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新人教版中学物理必修二：6-1行星的运动 课件(共25张PPT)
需要注意：
（1）开普勒定律不仅适用于行星，也适用于卫星，只不过此时比值 k 是由 行星质量所决定的另一恒量．
（2）行星的轨道都跟圆近似，因此计算时可以认为行星是做匀速圆周运 动．
（3）开普勒定律是总结行星运动的观察结果而总结归纳出来的规律，它们 每一条都是经验定律，都是从观察行星运动所取得的资料中总结出来 的．
若是匀速圆 周运动……
开普勒（德国）
第 谷（丹麦）
↓
↓
四年多的刻苦计算 → 8分的误差 ←二十年的精心观测
↓
否定19 种假设
↓
行星轨道为椭圆
假设地球绕太阳的运动是一个椭 圆运动,太阳在焦点上,根据曲线运动的 特点，得在秋分到冬至再到春分的时 间比从春分到夏至再到秋分的时间短， 所以秋冬两季比春夏两季要短。
7.1《行星的运动》
教学目标
❖ 知识与技能
❖ 1．知道地心说和日心说的基本内容．
❖ 2．知道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．
❖ 3．知道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，且这个比值与行星的质量无关， 但与太阳的质量有关．
❖ 4．理解人们对行星运动的认识过程是漫长复杂的，真理 是来之不易的．
所有行星的椭圆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。
表达式：
半长轴
a3 =k
T2 行星绕太阳公转的 周期
探究2：
行星 半长轴(x106km) 公转周期(天)
水星
57
87.97
金星
108
225
地球
149
365
火星
228
687
木星
778
新版物理必修2人教版 6.1行星的运动 (共36张PPT)学习PPT
行星的运动
炫 目 的 星 云
漂亮的流星
奇 妙 的 撞 击
火
红 牛顿本人超凡的数学能力
行星受到了太阳对它的引力。
C．水星轨道的半长轴最短，公转周期就最长
的 C．水星轨道的半长轴最短，公转周期就最长
K是一个只决定于中心天体质量的物理量. 万有引力定律的计算只适用于两个质点和质量分布均匀的球体间的相互作用。
■日心说(Solarcentric Universe)
哥白尼的“日心说”体系
约在公元前260年，古希腊天文学家阿利斯塔克最早提出 了日心说的观点。但真正发展并完善日心说的，是来自 波兰的哥白尼（1473-1543）。
■第谷的天文学观测
仙后座的新星爆发
哥白尼的宇宙体系动摇了基督教宇宙体系的根基，但 它并没有在天文测算的精确度上有多大的提高。近代 早期最重要的观测工作是由丹麦的第谷（1546-1601） 进行的。
开普勒第一定律强调行星轨道是一椭圆。
开普勒第三定律强调一个比值关系，且比值 与行星无关。
例：太阳系中的九大行星的周期周期大小 关系？
课堂训练
例1 关于行星的运动以下说法正确 的是（ ）
A．行星轨道的半长轴越长，自转周 期就越长
B．行星轨道的半长轴越长，公转周 期就越长
C．水星轨道的半长轴最短，公转周 期就最长
2
2
C．水星轨道的半长轴最短，公转周期就最长
对于两个质点，r是指两个质点间的距离
在运用开普勒定律时注意：
即：a3 / T 2 = k
开普勒第三定律 （周期定律）
若两个半径为原来2倍的实心大铁球紧靠在一起，则它们之间的万有引力为
但真正发展并完善日心说的，是来自波兰的哥白尼（1473-1543）。
炫 目 的 星 云
漂亮的流星
奇 妙 的 撞 击
火
红 牛顿本人超凡的数学能力
行星受到了太阳对它的引力。
C．水星轨道的半长轴最短，公转周期就最长
的 C．水星轨道的半长轴最短，公转周期就最长
K是一个只决定于中心天体质量的物理量. 万有引力定律的计算只适用于两个质点和质量分布均匀的球体间的相互作用。
■日心说(Solarcentric Universe)
哥白尼的“日心说”体系
约在公元前260年，古希腊天文学家阿利斯塔克最早提出 了日心说的观点。但真正发展并完善日心说的，是来自 波兰的哥白尼（1473-1543）。
■第谷的天文学观测
仙后座的新星爆发
哥白尼的宇宙体系动摇了基督教宇宙体系的根基，但 它并没有在天文测算的精确度上有多大的提高。近代 早期最重要的观测工作是由丹麦的第谷（1546-1601） 进行的。
开普勒第一定律强调行星轨道是一椭圆。
开普勒第三定律强调一个比值关系，且比值 与行星无关。
例：太阳系中的九大行星的周期周期大小 关系？
课堂训练
例1 关于行星的运动以下说法正确 的是（ ）
A．行星轨道的半长轴越长，自转周 期就越长
B．行星轨道的半长轴越长，公转周 期就越长
C．水星轨道的半长轴最短，公转周 期就最长
2
2
C．水星轨道的半长轴最短，公转周期就最长
对于两个质点，r是指两个质点间的距离
在运用开普勒定律时注意：
即：a3 / T 2 = k
开普勒第三定律 （周期定律）
若两个半径为原来2倍的实心大铁球紧靠在一起，则它们之间的万有引力为
但真正发展并完善日心说的，是来自波兰的哥白尼（1473-1543）。
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• Bullet 1 • Bullet 2 • Bullet 3
• Bullet 1 • Bullet 2 • Bullet 3
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• Bullet 1 • Bullet 2 • Bullet 3
Example Bullet Point Slide
2nd Qtr
3rd Qtr
4th Qtr
East West North
Example of a table
Title Data
Title Data
Note: PowerPoint does not allow you to have nice default tables - but you can cut and paste this one
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download. This includes uploading
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them onto file sharing networks like
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高一物理《行星的运动》课件
详细描述
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
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
人教版高一物理必修2 6.1行星的运动 课件(41张PPT)
(1)多数大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（线速度）大小不变，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。 总体来说，就是变速椭圆运动作为匀速圆周 运动处理，对应的半长轴即为圆的半径。
课堂小结
1 .地心说与日心说
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，但所有轨道的焦点重合。
(2)开普勒第二定律 （面积定律）
对于每一个行星而言，太阳和行星的 联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）
所有行星的轨道的半长轴的三次方跟公
转周期的二次方的比值都相等。
a3 T2
(2)德国物理学家开普勒的研究.
