天体运动总结
高一物理天体运动知识点总结
高一物理天体运动知识点总结天体运动是天文学的重要内容之一，研究宇宙中各种天体的运动规律，揭示宇宙的奥秘。
在高一物理学习中，我们也学习了一些关于天体运动的基本知识。
本文将对高一物理天体运动的知识点进行总结。
一、天体的运动天体的运动分为自转和公转两种。
自转是指天体围绕自身轴线旋转的运动，如地球的自转使得白昼和黑夜的交替。
公转是指天体围绕另一个天体旋转的运动，如地球围绕太阳的公转造成了四季的变化。
二、天体运动的规律1.开普勒定律开普勒定律是描述行星运动的规律，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）。
这些定律揭示了行星运动的轨道形状、速度和时间的关系。
2.万有引力定律万有引力定律是描述天体之间相互作用的规律，由牛顿提出。
它表明两个物体之间的引力与它们的质量成正比，与它们之间的距离的平方成反比。
这个定律解释了行星围绕太阳的椭圆轨道和卫星围绕行星的圆轨道。
三、地球的运动1.地球的自转地球的自转使得地球上的各地区经历白昼和黑夜的交替。
自转速度不同，使得地球上不同地区的时间不同。
2.地球的公转地球的公转使得地球围绕太阳运动，形成了四季的变化。
地球公转的轨道是椭圆形的，而不是圆形的。
四、天体间的相互作用1.行星和卫星行星和卫星之间存在引力相互作用，行星的引力使得卫星围绕行星运动。
行星和卫星的质量越大，引力越大，使得卫星绕行星运动的速度越快。
2.恒星和行星恒星是太阳系中的主要天体，行星围绕恒星运动。
恒星的引力决定了行星的轨道形状和运动速度。
五、天体测量1.天文单位天文单位是天文学中常用的长度单位，用来表示天体之间的距离。
1天文单位等于地球和太阳之间的平均距离，约为1.5亿公里。
2.光年光年是天文学中常用的长度单位，用来表示光在一年内传播的距离。
光年是一种非常大的距离单位，一光年约等于9.46万亿公里。
六、宇宙的起源和演化宇宙的起源和演化是天文学的核心问题之一。
宇宙大爆炸理论认为宇宙起源于一个巨大的爆炸，随着时间的推移，宇宙不断膨胀和演化。
高中物理天体运动总结
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。
高中物理天体运动公式总结
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
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。
(完整版)天体运动总结
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。
高中物理天体运动总结
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
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。
天体运动章节知识点总结
天体运动章节知识点总结1. 日的运动太阳是太阳系中的主要天体之一，其运动对太阳系中其他天体的运动都有着重要的影响。
日的运动包括日冕的运动、日球的自转和公转。
据观测，太阳自转是不均匀的，赤道区域的自转速度要比极区快得多。
此外，太阳还会产生大规模的太阳风和太阳黑子等现象。
这些现象都会影响着地球和其他行星的运动。
2. 月的运动月球是地球的天然卫星，月球的运动对地球的潮汐和太阳系其他行星的运动都有着显著的影响。
月球有自己的自转和公转运动，但由于月球的自转周期和公转周期相等，使得我们只能从地球上看到月球的一面。
另外，由于地球自转产生的离心力和引力的作用，月球的轨道还会发生变形。
月球的周期性现象也是天文学家们研究的重要对象，例如日食和月食等现象都是由月球的运动引起的。
3. 行星的运动在太阳系中，行星的运动也是天文学家们关注的重点。
根据观测结果，行星的轨道都呈椭圆形，且它们的公转速度和周期都是不相同的。
这也是开普勒三定律的一个重要内容。
