⑴ 求天体密度的公式各个物理量的单位，尤其是周期的单位是s还是h....
选用不同的单位时，会对应不同的公式。
如果是对于GMm\r^2=m(2π/T)^2 r 。M=(4/3) (ρπr^3)这两个公式进行推论的话。对应的单位一概是国际制单位。
即，长度单位均为M,时间单位均为S,质量单位均为KG。
⑵ 高一物理天体运动 计算时周期的单位该怎么取
1.如果用的是比例式，那么只要单位统一就行。
有时用年，有时用天，有时还用小时。
这样计算方便。比如用开普勒第三定律是就是这样。
2.其它情况应当用国际制单位。
⑶ 物理计算天体质量的题中周期单位是什么
只要其它物理量都用的是国际单位（题目中给的不是国际单位也要化为国际单位），周期的单位一定是秒。
这是在物理计算中必须遵守的简单方法。
⑷ 天体质量是如何计算得出的
一、 用万有引力定律和牛顿运动定律估算天体质量
在天体运动中，近似认为天体的运动是匀速圆周运动，在其运动过程中起决定因素的是万有引力，即万有引力提供天体做匀速圆周运动所需的向心力，有G(mM/r2)=m × (2π/T)2×r 其中周期可通过天文观测方式获得，从而可得天体质量为：M = [(2π/T)2×r3] / G
例：（2001年理综）太阳现正处于主序星演化阶段，它主要是由电子和 11H、24He等原子核组成。维持太阳辐射的是它内部的核聚变反应，核反应方程是2e+411H---24He+ 释放的核能，这些核能最后转化为辐射能。根据目前关于恒星演化的理论，若由于聚变反应而使太阳中的11H核的数目从现有数减少10％，太阳将离开主序星阶段而转入红巨星的演化阶段。为了简化，假定目前太阳全部由电子和11H核组成。
（1） 为了研究太阳演化过程，需要知道目前太阳的质量M。已知地球半径为R=6.4×106m ，地球质量为m=6.0×1024 kg，日地中心的距离为 r=1.5×1011m，地球表面处的重力加速度为g=10m/s2 ，一年约为3.2×107 s。试估算日前太阳的质量M。（估算结果只要求一位有效数字，另第二、三问略）
分析：设T为地球绕日心运动的周期，则由万有引力定律和牛顿运动定律可知：
G(mM/r2) = m × (2π/T)2×r-----------①
地球表面处的重力加速度：
g = G(mM/r2)-----------------------②
由①②式联立解得：
M = m × (2π/T)2×(r3/R2g)
以题结数值代入，得M = 2 × 1030Kg。
二、 用天体真半径和表面重力加速度推算天体质量
在天体表面，物体所受万有引力与它所受重力近似相等，由万有引力定律有：G(mM/R2)=mg
即M = gR2/G
例:由天文观测可得月球的直径为3476km，月面上物体做自由落体运动的重力加速度为1.62m/s2,则月球的质量为：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、 由开普勒第三定律估算天体质量
开普勒三定律注①是关于行星围绕太阳运动的规律，是德国天文学家开普勒认真分析了丹麦天文学家第谷·布拉赫的大量对天体运行观测资料的基础上提出的，它的内容是：
开普勒第一定律（椭团轨道定律）：所有行星分别在大小不同的椭圆轨道上围绕太阳运动，太阳是在这些椭圆的一个焦点上，但行星轨道的偏心率都比较小，例如，地球轨道的偏心率只有0.0167，很接近于圆。
开普勒第二定律（面积定律）：对每个行星来说，太阳和行星的联线在相等的时间内扫过的面积相等。
开普勒第三定律（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平方的比值都相等。即：a3/T2 = C（常数）
