高中物理天体运动计算

高中天体物理公式总结高中天体物理公式1. 开普勒第三定律：T2/R3=K(=4π2/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=6.67×10-11Nm2/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/R{2R: 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;ω=(GM/r3)1/2;T=2π(r3/GM)1/2{M：中心天体质量}5. 第一(二、三)宇宙速度V仁(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=m4π2(r 地+h)/T2{h≈36000km ，h: 距地球表面的高度，r 地: 地球的半径}强调:(1) 天体运动所需的向心力由万有引力提供,F 向=F 万; (2) 应用万有引力定律可估算天体的质量密度等;(3) 地球同步卫星只能运行于赤道上空，运行周期和地球自转周期相同;(4) 卫星轨道半径变小时, 势能变小、动能变大、速度变大、周期变小;(5) 地球卫星的最大环绕速度和最小发射速度均为7.9km/s 。

高中物理易错知识点1. 受力分析，往往漏“力”百出对物体受力分析，是物理学中最重要、最基本的知识，分析方法有“整体法”与“隔离法”两种。

对物体的受力分析可以说贯穿着整个高中物理始终，如力学中的重力、弹力（推、拉、提、压）与摩擦力（静摩擦力与滑动摩擦力），电场中的电场力（库仑力）、磁场中的洛伦兹力（安培力）等。

在受力分析中，最难的是受力方向的判别，最容易错的是受力分析往往漏掉某一个力。

在受力分析过程中，特别是在“力、电、磁”综合问题中，第一步就是受力分析，虽然解题思路正确，但考生往往就是因为分析漏掉一个力（甚至重力），就少了一个力做功，从而得出的答案与正确结果大相径庭，痛失整题分数。

物理天体运动公式大全1. 位移公式：物体位移（Δx）= 速度（v）× 时间（t）+ ½加速度（a）× 时间（t）²2. 速度公式：平均速度（v）= 总位移（Δx）/ 总时间（Δt）3. 加速度公式：加速度（a）= （末速度（v2）- 初速度（v1））/ 时间（t）4. 万有引力公式：引力（F）= G × (物体1质量（m1）× 物体2质量（m2）/ 距离（r）²)5. 动能公式：动能（KE）= ½× 质量（m）× 速度²（v²）6. 势能公式：势能（PE）= 质量（m）× 重力加速度（g）× 高度（h）7. 力的等式：力（F）= 质量（m）× 加速度（a）8. 圆周运动公式：圆周运动速度（v）= 2 × π × 半径（r）/ 时间周期（T）9. 绕轴旋转公式：角速度（ω）= 角度（θ）/ 时间（t）10. 相对论质能方程：能量（E）= 质量（m）× 光速（c）²11. 像差公式：倒数物距（u）+ 倒数像距（v）= 光焦距（f）12. 平衡力公式：平衡力（F）= （重力（mg）+ 摩擦力（Ff））× sin θ13. 压强公式：压强（P）= 力（F）/ 面积（A）14. 质心公式：质心坐标X = Σ（mi × xi）/ Σmi15. 斯涅尔定律：入射角（i）和折射角（r）的正弦之比在两个介质中是常数（n）16. 卢瑟福散射公式：粒子散射角度（θ）= 2 × 式中常数× （电荷（q）× 电场强度（E）/ 粒子质量（m）× 速度（v）²）× sin（θ/2）。

“万有引力定律”习题归类例析.一、求天体的质量(或密度)1.根据天体表面上物体的重力近似等于物体所受的万有引力,由天体表面上的重力加速度和天体的半径求天体的质量由mg=G 得 .(式中M、g、R分别表示天体的质量、天体表面的重力加速度和天体的半径.)[例1]宇航员站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,小球落在星球表面,测得抛出点与落地点之间的距离为L,若抛出时的初速度增大到2倍,则抛出点与落地点间的距离为L,已知两落地点在同一水平面上,该星球的半径为R,引力常量为G,求该星球的质量M和密度ρ.[解析]此题的关键就是要根据在星球表面物体的运动情况求出星球表面的重力加速度,再根据星球表面物体的重力等于物体受到的万有引力求出星球的质量和星球的密度.根据平抛运动的特点得抛出物体竖直方向上的位移为设初始平抛小球的初速度为v,则水平位移为x=vt.有○1当以2v的速度平抛小球时,水平位移为x'= 2vt.所以有②在星球表面上物体的重力近似等于万有引力,有mg=G ③联立以上三个方程解得而天体的体积为,由密度公式得天体的密度为。

