求高中物理中按照自转公转算两个星球之间距离的公式 星球之间的距离是怎样计算的?
设地球自转周期为T1，则月球公转周期为T2，两星球距离为R，地球半径为R1
万有引力定律：GMm/R^2=F=mRw^2=mR(2派/T2)^2
T2=根号下（4派^2*R^3/GM) （1）
同理地球的自转周期：T1=根号下（4派^2*R1^3/GM) （2）（需要设定一个物体在地球表面随地表绕球心做圆周运动，圆周运动的向心力为地球与物体之间的万有引力）
知道R1的情况下
（1） （2） 可推 R
为所求。
你好！
V的平方;r两星球之间的力F＝GMm/；可以得到r＝GM/；然后根据圆周运动，向心力F＝m*V的平方/。其中G为引力常数;(r平方)
希望对你有所帮助，望采纳。
两星球之间的力F＝GMm/(r平方)；然后根据圆周运动，向心力F＝m*V的平方/r；可以得到r＝GM/V的平方。其中G为引力常数。
星球之间的距离是怎样计算的~
三角视差法
测量天体之间的距离可不是一件容易的事.天文学家把需要测量的天体按远近不同分成好几个等级.离我们比较近的天体,它们离我们最远不超过100光年（1光年＝9.461012千米）,天文学家用三角视差法测量它们的距离.三角视差法是把被测的那个天体置于一个特大三角形的顶点,地球绕太阳公转的轨道直径的两端是这个三角形的另外二个顶点,通过测量地球到那个天体的视角,再用到已知的地球绕太阳公转轨道的直径,依靠三角公式就能推算出那个天体到我们的距离了.稍远一点的天体我们无法用三角视差法测量它和地球之间的距离,因为在地球上再也不能精确地测定他它们的视差了.
移动星团法
这时我们要用运动学的方法来测量距离,运动学的方法在天文学中也叫移动星团法,根据它们的运动速度来确定距离.不过在用运动学方法时还必须假定移动星团中所有的恒星是以相等和平行的速度在银河系中移动的.在银河系之外的天体,运动学的方法也不能测定它们与地球之间的距离.
造父视差法（标准烛光法）
物理学中有一个关于光度、亮度和距离关系的公式.S∝L0/r2
测量出天体的光度L0和亮度S,然后利用这个公式就知道天体的距离r.光度和亮度的含义是不一样的,亮度是指我们所看到的发光体有多亮,这是我们在地球上可直接测量的.光度是指发光物体本身的发光本领,关键是设法知道它就能得到距离.天文学家勒维特发现“造父变星”,它们的光变周期与光度之间存在着确定的关系.于是可以通过测量它的光变周期来定出广度,再求出距离.如果银河系外的星系中有颗造父变星,那么我们就可以知道这个星系与我们之间的距离了.那些连其中有没有造父变星都无法观测到的更遥远星系,当然要另外想办法.
三角视差法和造父视差法是最常用的两种测距方法,前一支的尺度是几百光年,后一支是几百万光年.在中间地带则使用统计方法和间接方法.最大的量天尺是哈勃定律方法,尺度达100亿光年数量级.
哈勃定律方法
1929年哈勃(Edwin Hubble)对河外星系的视向速度与距离的关系进行了研究.当时只有46个河外星系的视向速度可以利用,而其中仅有24个有推算出的距离,哈勃得出了视向速度与距离之间大致的线性正比关系.现代精确观测已证实这种线性正比关系
V = H0×d
其中v为退行速度,d为星系距离,H0=100h0km．s-1Mpc（h0的值为0
三角视差法
测量天体之间的距离可不是一件容易的事。 天文学家把需要测量的天体按远近不同分成好几个等级。离我们比较近的天体，它们离我们最远不超过100光年（1光年＝9.461012千米），天文学家用三角视差法测量它们的距离。三角视差法是把被测的那个天体置于一个特大三角形的顶点，地球绕太阳公转的轨道直径的两端是这个三角形的另外二个顶点，通过测量地球到那个天体的视角，再用到已知的地球绕太阳公转轨道的直径，依靠三角公式就能推算出那个天体到我们的距离了。稍远一点的天体我们无法用三角视差法测量它和地球之间的距离，因为在地球上再也不能精确地测定他它们的视差了。
移动星团法
这时我们要用运动学的方法来测量距离，运动学的方法在天文学中也叫移动星团法，根据它们的运动速度来确定距离。不过在用运动学方法时还必须假定移动星团中所有的恒星是以相等和平行的速度在银河系中移动的。在银河系之外的天体，运动学的方法也不能测定它们与地球之间的距离。
造父视差法（标准烛光法）
物理学中有一个关于光度、亮度和距离关系的公式。S∝L0/r2
测量出天体的光度L0和亮度S，然后利用这个公式就知道天体的距离r。光度和亮度的含义是不一样的,亮度是指我们所看到的发光体有多亮，这是我们在地球上可直接测量的。光度是指发光物体本身的发光本领，关键是设法知道它就能得到距离。天文学家勒维特发现“造父变星”，它们的光变周期与光度之间存在着确定的关系。于是可以通过测量它的光变周期来定出广度，再求出距离。如果银河系外的星系中有颗造父变星，那么我们就可以知道这个星系与我们之间的距离了。那些连其中有没有造父变星都无法观测到的更遥远星系，当然要另外想办法。
三角视差法和造父视差法是最常用的两种测距方法，前一支的尺度是几百光年，后一支是几百万光年。在中间地带则使用统计方法和间接方法。最大的量天尺是哈勃定律方法，尺度达100亿光年数量级。
哈勃定律方法
1929年哈勃(Edwin Hubble)对河外星系的视向速度与距离的关系进行了研究。当时只有46个河外星系的视向速度可以利用，而其中仅有24个有推算出的距离，哈勃得出了视向速度与距离之间大致的线性正比关系。现代精确观测已证实这种线性正比关系
V = H0×d
其中v为退行速度，d为星系距离，H0=100h0km．s-1Mpc（h0的值为0<h0<1）为比例常数，称为哈勃常数。这就是著名的哈勃定律。
利用哈勃定律，可以先测得红移Δν/ν通过多普勒效应Δν/ν=V/C求出V，再求出d。
哈勃定律揭示宇宙是在不断膨胀的。这种膨胀是一种全空间的均匀膨胀。因此，在任何一点的观测者都会看到完全一样的膨胀，从任何一个星系来看，一切星系都以它为中心向四面散开，越远的星系间彼此散开的速度越大。
#雕淑帘# 天体宇宙之间的距离如何计算出来 -
(15267303815)： 测定天体由近及远主要有以下几种方法,它们使用的距离越来越远,但是精确度也越来越差. 1.雷达波法:直接向天体发射雷达波,通过雷达被反射的时间确定距离.适用于太阳系内天体. 2.三角视差法:通过地球绕太阳的公转引起的观测天体...
