开普勒行星运动定律[整理版]
行星运动中的开普勒定律
行星运动中的开普勒定律在天空中，我们能够观察到许多美丽的景象，其中之一就是行星的运动。
这些行星似乎按照一定的规律绕着太阳运动，这种规律被称为开普勒定律。
开普勒定律是由德国天文学家开普勒在16世纪末和17世纪初发现的，它帮助我们理解了行星运动的本质。
开普勒定律的第一条是椭圆轨道定律。
根据这个定律，行星的轨道形状是一个椭圆，而太阳位于椭圆的一个焦点上。
椭圆轨道定律告诉我们，行星不是按照圆形轨道围绕太阳运动，而是按照椭圆轨道运动。
这个发现打破了古代人们对行星运动的传统认识，也为后来的天文学研究提供了新的思路。
第二条开普勒定律是面积定律。
根据这个定律，当行星在其椭圆轨道上运动时，它与太阳连线所扫过的面积相等的时间相等。
这意味着当行星离太阳较远时，它的速度较慢，而当行星靠近太阳时，它的速度较快。
面积定律揭示了行星运动的非均匀性，也为我们解释了行星运动的加速和减速现象提供了理论依据。
第三条开普勒定律是周期定律。
根据这个定律，行星绕太阳运动的周期的平方与它与太阳的平均距离的立方成正比。
也就是说，行星离太阳越远，它的运动周期就越长。
周期定律揭示了行星运动的规律性，也为我们计算行星运动的周期提供了依据。
开普勒定律的发现对天文学的发展产生了深远的影响。
它不仅使我们对行星运动有了更深入的理解，还为我们研究其他天体的运动提供了方法和思路。
开普勒定律的发现也为后来的物理学和力学研究提供了启示，为牛顿的万有引力定律的建立奠定了基础。
在现代天文学中，开普勒定律仍然被广泛应用。
通过观测行星的运动，我们可以验证和精确测量它们的轨道参数，从而进一步验证开普勒定律的准确性。
开普勒定律也为我们研究宇宙的起源和演化提供了重要的参考依据。
总之，开普勒定律是天文学中的重要定律之一，它帮助我们理解了行星运动的规律性和非均匀性。
通过研究开普勒定律，我们可以更深入地了解宇宙的运行机制，也为我们探索宇宙的奥秘提供了重要的线索。
开普勒定律的发现不仅对天文学的发展产生了深远的影响，也为后来的物理学和力学研究提供了重要的启示。
开普勒行星运动三大定律内容
开普勒行星运动三大定律内容
开普勒行星运动三大定律内容如下：
1. 开普勒第一定律（轨道定律）：所有行星都沿各自的椭圆轨道运动，太阳位于椭圆的一个焦点上。
2. 开普勒第二定律（面积定律）：太阳和运动着的行星之间的联线，在相等的时间内扫过的面积总相等。
3. 开普勒第三定律（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。
以上内容仅供参考，建议查阅关于开普勒的书籍或者咨询天文学家以获取更准确的信息。
行星运动规律的三大定律
（开普勒定律Kepler's laws)关于行星运动的三大定律.德国天文学家开普勒仔细分析和计算了第谷对行星特别是火星的长时间的观测资料,总结出这三大定律.①所有行星的运动轨道都是椭圆,太阳位于椭圆的一个焦点.在以太阳S为极点、近日点方向SP为极轴的极坐标中,行星相对于太阳的运动轨迹为椭圆PP1P2P'1P',PSP'=2a表示椭圆的长径.②行星的向径（太阳中心到行星中心的连线）在相等的时间内所扫过的面积相等,即面积定律.由于扇形P1SP2 和P'1SP'的面积相等,因此行星在近日点附近比远日点附近移动得更快.这两条定律是在1609年出版的《新天文学》一书中提出的.③行星围绕太阳运动的公转周期的平方与它们的轨道半长径的立方成正比例.设T为行星公转周期,则a3/T2=常数.这条定律是在1619年出版的开普勒的另一著作《宇宙谐和论》一书中提出的.这三条定律为万有引力定律的发现奠定了基础.。