2.根据绕中心天体运动的卫星的运行周期和轨道半径,求中心天体的质量卫星绕中心天体运动的向心力由中心天体对卫星的万有引力提供,利用牛顿第二定律得若已知卫星的轨道半径r和卫星的运行周期T、角速度或线速度v,可求得中心天体的质量为[例2]下列几组数据中能算出地球质量的是(万有引力常量G是已知的)()A.地球绕太阳运行的周期T和地球中心离太阳中心的距离rB.月球绕地球运行的周期T和地球的半径rC.月球绕地球运动的角速度和月球中心离地球中心的距离rD.月球绕地球运动的周期T和轨道半径r[解析]解此题关键是要把式中各字母的含义弄清楚,要区分天体半径和天体圆周运动的轨道半径.已知地球绕太阳运行的周期和地球的轨道半径只能求出太阳的质量,而不能求出地球的质量,所以A项不对.已知月球绕地球运行的周期和地球的半径,不知道月球绕地球的轨道半径,所以不能求地球的质量,所以B 项不对.已知月球绕地球运动的角速度和轨道半径,由可以求出中心天体地球的质量,所以C项正确.由求得地球质量为,所以D项正确.二、人造地球卫星的运动参量与轨道半径的关系问题根据人造卫星的动力学关系可得由此可得线速度v与轨道半径的平方根成反比;角速度与轨道半径的立方的平方根成反比,周期T与轨道半径的立方的平方根成正比;加速度a与轨道半径的平方成反比.[例3两颗人造卫星A、B绕地球做圆周运动,周期之比为,则轨道半径之比和运动速率之比分别为()A.B.C.D.[解析]由可得卫星的运动周期与轨道半径的立方的平方根成正比,由可得轨道半径,然后再由得线速度。

高中物理天体运动秒杀技巧高中物理天体运动秒杀技巧一、掌握基本概念首先，要掌握天体运动的基本概念，包括天体运动的定义、天体运动的特点、天体运动的分类等。

定义：天体运动是指某一天体在某一时刻的位置和某一时刻之后的位置之间的变化。

特点：天体运动具有定向性、周期性、可预测性等特点。

分类：天体运动可分为直线运动、抛物线运动、椭圆运动、螺旋运动等。

二、掌握基本公式其次，要掌握天体运动的基本公式，包括直线运动的位移公式、抛物线运动的位移公式、椭圆运动的位移公式、螺旋运动的位移公式等。

直线运动的位移公式：s=vt，其中s为位移，v为速度，t为时间。

抛物线运动的位移公式：s=ut+1/2at2，其中s为位移，u为初速度，a为加速度，t为时间。

椭圆运动的位移公式：s=a(1-e2)，其中s为位移，a为椭圆长轴，e为偏心率。

螺旋运动的位移公式：s=2πr，其中s为位移，r为螺旋半径。

三、掌握基本原理最后，要掌握天体运动的基本原理，包括牛顿第二定律、牛顿第三定律、拉格朗日第二定律、拉格朗日第三定律等。

牛顿第二定律：牛顿第二定律指出，物体受到外力作用时，其加速度与外力成正比，即F=ma，其中F为外力，m为物体的质量，a为物体的加速度。

牛顿第三定律：牛顿第三定律指出，物体之间存在着相互作用力，即物体A施加在物体B上的力等于物体B施加在物体A 上的力，即FAB=FBA，其中FAB为物体A施加在物体B上的力，FBA为物体B施加在物体A上的力。