总结了他的导师第谷的 全部观测资料，在他最初研 究时，他得到的结果与第谷 的观察数据相差8′，而当时 第谷公认的误差位2′,开普勒 想,这8/可能就是认为行星绕 太阳匀速圆周运动造成的.后 来他花了四年时间一遍一遍 地进行数学计算，通过计算 这一怀疑使他发现了行星运 动三大定律.
经过长期繁复的计算和无数次失败，他终于发
现了行星运动的第三条定律：“行星公转周期的平
方等于轨道半长轴的立方。”这一结果发表在1619
C. 天穹不转动，因为地球每天自西向东自转一周，造 成天体每天东升西落的现象。
D. 与日地距离相比，恒星离地球都十分遥远，比日地 间的距离大得多。
分析
所有行星围绕太阳运动的轨道都是椭圆， 太阳处在所有椭圆的一个焦点上；行星在椭圆 轨道上运动的周期Ｔ和轨道半长轴满足恒量,故 所有行星实际并不是在做匀速圆周运动，整个 宇宙是在不停运动的。
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（线速度）大小不变，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。 总体来说，就是变速椭圆运动作为匀速圆周 运动处理，对应的半长轴即为圆的半径。
课堂小结
1 .地心说与日心说
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，但所有轨道的焦点重合。
(2)开普勒第二定律 （面积定律）
对于每一个行星而言，太阳和行星的 联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）
所有行星的轨道的半长轴的三次方跟公
转周期的二次方的比值都相等。
a3 T2
(2)德国物理学家开普勒的研究.
总结了他的导师第谷的 全部观测资料，在他最初研 究时，他得到的结果与第谷 的观察数据相差8′，而当时 第谷公认的误差位2′,开普勒 想,这8/可能就是认为行星绕 太阳匀速圆周运动造成的.后 来他花了四年时间一遍一遍 地进行数学计算，通过计算 这一怀疑使他发现了行星运 动三大定律.
经过长期繁复的计算和无数次失败，他终于发
现了行星运动的第三条定律：“行星公转周期的平
方等于轨道半长轴的立方。”这一结果发表在1619
C. 天穹不转动，因为地球每天自西向东自转一周，造 成天体每天东升西落的现象。
D. 与日地距离相比，恒星离地球都十分遥远，比日地 间的距离大得多。
分析
所有行星围绕太阳运动的轨道都是椭圆， 太阳处在所有椭圆的一个焦点上；行星在椭圆 轨道上运动的周期Ｔ和轨道半长轴满足恒量,故 所有行星实际并不是在做匀速圆周运动，整个 宇宙是在不停运动的。
7.1行星的运动课件 (21张PPT)
2
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
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
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新版必修二 第一节 行星的运动 (共19张PPT)学习PPT
【探究1】：第一定律说明了行星运动的 轨道，那不同的行星绕太阳运行时的椭 圆轨道相同吗?
【注意】：不同行星绕太阳运行的椭圆 轨道不同，但这些轨道有 一个共同的焦点，即太阳所 处的位置；行星离太阳越远， 轨道半长轴越长。
2、开普勒第二定律 （面积定律）
对任意一个行星而言，它和太阳的连线 在相等的时间内扫过相等的面积。
托勒 密
地 心 说
地球是宇宙的中心,并且静止不动,一切行 星围绕地球做圆周运动
哥白尼
日 心 说 太阳是宇宙的中心,并且静止不动,一切行星都
围绕太阳做圆周运动。
一、对行星运动规律的认识
1、知道地心说和日心说的基本内容。
一、对行星运动规律的认识
轨道处理，则开普勒定律描述为
律解决问题。
开普勒（德国天文学家）
【例2】银河系中有两颗行星绕某恒星运行，从天文望远镜中观察到它们的运转周期之比为8：1，则它们的轨道半径的比为 ( )
对任意一个行星而言，它和太阳的连线 3、了解人类对行星的认识过程是漫长
怎么回
事呢？ 对于某一行星来说，它绕太阳做圆周运动的角速度（或线速度大小）不变，即行星做匀速圆周运动
【探究3】：公式中
【探究2】：行星在远日点的速率 与在近日点的速率谁大？
【注意】：行星越靠近太阳速率越大， 越远离太阳速率越小。
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方跟公转 周期的二次方的比值都相等。
即：a3 / T 2 = k
半短轴b
焦点
半长轴a
【探究3】：公式中 a 3 k 的比例
【探究2】：行星在远日点的速率
轨道处理，则开普勒定律描述为
C．8：1 D．1：4
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– Sub Bullet
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0 1st Qtr
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