周期，第三定律的数学表达式为k T a =23，k 与中心天体的质量有关即k 是中心天体质量的函数)(23M k T a =①。

高三天体问题知识点天体问题是物理学中的一个重要研究领域，涉及到天体运动、引力、行星轨道等内容。

在高三物理学习中，我们需要掌握一些关键的天体问题知识点。

本文将从天体运动、行星轨道和引力三个方面来介绍高三物理学习中的天体问题知识点。

一、天体运动知识点1. 行星公转：行星在太阳周围做椭圆形轨道运动，公转周期是由行星质量和距离太阳的半长轴决定的。

根据开普勒第二定律，行星在椭圆轨道上的相等时间内扫过的面积是相等的。

2. 地球自转：地球自西向东自转，自转周期为24小时。

地球自转导致了地球的日晷现象，即昼夜交替的现象。

3. 星空的运动：由于地球自转和公转，星空中的星星看起来会有运动。

恒星的视运动通常分为南北视运动和东西视运动。

二、行星轨道知识点1. 椭圆轨道：行星绕太阳运动的轨道通常是一个椭圆。

椭圆有两个焦点，太阳位于其中一个焦点上。

椭圆的长轴和短轴决定了椭圆的形状和大小。

2. 圆形轨道：圆形轨道是一种特殊的椭圆轨道，它的长轴和短轴相等，即椭圆的离心率为零。

地球绕太阳的轨道就是一个接近圆形的椭圆轨道。

3. 开普勒定律：开普勒定律是描述行星运动的经验规律。

包括开普勒第一定律（椭圆轨道定律）、开普勒第二定律（面积定律）和开普勒第三定律（调和定律）。

三、引力知识点1. 引力的概念：引力是物质之间相互吸引的作用力，是宇宙中最普遍的力之一。

地球表面上的物体受到的重力大小与其质量成正比。

2. 引力定律：牛顿引力定律是描述引力作用的定律，它表明物体间的引力大小与它们的质量成正比，与它们的距离的平方成反比。

3. 太阳引力和行星运动：太阳对行星的引力决定了行星的运动轨迹和速度。

根据万有引力定律，太阳和行星之间的引力与它们的质量和距离有关。

通过对以上天体问题的知识点进行了解，我们能够更好地理解宇宙中的天体运动规律，进一步认识到人类在宇宙中的微小和脆弱。

天体问题是物理学习中的一部分，也是我们对宇宙的探索和理解的重要组成部分。

希望本文对高三物理学习中的天体问题知识点的了解有所帮助，并能够激发对宇宙的好奇与探索的热情。

天体运动知识点归类解析【问题一】行星运动简史1两种学说（1）地心说：地球是宇宙的中心，而且是静止不动的，太阳、月亮以及其他行星都绕地球运动。

支持者托勒密。

（2）.日心说：太阳是宇宙的中心，而且是静止不动的，地球和其他行星都绕太阳运动。

（3）.两种学说的局限性都把天体的运动看的很神圣，认为天体的运动必然是最完美，最和谐的圆周运动，而和丹麦天文学家第谷的观测数据不符。

2、开普勒三大定律开普勒1596年出版《宇宙的神秘》一书受到第谷的赏识，应邀到布拉格附近的天文台做研究工作。

1600年，到布拉格成为第谷的助手。

次年第谷去世，开普勒成为第谷事业的继承人。

第谷去世后开普勒用很长时间对第谷遗留下来的观测资料进行了整理与分析他在分析火星的公转时发现，无论用哥白尼还是托勒密或是第谷的计算方法得到的结果都与第谷的观测数据不吻合。

他坚信观测的结果，于是他想到火星可能不是按照人们认为的匀速圆周运动他改用不同现状的几何曲线来表示火星的运动轨迹，终于发现了火星绕太阳沿椭圆轨道运行的事实。

并将老师第谷的数据结果归纳出三条着名定律。

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焦点上。

第二定律：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。

如图某行星沿椭圆轨道运行，远日点离太阳的距离为a，近日点离太阳的距离为b，过远日点时行星的速率为v a，过近日点时的速率为v b由开普勒第二定律，太阳和行星的连线在相等的时间内扫过相等的面积，取足够短的时间t，则有：1 1av a t bv b t ①2 2所以空旦②V a b②式得出一个推论：行星运动的速率与它距离成反比，也就是我们熟知的近日点快远日点慢的结论。