拉格朗日第二定律：拉格朗日第二定律指出，物体受到外力作用时，其动能变化等于外力的功，即ΔK=W，其中ΔK为物体的动能变化，W为外力的功。

拉格朗日第三定律：拉格朗日第三定律指出，物体受到外力作用时，其动量变化等于外力的冲量，即ΔP=ΔF，其中ΔP为物体的动量变化，ΔF为外力的冲量。

以上就是高中物理天体运动秒杀技巧的全部内容，希望能够帮助到大家。

人造地球卫星与地心间距离为r时，取无穷远处为势能零点，引力势能可以表示为，其中G为引力常量，M为地球质量，m为卫星质量。

此结论常用于由万有引力定律所决定的天体之间引力势能及机械能的计算。

下面举例说明。

例1、如图所示，在1687年出版的《自然哲学的数学原理》中，牛顿设想：把物体从高山上水平抛出，速度一次比一次大，落地点也就一次比一次远；抛出速度足够大时，物体就不会落回地面，成为人造地球卫星。

已知地球质量M为，地球半径R为6400km，地球表面的重力加速度g取9.8m/s2，万有引力常量G=6.67x10-11N·m2/kg2。

求：为多大？（1）物体不落回地面的最小发射速度v1（2）若取无穷远处为引力势能的零点，则地球上的物体所具有的引力势能为：为多大？。

若使物体脱离地球的束缚，所需的最小发射速度v2解析：设物体质量为m。

高山高度远小于地球半径，可忽略不计。

（1）（2）要使物体克服地球引力的束缚，即物体能够到达无穷远处，且到达无穷远处时动能和势能均为0。

例2、2016年2月11日，美国“激光干涉引力波天文台”（LIGO）团队向全世界宣布发现了引力波，这个引力波来自于距离地球13亿光年之外一个双黑洞系统的合并。

已知光在真空中传播的速度为c，万有引力常量为G。

黑洞密度极大，质量极大，半径很小，以最快速度传播的光都不能逃离它的引力，因此我们无法通过光学观测直接确定黑洞的存在。

假定黑洞为一个质量分布均匀的球形天体。

严格解决黑洞问题需要利用广义相对论的知识，但早在相对论提出之前就有人利用牛顿力学体系预言过黑洞的存在。

我们知道，在牛顿体系中，当两个质量分别为m1、m2的质点相距为r时也会具有势能，称之为引力势能，其大小为（规定无穷远处势能为零）。

请你利用所学知识，推测质量为M′的黑洞，之所以能够成为“黑”洞，其半径R最大不能超过多少？解析：例3、假定地球、月球都静止不动，用火箭从地球沿地月连线向月球发射一探测器，假定探测器在地球表面附近脱离火箭，用W表示探测器从脱离火箭处飞到月球的过程中克服地球引力做的功，用表示探测器脱离火箭时的动能，若不计空气阻力，则：（）A.必须大于或等于W，探测器才能到达月球；B.小于W，探测器也可能到达月球；C.，探测器一定能到达月球；D.，探测器一定不能到达月球。

高中物理天体运动问题的解题策略
高中物理中，天体运动问题是一个非常重要的问题，需要一定的解题策略。

以下是几个解题策略：
1. 明确问题要求：在解题之前，首先要明确问题要求，知道要求解什么。

例如，是求两星体之间的距离，还是求它们的速度等等。

2. 确定参考系：在天体运动问题中，确定参考系是非常重要的。

通常情况下，我们会选择一个惯性参考系作为参考系，这可以简化问题的分析。

3. 确定坐标轴：确定坐标轴是解题的关键之一。

通常情况下，我们会选择一个星体为原点，建立一个笛卡尔坐标系。

这样我们可以很方便地描述两星体之间的相对位置和运动方向。

4. 应用牛顿运动定律：在解题过程中，我们需要应用牛顿运动定律来分析天体运动。

牛顿第二定律可以帮助我们计算天体所受的合力和加速度。

5. 应用牛顿引力定律：天体之间的运动是由引力相互作用而产生的。

因此，我们还需要应用牛顿引力定律，计算两个星体之间的引力大小和方向。

6. 考虑角动量守恒：在某些情况下，我们还需要考虑角动量守恒。

这可以帮助我们计算星体的轨道和轨道速度。

以上是高中物理天体运动问题的解题策略，希望可以对您有所帮助。

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高中物理必修二公式高中物理必修二的公式，那可是物理学中的重要工具，就像我们生活中的各种神器一样。