由于第谷·布拉赫的资料都是靠肉眼观测记录的，开普勒三定律与行星实际运行的情况有少许偏离，后来人们修正了开普勒第三定律，得到准确的表达式是：a3/T2(M+m) = G/4π2
其中M为太阳的质量；m为行星的质量；a为椭圆轨道的长半轴；T为行星的公转周期；万有引力常数 G = 6.67×10-11N·m2/Kg2。
例：试估算银河系的质量。
分析：测量银河系的质量时，为了便于分析和计算，通常改变修正后的开普勒第三定律中的 和 的单位。如果设地球到太阳的平均距离为 =1天文单位，地球绕太阳公转的周期 =1年，则对地球和太阳这个系统而言，若略去地球质量，地球绕太阳运转的开普勒第三定律为:
13/12(M太+0) = G/4π2即 G/4π2 = 1/M太--------③
选太阳和银河系为一个系统，由开普勒第三定律有：
a3/T2(M银+M太) = G/4π2-----------------------④
长期的天文观测可知，太阳以250km/s 的速度带领着太阳系中的星体绕银河系的中心旋转，若取天文单位为距离单位，年为周期单位，太阳每转一周约需T=2.4×108年；太阳到银河系中心的距离为 a ≈33000光年=2.06×109天文单位，联立③④可得:M银+M太= (2.06×109)3M太/(2.4×108)2= 1.5×1011M太
这里M太是太阳绕银河系的中心旋转的轨道以内银河系诸星体的质量，因M太 ×M银 ，故M银=1.5×1011M太，即银河系的质量至少是太阳的1.5千亿倍！
四、 用天体的质量和光度之比的质光关系估算天体质量
所谓质光关系注②就是恒星的质量和绝对光度之间的一个重要关系，最早为哈姆所提出，并在1919年由赫茨普龙通过观测资料证实，1924年爱丁顿从理论上导出绝对光度为L的恒星与其质量M的关系为：L = kM3.5
其中绝对光度L可由实际观察得到， 为常数，它与哈勃常数H有关。由上式可估算天体的质量为：M = (L/k)2/7
该方法除对物理性质特殊的巨星、白矮星和某些致密天体不适用外，对占恒星总数的90％的主序星非常适用。
除以上方法可以估算天体质量以外，还有注③:用维里定理估算天体的质量（称为"维里质量"）；双谱分光双星又是食双星可由分光解和测光解中的轨道倾角，可求得两子星的质量；双谱分光双星又是干涉双星，可由分光解和轨道倾角，可计算出两子星的质量；双谱分光双星的分光解加上偏振观测所得轨道倾角可得出两子星的质量；利用已知半径的白矮星的引力红移量求白矮星的质量；利用恒星在赫罗图上的理论演化轨迹估算恒星质量（称为"演化质量"）；对已知真半径的脉动变星，可以由脉动周期估算平均密度，从而得出质量（称为"脉动质量"）等方法。
当然，天体的质量随着时间而不断变化，主要是由于热核反应把质量不断转变为辐射能和许多天体因大气膨胀或抛射物质而不断损失质量。而且仍有不少恒星的质量数据至今还很不可靠或精度甚低，如大角、老人、织女一、河鼓二、参宿四、心宿二等亮星，欲得到精度较高的恒星的质量，人们仍有大量的工作要做。
参考书目：
注①：《中国大网络全书天文学》第189页"开普勒定律"条目，中国大网络全书出版社出版，1980 年12月第一版
注②：同上，第556页"质光关系"条目
注③: 同上，第144--145页"恒星质量"条目
⑸ 物理计量单位是什么自然计量单位是什么
物理计量单位就是国际标准单位制,比如长度是米,时间是秒
自然单位制是高能物理和天体物理中常用的一种单位制.在此单位制下,普朗克常数（）,光速（c）和玻尔兹曼常数（k）被置为无量纲数1.所有的物理量都用一个基本单位（比如能量）来表述.质量和温度具有和能量相同的量纲,长度和时间则与能量有相反的量纲.