#雕淑帘# 测量地球与星球之间的距离的方法 -
(15267303815)： 恒是距离我们非常遥远,连光都要走好多年.那么,怎样测量出恒星的距离呢? 测量的方法很多,其中对大量较近的恒星可以采用三角视差法测量,如右图.地球绕太阳作周年运动,地球和太阳的距离在恒星处的张角称为“周年视差”,用π表...
#雕淑帘# 科学家是怎么算出一个星球离另一个星球距离几光年的? -
(15267303815)： 一般来说,100光年以内的恒星,可以以更远的恒星作为背景,在地球冬天的时候对着它拍一张照,在夏天的时候再对它拍一张照.地球冬天和夏天的距离就是地球公转的半径.再利用两个角度,用三角测量法就可以计算出来. 至于100光年以外的,由于顶角太小了,别的测量方法就比较多了,比如先分析这个恒星的光谱,算出多普勒效应,计算出恒星运动的速度,再根据别的恒星的比较,用三角法计算出.恒星光谱线的位移显示恒星循着观测方向运动的速度,这种现象称为多普勒效应.
#雕淑帘# 星球间距离怎样测算?
(15267303815)： 用光啥~!照射之后反射回来的时间~乘以光速~除以2·就出来了~
#雕淑帘# 怎么计算地球与其它星球之间的距离?我们知道人们用光年来表示地球与
(15267303815)： 恒星离我们那么遥远,怎样才能测量出它们的距离呢?比较近的恒星可以用视差的方法进行测量.譬如,我们要测量远处的一座塔到我们的距离,可以先确定两个已知距离...
#雕淑帘# 在高中物理双星问题中 为什么计算万有引力时代入双星之间的距离? -
(15267303815)： 因为万有引力公式中存在二者的距离啊,F=GMm/r^2,双星从本质上也就是万有引力提供向心力啊;同样的道理也在地球与太阳间上演,只是地球与太阳质量相差太多,导致二者共同环绕的点太靠近太阳而将太阳环绕半径忽略而已啊
#雕淑帘# 科学家是怎么测出星球之间的距离的,特别是很远的星球.
(15267303815)： 中的答案 不同的天体距离要有不同的方法,摘抄如下: 天体测量方法 2.2.2光谱在天文研究中的应用 人类一直想了解天体的物理、化学性状.这种愿望只有在...
#雕淑帘# 怎么测量星球之间的距离? -
(15267303815)： 雷达遥测(radar ranging) 精确决定地球与太阳平均距离(一天文单位,1 AU),是量测宇宙距离的基础. 由克卜勒定律 ,可以推算出金星与地球的最近距离约是0.28 A.U..在金星最近地球时,用金星表面的雷达回波 时间,可找出(误差小於...
#雕淑帘# 天文学家如何计算出遥远星球的自转、公转周期? -
(15267303815)： 如果是太阳系内的星球,是通过大型天文望远镜观测来确定自转周期. 在大型天文望远镜中,太阳系内的星球基本都能呈现出其形状和表面大致结构.根据其表面结构的周期性变化,就能确定其自转周期.而公转周期则是观测该星球在一定时间内在星空背景中移动的方向和速度来计算. 对于太阳系外的星球,测定或计算其自转周期极为困难,因为无法分辨出其表面细节,所以一般对遥远星球的自转并不关心.对于它们的公转周期,如太阳系外的行星,可以通过该行星的光度变化周期来测定和计算,也可以通过测定这个星球在遥远星空背景中位置变化周期来测定其公转周期.
#雕淑帘# 高中物理 求高手帮忙
(15267303815)： 对于第一种运动情况,以某个运动星体为研究对象,根据牛顿第二定律和万有引力定律有: F1=Gm^2/R^2,F2=Gm^2/2R^2 F1+F2=mv2/R ① 运动星体的线速度: 根号架5Gmr/2R ② 周期为T,则有: T=2πR/v ③ T=4π 根号架R^3/5Gm ④ (2)设第二种形式星体之间的距离为r,则三个星体做圆周运动的半径为 R=r/2/cos30° ⑤ 由于星体做圆周运动所需要的向心力靠其它两个星体的万有引力的合力提供.由力的合成和牛顿运动定律有: F合=2Gm^2 cos30°/r^2 ⑥ F合= m4π^2R/T^2 ⑦ 由④⑤⑥⑦式得: l=