先来说说平抛运动的相关公式吧。

平抛运动，想象一下，一个小球被水平抛出，在空中划过一道美丽的弧线。

平抛运动水平方向的速度Vx 始终不变，就等于初速度 V0 ，即 Vx = V0 。

而竖直方向呢，就自由落体啦，速度 Vy = gt ，位移 y = 1/2gt²。

合速度V = √(Vx² + Vy²) ，合位移S = √(x² + y²) 。

再讲讲圆周运动。

还记得那次我在公园里看到小朋友们玩旋转木马吗？木马绕着中心轴不停地转，这就是圆周运动。

线速度v = 2πr/T ，角速度ω = 2π/T ，向心加速度a = v²/r = ω²r ，向心力 F = ma = mv²/r =mω²r 。

然后是天体运动的公式。

咱们仰望星空的时候，有没有想过那些星星为啥绕着转呀？万有引力提供向心力，GMm/r² = mv²/r = mω²r =m(2π/T)²r ，由此可以推导出很多有趣的结论。

比如，计算天体的质量、密度啥的。

还有功和能的公式。

就好比我们用力推一个箱子，做了功，箱子就有了能量。

功W = Flcosα ，功率 P = W/t ，动能 Ek = 1/2mv²，重力势能 Ep = mgh ，机械能守恒定律 Ek1 + Ep1 = Ek2 + Ep2 。

在学习这些公式的时候，可别死记硬背呀。

要多做几道题，多想想这些公式背后的物理意义。

就像我之前看到一个同学，背公式背得滚瓜烂熟，一做题就傻眼。

为啥？因为他根本没理解这些公式到底是咋来的，用来干啥的。

咱们得像搭积木一样，把这些公式一个个搭起来，构建出我们的物理知识大厦。

比如说，在解决一个复杂的天体运动问题时，先分析清楚物体的运动状态，再选取合适的公式，一步步推导计算。

高中物理万有引力与天体运动关键信息项：1、万有引力定律的表达式及相关常量2、天体运动的基本模型3、卫星轨道类型及特点4、天体质量和密度的计算方法5、宇宙速度的概念及数值6、开普勒定律的内容11 万有引力定律万有引力定律是描述物体间相互作用的重要定律。

其表达式为：F ＝ G （m1 m2) ／ r^2 ，其中 F 表示两个物体之间的引力，G 为万有引力常量，其数值约为 667×10^（－11) N·m^2/kg^2 ，m1 和 m2 分别表示两个物体的质量，r 为两个物体质心之间的距离。

111 万有引力常量的测定卡文迪许通过扭秤实验较为精确地测定了万有引力常量，为万有引力定律的应用奠定了基础。

12 天体运动的基本模型天体运动通常可以简化为以下几种基本模型：121 匀速圆周运动模型天体围绕中心天体做匀速圆周运动，其向心力由万有引力提供。

即：G （M m) ／ r^2 ＝ m v^2 ／ r ，其中 M 为中心天体质量，m 为环绕天体质量，v 为环绕天体的线速度，r 为轨道半径。

122 椭圆运动模型在实际情况中，天体的运动轨道大多为椭圆，但在研究时可以近似为匀速圆周运动进行分析。

13 卫星轨道类型及特点卫星轨道主要分为以下几种类型：131 地球同步轨道卫星绕地球运行的周期与地球自转周期相同，从地面上看，卫星在天空中静止不动。

其轨道高度约为 36000 千米。

132 近地轨道轨道高度相对较低，一般在几百千米到几千千米之间。

卫星在此轨道上运行速度较大，周期较短。

133 太阳同步轨道卫星的轨道平面与太阳始终保持相对固定的取向，有利于对地球进行观测。

14 天体质量和密度的计算方法141 通过环绕天体的运动计算中心天体质量已知环绕天体的轨道半径 r 和线速度 v ，则中心天体质量 M ＝ v^2 r ／ G ；已知轨道半径 r 和周期 T ，则 M ＝4π^2 r^3 ／（G T^2) 。

