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《行星的运动》PPT课件
小结
1、开普勒第一定律〔轨道定律〕
所有行星绕太阳的运动的轨道都是椭圆，太阳处
在椭圆的一个焦点上。
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。
3、开普勒第三定律〔周期定律〕
所有行星的椭圆轨道的半长轴的三次
木 星
木星外表
木星大气
木 卫 1
木 卫 2
水 星
水星外表
火 星
火星外表
火星的卫星
火星日出
土 星
太 阳
星星
行星的运动
_________________________________________
PLANETARY MOTION
在广袤无垠的宇宙中有着无数大小不一、形态各异的天体，如太阳、月亮、夜 空中闪烁的星星……吸引了人们的注意，智慧的头脑开场探索天体运动的奥秘， 它们的运动是靠神的支配，还是物理规律的约束？经过不懈的努力，科学家们对 它已有初步的了解，这一节让我们循着前人的足迹学习行星运动的情况。
在中学阶段可以将开普勒定律理解为:
1.大多数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.所以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
a3 T2
k
R3
T2
k
亚里士多德提出地心说 托勒密完善地心说 哥白尼提出日心说
我们知道地球绕着太阳转，月亮绕着地球转。 那么大家有没有想过在宇宙中终究是以太阳为中心 呢还是以地球为中心呢？又或者两者都不是，星体 是不是还有着更为复杂的运动呢？
《行星的运动》PPT课件.高中物理
匀速圆周运动，其轨道半径为月球绕地球运转
半径的1/9，设月球绕地球运动的周期为27天， 则此卫星的运转周期大约是 ( )
A.1/9天 B. 1/3天
C. 1天
D. 9天
答案： C
[变式训练2-1] (多选)哈雷彗星绕太阳运动的轨 道是比较扁的椭圆，下列说法中正确的是 ( )
A. 彗星在近日点的速率大于在远日点的速率 B. 彗星在近日点的角速度大于在远日点的角速 度 C. 彗星在近日点的向心加速度大于在远日点 的向心加速度 D. 若彗星周期为76年，则它的半长轴是地球 公转半径的76倍
C. 行星公转周期与行星的质量有关 教学课时：1课时
③最大初动能：Ekm＝eUc
(3)电磁波能产生干涉、衍射、反射和折射等现象． (3)实验：接通电源，让小车A运动，小车B静止，两车碰撞时撞针插入橡皮泥中，把两小车连接成一体运动．
比 D. 所有行星的轨道的半长轴与公转周期成正 1．核反应的四种类型：衰变、人工转变、裂变和聚变．
谢谢观看！ 量(1)守动恒量．守恒：由于爆炸是在极短的时间内完成的，爆炸时物体间的相互作用力远远大于受到的外力，所以在爆炸过程中，系统的总动
[量生守]“恒千．米／时”中的“时”应该是“小时”，所以可以读作“千米每小时”． 1考．点基五本物有理关量核能的计算 (（2)2只）有你利还用想Δ知E＝道Δ什m么c2时？，请才到考ww虑w质.pe量p.亏co损m.，Cn在/c动zw量l/k和cb能l看量一守看恒。方程中，不考虑质量亏损． (3)比实较例代：号喷为气式__飞__机__、__火__箭__、_的人三船个模图型，等可．以说明猜想C是否正确。 2．反动冲量守恒定律的表达式： ③（普一朗 ）克知常识量与：技能h＝ke(k为斜率，e为电子电量) 一(3)、方液向体：压与强力的F的特方点向相同． ①探原究子 式核教由学质子和中子组成，质子和中子统称为核子． 4．注意事项
课件《行星的运动》PPT
【解析】：
