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1、1 天体运动知识点归类解析【问题一】行星运动简史1、两种学说1地心说 : 地球是宇宙的中心，而且是静止不动的，太阳、月亮以及其他行星都绕地球运动。支持者托勒密。2. 日心说： 太阳是宇宙的中心，而且是静止不动的，地球和其他行星都绕太阳运动。3. 两种学说的局限性都把天体的运动看的很神圣，认为天体的运动必然是最完美，最和谐的圆周运动，而和丹麦天文学家第谷的观测数据不符。2、开普勒三大定律开普勒 1596 年出版宇宙的神秘一书受到第谷的赏识，应邀到布拉格附近的天文台做研究工作。 1600 年，到布拉格成为第谷的助手。次年第谷去世，开普勒成为第谷事业的继承人。第谷去世后开普勒用很长时间对第谷遗留下来
2、的观测资料进行了整理与分析他在分析火星的公转时发现， 无论用哥白尼还是托勒密或是第谷的计算方法得到的结果都与第谷的观测数据不吻合。 他坚信观测的结果，于是他想到火星可能不是按照人们认为的匀速圆周运动他改用不同现状的几何曲线来表示火星的运动轨迹，终于发现了火星绕太阳沿椭圆轨道运行的事实。并将老师第谷的数据结果归纳出三条著名定律。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。第二定律： 对任意一个行星来说，它与太阳的连线在相等时间内扫过的面积相等。如图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av，过近日点时的速率为bv由
3、开普勒第二定律，太阳和行星的连线在相等的时间内扫过相等的面积，取足够短的时间t，则有：tbvtavba2121精选学习资料 - - - - - - - - - 名师归纳总结 - - - - - - -第 1 页，共 12 页2 所以bavvab 式得出一个推论：行星运动的速率与它距离成反比，也就是我们熟知的近日点快远日点慢的结论。 式也当之无愧的作为第二定律的数学表达式。第三定律： 所有行星的轨道半长轴的三次方跟它的公转周期平方的比值都相等。用a表示半长轴，T表示周期，第三定律的数学表达式为kTa23，k与中心天体的质量有关即k是中心天体质量的函数)(23MkTa 。不同中心天体k不同。 今天
4、我们可以由万有引力定律证明：rTmrMmG2234得2234GMTr 即24)(GMMk可见k正比与中心天体的质量M。 式)(23MkTa是普遍意义下的开普勒第三定律多用于求解椭圆轨道问题。 式2234GMTr是站在圆轨道角度下得出多用于解决圆轨道问题。为了方便记忆与区分我们不妨把 式称为官方版开三， 式成为家庭版开三。【问题二】：天体的自转模型1、重力与万有引力的区别地球对物体的引力是物体具有重力的根本原因，但重力又不完全等于引力。这是因为地球在不停的自转， 地球上所有物体都随地球自转而绕地轴做匀速圆周运动，这就需要向心力。这个向心力的方向垂直指向地轴大小为rmF2，式中r是物体与地轴的距离
5、，是地球自转角速度。 这个向心力来源于物体受到的万有引力，它是引力的一个分力，另一个分力才是物体的重力。不同纬度的地方，物体做匀速圆周运动的角速度相同，而做圆周运动的半径r不同，该半径在赤道最大在两极最小为0纬度为处的物体随地球自转所需的向心力cos22RmrmFR 为地球半径由此可见随纬度的升高，向心力减小，在两极精选学习资料 - - - - - - - - - 名师归纳总结 - - - - - - -第 2 页，共 12 页3 处00cosFR、万有引力等于重力， 作为引力的另一个分力重力则随纬度升高而增大。1 、在赤道上：万有引力、重力、向心力均指向地心则有RmmgRMmG2122 、在
6、两极上：向心力为0、重力等于万有引力即22mgRMmG3 、在一般位置：万有引力2RMmG等于重力mg与向心力向F的矢量和，如图。越靠近南北两极g值越大，由于物体随地球自转所需的向心力较小，常认为万有引力近似等于重力，即mgRMmG2。2、自转天体不瓦解的条件所谓天体的不瓦解是指，存在自转的情况下，天体外表的物体不会脱离天体外表。天体自转时， 天体外表的各部分随天体做匀速圆周运动，由于赤道部分所需向心力最大，如果赤道上的物体不脱离地面那么其他地方一定不会脱离地面。则要使天体不瓦解则要满足：RmRGMm22又T2334RM得：23GT将hT24带入 得3/18.9mkg而地球的密度为3/5523