开普勒三定律
开普勒三定律开普勒三定律，也被称为行星运动定律，是描述行星绕太阳运动的基本规律。
这些定律由德国天文学家约翰内斯·开普勒在17世纪初期发现，并成为了现代天文学的基石。
开普勒的研究对于我们对宇宙的认识和理解有着重要的影响。
本文将详细介绍开普勒三定律。
第一定律：椭圆轨道定律开普勒第一定律，也称为椭圆轨道定律，描述了行星在绕太阳运动时的轨道形状。
根据这个定律，行星的轨道是一个椭圆，而太阳位于椭圆的一个焦点上。
这意味着行星不是沿着一个完美的圆形轨道绕太阳运动，而是沿着一个椭圆形轨道。
椭圆的离心率决定了轨道的扁平程度，离心率越接近零，轨道越接近圆形。
第二定律：面积速度定律开普勒第二定律，也称为面积速度定律，描述了行星在轨道上的运动速度变化。
根据这个定律，行星在轨道的不同位置上以不同的速度运动。
具体而言，当行星离太阳较近时，它会以较快的速度运动；当行星离太阳较远时，它会以较慢的速度运动。
这个定律可以简单地解释为，当行星靠近太阳时，它需要在较短的时间内覆盖相同的夹角，因此运动速度更快；相反，当行星远离太阳时，它需要在较长的时间内覆盖相同的夹角，因此运动速度更慢。
第三定律：调和定律开普勒第三定律，也称为调和定律，描述了行星公转周期与离太阳距离的关系。
根据这个定律，行星的公转周期的平方与它到太阳的平均距离的立方成正比。
换句话说，如果两颗行星的平均距离分别是r₁和r₂，它们的公转周期分别是T₁和T₂，那么（T₁/T₂）²= (r₁/r₂)³。
这个定律揭示了行星公转的周期性，也帮助我们了解了行星之间的数值关系。
总结开普勒三定律提供了关于行星运动的定量规律。
第一定律告诉我们轨道是椭圆形的；第二定律描述了行星在轨道上运动速度的变化；第三定律揭示了行星的公转周期与离太阳距离之间的关系。
通过这些定律，我们能够更好地了解行星的运动轨迹和规律，进而深入研究宇宙中的其他天体运动。
开普勒三定律不仅对天文学有着重要的意义，还在其他科学领域有广泛的应用。
高一物理《开普勒行星运动定律万有引力定律》知识点总结
高一物理《开普勒行星运动定律万有引力定律》知识点总结
一、开普勒定律
1．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．
2．开普勒第二定律：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的面积相等．
3．开普勒第三定律：所有行星轨道的半长轴的三次方跟它的公转周期的二次方的比都相
等．其表达式为a 3
T 2＝k ，其中a 代表椭圆轨道的半长轴，T 代表公转周期，比值k 是一个对所有行星都相同的常量．
二、行星运动的近似处理
行星的轨道与圆十分接近，在中学阶段的研究中我们可按圆轨道处理．这样就可以说：
1．行星绕太阳运动的轨道十分接近圆，太阳处在圆心．
2．行星绕太阳做匀速圆周运动．
3．所有行星轨道半径r 的三次方跟它的公转周期T 的二次方的比值都相等，即r 3T 2＝k . 三、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m 1和m 2的乘积成正比、与它们之间距离r 的二次方成反比．
2．表达式：F ＝G m 1m 2r 2，其中G 叫作引力常量． 四、引力常量
牛顿得出了万有引力与物体质量及它们之间距离的关系，但没有测出引力常量G 的值． 英国物理学家卡文迪什通过实验推算出引力常量G 的值．通常取G ＝6.67×10－11 N·m 2/kg 2.。