（1）A、B均在飞船绕太阳运动的椭圆轨 道上，且A为近地点，B为远地点，
r R
故V >V A r B 频率相同、光强不同时A，光电流B与电压的关系
考[生点]它五们运实动验的：路验线证都动是量直守的恒．定律
①遏止电压：U3 c
R
r (61)验 比证较：图一中维代碰号撞为中__的__动__量__守_恒的．三个图，可以说明猜想A是否正确；
（2）当飞船绕地球做圆周运动时 k [（(1师2．)三只]请爆）有同炸情利学的感用们特、Δ分点E态别＝度计Δ、m算价c他2值时们观，在才1考s内虑的质路量程亏．损，在动量和能量守恒方程中，不考虑质量2 亏损．
T (221)1设H地＋球21的0n质→量42为HMe ，对于在地球表面的物体m表有GMm表R20＝m表g，即GM＝R20g
r R 1科．学实探验究原的理评估可能并不影响对探究结论的得出，但对探究过程和探究结果进行评估和反思，能及时发现3、改正错误和疏漏。所以我
当飞船绕地球沿椭圆轨道运动时 ( ) 1设．计衰了变交规流律与及评实估质环节。学生讨论后用自己的语言来描述光的折射规律。多媒体演示近视眼是由于晶状体变厚，使光线在视网膜前发
r1 3 r2 3 T12 T22
所以
T1 T2
r13 r23
11
23
2
2
五、核力例、结合2能.、关质量亏于损、行核反应星绕太阳运动的下列说法中正确 的是： （ C D ） （组织学生讨论）说明：水对底部有压强。
月球绕地球做圆周运动的向心力来自地球引力
[师]在以前的学习中，同学们肯定已经注意到，每一个物理量都有自己的表示符号．物理学上，路程用“s”表示，时间用“t”表示， 速度用“v”表示．如果一个运动物体在“t”时间内运动的 例１：在探究“影响液体内部压强大小的因素”的过程中，一些同学作了如下猜想：
人教版必修二行星的运动PPT课件
此书的出版年被当作近代科学的诞生的 年代，即近代科学开始于哥白尼对托勒密理 论的挑战。
人教版必修二第六章 6.1行星的运动（25张PPT）
人教版必修二第六章 6.1行星的运动（25张PPT）
2、布鲁诺
1548年-1600年 意大利思想家、自然科学家、哲 学家和文学家。 捍卫和发展了哥白尼的太阳中心 说，他认为宇宙是无限的，把这 种观点传遍欧洲 。
二、近代天体运动学说
1、哥白尼 1473—1543年 文艺复兴时期的波兰天文学家、 数学家、教会法博士、神父。
受毕达哥拉斯“宇宙是和谐 的，可以用简单数学关系表达宇 宙规律”的思想和柏拉图哲学思 想影响，他认为宇宙应当以太阳 为中心，并且具有简单数学规律。
哥白尼40岁时重新提出“日心说”，并经 过20年时间重新建立了符合简洁与和谐原则的 日心模型。
祖冲之（429～500），南北朝时期著名数学家、天文学家，被称为圆周率 之父。他创制了《大明历》，首次引入了岁差。
张遂（一行）（683～727），唐朝高僧，著名的天文学家。主持编制《大 衍历》，纠正了我国古天文算学著作——《周髀算经》关于子午线“一畿千里， 影差一寸”的错误计算公式，对人们正确认识地球做出了重大贡献。
人教版必修二第六章 6.1行星的运动（25张PPT）
2、托勒密 ——地心说 约公元90年—168年 著名的天文学家、地理
学家、占星学家和光学家
全面继承了亚里士多德的 地心说，并利用前人积累和他 自己长期观测得到的数据，写 成了8卷本的《伟大论》。 他认为，人居住的地球是宇宙的中心。各 行星都绕着一个较小的圆周上运动，而每个圆 的圆心则在以地球为中心的圆周上运动。
古代天体运动的学说又有哪些呢？我们一起来学习。
高一物理《行星的运动》课件
总结词
牛顿万有引力定律解释了行星之间的相互作用力，是理解天体运动的关键。
详细描述