②式也当之无愧的作为第二定律的数学表达式。

第三定律：所有行星的轨道半长轴的三次方跟它的公转周期平方的比值都相等。

3r GM GM②即k(M )•4k(M)是普遍意义下的开普勒第三定律多用于求解椭圆轨道问题。

mgF 向 φ ωF万有引力和航天知识的归类分析一．开普勒行星运动定律一、开普勒第必然律（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核心上。

二、开普勒第二定律（面积定律）：对任意一个行星来讲，它与太阳的连线在相等的时刻内扫过相等的面积。

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二次方的比值都相等。

实例、飞船沿半径为r 的圆周绕地球运动，其周期为T ，如下图。

假设飞船要返回地面，可在轨道上某点处将速度降到适当的数值，从而使飞船沿着以地心为核心的椭圆轨道运行，椭圆与地球表面在某点相切，已知地球半径为R ，求飞船由远地址运动到近地址所需要的时刻。

二．万有引力定律 实例二、假想把质量为m 的物体放到地球的中心，地球的质量为M ，半径为R ，那么物体与地球间的万有引力是（ ）A 、零B 、无穷大C 、2R GMmD 、无法确信小结：F=221r m Gm 的适用条件是什么？三．万有引力与航天 （一）核心知识万有引力定律和航天知识的应用离不开两个核心1、一条主线，本质上是牛顿第二定律，即万有引力提供天体做圆周运动所需要的向心力。

2、 黄金代换式GM ＝g R 2此式往往在未知中心天体的质量的情形下和一条主线结合利用 （二）具体应用应用一、卫星的四个轨道参量v 、ω、T 、a 向与轨道半径r 的关系及应用 一、理论依据：一条主线二、实例分析如下图,a 、b 是两颗绕地球做匀速圆周运动的人造卫星,它们距地面的高度别离是R 和2R(R 为地球半径).以下说法中正确的选项是( )、b 的线速度大小之比是 2∶1 、b 的周期之比是1∶2 、b 的角速度大小之比是3 ∶4 、b 的向心加速度大小之比是9∶4 小结： 轨道模型：在中心天体相同的情形下卫星的r 越大v 、ω、a 越小，T 越大，r 相同，那么卫星的v 、ω、a 、T 也相同，r 、 v 、ω、a 、T 中任一发生转变其它各量也会转变。

天体运动题型归纳题型一：天体的自转【例题1】一物体静置在平均密度为ρ的球形天体表面的赤道上。

已知万有引力常量为G ，若由于天体自转使物体对天体表面压力怡好为零，则天体自转周期为（ ）A ．124π3G ρ⎛⎫ ⎪⎝⎭B ．1234πG ρ⎛⎫ ⎪⎝⎭C ．12πG ρ⎛⎫ ⎪⎝⎭D ．123πG ρ⎛⎫ ⎪⎝⎭解析：在赤道上22R m mg RMmGω+=① 根据题目天体表面压力怡好为零而重力等于压力则①式变为 22R m RMmGω=②又 ②③④得：23GT πρ= ④即21)3(ρπG T =选D 练习1、已知一质量为m 的物体静止在北极与赤道对地面的压力差为ΔN ，假设地球是质量分布均匀的球体，半径为R 。

则地球的自转周期为（ ）A. 2T =B.2T =C.R N m T ∆=π2D.N m RT ∆=π22、假设地球可视为质量均匀分布的球体，已知地球表面的重力加速度在两极的大小为g 0，在赤道的大小为g ；地球自转的周期为T ，引力常数为G ，则地球的密度为：A.0203g g g GT π B. 0203g g g GT π C. 23GT π D. 023g g GTπρ 题型二：近地问题+绕行问题【例题1】若宇航员在月球表面附近高h 处以初速度0v 水平抛出一个小球，测出小球的水平射程为L 。