142 天体密度的计算若天体为球体，且已知其半径 R ，则密度ρ ＝ M ／（4/3 π R^3) 。

高中物理天体运动问题的解题策略
高中物理天体运动问题通常涉及到行星、卫星、彗星等天体的运动轨迹、速度、加速度、引力等方面的计算。

针对这类问题，以下是一些解题策略：
1. 确定问题类型：首先需要确定问题是关于天体运动中的何种问题，比如行星绕太阳的轨迹、卫星绕地球的轨迹等。

不同类型的问题涉及到的物理量和计算方法也有所不同。

2. 绘制示意图：在解决天体运动问题时，绘制示意图是非常重要的。

示意图可以帮助我们更好地理解问题，确定物理量的方向和大小，以及引力的作用方向等。

3. 应用牛顿第二定律：天体运动问题通常涉及到引力、质量、速度和加速度等物理量。

根据牛顿第二定律，可以利用物体的质量、速度和加速度之间的关系来解决问题。

4. 应用万有引力定律：天体运动问题中，引力是一个非常重要的物理量。

根据万有引力定律，可以计算出天体之间的引力大小和方向，从而确定其运动轨迹。

5. 应用牛顿万有引力定律：牛顿万有引力定律是一个非常重要的公式，可以用来计算两个天体之间的引力大小。

在解决天体运动问题时，应该熟练掌握该公式的应用。

总之，解决天体运动问题需要具备扎实的物理基础和良好的问题分析能力。

只有掌握了正确的解题策略，才能顺利地解决这类问题。

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高中物理天体运动知识点在高中物理的学习中，天体运动是一个重要且有趣的部分。

它不仅帮助我们理解宇宙中天体的运行规律，还为我们打开了探索未知世界的大门。

接下来，让我们一起深入了解天体运动的相关知识点。

一、开普勒定律开普勒定律是描述天体运动的基本规律，包括三条重要内容：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，太阳处在椭圆的一个焦点上。

这意味着行星的轨道不是完美的圆形，而是椭圆形，且太阳并非位于中心，而是在焦点之一的位置。

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的时间内扫过相等的面积。

简单来说，就是行星在靠近太阳时运动速度较快，远离太阳时运动速度较慢，但单位时间内扫过的面积相同。

3、开普勒第三定律（周期定律）：所有行星的轨道半长轴的三次方跟它的公转周期的二次方的比值都相等。

用公式表示为：＄＼frac{a^3}｛T^2} ＝ k$，其中$a$是轨道半长轴，＄T$是公转周期，＄k$是一个对所有行星都相同的常量，但对于不同的恒星系统，＄k$值不同。

二、万有引力定律万有引力定律是由牛顿发现的，它指出：任何两个物体之间都存在相互吸引的力，其大小与这两个物体的质量乘积成正比，与它们之间距离的平方成反比。

公式为：＄F ＝ G\frac{m_1m_2}｛r^2}＄，其中$F$是两个物体之间的引力，＄G$是引力常量，约为$667×10^｛－11} N·m^2/kg^2$，＄m_1$和$m_2$分别是两个物体的质量，＄r$是两个物体质心之间的距离。

万有引力定律是天体运动的核心定律，它解释了天体之间的相互作用和运动规律。

例如，地球围绕太阳公转就是因为受到太阳对地球的万有引力作用。

三、天体质量和密度的计算1、利用万有引力定律计算天体质量对于绕中心天体做匀速圆周运动的天体，可根据万有引力提供向心力来计算中心天体的质量。

假设一个天体$m$绕中心天体$M$做匀速圆周运动，轨道半径为$r$，周期为$T$，则有：＄G\frac{Mm}｛r^2} ＝m\frac{4\pi^2}｛T^2}r$，解得中心天体质量$M ＝＼frac{4\pi^2r^3}｛GT^2}＄。