牛顿万有引力定律指出任何两个物体都相互吸引，引力的大小与它们的质量成正比，与它们之间距离的平方成反比。这个定律不仅适用于行星和太阳之间的相互作用，也适用于其他天体之间的相互作用。
总结词
行星轨道的数学描述提供了精确预测行星位置和运动轨迹的方法。
行星运动定律
行星绕太阳运动的规律可以用开普勒三定律来描述，即椭圆轨道定律、面积定律和周期定律。这些定律是理解行星运动的基础。
行星运动的规律
开普勒三定律揭示了行星绕太阳运动的规律，是理解行星运动的基础。
总结词
开普勒第一定律，也称椭圆定律，指出行星绕太阳运动的轨道是椭圆，太阳位于其中一个焦点。开普勒第二定律，也称面积定律，指出在相等的时间内，行星与太阳的连线扫过的面积相等。开普勒第三定律，也称周期定律，指出行星绕太阳运动的周期的平方与其轨道半长轴的立方成正比。
对地球科学的影响
行星运动的研究是探索宇宙的重要途径之一，通过研究行星运动，可以了解太阳系的起源、演化以及宇宙的尺度等。
探索宇宙的途径
行星轨道
行星绕太阳运动的路径称为轨道，通常呈椭圆形。轨道的特性参数包括偏心率、倾角、近地点和远地点等。
天体坐标系
为了描述行星和其他天体的位置和运动，需要建立天体坐标系，如赤道坐标系、黄道坐标系等。
详细描述
行星轨道的数学描述通常使用椭圆方程、抛物线方程、双曲线方程等几何学和解析几何学的知识。通过这些方程，我们可以精确地计算出任意时刻行星的位置、速度和加速度等物理量。此外，这些方程还可以用来研究行星之间的相互作用力和动力学系统等问题。
行星运动的物理原理
牛顿第二定律
7.1行星的运动课件 (21张PPT)
3
）
3
2
T1 R1
T1 R1
A． T2 R2
B． T2 R2
C．“木星冲日”这一天象的发生周期为
D．“木星冲日”这一天象的发生周期为
2T1T2
T1 T2
T1T2
T1 T2
【正确答案】BD
典例分析
相距最近、最远（同向与反向）
【典例9】2019年9月12日，我国在太原卫星发射中心又一次“一箭三星”发射成
或
+
= (n=1,2,3)
初在同侧，此时相距最近。经时间t二者再转到异侧时，相距最远
（2）当A与B共转n+1/2圈（即共转(2n+)）时二者相距最远：
∆ = + = ( + ) = . .
或
+
= + / (n=1,2,3)
面积相等。
说明：（1）行星在近日点速率大于远日点速率。
（2）公式： = =
同一个环绕星体对应各点速度和半径关系： =
典例分析
【典例1】如图所示，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
va，则过近日点时行星的速率为(
C
)
【学以致用】
你认为春夏两季的时间长还是秋冬两季的时间长？
春夏两季（186天）比秋
冬两季（179天）要长。
二、开普勒行星运动定律 3.开普勒第三定律： 【周期定律】
所有行星绕同一个中心天体时，轨道的
人教版物理高中必修二《行星的运动》课件(共15张PPT)
太阳
轨道上绕太阳运动，太阳是在这
些椭圆的其中一个焦点上。
◆开普勒第二定律（面积定律）
太阳和行星的连线在相等的时间 内扫过相等的面积。即近日点速 率最大，远日点速率最小。
◆开普勒第三定律（周期定律）
太阳
●
焦点 行星轨道
所有行星的椭圆轨道的半长轴的
三次方与周期的平方成正比。
即有: R13/R23=T12/T22
3、Patience is bitter, but its fruit is sweet. (Jean Jacques Rousseau , French thinker)忍耐是痛苦的，但它的果实是甜蜜的。10:516.17.202110:516.17.202110:5110:51:196.17.202110:516.17.2021
1、地心说
