⑴ 求天體密度的公式各個物理量的單位，尤其是周期的單位是s還是h....
選用不同的單位時，會對應不同的公式。
如果是對於GMm\r^2=m(2π/T)^2 r 。M=(4/3) (ρπr^3)這兩個公式進行推論的話。對應的單位一概是國際制單位。
即，長度單位均為M,時間單位均為S,質量單位均為KG。
⑵ 高一物理天體運動 計算時周期的單位該怎麼取
1.如果用的是比例式，那麼只要單位統一就行。
有時用年，有時用天，有時還用小時。
這樣計算方便。比如用開普勒第三定律是就是這樣。
2.其它情況應當用國際制單位。
⑶ 物理計算天體質量的題中周期單位是什麼
只要其它物理量都用的是國際單位（題目中給的不是國際單位也要化為國際單位），周期的單位一定是秒。
這是在物理計算中必須遵守的簡單方法。
⑷ 天體質量是如何計算得出的
一、 用萬有引力定律和牛頓運動定律估算天體質量
在天體運動中，近似認為天體的運動是勻速圓周運動，在其運動過程中起決定因素的是萬有引力，即萬有引力提供天體做勻速圓周運動所需的向心力，有G(mM/r2)=m × (2π/T)2×r 其中周期可通過天文觀測方式獲得，從而可得天體質量為：M = [(2π/T)2×r3] / G
例：（2001年理綜）太陽現正處於主序星演化階段，它主要是由電子和 11H、24He等原子核組成。維持太陽輻射的是它內部的核聚變反應，核反應方程是2e+411H---24He+ 釋放的核能，這些核能最後轉化為輻射能。根據目前關於恆星演化的理論，若由於聚變反應而使太陽中的11H核的數目從現有數減少10％，太陽將離開主序星階段而轉入紅巨星的演化階段。為了簡化，假定目前太陽全部由電子和11H核組成。
（1） 為了研究太陽演化過程，需要知道目前太陽的質量M。已知地球半徑為R=6.4×106m ，地球質量為m=6.0×1024 kg，日地中心的距離為 r=1.5×1011m，地球表面處的重力加速度為g=10m/s2 ，一年約為3.2×107 s。試估算日前太陽的質量M。（估算結果只要求一位有效數字，另第二、三問略）
分析：設T為地球繞日心運動的周期，則由萬有引力定律和牛頓運動定律可知：
G(mM/r2) = m × (2π/T)2×r-----------①
地球表面處的重力加速度：
g = G(mM/r2)-----------------------②
由①②式聯立解得：
M = m × (2π/T)2×(r3/R2g)
以題結數值代入，得M = 2 × 1030Kg。
二、 用天體真半徑和表面重力加速度推算天體質量
在天體表面，物體所受萬有引力與它所受重力近似相等，由萬有引力定律有：G(mM/R2)=mg
即M = gR2/G
例:由天文觀測可得月球的直徑為3476km，月面上物體做自由落體運動的重力加速度為1.62m/s2,則月球的質量為：M月= g月R2月/G = g月D2月/4G = 1.62×(3.476×106)2/(4×6.67×10-11)Kg = 7.34×1022 Kg
三、 由開普勒第三定律估算天體質量
開普勒三定律注①是關於行星圍繞太陽運動的規律，是德國天文學家開普勒認真分析了丹麥天文學家第谷·布拉赫的大量對天體運行觀測資料的基礎上提出的，它的內容是：
開普勒第一定律（橢團軌道定律）：所有行星分別在大小不同的橢圓軌道上圍繞太陽運動，太陽是在這些橢圓的一個焦點上，但行星軌道的偏心率都比較小，例如，地球軌道的偏心率只有0.0167，很接近於圓。
開普勒第二定律（面積定律）：對每個行星來說，太陽和行星的聯線在相等的時間內掃過的面積相等。
開普勒第三定律（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平方的比值都相等。即：a3/T2 = C（常數）
