天体运动教学设计

　教学目标： 1．深入理解万有引力定律，利用万有引力定律解决问题。

2．卫星飞船在进行变轨各相关物理参量变化。

3. 对嫦娥一号相关物理问题进分析。

　重点：应用万有引力定律和牛顿第二定律解决天体运动问题；

　　难点：1．卫星飞船变轨和对接。

一、考纲解读

1．考纲要求：万有引力定律的应用、人造地球卫星的运动（限于圆轨道）、动量知识和机械能知识的应用（包括碰撞、反冲、火箭）都是Ⅱ类要求；航天技术的发展和宇宙航行、宇宙速度属Ⅰ类要求。

二、命题趋势

万有引力定律与天体问题是历年大学联考必考内容。考查形式多以选择、计算等题型出现。本部分内容常以天体问题（如双星、黑洞、恒星的演化等）或人类航天（如卫星发射、空间站、探测器登陆、结合“嫦娥一号”等）为背景，考查向心力、万有引力、圆周运动等知识。这类以天体运动为背景的题目，是近几年大学联考命题的热点，特别是近年来我们国家在航天方面的迅猛发展，更会出现各类天体运动方面的题。

三、3．思路及方法：

(1).基本方法：把天体运动近似看作圆周运动，它所需要的向心力由万有引力提供，

即：Ｇ ＝ｍω２ｒ＝ｍ

(2).估算天体的质量和密度

由G ＝ｍ 得：Ｍ＝ ．即只要测出环绕星体M运转的一颗卫星运转的半径和周期，就可以计算出中心天体的质量.

由ρ＝ ，Ｖ＝ πＲ３得： ρ＝ ．R为中心天体的星体半径

特殊:当ｒ＝Ｒ时，即卫星绕天体M表面运行时，ρ＝ (2003年大学联考)，由此可以测量天体的'密度.

(3)行星表面重力加速度、轨道重力加速度问题

表面重力加速度g0,由 得：

轨道重力加速度g，由 得：

(４)卫星的绕行速度、角速度、周期与半径的关系

(1)由Ｇ 得:ｖ＝ ． 即轨道半径越大，绕行速度越小

(2)由Ｇ ＝ｍω２ｒ得：ω＝ 即轨道半径越大，绕行角速度越小

(3)由 得： 即轨道半径越大，绕行周期越大.

(５)地球同步卫星

所谓地球同步卫星是指相对于地面静止的人造卫星，它的周期T＝24h．要使卫星同步，同步卫星只能位于赤道正上方某一确定高度h．

由: Ｇ （Ｒ＋ｈ） 得：

=3.6×104ｋｍ=5.6Ｒ Ｒ表示地球半径

（6）1、开普勒第一定律（又叫椭圆轨道定律）。

所有的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。注意：不同行星的椭圆轨道的半长轴是不同的。

2、开普勒第二定律（又叫面积定律）。

太阳和行星的边线在相等的时间内扫过相等的面积，即角动量守恒。

说明：行星近日点的速率大于远日点的速率。

3、开普勒第三定律（又叫周期定律）。

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。