已知月球半径为R ，引力常量为G 。

则下列说法正确的是A ．月球表面的重力加速度g 月＝h v 20L2B ．月球的质量m 月＝hR 2v 20GL 2 C ．月球的第一宇宙速度v ＝v 0L2h D ．月球的平均密度ρ＝3h v 202πGL 2R解析 根据平抛运动规律，L ＝v 0t ，h ＝12g 月t 2，联立解得g 月＝2h v 20L 2；由mg 月＝G mm 月R 2，解得m 月＝2hR 2v 20GT 2；由mg 月＝m v 2R ，解得v ＝v 0L 2hR ；月球的平均密度ρ＝m 月43πR 3＝3h v 202πGL 2R。

高中物理天体运动知识梳理与典例汇析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。

如果用m1、m2表示两个物体的质量，r表示它们间的距离，则物体间相互吸引力为F=Gm1m2/r²，G称为万有引力常数。

卡文迪许通过扭秤实验测出了引力常量G。

三：解题方法天体运动归根到底是匀速圆周运动，万有引力是天体间的唯一受力，即万有引力充当向心力。

常见考题：1.地面问题：利用“万有引力=重力”求解g2.卫星环绕问题：利用“万有引力=向心力”求解天体运行的角速度，线速度，周期。

最终可得“高轨低速长周期”即轨道越高，卫星的线速度越低，周期越长。

3.变轨问题：卫星由低轨道向高轨道发射，节省发射火箭燃料，需经历两次加速。

一、天体物理题型与解法归类（2009、5）一、单个绕行天体：问题1：讨论重力加速度g随离地面高度h的变化情况基本题1-1-1：地球半径为R，地球表面的重力加速度为，物体在距地面3R处，由于地球的引力作用而产生的重力加速度g，则（）A、1B、1/9C、1/4D、1/16分析与解：因为g= G，g= G,所以g/g=1/16,即D选项正确。

变形题1-1-2：发射地球同步卫星时，先将卫星发射至近地圆轨道1，然后经点火，使其沿椭圆轨道2运行，最后再次点火，将卫星送入同步圆轨道3，轨道1、2相切于Q点，轨道2、3相切于P点，如图1所示。

则在卫星分别在1、2、3轨道上正常运行时，以下说法正确的是：（）A、卫星在轨道3上的速率大于在轨道1上的速率。

B、卫星在轨道3上的角速度小于在轨道1上的角速度。

C、卫星在轨道1上经过Q点时的加速度大于它在轨道2上经过Q点时的加速度。

D、卫星在轨道2上经过P点时的加速度等于它在轨道3上经过P点时的加速度。

分析：因为，所以V=，，即B选项正确，A选项错误。

根据牛顿第二定律可得，即卫星的加速度a只与卫星到地心的距离r有关，所以C选项错误，D选项正确。

易错：认为卫星在轨道1上经过Q点时的速度等于它在轨道2上经过Q点时的速度，而在Q点轨道的曲率半径<r,所以>，即错选C。

说明：卫星的加速度等于该处的重力加速度，不等于卫星的向心加速度，只有当卫星作匀速圆周运动时，三者相等。

问题2：用万有引力定律求中心天体的质量1、通过观察绕行天体运动的周期T（或角速度、线速度）和轨道半径r；2、中心天体表面的重力加速度g和中心天体的半径R。

基本题1-2-1：已知地球绕太阳公转的轨道半径r=1.4910m，公转的周期T=3.1610s，求太阳的质量M。

分析：根据地球绕太阳做圆周运动的向心力来源于万有引力得：G=mr(2π/T)解得： M=4πr/GT=1.9610kg.变形题1-2-2：宇航员在一星球表面上的某高处，沿水平方向抛出一小球。