7、mkg足以保证地球处于稳定状态。【问题二】：近地问题 +绕行问题1、在中心天体外表或附近，万有引力近似等于重力mgRMmG2，即2gRGM2、利用天体外表的重力加速度g 和天体半径R(g、R 法)由于mgRMmG2，故天体质量MgR2G，天体密度 MVM43 R33g4 GR。精选学习资料 - - - - - - - - - 名师归纳总结 - - - - - - -第 3 页，共 12 页4 3、在距天体外表高度为h处的重力加速度在距天体外表高度为h处，万有引力引起的重力加速度g，由牛顿第二定律得2)(hRMmGgm即ghRRhRMGg222)()(即重力加速度随高度增加而减小。4、通过观察卫
8、星绕天体做匀速圆周运动的周期T，轨道半径r(T、 r 法)(1)由万有引力等于向心力，即GMmr2m42T2r ，得出中心天体质量M42r3GT2；(2)假设已知天体的半径R，则天体的密度 MVM43 R33 r3GT2R3；(3)假设天体的卫星在天体外表附近环绕天体运动，可认为其轨道半径r 等于天体半径R，则天体密度 3GT2。可见，只要测出卫星环绕天体外表运动的周期T，就可估测出中心天体的密度。问题四：人造卫星问题1分析人造卫星运动的两条思路(1)万有引力提供向心力即GMmr2ma。(2)天体对其外表的物体的万有引力近似等于重力，即GMmR2mg 或 gR2GM(R、g 分别是天体的半径、
9、外表重力加速度)，公式 gR2GM 应用广泛，被称为“黄金代换”。2人造卫星的加速度、线速度、角速度、周期与轨道半径的关系精选学习资料 - - - - - - - - - 名师归纳总结 - - - - - - -第 4 页，共 12 页5 232322221241rGMamarrGMrmrGMrTTmrrGMvrvmrMmGnn由此可以得出结论：一定r四定；越远越慢。3同步卫星的六个“一定”轨道平面一定：轨道平面和赤道平面重合周期一定：与地球自转周期相同，即shT8640024s. 角速度一定：与地球自转的角速度相同高度一定：根据开普勒第三定律2234GMTr得：kmGMTr4223104.2
10、44又因为hRr所以RRGMTh64223。速率一定：运动速度skmTrv/08.32( 为恒量 ) 绕行方向一定：与地球自转的方向一致4、赤道上的物体与近地卫星、同步卫星的比较比较内容赤道外表的物体近地卫星同步卫星向心力来源万有引力的分力万有引力向心力方向指向地心重力与万有引力的关系重力略小于万有引力重力等于万有引力精选学习资料 - - - - - - - - - 名师归纳总结 - - - - - - -第 5 页，共 12 页6 线速度Rv11RGMv2hRGMv3231vvv(2v为第一宇宙速度)角速度1自2GMR33自GM(Rh)3132向心加速度a1 21Ra222RGMR2a323
11、(R h) GM(R h)2a1a3a2问题五：卫星变轨模型【模型构建 】将同步卫星发射至近地圆轨道1如下图，然后再次点火，将卫星送入同步轨道 3轨道 1、2 相切于Q点， 2、3 相切于P点，则当卫星分别在1、2、3 轨道上正常运行时1、阐述卫星发射与回收过程的基本原理？答：发射卫星时，可以先将卫星发送到近地轨道1，使其绕地球做匀速圆周运动，速率为1v；变轨时在Q点点火加速，短时间内将速率由1v增加到2v，使卫星进入椭圆形的转移轨 2；卫星运行到远地点P时的速率为3v；此时进行第二次点火加速，在短时间内将速率由3v增加到4v，使卫星进入同步轨道3，绕地球做匀速圆周运动。2、就 1、2 轨道比
12、较卫星经过Q点时线速度1v、2v的大小？答：根据发射原理1 轨道稳定运行的卫星需要加速才能进入2轨道所以12vv。3、就 2、3 轨道比较卫星经过P点时线速度3v、4v的大小？答：根据发射原理1 轨道稳定运行的卫星需要加速才能进入2 轨道所以12vv。精选学习资料 - - - - - - - - - 名师归纳总结 - - - - - - -第 6 页，共 12 页7 【小结】 2、 3 两个问题主要是比较椭圆轨道与圆轨道线速度问题解决思路是抓住轨道的成因。4、就 2 轨道比较Q、P两点的线速度2v、3v大小？答：在转移轨道2 上，卫星从近地点Q向远地点P运动过程只受重力作用，机械能守恒。重力做
13、负功，重力势能增加，动能减小。故32vv。【小结】实质是比较椭圆轨道不同位置的线速度大小问题可归纳为近点快远点慢5、比较 1轨道卫星经过Q点 3 轨道卫星经过P点时两点线速度1v、3v的大小？答：根据rvmrMmG22得rGMv由于13rr故31vv。【小结】实质是比较两个圆轨道 的线速度抓住“越远越慢”。6、就 1、2 轨道比较卫星经过Q点时加速度的大小？答：根据marMmG2得2rMGa可见加速度取决于半径r无论是 1 轨道还是2 轨道Q到中心天体的半径都是一样大所以加速度相同。7、就 2、3 轨道比较卫星经过P点时加速度的大小？答：根据marMmG2得2rMGa可见加速度取决于半径r无论