由於第谷·布拉赫的資料都是靠肉眼觀測記錄的，開普勒三定律與行星實際運行的情況有少許偏離，後來人們修正了開普勒第三定律，得到准確的表達式是：a3/T2(M+m) = G/4π2
其中M為太陽的質量；m為行星的質量；a為橢圓軌道的長半軸；T為行星的公轉周期；萬有引力常數 G = 6.67×10-11N·m2/Kg2。
例：試估算銀河系的質量。
分析：測量銀河系的質量時，為了便於分析和計算，通常改變修正後的開普勒第三定律中的 和 的單位。如果設地球到太陽的平均距離為 =1天文單位，地球繞太陽公轉的周期 =1年，則對地球和太陽這個系統而言，若略去地球質量，地球繞太陽運轉的開普勒第三定律為:
13/12(M太+0) = G/4π2即 G/4π2 = 1/M太--------③
選太陽和銀河系為一個系統，由開普勒第三定律有：
a3/T2(M銀+M太) = G/4π2-----------------------④
長期的天文觀測可知，太陽以250km/s 的速度帶領著太陽系中的星體繞銀河系的中心旋轉，若取天文單位為距離單位，年為周期單位，太陽每轉一周約需T=2.4×108年；太陽到銀河系中心的距離為 a ≈33000光年=2.06×109天文單位，聯立③④可得:M銀+M太= (2.06×109)3M太/(2.4×108)2= 1.5×1011M太
這里M太是太陽繞銀河系的中心旋轉的軌道以內銀河系諸星體的質量，因M太 ×M銀 ，故M銀=1.5×1011M太，即銀河系的質量至少是太陽的1.5千億倍！
四、 用天體的質量和光度之比的質光關系估算天體質量
所謂質光關系注②就是恆星的質量和絕對光度之間的一個重要關系，最早為哈姆所提出，並在1919年由赫茨普龍通過觀測資料證實，1924年愛丁頓從理論上導出絕對光度為L的恆星與其質量M的關系為：L = kM3.5
其中絕對光度L可由實際觀察得到， 為常數，它與哈勃常數H有關。由上式可估算天體的質量為：M = (L/k)2/7
該方法除對物理性質特殊的巨星、白矮星和某些緻密天體不適用外，對占恆星總數的90％的主序星非常適用。
除以上方法可以估算天體質量以外，還有注③:用維里定理估算天體的質量（稱為"維里質量"）；雙譜分光雙星又是食雙星可由分光解和測光解中的軌道傾角，可求得兩子星的質量；雙譜分光雙星又是干涉雙星，可由分光解和軌道傾角，可計算出兩子星的質量；雙譜分光雙星的分光解加上偏振觀測所得軌道傾角可得出兩子星的質量；利用已知半徑的白矮星的引力紅移量求白矮星的質量；利用恆星在赫羅圖上的理論演化軌跡估算恆星質量（稱為"演化質量"）；對已知真半徑的脈動變星，可以由脈動周期估算平均密度，從而得出質量（稱為"脈動質量"）等方法。
當然，天體的質量隨著時間而不斷變化，主要是由於熱核反應把質量不斷轉變為輻射能和許多天體因大氣膨脹或拋射物質而不斷損失質量。而且仍有不少恆星的質量數據至今還很不可靠或精度甚低，如大角、老人、織女一、河鼓二、參宿四、心宿二等亮星，欲得到精度較高的恆星的質量，人們仍有大量的工作要做。
參考書目：
注①：《中國大網路全書天文學》第189頁"開普勒定律"條目，中國大網路全書出版社出版，1980 年12月第一版
注②：同上，第556頁"質光關系"條目
注③: 同上，第144--145頁"恆星質量"條目
⑸ 物理計量單位是什麼自然計量單位是什麼
物理計量單位就是國際標准單位制,比如長度是米,時間是秒
自然單位制是高能物理和天體物理中常用的一種單位制.在此單位制下,普朗克常數（）,光速（c）和玻爾茲曼常數（k）被置為無量綱數1.所有的物理量都用一個基本單位（比如能量）來表述.質量和溫度具有和能量相同的量綱,長度和時間則與能量有相反的量綱.