高中物理天体运动总结：天体高中物理运动高中物理天体运动公式高中物理天体公式大全高中物理天体运动专题篇一：谈谈高中物理天体运动的-七个三-谈谈高中物理天体运动的”七个三”深邃浩瀚的宇宙奇妙而神秘，吸引无数颗聪明的头脑去研究它！而支配其运动的规律却并不复杂--开普勒三定律描述天体运动的运动学规律，牛顿运动定律及万有引力定律则揭示出天体运动的动力学原因.本文针对中学物理中的天体运动问题，进行系统而有序的分类，总结为”七个三”，以期帮助我们全面准确地掌握这类问题.1.区分描述重点，理解开普勒三定律开普勒第一定律，也称椭圆定律；也称轨道定律：每一个行星都沿各自的椭圆轨道环绕太阳，而太阳则处在椭圆的一个焦点中。

开普勒第二定律，也称面积定律：在相等时间内，太阳和运动中的行星的连线（向量半径）所扫过的面积都是相等的。

开普勒第三定律，也称调和定律；也称周期定律：各个行星绕太阳公转周期的平方和它们的椭圆轨道的半长轴的立方成正比。

由这一定律不难导出：行星与太阳之间的引力与半径的平方成反比。

开普勒三定律详细地描绘出太阳系各行星的运动特点，也同样适用于行星及其卫星系统.三定律描述的侧重点不同：第一定律遵循日心说的同时指出了日心说的不足：行星运动轨道不是正圆而是椭圆，太阳的位置不在中心而在椭圆的焦点上；第二定律着重刻画行星在轨道上的运动细节，否定了日心说中的匀速率，指出行星的运动应是变速运动，速率的大小取决于它与太阳间的距离，具体数值由”面积定律”确篇二：高中物理天体运动热点难点重点卫星变轨问题深度解析(包教会)卫星变轨问题引例：飞船发射及运行过程：先由运载火箭将飞船送入椭圆轨道，然后在椭圆轨道的远地点A实施变轨，进入预定圆轨道，如图所示，飞船变轨前后速度分别为v1、v2，变轨前后的运行周期分别为T1、T2，飞船变轨前后通过A点时的加速度分别为a1、a2，则下列说法正确的是A．T1＜T2，v1＜v2，a1＜a2B．T1＜T2，v1＜v2，a1＝a2C．T1＞T2，v1＞v2，a1＜a2D．T1＞T2，v1＝v2，a1＝a2解答：首先，同样是A点，到地心的距离相等，万有引力相等，由万有引力提供的向心力也相等，向心加速度相等。

天体运动总结高中物理知识点天体运动总结高中物理知识点天体运动是高中物理课程中的重要内容之一，通过学习天体运动，我们可以了解宇宙的奥秘，更深入地理解地球和其他天体之间的关系。