14、是 2 轨道还是3 轨道P到中心天体的半径都是一样大所以加速度相同。【小结】比较不同天体的加速度只需要比较它们到达中心天体的距离即可跟轨道的现状无关。8、卫星在整个发射过程能量将如何变化？答：要使卫星由较低的圆轨道进入较高的圆轨道，即增大轨道半径增大轨道高度h ，一定要给卫星增加能量。与在低轨道1 时比较不考虑卫星质量的改变，卫星在同步轨3 上的动能kE减小了，势能pE增大了，机械能机E也增大了。增加的机械能由化学能转化而来。【小结】动能：越远越小；势能：越远越大；机械能：高轨高能。精选学习资料 - - - - - - - - - 名师归纳总结 - - - - - - -第 7 页，共 12
15、页8 9、假设 1轨道的半径为1R，3 轨道的半径为2R假设轨道1 的周期为T 则卫星从Q到P所用的时间为多少？椭圆轨道周期的求法答：设飞船的椭圆轨道的半长轴为a，由图可知221RRa.设飞船沿椭圆轨道运行的周期为T，由开普勒第三定律得23231TaTR. 飞船从Q到P的时间2Tt由以上三式求解得313212)(4RRRTt10、假设已知卫星在3 轨道运行的周期为T，中心天体的半径为R则卫星距离中心天天外表的高度为？答：根据开普勒第三定律2234GMTr得：2234GMTr又因为hRr所以RGMTh2234。问题六：双星模型、三星模型、四星模型【双星模型】1、模型构建在天体运动中， 将两颗彼此
16、相距较近，且在相互之间万有引力作用下绕两者连线上的某点做周期相同的匀速圆周运动的行星称为双星。2、模型特点如下图为质量分别是1m和2m的两颗相距较近的恒星。它们间的距离为L. 此双星问题的特点是：(1) 两星的运行轨道为同心圆，圆心是它们之间连线上的某一点。(2) 两星的向心力大小相等，由它们间的万有引力提供。(3) 两星的运动周期、角速度相同。(4) 两星的运动半径之和等于它们间的距离，即Lrr21. 精选学习资料 - - - - - - - - - 名师归纳总结 - - - - - - -第 8 页，共 12 页9 3、规律推导设：两颗恒星的质量分别为1m和2m，做圆周运动的半径分别为1r
17、、2r，角速度分别为1、2。根据题意有21Lrr21根据万有引力定律和牛顿定律，有1211221rmLmmG2222221rmLmmG / 得1221rrmm 联立得：LmmmrLmmmr21122121分别化简得12122rLmG22221rLmG相加得LrrLmmG2212221)()(又T2得精选学习资料 - - - - - - - - - 名师归纳总结 - - - - - - -第 9 页，共 12 页1 023214)(GTLmm双星问题的两个结论(1)运动半径：1221rrmm，即某恒星的运动半径与其质量成反比。(2)质量之和：两恒星的质量之和m1 m242L3GT2。问题七 天体
18、的“追及相遇”问题【模型构建】如下图，有A、B 两颗卫星绕同颗质量未知，半径为R的行星做匀速圆周运动， 旋转方向相同，其中 A 为近地轨道卫星，周期为1T，B 为静止轨道卫星，周期为2T，在某一时刻两卫星相距最近，再经过多长时间t， 两行星再次相距最近 引力常量G 为已知根据万有引力提供向心力，即rvmrMmG22得rGMv，所以当天体速度增加或减少时，对应的圆周轨道会发生相应的变化，所以天体不可能能在同一轨道上追及或相遇。这里提到的相距最近应指二者共线的时候。由图示可知A离中心天体近所以速度大运动的快。设二者经过时间t后再次 “相遇” 在这段时间内A所发生的角位移为t11，B所发生的角位移为
19、t221、2分别为 A、B的角速度。假定B不动下次二者共线时二者的角位移满足2-21tt 式变形得：12-221tt又根据2T联立得：121TtTt 化简得1221TTTTt精选学习资料 - - - - - - - - - 名师归纳总结 - - - - - - -第 10 页，共 12 页1 1 式揭示了：我只要知道两个不同轨道卫星的运行周期就可以估算出他们从某次最近到下一次最近的时间了。接下来我们讨论两颗卫星从图示位置经过多长时间相距最远。任然假定B 不动由几何关系可得二者的角位移满足tt21- 式变形得：212-221tt又根据2T联立得：2121TtTt 化简得）（12212TTTTt如果二者运动方向相反则情况又如何呢？由题意得相距最近时满足：221tt式变形得：12221tt又根据2T联立得：121TtTt化简得2121TTTTt相距最远时满足：tt21式变形得：212221tt又根据2T精选学习资料 - - - - - - - - - 名师归纳总结 - - - - - - -第 11 页，共 12 页1 2联立得：2121TtTt化简得）（21212TTTTt精选学习资料 - - - - - - - - - 名师归纳总结 - - - - - - -第 12 页，共 12 页