⑹ 天體計量距離單位是光年，那時間單位呢
長於年編輯
銀河年
銀河年(GY)，也稱為宇宙年，是太陽系在軌道上繞著銀河系中心公轉一周的時間，估計在2.25億至2.5億「地球年」之間 。
千年
千年是跨越一千年的時間跨度。在陽歷中，如果一個年份可以被1000整除就被稱為千年（或者那個年份之後的一年），如2000年或2001年都可被認為是新千年。在2000年全球慶祝新千年到來時，就發生了有關到底2000年還是2001年才是新千年開始的爭論。一派觀點認為，由於陽歷歷法從公元1年開始算起，因此公元1年至1000年是第一個千年，而第二個千年開始於1001年，這樣推算下去，2001年才是新千年的開始。
世紀
一個世紀是一百年，通常是指連續的一百年。當用來計算日子時，世紀通常從可以被100整除的年代或此後一年開始，例如2000年或2001年。這種奇數的紀年法來自於耶穌紀元後，其中的1年通常表示「吾主之年」（year of our lord），因此第一世紀從公元1年到公元100年，而20世紀則從公元1901年到公元2000年，因此2001年是21世紀的第一年。不過，有人將公元1世紀定為99年，而以後的世紀則為100年，如果按照這種定義的話，2000年則為21世紀的第一年。
年代
我們把一個世紀分為10個單位，1個單位10年，每10年叫做1個年代。同時年代也常適用於用公元紀年。一個世紀為100年，依次按每10年為一個歷史時期進行劃分為10個年代，依次分別叫做10年代，20年代，30年代......90年代，100年代。
年編輯
年是與地球在軌道上繞太陽公轉有關事件再現之間的時間單位。
一般而言，年的長度取為太陽在天球上沿黃道從某一定標點再回到同一定標點所經歷的時間間隔。由於所選取的定標點不同，年的定義也不同，通常有：
近點年=365.25964日
恆星年=365.256363004個平太陽日（≈365日6時9分10秒）
回歸年（貝塞爾年）=365.242199174日（≈365日5小時48分45.5秒）
交點年=346.62003日（346日14小時52分52.9秒）
1984年起，天文學上採用儒略年(不可和歷法上的儒略歷相混淆)作為統一的年的時間單位，規定為365.2425日，與回歸年相比每3000年誤差1日。
現代公歷里，平年一年為365天（包含52周1天），閏年一年為366天（包含52周2天）。
貝塞耳年
恆星年是以天球上固定的點（如遙遠的恆星）為參照物的運動周期，用於天文而不是歷法。
回歸年
回歸年是太陽中心在黃道上連續兩次經過春分點（或秋分點、冬至點和夏至點）的時間間隔，即太陽連續兩次直射於北回歸線（或南回歸線）的時間間隔。因此，回歸年又稱「季節年」。回歸年稍短於恆星年，其周期為365日5時48分46秒。應用於日食，月食的推算。
近點年
地球繞日運轉的軌道是一個近似正圓的橢圓軌道，地球中心連續兩次經過軌道上的近日點（或遠日點）的時間間隔，是地球公轉速度的變化周期。這是近點年的定義。由於近日點和遠日點的前移（每年東移11秒）其長度為：T=365．25964日比恆星年長0.00328日，近點年也是日地距離變化的周期，又是整個地球接受太陽輻射能數值發生變化的周期，不是地球公轉的真正周期。
交點年
交點年是太陽沿黃道連續兩次經過同一黃白交點所需的時間，其長度為346.6200日。由於黃白交點每年西移20°，因此，交點年相應地比恆星年短。約短20日。交點年又稱食年，因同日食，月食的成因有關，故名。
季度編輯
人們俗稱的「季度」，就是把一年平均分成四份，按照春、夏、秋、冬的順序一年可以分為四個季度，每個季度歷時3個月。第一季度：1月－3月；第二季度：4月－6月；第三季度：7月－9月；第四季度：10月－12月。
月編輯
月是歷法中的一個時間單位，照理說，他的長度應該與月球繞地球公轉的自然軌道周期相當，但傳統上都是以月相變化的周期作為一個月的長度，也就是一個月(太陰月)的長度是會合月(朔望月)，大約是29.53日。對出土文物符木的研究推斷，在舊石器時代的早期，人類就已經會依據月相來計算日子。迄今，會合月仍是許多歷法的基石。一年分為12個月；中國農歷一年也為12個月，農歷的閏年為13個月，多出的一個月稱為閏月。
旬編輯