本文将对高中物理课程中的天体运动知识进行总结，包括天体的分类与运动规律、地球的自转和公转等内容。

首先，我们来了解一下天体的分类。

天体主要分为自身发光的恒星和非发光的行星、卫星、彗星和流星等。

其中，恒星是由氢、氦等元素核融合反应产生巨大的能量而发出的光和热，如太阳就是一个恒星。

行星是围绕恒星旋转的天体，如地球、火星等。

卫星是围绕行星运动的天体，如地球的月亮。

彗星是由尘埃和冰冻物质组成的天体，其轨道呈长椭圆形，会产生长长的尾巴。

流星是从宇宙空间飞来的小天体，在大气层中燃烧产生明亮的光。

在天体运动的规律方面，我们要了解行星和卫星的运动规律。

根据开普勒定律，行星和卫星的轨道是椭圆形的，行星总是沿着椭圆轨道围绕恒星运动，而卫星则沿着椭圆轨道围绕行星运动。

开普勒第一定律称为椭圆定律，即行星或卫星的轨道形状是椭圆，恒星位于椭圆的一个焦点上。

开普勒第二定律称为面积定律，即行星或卫星在相同时间内扫过的面积相等。

开普勒第三定律称为调和定律，即行星或卫星绕恒星的周期的平方与其平均轨道半长轴的立方成正比。

地球的自转和公转是天体运动的重要内容。

自转是指地球绕自身轴线旋转的运动。

地球的自转周期是24小时，这就使得我们感觉到白天和黑夜的交替。

公转是指地球围绕太阳运动的轨道，其周期为365.25天。

由于地球轴线倾斜，形成了四季的变化。

地球在公转过程中，会呈现出春分、夏至、秋分、冬至等时刻，这些时刻对应着我们熟知的四季的开始。

除了地球的自转和公转，我们还要了解其他行星的运动规律。

水星、金星、火星、木星和土星等行星都遵循着开普勒定律，且行星的自转周期与公转周期有一定的关系。

例如，水星的自转周期和公转周期几乎一样，因此它的一面几乎永远面向太阳。

木星和土星则因为其体积较大，自转周期较短，呈现扁平椭球形。

高考物理天体运动知识点梳理导读：我根据大家的需要整理了一份关于《高考物理天体运动知识点梳理》的内容，具体内容：天体运动高考物理考察的重要内容之一，需要学生重点掌握天体运动相关知识点。

下面我为大家整理高考物理天体运动知识点，希望对大家有所帮助!高考物理天体运动知识点...天体运动高考物理考察的重要内容之一，需要学生重点掌握天体运动相关知识点。

下面我为大家整理高考物理天体运动知识点，希望对大家有所帮助!高考物理天体运动知识点高考物理知识点万有引力1.开普勒第三定律：T2/R3=K(=42/GM){R：轨道半径，T：周期，K：常量(与行星质量无关，取决于中心天体的质量)｝2.万有引力定律：F=Gm1m2/r2 (G=6.67×10-11N?m2/kg2，方向在它们的连线上)3.天体上的重力和重力加速度：GMm/R2=mg;g=GM/R2 {R：天体半径(m)，M：天体质量(kg)｝4.卫星绕行速度、角速度、周期：V=(GM/r)1/2;=(GM/r3)1/2;T=2(r3/GM)1/2{M：中心天体质量｝5.第一(二、三)宇宙速度V1=(g地r地)1/2=(GM/r地)1/2=7.9km/s;V2=11.2km/s;V3=16.7km/s6.地球同步卫星GMm/(r地+h)2=m42(r地+h)/T2{h36000km，h：距地球表面的高度，r地：地球的半径｝摩擦力1、定义：当一个物体在另一个物体的表面上相对运动(或有相对运动的趋势)时，受到的阻碍相对运动(或阻碍相对运动趋势)的力，叫摩擦力，可分为静摩擦力和滑动摩擦力。