开普勒行星运动定律
开普勒行星运动定律开普勒定律（英语：Kepler's Laws of Planetary Motion）是德国天文学家和数学家开普勒经测定的描述行星运动的一组物理定律。
这些定律描述了行星运动轨道的形状，以及行星在轨道上的速度，这些运动、形状和速度都是受到太阳在行星上施加的力所驱动的。
开普勒定律成就了物理学和天文学的大突破，可以用来预测行星、彗星和其他天体的运行轨道，并被认为是新拿破仑引领的浪潮中科学发展的重要见证。
主要开普勒定律依次是：1、第一定律：行星运行的轨道是一个椭圆形，太阳位于椭圆的一个焦点。
由于受到太阳的引力，行星自然趋向椭圆的长轴，而且每完成一个公转周期就会回到原来的位置，它们的行进速度并不是一成不变的，而是随着行星离太阳越来越远而减缓。
2、第二定律：描述了行星运行的过程中它们绕太阳转动的速度。
它指出，每个公转周期，行星耗费的时间都是一成不变的，其长度只与它离太阳的距离有关，是一个指数函数。
因此，行星离太阳越近，其每次公转周期花费的时间就越短；反之，行星离太阳越远，其所耗费的时间就越长。
3、第三定律：说明行星在轨道上的位置与它运动的速度存在某种联系。
它指出，每个行星每次公转一周期，其所耗费的时间和它自太阳的距离的平方成正比，即，行星自太阳距离的平方与行星每次公转周期花费的时间成正比。
由于开普勒定律可以有效地解释行星运动，以及行星们受太阳的拉力所产生的影响，因此，正是根据这些定律，太阳系的大部分行星的轨道形状、运动和速度都得以计算出来，可以用来推测行星未来的运动状态，为观测天文事件、推测大规模运动和其他天体等提供有用的数据，这是数学发展及应用的充分展示。
开普勒定律受到了同时代科学家的大量发展和研究，他们用统计的方法和数学计算，加以发展和深化了这些定律，大大提高了行星轨道计算的准确度，更准确地反映出行星的实际运动状况，使天文学的计算技术进入一个新的阶段，为现代天文学的发展奠定了基础。
【高中物理】高中物理知识点：开普勒行星运动定律
【高中物理】高中物理知识点：开普勒行星运动定律开普勒行星运动定律：
1.所有行星围绕太阳的轨道都是椭圆，而太阳是所有椭圆的一个焦点。
2、对每个行星而言太阳和行星的连线在相等的时间内扫过相同的面积。
3.所有行星轨道的半长轴r的三次方与旋转周期T的二次方之比相同，即
常量。
开普勒三定定律常被用来分析行星在近日点和远日点的速度。
开普勒三定律的对比：
开普勒第一定律：
开普勒第一定律，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。
开普勒第二定律：
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。
这一定律实际揭示了行星绕太阳公转的角动量守恒。
（角动量在高中学习中不考查）
开普勒第三定律：
开普勒第三定律，也称周期定律：是指绕以太阳为焦点的椭圆轨道运行的所有行星，其椭圆轨道半长轴的立方与周期的平方之比是一个常量。
知识电话：
近年
高考
试题中的天体运动问题，试题情境熟悉，多为匀速圆周运动模型，不是卫星环绕地球的圆周运动，就是行星环绕太阳的圆周运动。
运算简单，大多数试题直接运用开普勒第三定律进行分析或计算，有些试题则需运用牛顿第二定律与万有引力定律、“黄金代换”等分析计算。
开普勒与行星运动定律
开普勒与行星运动定律导语：开普勒是十七世纪天文学家，他通过对行星运动的观测和分析，总结出了三个行星运动定律，这些定律为我们理解行星运动提供了重要的基础。
本文将介绍开普勒的三个行星运动定律及其意义。