旬 ，本義是十日。旬的概念從夏朝開始已經存在，在甲骨文中就有旬字。中國古代天干紀日,每十日周而復始,稱一旬。因此專門用一個「旬」字來表示這個時間概念。中國人仍然使用旬來表示十天這個時間。一月可以分為三旬，分別為上旬、中旬和下旬。同時旬也可以作為十歲講。如：八旬老者等。
周編輯
星期，又作周或禮拜，是古巴比倫人創造的一個時間單位，一個星期為七天。
星期的起源應該是連系著月亮的周期，因為七天大約是月亮一周的四份之一。
後來猶太人把它傳到古埃及，又由古埃及傳到羅馬，公元3世紀以後，就廣泛地傳播到歐洲各國。明朝末年，它也隨基督教傳入了中國，因而稱為禮拜。
一星期的七天是從拉丁語直接轉變過來的，拉丁語中星期日為「太陽日」，星期一為「月亮日」，星期二為「火星日」，星期三為「水星日」，星期四為「木星日」，星期五為「金星日」，星期六為「土星日」；法語直接採用拉丁語的名稱，只是將星期日改為「主的日」；因為五顆行星的名稱都是古羅馬神話中的神的名字。英語將其中幾個換成古日爾曼人神話中的神，如星期二變為日爾曼戰神「提爾」的日子，星期五變為日爾曼女神「弗麗嘉」的日子，星期三變為日爾曼神「奧丁」的日子、同樣地星期四也是日爾曼神「索爾」的名字；俄語和斯拉夫語言中，已變成「第一」、「第二」日……。
在中國，可能是在8世紀時透過明教的傳入，使中國有了星期的觀念，並以「七曜」來分別命名[1]。日曜日是星期天，月曜日是星期一，火曜日是星期二，水曜日是星期三，木曜日是星期四，金曜日是星期五，土曜日是星期六。中國在民國成立後改稱星期，其中的「星」字便是指這七曜，但在日本、韓國和朝鮮仍沿用此名字。
中文世界教會常以「禮拜一」、「禮拜二」、…稱呼星期諸日。受其影響，一般民眾也這么用，亦將「禮拜」一詞等於「周」。如「下周」等於「下禮拜」。
廣東話（廣州話）、吳語和閩南話口語也以「禮拜一」、「禮拜二」…方式稱呼星期，星期日則稱為「禮拜日」，簡稱「禮拜」。閩南話口語並使用如「拜一」的簡稱。
候編輯
古代把五天稱為「一候」；
現氣象學上仍沿用：～溫（每五天的平均溫度）；
全年有二十四節氣，七十二侯。
日編輯
日是計量行星自轉一周的時間單位。口語中常俗稱天。
一個太陽日約等於24小時
一個恆星日等於23小時56分4.09894秒
太陽日
太陽日有兩個概念，其一是民俗學的概念，說的是太陽的生日。為農歷六月十九，黃歷上有記載。其二是指中國古代「七曜」中的「日曜日」，與西方的星期日暗合。在天文學中太陽日的指的是：地球同一經線相臨兩次面向太陽所用的時間。
恆星日
連接一個地方正南正北兩點所得的直線為子午線，子午線和鉛垂線所決定的平面是正南正北方向的子午面。某地天文子午面兩次對向同一恆星的時間間隔叫做恆星日，恆星日是以恆星為參考的地球自轉周期。
在天文學上，定義恆星日的不是具體的恆星，而是黃道對於天赤道的升交點，即白羊宮第一點，就是北半球的春分點。但是春分點在不斷的西移（歲差），所以天文學上的恆星日與太陽日還是有區別的。
恆星日短於太陽日。
小時編輯
小時是一個時間單位。小時不是時間的國際單位制基本單位（時間的國際單位制基本單位是秒），而是與國際單位制基本單位相協調的輔助時間單位。除閏秒外，一小時一般等於3600秒，或者60分鍾，或者1/24天。在英文或數學中常用「h"表示。
分編輯
分又稱作分鍾，是時間的量度單位。分的英語是minute，原意是「微小」的意思，也表示min。刻=15分鍾、字=5分鍾（閩南廣東地區用法）。
秒編輯
秒是國際單位制中時間的基本單位，符號是s。有時也會借用英文縮寫標示為sec.。
國際單位制詞頭經常與秒結合以做更細微的劃分，例如ms（毫秒，千分之一秒）、us（微秒，百萬分之一秒）和ns（納秒，十億分之一秒）。雖然國際單位制詞頭雖然也可以用於擴增時間，例如ks（千秒）、Ms（百萬秒）和Gs（十億秒），但實際上很少這樣子使用，大家都還是習慣用60進制的分、時和24進制的日做為秒的擴充。
短於秒編輯
毫秒
毫秒是一種較為微小的時間單位，是一秒的千分之一（0.001秒），簡稱ms。典型照相機的最短曝光時間為一毫秒。一隻家蠅每三毫秒扇一次翅膀；蚊子二十毫秒振翅一次；蜜蜂則每五毫秒扇一次。由於月亮繞地球的軌道逐漸變寬，它繞一圈所需的時間每年長兩毫秒。在計算機科學中，10毫秒的間隔稱為一個jiffy。
微秒