⑹ 天体计量距离单位是光年，那时间单位呢
长于年编辑
银河年
银河年(GY)，也称为宇宙年，是太阳系在轨道上绕着银河系中心公转一周的时间，估计在2.25亿至2.5亿“地球年”之间 。
千年
千年是跨越一千年的时间跨度。在阳历中，如果一个年份可以被1000整除就被称为千年（或者那个年份之后的一年），如2000年或2001年都可被认为是新千年。在2000年全球庆祝新千年到来时，就发生了有关到底2000年还是2001年才是新千年开始的争论。一派观点认为，由于阳历历法从公元1年开始算起，因此公元1年至1000年是第一个千年，而第二个千年开始于1001年，这样推算下去，2001年才是新千年的开始。
世纪
一个世纪是一百年，通常是指连续的一百年。当用来计算日子时，世纪通常从可以被100整除的年代或此后一年开始，例如2000年或2001年。这种奇数的纪年法来自于耶稣纪元后，其中的1年通常表示“吾主之年”（year of our lord），因此第一世纪从公元1年到公元100年，而20世纪则从公元1901年到公元2000年，因此2001年是21世纪的第一年。不过，有人将公元1世纪定为99年，而以后的世纪则为100年，如果按照这种定义的话，2000年则为21世纪的第一年。
年代
我们把一个世纪分为10个单位，1个单位10年，每10年叫做1个年代。同时年代也常适用于用公元纪年。一个世纪为100年，依次按每10年为一个历史时期进行划分为10个年代，依次分别叫做10年代，20年代，30年代......90年代，100年代。
年编辑
年是与地球在轨道上绕太阳公转有关事件再现之间的时间单位。
一般而言，年的长度取为太阳在天球上沿黄道从某一定标点再回到同一定标点所经历的时间间隔。由于所选取的定标点不同，年的定义也不同，通常有：
近点年=365.25964日
恒星年=365.256363004个平太阳日（≈365日6时9分10秒）
回归年（贝塞尔年）=365.242199174日（≈365日5小时48分45.5秒）
交点年=346.62003日（346日14小时52分52.9秒）
1984年起，天文学上采用儒略年(不可和历法上的儒略历相混淆)作为统一的年的时间单位，规定为365.2425日，与回归年相比每3000年误差1日。
现代公历里，平年一年为365天（包含52周1天），闰年一年为366天（包含52周2天）。
贝塞耳年
恒星年是以天球上固定的点（如遥远的恒星）为参照物的运动周期，用于天文而不是历法。
回归年
回归年是太阳中心在黄道上连续两次经过春分点（或秋分点、冬至点和夏至点）的时间间隔，即太阳连续两次直射于北回归线（或南回归线）的时间间隔。因此，回归年又称“季节年”。回归年稍短于恒星年，其周期为365日5时48分46秒。应用于日食，月食的推算。
近点年
地球绕日运转的轨道是一个近似正圆的椭圆轨道，地球中心连续两次经过轨道上的近日点（或远日点）的时间间隔，是地球公转速度的变化周期。这是近点年的定义。由于近日点和远日点的前移（每年东移11秒）其长度为：T=365．25964日比恒星年长0.00328日，近点年也是日地距离变化的周期，又是整个地球接受太阳辐射能数值发生变化的周期，不是地球公转的真正周期。
交点年
交点年是太阳沿黄道连续两次经过同一黄白交点所需的时间，其长度为346.6200日。由于黄白交点每年西移20°，因此，交点年相应地比恒星年短。约短20日。交点年又称食年，因同日食，月食的成因有关，故名。
季度编辑
人们俗称的“季度”，就是把一年平均分成四份，按照春、夏、秋、冬的顺序一年可以分为四个季度，每个季度历时3个月。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。
月编辑
月是历法中的一个时间单位，照理说，他的长度应该与月球绕地球公转的自然轨道周期相当，但传统上都是以月相变化的周期作为一个月的长度，也就是一个月(太阴月)的长度是会合月(朔望月)，大约是29.53日。对出土文物符木的研究推断，在旧石器时代的早期，人类就已经会依据月相来计算日子。迄今，会合月仍是许多历法的基石。一年分为12个月；中国农历一年也为12个月，农历的闰年为13个月，多出的一个月称为闰月。
旬编辑