2、产生条件：①接触面粗糙;②相互接触的物体间有弹力;③接触面间有相对运动(或相对运动趋势)。

说明：三个条件缺一不可，特别要注意"相对"的理解。

3、摩擦力的方向：①静摩擦力的方向总跟接触面相切，并与相对运动趋势方向相反。

②滑动摩擦力的方向总跟接触面相切，并与相对运动方向相反。

天体运动问题通常涉及行星、卫星、恒星等天体的运动规律，以及它们之间的相互作用。

解题时，可以遵循以下思路和规律：
1. **万有引力定律**：万有引力是天体运动问题的核心。

掌握万有引力定律及其数学表达式，了解质量、距离和引力之间的关系。

2. **开普勒定律**：开普勒定律是描述行星运动的三个定律，包括轨道定律、面积定律和调和定律。

理解并掌握这些定律，有助于解决行星运动问题。

3. **牛顿运动定律**：牛顿的运动定律可以用来分析天体在受到引力作用时的加速度、速度和轨道变化。

4. **能量守恒定律**：在天体运动问题中，能量守恒定律可以用来分析天体的动能和势能如何随时间变化。

5. **向心力**：了解向心力的概念，以及如何根据向心力来推导天体的轨道和周期。

6. **轨道计算**：学会如何根据给定的力和距离计算天体的轨道，包括椭圆、抛物线和双曲线的计算。

7. **相对论效应**：在处理高速天体运动时，需要考虑相对论效应，如时间膨胀和长度收缩。

8. **数值方法**：对于复杂的天体运动问题，可能需要使用数值方法来求解，如模拟仿真和数值积分。

在解题过程中，首先应该明确题目所给出的条件，然后选择合适的物理定律和数学工具进行分析。

对于不同的天体问题，可能需要组合使用上述思路和规律。

此外，解题时还应注意单位转换和符号约定，确保计算的准确性。

天体运动问题大全天体运动问题, 是万有引力定律和牛顿第二定律（向心力公式）在匀速圆周运动模型中的综合应用.人造卫星、月亮绕地球运动或行星绕恒星运动可视为“环绕模型”, 由万有引力提供向心力: F引＝F 向.此模型可计算卫星或行星的环绕速度、角速度、周期、向心加速度以及中心天体（被环绕的天体, 如地球、太阳）的质量和密度.对于卫星而言, 一条轨道, 对应着一个环绕速度, 因为一条轨道对应着一个固定的万有引力（作为向心力）, 当卫星的环绕速度改变时, 轨道上所能提供的向心力不足或过量, 则卫星将发生离心或近心运动, 即意味着卫星要变轨, 这就是考题中的变轨问题！为什么当星球的自转速度增大到一定的程度后, 星球赤道表面的物体会“飘起来”, 甚至连星球本身也可能会离散瓦解呢！首先, 当星球自转的速度比较小的时候, 星球表面的物体随星球自转所需的向心力也比较小, 物体受到的万有引力足以提供这么一个向心力, 而且还有剩余！剩余的部分表现为物体的重力：赤道上的物体与地球一起自转时的向心力为GMm/R2-N=mv2/R, N＝mg.当自转速度逐渐加快时, 物体所需的向心力也逐渐增大, 则N逐渐减小, 若自转速度继续增加, 当N＝0时, 物体就会“飘起来”了.实际上就是当王物体所需的向心力比能提供的大时, 物体作离心运动！学离心运动的时候我们知道, 砂轮转速过大的时候会破碎瓦解, 那么我们把自转的星球看成转动的砂轮又有何妨呢！当星球自转太快时, 星球也会破碎瓦解的！星球表面或附近（距离地面有一定高度）的物体受到的万有引力，绝大部分用来产生物体的重力加速，剩余的一小部分则作为维持物体与星球一起自转所需的向心力.可见重力和万有引力是有所区别的！不过，在要计算重力加速度的考题中，通常忽略星球的自转（因为自转所需的向心力很小），于是认为重力近似等于万有引力，即mg＝F引（我们不妨把它记作“近球模型”），据此，我们就可以推导出非常有用的“黄金代换式”：GM＝gR2.既然重力可以近似等于万有引力，那么对于近地轨道（环绕轨道近似等于星球半径R）的卫星，则有mg＝F向，可求得其环绕速度为v1＝，也就是我们在考题中遇到的第一宇宙速度！例题点拨:例题1 (2004年江苏, 4)若人造卫星绕地球做匀速圆周运动, 则下列说法正确的是( )A. 卫星的轨道半径越大, 它的运行速度越大B. 卫星的轨道半径越大, 它的运行速度越小C. 卫星的质量一定时, 轨道半径越大, 它需要的向心力越大D. 