微秒（microsecond）即百萬分之一秒（10的負6次秒），簡稱μs。光在這個時間里可以傳播300米，大約是3個足球場的長度，但是海平面上的聲波只能傳播1/3毫米。高速的商業頻閃儀閃爍一次大約持續1微秒。一筒炸葯在它的引信燒完之後大約24微秒開始爆炸。
納秒
納秒（nanosecond）即一秒的10億分之一（10的負9次秒），簡稱ns。常用作內存讀寫速度的單位。光在真空中一納秒僅傳播30厘米（不足一個步長）。個人電腦的微處理器執行一道指令（如將兩數相加）約需2至4納秒。另一種罕見的亞原子粒子K介子的存在時間為12納秒。
皮秒
皮秒（picosecond）即納秒的千分之一（10的負12次秒），簡稱ps。最快晶體管的運行以皮秒計。一種高能加速器產生的罕見亞原子粒子b誇克在衰變之前可存在1皮秒。室溫下水分子間氫鍵的平均存在時間是3皮秒。
飛秒
飛秒（femtosecond）也叫毫微微秒，即10的負15次秒，簡稱fs。是標衡時間長短的一種計量單位。1飛秒只有1秒的一千萬億分之一，即1e−15秒或0.001皮秒（1皮秒是，1e−12秒）。即使是每秒飛行30萬千米的光速，在一飛秒內，也只能走0.3微米，不到一根頭發絲的百分之一。可見光的振盪周期為1.30到2.57飛秒。一個分子里的一個原子完成一次典型振動需要10到100飛秒。完成快速化學反應通常需要數百飛秒。光與視網膜上色素的相互作用（產生視覺的過程）約需200飛秒。
阿秒
阿秒（attosecond），又名阿托秒和渺秒，相當於10的負18次秒，簡稱as。是可測量的最短時間，中性π介子的壽命。如果宇宙的年齡幾百億年，那麼10的負18次相當於其中的1秒。科學家是用阿秒來對瞬時事件進行計時的。 研究人員已經用穩定的高速激光產生了僅持續250阿秒的光脈沖。
千分之一阿秒
千分之一阿秒（zeptosecond），即10的負21次秒，簡稱zs。
瞬間
瞬間（jiffy），又稱一會兒，未加規定的一段極短的時間，是非正式的術語，如「我一會兒回來」。物理學上約是10的負24次秒的3倍。
YS
YS（yoctosecond），即10的負24次秒。0.3ys是W及Z玻色子的壽命[1] ，23ys是氫的同位素的半衰期。
普朗克常數
普朗克常數大約為10^34分之一秒，被認為是可能持續的最短時間。
外國的古代計時單位編輯
剎那、念、瞬、彈指、羅預、須臾。
二十剎那為一念，二十念為一瞬，二十瞬為一彈指，二十彈指為一羅預，二十羅預為一須臾，一日一夜為三十須臾。
根據印度《僧只律》中記載：「剎那者為一念，二十念為一瞬，二十瞬為一彈指，二十彈指為一羅預，二十羅預為一須臾，一日一夜為三十須臾。」據此可以推算：一天一夜以24小時計的話，有480萬個「剎那」，24萬個「瞬間」，1.2萬個「彈指」，600個「羅預」，30個「須臾」。一晝夜有1440分=86400秒，一「須臾」等於48分鍾=2880秒，一「羅預」等於2.4分鍾=144秒，一「彈指」為7.2秒，一「瞬間為0.36秒，一「念」為0.018秒，一」剎那「為0.0009秒。
希望採納！謝謝！
⑺ 天體運動的單位（物理）
在初高中的競賽及高考中一般就直接用國際單位制，如米、秒、千克
在專業研究中長度單位一般用天文單位AU（地球到太陽的平均距離）、光年、秒差距（1秒差距=3.6光年），時間單位擁恆星日或恆星年
⑻ 物理天體運動
GMm/r^2=mg 是一個老師們口中的「萬能公式」。
一般解決天體題目先用它來將GM表示成g,r的形式。（因為一般G.M不會直接給，計算時化成g,r的形式計算。注意：此g,r為物體在天體表面時的數據、）
GMm/r^2=F向=mV^2/r 則為求天體在飛行中的線速度之類的計算。。很多題目中這個公式中的G,M必須先用公式GMm/r^2=mg ，而讓g,r代替G,M計算。
mg=F向=mV^2/r 一般求天體在運行中的向心加速度。。
GMm/r^2=mg=F向中r則為天體距離向心力中心點的距離。
在天體上空飛行時。計算向心力所需r需用星體半徑加上距星體距離。。。一般將星體半徑用大R表示。而r則表示 R+h..當在星體表面時，則r=R。二者相等
⑼ 高中物理天體運動中如何巧妙處理大數計算
你可以試試被稱作物理學界的黃金替換：g(天體重力加速度)=GM/(r*r)
⑽ 計算天體運動時,g與R的單位要化為一致嗎 比如,GM=Rg,R要化到m嗎
當然要化成一致了,這是物理物理公式應用的一個基本規則.