旬 ，本义是十日。旬的概念从夏朝开始已经存在，在甲骨文中就有旬字。中国古代天干纪日,每十日周而复始,称一旬。因此专门用一个“旬”字来表示这个时间概念。中国人仍然使用旬来表示十天这个时间。一月可以分为三旬，分别为上旬、中旬和下旬。同时旬也可以作为十岁讲。如：八旬老者等。
周编辑
星期，又作周或礼拜，是古巴比伦人创造的一个时间单位，一个星期为七天。
星期的起源应该是连系着月亮的周期，因为七天大约是月亮一周的四份之一。
后来犹太人把它传到古埃及，又由古埃及传到罗马，公元3世纪以后，就广泛地传播到欧洲各国。明朝末年，它也随基督教传入了中国，因而称为礼拜。
一星期的七天是从拉丁语直接转变过来的，拉丁语中星期日为“太阳日”，星期一为“月亮日”，星期二为“火星日”，星期三为“水星日”，星期四为“木星日”，星期五为“金星日”，星期六为“土星日”；法语直接采用拉丁语的名称，只是将星期日改为“主的日”；因为五颗行星的名称都是古罗马神话中的神的名字。英语将其中几个换成古日尔曼人神话中的神，如星期二变为日尔曼战神“提尔”的日子，星期五变为日尔曼女神“弗丽嘉”的日子，星期三变为日尔曼神“奥丁”的日子、同样地星期四也是日尔曼神“索尔”的名字；俄语和斯拉夫语言中，已变成“第一”、“第二”日……。
在中国，可能是在8世纪时透过明教的传入，使中国有了星期的观念，并以“七曜”来分别命名[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。中国在民国成立后改称星期，其中的“星”字便是指这七曜，但在日本、韩国和朝鲜仍沿用此名字。
中文世界教会常以“礼拜一”、“礼拜二”、…称呼星期诸日。受其影响，一般民众也这么用，亦将“礼拜”一词等于“周”。如“下周”等于“下礼拜”。
广东话（广州话）、吴语和闽南话口语也以“礼拜一”、“礼拜二”…方式称呼星期，星期日则称为“礼拜日”，简称“礼拜”。闽南话口语并使用如“拜一”的简称。
候编辑
古代把五天称为“一候”；
现气象学上仍沿用：～温（每五天的平均温度）；
全年有二十四节气，七十二侯。
日编辑
日是计量行星自转一周的时间单位。口语中常俗称天。
一个太阳日约等于24小时
一个恒星日等于23小时56分4.09894秒
太阳日
太阳日有两个概念，其一是民俗学的概念，说的是太阳的生日。为农历六月十九，黄历上有记载。其二是指中国古代“七曜”中的“日曜日”，与西方的星期日暗合。在天文学中太阳日的指的是：地球同一经线相临两次面向太阳所用的时间。
恒星日
连接一个地方正南正北两点所得的直线为子午线，子午线和铅垂线所决定的平面是正南正北方向的子午面。某地天文子午面两次对向同一恒星的时间间隔叫做恒星日，恒星日是以恒星为参考的地球自转周期。
在天文学上，定义恒星日的不是具体的恒星，而是黄道对于天赤道的升交点，即白羊宫第一点，就是北半球的春分点。但是春分点在不断的西移（岁差），所以天文学上的恒星日与太阳日还是有区别的。
恒星日短于太阳日。
小时编辑
小时是一个时间单位。小时不是时间的国际单位制基本单位（时间的国际单位制基本单位是秒），而是与国际单位制基本单位相协调的辅助时间单位。除闰秒外，一小时一般等于3600秒，或者60分钟，或者1/24天。在英文或数学中常用“h"表示。
分编辑
分又称作分钟，是时间的量度单位。分的英语是minute，原意是“微小”的意思，也表示min。刻=15分钟、字=5分钟（闽南广东地区用法）。
秒编辑
秒是国际单位制中时间的基本单位，符号是s。有时也会借用英文缩写标示为sec.。
国际单位制词头经常与秒结合以做更细微的划分，例如ms（毫秒，千分之一秒）、us（微秒，百万分之一秒）和ns（纳秒，十亿分之一秒）。虽然国际单位制词头虽然也可以用于扩增时间，例如ks（千秒）、Ms（百万秒）和Gs（十亿秒），但实际上很少这样子使用，大家都还是习惯用60进制的分、时和24进制的日做为秒的扩充。
短于秒编辑
毫秒
毫秒是一种较为微小的时间单位，是一秒的千分之一（0.001秒），简称ms。典型照相机的最短曝光时间为一毫秒。一只家蝇每三毫秒扇一次翅膀；蚊子二十毫秒振翅一次；蜜蜂则每五毫秒扇一次。由于月亮绕地球的轨道逐渐变宽，它绕一圈所需的时间每年长两毫秒。在计算机科学中，10毫秒的间隔称为一个jiffy。
微秒
