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天體運動教學設計
教學目標： 1．深入理解萬有引力定律，利用萬有引力定律解決問題。
2．衛星飛船在進行變軌各相關物理參量變化。
3. 對嫦娥一號相關物理問題進分析。
重點：應用萬有引力定律和牛頓第二定律解決天體運動問題；
難點：1．衛星飛船變軌和對接。
一、考綱解讀
1．考綱要求：萬有引力定律的應用、人造地球衛星的運動（限于圓軌道）、動量知識和機械能知識的應用（包括碰撞、反沖、火箭）都是Ⅱ類要求；航天技術的發展和宇宙航行、宇宙速度屬Ⅰ類要求。
二、命題趨勢
萬有引力定律與天體問題是歷年高考必考內容。考查形式多以選擇、計算等題型出現。本部分內容常以天體問題（如雙星、黑洞、恒星的演化等）或人類航天（如衛星發射、空間站、探測器登陸、結合“嫦娥一號”等）為背景，考查向心力、萬有引力、圓周運動等知識。這類以天體運動為背景的題目，是近幾年高考命題的熱點，特別是近年來我們國家在航天方面的迅猛發展，更會出現各類天體運動方面的題。
三、3．思路及方法：
(1).基本方法：把天體運動近似看作圓周運動，它所需要的向心力由萬有引力提供，
即：Ｇ ＝ｍω２ｒ＝ｍ
(2).估算天體的質量和密度
由G ＝ｍ 得：Ｍ＝ ．即只要測出環繞星體M運轉的一顆衛星運轉的半徑和周期，就可以計算出中心天體的質量.
由ρ＝ ，Ｖ＝ πＲ３得： ρ＝ ．R為中心天體的星體半徑
特殊:當ｒ＝Ｒ時，即衛星繞天體M表面運行時，ρ＝ (2003年高考)，由此可以測量天體的密度.
(3)行星表面重力加速度、軌道重力加速度問題
表面重力加速度g0,由 得：
軌道重力加速度g，由 得：
(４)衛星的繞行速度、角速度、周期與半徑的關系
(1)由Ｇ 得:ｖ＝ ． 即軌道半徑越大，繞行速度越小
(2)由Ｇ ＝ｍω２ｒ得：ω＝ 即軌道半徑越大，繞行角速度越小
(3)由 得： 即軌道半徑越大，繞行周期越大.
(５)地球同步衛星
所謂地球同步衛星是指相對于地面靜止的人造衛星，它的周期T＝24h．要使衛星同步，同步衛星只能位于赤道正上方某一確定高度h．
由: Ｇ （Ｒ＋ｈ） 得：
=3.6×104ｋｍ=5.6Ｒ Ｒ表示地球半徑
（6）1、開普勒第一定律（又叫橢圓軌道定律）。
所有的行星圍繞太陽運動的軌道都是橢圓，太陽處在所有橢圓的一個焦點上。注意：不同行星的橢圓軌道的半長軸是不同的。
2、開普勒第二定律（又叫面積定律）。
太陽和行星的邊線在相等的時間內掃過相等的面積，即角動量守恒。
說明：行星近日點的速率大于遠日點的速率。
3、開普勒第三定律（又叫周期定律）。
所有行星的橢圓軌道的半長軸的三次方跟公轉周期的二次方的比值都相等。
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