一、第一定律：行星轨道是椭圆开普勒的第一定律也被称为椭圆轨道定律。
他发现，行星绕太阳运动的轨道并非完全是圆形的，而是椭圆形的。
在椭圆中，太阳位于椭圆的一个焦点上。
这个定律的意义在于打破了古代天文学中认为行星运动轨道是圆形的观念，为后来的行星运动研究奠定了基础。
二、第二定律：行星在轨道上的面积相等开普勒的第二定律也被称为面积定律。
他观察到，行星在相同时间内扫过的面积大小是相等的。
也就是说，当行星离太阳较远时，它的速度较慢，它在相同时间内所扫过的面积较小；而当行星离太阳较近时，它的速度较快，它在相同时间内所扫过的面积较大。
这个定律的意义在于揭示了行星运动速度与轨道位置的关系，为后来的行星运动模型提供了重要线索。
三、第三定律：行星轨道周期与轨道半长轴的三次方成正比开普勒的第三定律也被称为轨道周期定律。
他发现，行星绕太阳运动的轨道周期的平方与轨道半长轴的立方成正比。
用数学表达式表示就是：T^2 = k * a^3，其中T代表周期，a代表半长轴，k为常数。
这个定律的意义在于揭示了行星运动周期与轨道大小的关系，使得我们能够通过测量行星轨道周期来推算其轨道半长轴的大小。
结语：开普勒的行星运动定律为行星运动提供了重要的理论基础。
通过他的观测和分析，我们知道了行星轨道是椭圆形的，行星在轨道上扫过的面积相等，行星轨道周期与轨道半长轴的三次方成正比。
这些定律的发现和证实，使得我们对行星运动有了更深入的了解，并为后来的天体力学奠定了基础。
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开普勒行星运动定律[整理版]
开普勒行星运动定律
332323RRTRTR0 根据开普勒周期定律:,,k～则,～两式取对数～得:lg,lg～
222323TTTRTR00000
TR整理得2lg,3lg～选项B正确( TR00
答案 B
【知识存盘】椭圆 行星 椭圆 焦点
相等的时间 相等的面积
行星 半长轴 相等 无关
万有引力定律及其应用 ?(考纲要求)
【思维驱动】
mm12解析 万有引力公式F,G～虽然是牛顿由天体的运动规律得出的～但牛2r
顿又将它推广到了宇宙中的任何物体～适用于计算任何两个质点间的引力(当
两个物体的距离趋近于0时～两个物体就不能视为质点了～万有引力公式不
再适用(两物体间的万有引力也符合牛顿第三定律(公式中引力常量G的值～
是卡文迪许在实验室里实验测定的～而不是人为规定的(故正确答案为C.
答案 C
成正比 成反比 G 两球心间
第一宇宙速度 ?(考纲要求)
解析 由于对第一宇宙速度与环绕速度两个概念识记不准～造成误解～其实第
一宇宙速度是指最大的环绕速度(
答案 B
第二宇宙速度和第三宇宙速度 ? (考纲要求)
【思维驱动】
Mmv2GM解析 b是贴近地球表面的圆，沿此轨迹运动的物体满足G,m，解得
v, ，R2RR
v2或满足mg,m，解得v,gR，以上得到的两个速度均为第一宇宙速度，发射速
度小于第R
一宇宙速度则不能成为人造卫星，如a，故A、B正确;发射速度大于第一宇宙
速度而小于第二宇宙速度，卫星的轨道为椭圆，如c，故C错误;发射速度大于第
二宇宙速度，轨迹将不闭合，发射速度大于第三宇宙速度，轨迹也不闭合，故d轨
迹不能确定其发射速度是否大于第三宇宙速度，D错误(
答案 AB
考点一 万有引力定律的应用
解析 设地球的密度为ρ，地球的质量为M，根据万有引力定律可知，地球表
面的重力加速
GM4度g,.地球质量可表示为M,πR3ρ.因质量分布均匀的球壳对球壳内物体的
引力为R23
3R,d4,,零，所以矿井下以(R,d)为半径的地球的质量为M′,π(R,d)3ρ，解得