此外，由于行星的自转轴倾角、自转速度和公转速度的不同，使得我们在不同的时间和位置观测到行星的外观也会有所不同。
4. 彗星的运动彗星是太阳系中的一种小天体，它的运动规律和其他天体有所不同。
彗星的轨道一般十分长而狭窄，其中一部分建立在近日点的轨道上，广大部分则建立在充满星际空间的轨道上。
一般来说，彗星的轨道可以划分为椭圆形、抛物线和双曲线三种，而椭圆形轨道的彗星更多为周期性彗星。
彗星的运动规律和光度变化也成为了天文学家们研究的重要课题。
5. 引力与牛顿运动定律牛顿的引力定律是自然科学的基本定律之一，它揭示了天体之间相互作用的规律。
根据牛顿的引力定律，每两个物体之间的引力与它们的质量成正比，与它们之间的距离的平方成反比。
而牛顿的运动定律可以描述物体的运动状态和受力情况。
这些定律对于天体运动的研究有着重要的意义，也为我们理解宇宙的运动提供了重要的基础。
总而言之，天体运动是天文学中的重要课题，它包括日、月、行星和彗星的运动规律，引力和牛顿运动定律等多个方面。
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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。
2 33M4 n r3 n r4 ，将M= 4G T_代入上式可得p =G TR.特殊情 3 n 13 （二）.若天体的半径为R,则天体的密度P况，当卫星环绕天体表面运动时，其轨道半径3 nr 可认为等于天体半径R,则p = G T*⑴由G^ m^得v = \/貫r 越大,v 越小.I变轨运行：当卫星由于某种原因，其速度v 突然变化时，F 万和m 不再相等，速度不能再根据▼=、岸来确定 大小.如：2(1) 当v 减小时，F 万＞旳时，卫星做近心运动，卫星轨道半径r 减小，轨迹变为椭圆;2⑵ 当v 增大时，F 万＜旳时，卫星做离心运动，卫星轨道半径 r 增大，轨道变为椭圆.3. 两种特殊卫星(1) 近地卫星：卫星轨道半径约为地球半径， 受到的万有引力近似为重力， 故有GR = mg= mR ，v = ?= gR=7.9 km/s.(2) 地球同步卫星：相对于地面静止的人造卫星，它的周期T = 24 h •所以它只能位于赤道正上方某一确定高度GMT 14h ，h =(〒习：一RM 3.6 X10 km ，故世界上所有同步卫星的轨道均相同，但它们的质量可以不同.4 n 3四个特点：A.轨道取向一定：运行轨道平面与地球赤道平面共面B. 运仃方向一疋：与地球自转方向相冋C.运仃周期一疋：与地球自转周期一样由m 2n 2r 得 T = 2nMm GM由G r 2 = ma 向得a 向二r 2，r 越大，a 向越小•以上结论可总结为“一定四定，越远越慢”八.、人造卫星、宇宙航行的相关问题1. 发射速度与环绕速度人造卫星的发射速度随着发射高度的增加而增大，最小的发射速度为速度，它是人造卫星在地面附近环绕地球做匀速圆周运动所必须具有的速度. v ='GM ,gR = 7.9 km/s ，即第一宇宙由v =\可知，人造地球卫星的轨道半径越大，环绕速度越小，所以第一宇宙速度2•稳定运行和变轨运行v = 7.9 km/s 是最小的发射速度也是最大的环绕速度.稳定运行：卫星绕天体稳定运行时，由 小.GMm v 2 —2_ = mr r r 越大，卫星的速度越■p , r 越大，3越小.GM r 越大，T 越大.，得v =由此可知，轨道半径D.运行速率、角速度一定4. 人造卫星的向心加速度、线速度、角速度、周期与半径的关系5 •人造卫星的超重与失重(1)人造卫星在发射升空时，有一段加速运动；在返回地面时，有一段减速运动，这两个过程加速度方向均向 上，因而都是超重状态.(2)人造卫星在沿圆轨道运行时，由于万有引力提供向心力，所以处于完全失重状态，在这种情况下凡是与重 力有关的力学现象都会停止发生，因此，在卫星上的仪器，凡是制造原理与重力有关的均不能使用•同理，与重力 有关的实验也将无法进行.6.