微秒（microsecond）即百万分之一秒（10的负6次秒），简称μs。光在这个时间里可以传播300米，大约是3个足球场的长度，但是海平面上的声波只能传播1/3毫米。高速的商业频闪仪闪烁一次大约持续1微秒。一筒炸药在它的引信烧完之后大约24微秒开始爆炸。
纳秒
纳秒（nanosecond）即一秒的10亿分之一（10的负9次秒），简称ns。常用作内存读写速度的单位。光在真空中一纳秒仅传播30厘米（不足一个步长）。个人电脑的微处理器执行一道指令（如将两数相加）约需2至4纳秒。另一种罕见的亚原子粒子K介子的存在时间为12纳秒。
皮秒
皮秒（picosecond）即纳秒的千分之一（10的负12次秒），简称ps。最快晶体管的运行以皮秒计。一种高能加速器产生的罕见亚原子粒子b夸克在衰变之前可存在1皮秒。室温下水分子间氢键的平均存在时间是3皮秒。
飞秒
飞秒（femtosecond）也叫毫微微秒，即10的负15次秒，简称fs。是标衡时间长短的一种计量单位。1飞秒只有1秒的一千万亿分之一，即1e−15秒或0.001皮秒（1皮秒是，1e−12秒）。即使是每秒飞行30万千米的光速，在一飞秒内，也只能走0.3微米，不到一根头发丝的百分之一。可见光的振荡周期为1.30到2.57飞秒。一个分子里的一个原子完成一次典型振动需要10到100飞秒。完成快速化学反应通常需要数百飞秒。光与视网膜上色素的相互作用（产生视觉的过程）约需200飞秒。
阿秒
阿秒（attosecond），又名阿托秒和渺秒，相当于10的负18次秒，简称as。是可测量的最短时间，中性π介子的寿命。如果宇宙的年龄几百亿年，那么10的负18次相当于其中的1秒。科学家是用阿秒来对瞬时事件进行计时的。 研究人员已经用稳定的高速激光产生了仅持续250阿秒的光脉冲。
千分之一阿秒
千分之一阿秒（zeptosecond），即10的负21次秒，简称zs。
瞬间
瞬间（jiffy），又称一会儿，未加规定的一段极短的时间，是非正式的术语，如“我一会儿回来”。物理学上约是10的负24次秒的3倍。
YS
YS（yoctosecond），即10的负24次秒。0.3ys是W及Z玻色子的寿命[1] ，23ys是氢的同位素的半衰期。
普朗克常数
普朗克常数大约为10^34分之一秒，被认为是可能持续的最短时间。
外国的古代计时单位编辑
刹那、念、瞬、弹指、罗预、须臾。
二十刹那为一念，二十念为一瞬，二十瞬为一弹指，二十弹指为一罗预，二十罗预为一须臾，一日一夜为三十须臾。
根据印度《僧只律》中记载：“刹那者为一念，二十念为一瞬，二十瞬为一弹指，二十弹指为一罗预，二十罗预为一须臾，一日一夜为三十须臾。”据此可以推算：一天一夜以24小时计的话，有480万个“刹那”，24万个“瞬间”，1.2万个“弹指”，600个“罗预”，30个“须臾”。一昼夜有1440分=86400秒，一“须臾”等于48分钟=2880秒，一“罗预”等于2.4分钟=144秒，一“弹指”为7.2秒，一“瞬间为0.36秒，一“念”为0.018秒，一”刹那“为0.0009秒。
希望采纳！谢谢！
⑺ 天体运动的单位（物理）
在初高中的竞赛及高考中一般就直接用国际单位制，如米、秒、千克
在专业研究中长度单位一般用天文单位AU（地球到太阳的平均距离）、光年、秒差距（1秒差距=3.6光年），时间单位拥恒星日或恒星年
⑻ 物理天体运动
GMm/r^2=mg 是一个老师们口中的“万能公式”。
一般解决天体题目先用它来将GM表示成g,r的形式。（因为一般G.M不会直接给，计算时化成g,r的形式计算。注意：此g,r为物体在天体表面时的数据、）
GMm/r^2=F向=mV^2/r 则为求天体在飞行中的线速度之类的计算。。很多题目中这个公式中的G,M必须先用公式GMm/r^2=mg ，而让g,r代替G,M计算。
mg=F向=mV^2/r 一般求天体在运行中的向心加速度。。
GMm/r^2=mg=F向中r则为天体距离向心力中心点的距离。
在天体上空飞行时。计算向心力所需r需用星体半径加上距星体距离。。。一般将星体半径用大R表示。而r则表示 R+h..当在星体表面时，则r=R。二者相等
⑼ 高中物理天体运动中如何巧妙处理大数计算
你可以试试被称作物理学界的黄金替换：g(天体重力加速度)=GM/(r*r)
⑽ 计算天体运动时,g与R的单位要化为一致吗 比如,GM=Rg,R要化到m吗
当然要化成一致了,这是物理物理公式应用的一个基本规则.