卫星的质量一定时, 轨道半径越大, 它需要的向心力越小例题2 发射地球同步卫星时, 先将卫星发射至近地圆轨道1．然后经点火, 使其沿椭圆轨道2运动, 最后再次点火, 将卫星送人同步圆轨道3, 轨道1.2相切于Q点, 轨道2、3相切于P点(见下图), 当卫星分别在1.2、3轨道上正常运行时, 以下说法正确的是( )A. 卫星在轨道3上的速率大于在轨道1上的速率B. 卫星在轨道3上的角速度小于在轨道1上的角速度C. 卫星在轨道1上经过Q点的加速度大于它在轨道2上经过Q点时的加速度D. 卫星在轨道2上经过P点时的加速度等于它的轨道3上经过P点时的加速度例题3 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, 要使赤道上的物体“飘”起来, 则地球的转速应为原来的( )A. g/a倍B. 倍C. 倍D. 倍例题4(2004年北京, 20)1990年5月, 紫金山天文台将他们发现的第2752号小行星命名为吴健雄星, 该小行星的半径为16 km．若将此小行星和地球均看成质量分布均匀的球体, 小行星密度与地球相同．已知地球半径R=6400km, 地球表面重力加速度为g．这个小行星表面的重力加速度为( )A. 400gB. g /400C. 20gD. g/20针对性训练1. 地球半径R0, 地面重力加速度为g, 若卫星距地面R0处做匀速圆周运动, 则( )A．卫星的速度为 B.卫星的角速度为C. 卫星的加速度为g/2D. 卫星的周期为2．假设地球质量不变, 而地球半径增大到原来的2倍, 那么从地球发射的人造地球卫星第一宇宙速度(球绕速度)大小应为原来的( )A. 倍B. 倍C. 倍D. 2倍3. 三颗人造卫星a、b、c绕地球作圆周运动, a与b的质量相等并小于c的质量, b和c的轨道半径相等且大于a的轨道半径, 则( )A. 卫星b、c运行的速度大小相等, 且大于a的速度大小B. 卫星b、c周期相等, 且大于a的周期C．卫星b、c向心加速度大小相等, 且大于a的向心加速度D. 卫星b所需的向心力最小4．关于绕地球运转的近地卫星和同步卫星, 下列说法中正确的是( )A. 近地卫星可以通过北京地理纬度圈所决定的平面上做匀速圆周运动B. 近地卫星可以在与地球赤道平面有一定倾角且经过北京上空的平面上运行C.近地卫星或地球同步卫星上的物体，因“完全失重”，其重力加速度为零D. 地球同步卫星可以在地球赤道平面上的不同高度运行5．假设一小型飞船, 在高空绕地球做匀速圆周运动, 若沿与其运动相反的方向发射一枚火箭, 则以下说法正确的是( )A. 飞船一定离开原来的轨道运动B. 火箭一定离开原来的轨道运动C. 若飞船继续绕地球匀速圆周运动, 则其运动的轨道的半径一定增大D. 若火箭离开飞船后绕地球做匀速圆周运动, 则其运动的圆轨道的半径一定减小6．关于人造地球卫星, 下列说法正确的是( )A. 轨道半径是地球半径n倍的同步卫星的向心加速度是地表附近重力加速度的倍B. 轨道半径是地球半径n倍的同步卫星的向心加速度是赤道表面物体向心加速度的n倍C. 如果卫星的轨道是椭圆, 则它在近地点比远地点时的动能大、势能小, 但两处的机械能相等D. 如果卫星因受空气阻力的作用, 其半径逐渐减小, 则它的势能逐渐减小, 动能逐渐增大, 机械能逐渐减少7．同一轨道上有一个宇航器和一个小行星，同方向围绕太阳做匀速圆周运动.由于某种原因，小行星发生爆炸而被分成两块，爆炸结束瞬间，两块都有原方向的速度，一块比原速度大，一块比原速度小，关于两块小行星能否撞上宇航器，下列判断正确的是（）A. 速度大的一块能撞上宇航器B. 速度大的一块不能撞上宇航器C. 速度小的一块能撞上宇航器D. 速度小的一块不能撞上宇航器8．假设在质量与地球质量相同, 半径为地球半径两倍的某天体上进行运动比赛, 那么与地球成绩相比, 下列说法正确的是( )A. 跳高运动员的成绩会更好B. 投掷铁饼的距离更远C. 举重运动员的成绩会更好D. 游泳运动员的成绩会更好9．2003年10月15日“神舟五号”载人飞船搭载航天员杨利伟发射成功, 经过21小时太空之旅, 飞船返回舱乘载着杨利伟于10月16日6时23分在内蒙古主要着陆场成功着陆, 我国首次载人航天飞行圆满成功。