M′,M，,,3R
GM′则矿井底部处的重力加速度g′,，则矿井底部处的重力加速度和地球表面
的重力(R,d)2
g′d加速度之比为,1,，选项A正确，选项B、C、D错误( gR
答案 A
22πm月m,,解析 LRO运行时的向心加速度为a,ω2r,(R，h)，B正确;根据
G,,,T(R，h)2
22πm月m′4π2(R，h)3,,m(R，h)，又G,m′g，两式联立得g,，D正确
(,,TR2T2R2
答案 BD,
考点二 对宇宙速度的理解及计算
【典例2】解析 人造地球卫星(包括地球同步卫星)的发射速度大于第一宇宙速
度，小于第二宇宙速度，而其运行速度小于第一宇宙速度，选项A错误;地球同步
卫星在赤道上空相对地面静止，并且距地面的高度一定，大约是3.6×104 km，选
项B正确;地球同步卫星绕地球运动的周期与地球自转周期相同，即T,24 h，而月
球绕地球运行的周期大约是27天，选项C错误;地球同步卫星与静止在赤道上物体
的运行周期相同，角速度也相同，根据公式a,ω2r可知，运行半径大的向心加速
度大，所以地球同步卫星的向心加速度大于静止在赤道上物体的向心加速度，选项
D错误(
答案 B
GM【变式跟踪2】解析 设地球半径为R，质量为M，则第一宇宙速度v1, ，根
据万R
GM有引力等于向心力得同步卫星的运行速度v, ，所以同步卫星的运行速度是
第一宇nR
1宙速度的 倍，A错、C对;同步卫星和地球赤道上随地球自转的物体角速度相
同，根n
Mm据v,ωr，同步卫星的运行速度是地球赤道上随地球自转的物体速度的n
倍，B错;由Gr2
GMGm,ma，可得同步卫星的向心加速度a,，地球表面重力加速度g,，所以同步
卫(nR)2R2
1星的向心加速度是地球表面重力加速度的倍，D错( n2
答案 C,
【典例3】解析 飞行器与地球同步绕太阳做圆周运动，所以ω飞,ω地，由
圆周运动线速度和角速度的关系v,rω得v飞,v地，选项A正确;由公式a,rω2
知，a飞,a地，选项B正确;飞行器受到太阳和地球的万有引力，方向均指向圆
心，其合力提供向心力，故C、D选项错(
答案 AB
【变式跟踪3】解析 由题图可知:“天宫一号”和“神舟九号”都在围绕地球
做匀速圆周运动，
Mm且“天宫一号”比“神舟九号”的轨道半径大(由万有引力公式和向心力公
式可得:G,mar2
4π2mv2,,mω2r,mr，故卫星的轨道半径越大，其向心加速度、速率、角速度
均越小，rT2
其周期越长，A、B、C错误，D正确(答案 D, 【典例4】 (单选)(2012?福建
卷，16)解析 设卫星的质量为m′，
Mm′v2由万有引力提供向心力，得G,m′，?[来源:中*国教*育出*版网]R2R
v2m′,m′g，? R
由已知条件:m的重力为N得N,mg，?
Nmv2由?得g,，代入?得:R,， mN
mv4代入?得M,，故A、C、D三项均错误，B项正确( GN
答案 B
【变式跟踪4】解析 设地球的密度为ρ，半径为R，第一宇宙速度为v1，
“开普勒,226”
44GρπR3mGρπ(2.4R)3m0mv21m0v22332，,，,，得v2,2.4v1,的第一宇宙速
度为v(2.4R)R2R22.4R1.9×104 m/s，故D正确(
答案 D,
2(变轨运行分析
解析 椭圆轨道远地点A的速度小于近地点B的速度，故选A.在A点由?轨道变
到?轨道
a3要减速，动能减小，故选B.由开普勒第三定律,常数(其中a为椭圆或圆轨
道的半长轴)，T2
Mm知，因a?
不选D.
答案 A典例2 (多选)(2013?泰州模拟)如BC