在古代，以希腊亚里士多德为代表，认 为地球是宇宙的中心。其它天体则以地球为 中心，在不停地运动。这种观点，就是“地 心说”。公元二世纪，天文学家托勒玫，把 当时天文学知识总结成宇宙的地心体系，发 展完善了“地心说”，描绘了一个复杂的天 体运动图象。
2、日心说
随着天文观测不断进步， “地心说”暴露出许多问题。逐 渐被波兰天文学家哥白尼(14731543)提出的“日心说”所取代。
◆开普勒第二定律（面积定律）
太阳和行星的连线在相等的时间内扫过相等的 面积。即近日点速率最大，远日点速率最小。
◆开普勒第三定律（周期定律）
所有行星的椭圆轨道的半长轴 的三次方与周期的平方成正比。 即有: R13：R23=T12：T22
或: R3/T2=k 注意: k的大小与行星无关，
只与太阳有关。
长轴 短 轴
11、一个好的教师，是一个懂得心理 学和教 育学的 人。202 1/8/92021/8/92021/8/9A ug-219- Aug-21
行星的运动ppt课件
小行星，还有矮行星和少量彗星。
太阳系的行星由内到外分别是
水星、金星、地球、火星、木星、
土星、天王星和海王星。
太阳系八大行星按其物理性质
可以分为类地行星和类木行星。类
地行星的体积小而平均密度大，自
转速度慢，卫星较少，有水星、金
星、地球和火星。
类木行星的体积大，平均密度小，自
说明：
1.太阳并不是位于椭圆中心，而是位于焦点处。
2.不同行星轨道不同，但所有轨道的有一个焦
点重合。
开普勒第一定律也常说成轨道定律
精讲点拨
3.开普特三大定律的具体表述是什么?
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焦点上．
开普勒第二定律：对任意一个行星来说，它与太阳的连
精讲点拨
4.在中学阶段进行研究和计算中，如何简化处理开
普勒三定律呢?
在中学阶段的研究中我们可按圆轨道处理。
（1）多数大行星绕太阳运动轨道半径十分接近圆，太
阳处在圆心上。
（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）所有行星的轨道半径的三次方跟它的公转周期的
平方的比值都相等．
精讲点拨
（3）所有行星的轨道半径的三次方跟它的公转周期的
平方的比值都相等．
若用R代表轨道半径，T代表公转周期，开普勒第三定律
可以用下面的公式表示：
3
r
k
2
T
比值k是一个与行星无关的恒量。
【练习】如图所示，某人造地球卫星绕地球做匀速圆周运动，其轨道半径为
月球绕地球运转半径的1/9，设月球绕地球运动的周期为27天，则此卫星的
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行星的轨道运动
一、行星的运动规律：（开普勒定律）
1、椭圆定律：行星绕太阳运动的轨道为椭圆，太阳位于一个焦点上。
2、面积定律：行星的向径在单位时间扫过的面积相等。
3、调合定律：行星公转周期的平方，与轨道半长径的立方成正比。
行星的轨道要素
在空间完全确定绕转体的运动状况，需要几个独立的量。
1、轨道半长径：a （大小）焦点到椭圆中心的距离
2、偏心率：e＝c／a ＝（a 2–b2）1/2／a （形状）e=1 抛；e=0 圆；e>1 双曲；e<1 椭圆
3、轨道倾角：i （空间位置）
行星轨道面与黄道面的夹角。
4、升交点黄径：Ω
升交点到春分点的角距。
5、近日点角距：ω（长轴方向）
升交点到近日点的角距。
6、近日点时刻：τ
近日距：a（1 - e）
远日距：a（1 + e）
1871年，发现了第七颗行星天王星（19.2)，正好处于计算的位置(19.6)附近，海王星的位置(30.2;38.8)相差较大，冥王星(39.5;77.2)就更不符合了。