1讨论重力加速度g 随离地面高度h 的变化情况。

1、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 、1/162会用万有引力定律求天体的质量2、已知地球绕太阳公转的轨道半径r=⨯, 公转的周期T=⨯,求太阳的质量M 。

3、宇航员在一星球表面上的某高处，沿水平方向抛出一小球。

经过时间t ，小球落到星球表面，测得抛出点与落地点之间的距离为L 。

若抛出时初速度增大到2倍，则抛出点与落地点之间的距离为3L 。

已知两落地点在同一水平面上，该星球的半径为R ，万有引力常数为G 。

求该星球的质量M 。

3会用万有引力定律求卫星的高度4、已知地球半径约为R=⨯,又知月球绕地球的运动可近似看作匀速圆周运动，则可估算出月球到地球的距离约 m.(结果只保留一位有效数字)。

4会用万有引力定律计算天体的平均密度5、如果某行星有一颗卫星沿非常靠近此恒星的表面做匀速圆周运动的周期为T ，则可估算此恒星的密度为多少6、一均匀球体以角速度ω绕自己的对称轴自转，若维持球体不被瓦解的唯一作用力是万有引力，则此球的最小密度是多少5会用万有引力定律推导恒量关系式7、行星的平均密度是ρ，靠近行星表面的卫星运转周期是T ，试证明：ρT 2是一个常量，即对任何行星都相同。

6会求解卫星运动与光学问题的综合题8、某颗地球同步卫星正下方的地球表面上有一观察者，他用天文望远镜观察被太阳光照射的此卫星，试问，春分那天（太阳光直射赤道）在日落12小时内有多长时间该观察者看不见此卫星已知地球半径为R ，地球表面处的重力加速度为g,地球自转周期为T ，不考虑大气对光的折射。

7会用运动的合成与分解知识求解影子或光斑的速度问题 9、如图18所示，点光源S 到平面镜M 的距离为d 。

光屏AB 与平面镜的初始位置平行。

当平面镜M 绕垂直于纸面过中心O 的转轴以ω的角速度逆时针匀速转过300时，垂直射向平面镜的光线SO 在光屏上的光斑P 的即时速度大小为 。

初中科学天体运动知识点梳理天体运动的基本概念和分类天体运动是指星球、卫星、小行星、彗星等宇宙物体在太空中的运动规律。

天体运动是宇宙中最基本、最普遍的运动形式之一，对我们了解宇宙的构成和演化过程具有重要意义。

本文将对初中科学中的天体运动知识点进行梳理，包括天体运动的基本概念和分类。

天体运动的基本概念包括天体、运动、运动规律和天文学。

首先，天体是指宇宙中的物体，包括恒星、行星、卫星、小行星、彗星和黑洞等。

天体是宇宙中最基本的组成部分，通过研究天体的运动可以了解宇宙的结构和演化过程。

其次，运动是指物体在时间和空间上的位置发生变化。

在天体运动中，行星、卫星和彗星等天体绕着恒星运动，恒星本身也在运动，整个宇宙也在不断演化。

再次，运动规律是指天体运动的规律和规则。

根据牛顿的万有引力定律，任何两个物体之间都存在引力作用，根据这一定律可以推导出天体运动的规律性。

最后，天文学是研究天体和宇宙的学科，通过观测、实验和理论分析来研究天体运动以及宇宙的本质和演化。

天体运动可以分为地球自转、地球公转、月球绕地球公转和星系运动等几个方面。

地球自转是指地球绕自身的轴线旋转运动。

地球自转的主要特点包括自转轴倾斜、自转周期和时区等。

地球轴线相对于黄道面有一个23.5度的倾斜角度，导致地球的季节交替和昼夜的变化。

地球自转一周的时间约为23小时56分4秒，这是我们通常所说的一个日晷日的时间。

由于地球自转的存在，我们才能感受到地球的昼夜交替。

地球公转是指地球绕太阳做椭圆形轨道运动。

地球公转的主要特点包括公转周期、椭圆轨道和四季交替等。

地球公转一周的时间约为365.25天，这就是我们通常所说的一年的时间。

地球的公转轨道是一个近似椭圆形，太阳位于椭圆的一个焦点上。

由于地球公转轨道的偏心率，地球与太阳的距离不断发生变化，导致不同季节的气候差异。

月球绕地球公转是指月球围绕地球做椭圆形轨道运动。

月球绕地球公转的主要特点包括公转周期、潮汐现象和月相等。