同步卫星发射过程中的 4个速率”的大小关系如图2所示,设卫星在近地圆轨道 1上a 点的速率为v1,在椭圆轨 道2经过a 点的速率为v2,在椭圆轨道2经过b 点的速率为v3,在圆轨道 3经过b 点的速率为v4,比较这4个速率的大小关系.(1)圆轨道上卫星速率的比较在圆轨道上卫星以地心为圆心做匀速圆周运动 ，设地球质量为M,卫星质量为m,由卫星所受的万有引力提供向心力即 GMm/r2=mv2/r.得 v=(GM/r)1/2说明卫星离地面越高，速率越小，故V i v4 .(2)椭圆轨道上近地点和远地点卫星速率的比较当卫星在椭圆轨道 2上运行时，由机械能守恒定律可知，卫星在近地点的速率大于卫星在远地点的速度，即V 2 V 3(3) 火箭点火前、后卫星速率的比较在近地点(a 点),卫星的火箭开始点火加速，点火加速后卫星的速率大于点火前的速率 •故在椭圆轨道2经过a点的速率为v2大于卫星在近地圆轨道1上a 点的速率为W,即v2vi ;同理，卫星在圆轨道3经过b 点的速率为v4大GM ma v2 m r m w 2rmT2?越高越慢a 越小)Mm1 r2b于在椭圆轨道2上经过b点的速率为v3,即v V3；所以4个速率的关系为v2 Vl v v3九、两个半径一一天体半径R和卫星轨道半径r的比较卫星的轨道半径是天体的卫星绕天体做圆周运动的圆的半径，所以r = R+ h.当卫星贴近天体表面运动时，h-0,可近似认为轨道半径等于天体半径.十、双星系统问题双星模型：两星相对位置保持不变，绕其连线上某点做匀速圆周运动.(1) 两星之间的万有引力提供各自所需的向心力.(2) 两星绕某一圆心做匀速圆周运动的绕向相同，角速度、周期相同. ⑶两星的轨道半径之和等于两星之间的距离.r1 + r2 = l.卜一、加速度问题1. 求星球表面的重力加速度在星球表面处万有引力等于或近似等于重力，贝Mm GM t tG胃二mg所以g=龙(R为星球半径，M为星球质量).由此推得两个不同天体表面重力加速度的关系为:R22 M_g2—R i2 M.2. 求某高度处的重力加速度若设离星球表面高h处的重力加速度为g h，贝U：Mm GMG R+ h2=吨'所以gh二R+ h2, 可见随高度的增加重力加速度逐渐减小.由此推得星球表面和某高度处的重力加速度关系为：g h _氏_= 2g R+ h ■1 .卫星绕地球运动的向心加速度和物体随地球自转的向心加速度比较十二、三种宇宙速度1 •第一宇宙速度（环绕速度）对于近地人造卫星，轨道半径近似等于地球半径R,卫星在轨道处所受的万有引力F引近似等于卫星在地面上所受的重力mg这样有重力mg提供向心力，即mg= mV R，得v = gR,把g = 9.8 m/s2, R= 6 400 km代入，得v= 7.9 km/s.要注意v = , gR仅适用于近地卫星.可见7.9 km/s的速度是人造地球卫星在地面附近绕地球做匀速圆周运动具有的速度，我们称为第一宇宙速度，也是人造地球卫星的最小发射速度.一Mm v2/GM 而对于环绕地球运动的人造地球卫星，由牛顿第二定律得G「2 = m r，故v= r，可见r越大，v越小，所以当r最小等于地球半径R时，v最大=7.9 km/s，故第一宇宙速度也是最大环绕速度.2 .第二宇宙速度（脱离速度）v = 11.2 km/s是使物体挣脱地球引力束缚，成为绕太阳运行的人造卫星或飞到其他行星上去的最小发射速度.当11.2 km/s <v<16.7 km/s时，卫星脱离地球束缚，成为太阳系的一颗“小行星”.3. 第三宇宙速度（逃逸速度）v = 16.7 km/s是使物体挣脱太阳引力的束缚，飞到太阳系以外的宇宙空间去的最小发射速度.当v > 16.7 km/s时，卫星脱离太阳的引力束缚，运动到太阳系以外的宇宙空间中去.【练习1】1.（多选）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，最后再一次点火，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2所示，则当卫星分别在 1、2、 3轨道上正常运行时，以下说法正确的是（BD ）。