此定则在历史上对小行星的发现起了推动做用。
尽管为不严格的经验公式，但确实反映了太阳系的基本规律。
起因：共同起源、长期演化
的必然结果。
行星的轨道特征
1、共面性：公转轨道几乎在同一平面内。
（i < 3 o）只有水7o
2、同向性：公转方向相同。
自转：金星逆转、天王侧转。
3、近圆性：公转轨道为近圆的椭圆。
除水e偏大，其余e<0.1。
一般认为：行星卫星轨道的三个特性决非偶然的巧合
4、符合距离分布定律
行星的视运动
观测者所见行星在天球上的位置移动
1、相对恒星的视运动：
路径特征：
a、在黄道附近；
b、带圈或折线的复杂曲线。
起因：地球与行星公转运动的合成。
2、相对太阳的视运动：
地内行星：
在太阳附近来回运动，与太阳保持一定的角距范围。
地外行星：
与太阳的角距任意。
一、行星相对太阳的视运动
1、内行星的视运动：
公转周期：
水89天；金224天；地365.256天。
内行星的公转角速度大于地球，若认为地静止，上合后内行星将相对太阳向东偏离。
内行星相对太阳的几个位置：
上合→东大距→下合→西大距→上合
看不见昏星看不见晨星看不见
水星大距：与太阳角距180 —280 e=0.206
金星大距：450 —480 e=0.001
金星于黎明见于东方叫启明，黄昏见于西方叫长庚。
《诗·小雅·大东》中说，“东有启明，西有长庚。
”
水星、金星、在地球轨道内绕太阳运行，称为“内行星”，从地球上看，它们离开太阳的距离不会超过某一角度，特别是水星，离太阳不超过28º，经常掩没在太阳的光辉里。
观测水星只能在傍晚或黎明时进行。
金星的观测要容易的多，它是天上除了太阳、月亮外最亮的天体，离太阳最远可达48º。
我国古代把它称为“启明星”和“长庚星”。
内行星凌日：罕见的天象
水星、金星凌日
内行星有时会观测到它们从太阳表面经过，称为“凌日”。
水星、金星的凌日现象比较罕见，非常值得观测。
2003年5月7日与2006年11月8日曾发生一次水星凌日。
下次要等到2032年11月13日。
金星凌日
2004年6月8日我国观测到一次金星凌日，机会非常难得，上次金星发生在1882年，下次发生在2012年6月7日，在以后要到2117年才有机会。
内行星的位相变化
位相变化:
行星本身不发光,当它与地球的相对
位置发生变化时,便会出现不同的位相。
下合西大距上合东大距
朔下弦望上弦
1、因内行星与地球距离时时不同,所以在不同位相时的视圆面角径不同。
金:新月- 角直径64’’; 满月- 角直径10’’
2、与月相的顺序不同。
内行星的位相变化
内行星在视运动中也呈现位相变化，因行星与地距的变化，金星的视角径为9’’.6-66’’，甚至肉眼可见。
2、外行星相对太阳的视运动
公转周期：
火1.8808年木11.862年土29.45年
外行星相对太阳的几个位置：
合→西方照→冲→东方照→合
看不见子夜升整夜见正午升看不见
大冲：行星处于近日
点附近时的冲日。
(距离最小的冲）
（外行星的公转角速度
小于地球，合后外行星
相对太阳逐渐偏西。
）
二、行星相对恒星的视运动
1、地内行星相对恒星的视运动：
上合→东大距→留→下合→留→西大距→上合
顺顺逆逆顺顺
2、地外行星相对恒星的视运动：
合→西方照→留→冲→留→东方照→合
顺顺逆逆顺顺火星视运动的原理
行星相对恒星的视运动
可以用速度合成解释
三、行星的会合周期
行星连续两次合（冲）的时间间隔，为行星相对太阳的视运动周期。
会合方程：
S （360 0/E –360 0/T）= 360 0
1/E –1/T 外=1/S；1/T 内–1/E =1/S
E：地球公转(恒星)周期 E = 365.256 ；
S：会合周期；T：行星公转（恒星）周期。