① 在日常生活,拿起物体,垂直向下的力叫什么力用什么测试
在日常生活脊困旦中尺纤，拿起物体，垂直向下的力叫做重力。
重力，可以用测力计测樱扰试。
② 目前最精准引力常数G是哪国科学家测出来的
中国科学家耗时30年测出目前最精准引力常数G，为基础物理学研究和开展空间引力波探测提供支撑。
在学界，G值的测量原理早已十分明确，但测量过程却异常繁琐、复杂，一个结果的得出往往需要几十年的摸索。在蔽耐一种测量方法中，常包含近百项的误差需要评估。以往G值测量的相对精度虽然接近10的负5次方，但相互之间的吻合程度仅达到10的负4次方的水平。因为精度问题，很多与之相关的基础科学难题至今无法解决。为了增加测量结果的可靠性，罗俊团队在实验中同时使用了扭秤周期法和扭秤角加速度反馈法两种独立的方法。这两种实验方法虽已不再新奇，但与两种方法相关的装置设计及诸多技术细节均需团队成员自主研发完成。
值得关注的是，罗俊团队在研究过程中研发出一批高精端的仪器设备，其中很多仪器已在地球重力场的测量、地质勘探等方面发挥重要作用，比如团队发展的精密扭秤技术已经成功应用在卫星微推进器的微推力标定等方面。这些仪器也为精密重力测量国家重大科技基础设施以及空间引力波探测——“天琴计划”的顺利实施奠定良好的基础。
③ 引力轨道减弱模型的原理
行星引力辅助变轨是指从一个星球发射的航天器飞近另外一个星球(行星)，利用此星球的引力改变轨道, 向另外的目标星球飞去。这种利用行星引力进行变轨的方式有人将其称之前举为借力飞行或近旁转向技术，也有人将其称之为引力甩摆或行星引力辅助轨道转移技术 。
行星引力辅助变轨可更细地划分为:把探测器非常接近星体的过程叫做飞越(Fly by)或近旁转向(Swing by);利用近旁转向使探测器产生期望的轨道改变效果叫做引力辅助(Gravity assist)。
通过行星引力辅助变轨既可以改变航天器轨道的方向 ,还能使航天器加速或减速 。对于需要很大能量的行星际探测;可以在中途通过行星引力辅助变轨利用某星球的引力获得速度增量, 从而节省一定的燃料。
基本信息
中文名称
行星引力辅助变轨
外文名称
Planetary gravity assist maneuver
又称
近旁转向、引力甩摆
所属领域
航空航天
基本释义
利用行星引力辅助航天器改变轨道
应用
外太空探测
目录
1发展
2基本原理
3基本特性
4轨道模型
5轨道设计
折叠编辑本段发展
利用行星引力辅助变轨是目前国际深空探测中常用的技术，例如伽利略号和卡西尼探测器就多次利用地球、金星、木星等改变轨道增加能量，从而节慧禅碧省大量燃料。俄罗斯为袭帆了减少高纬度发射地球同步卫星所耗费的燃料，提出利用月球引力辅助变轨的发射方案。而在1998年6月，美国休斯公司利用月球引力成功的挽救了未入轨的亚洲3号地球同步轨道卫星。
使用借力飞行方案探测太阳系中的天体，借力星体无非就是地球的天然卫星(月球)和比所要探测行星离地球更近的太阳系行星。
从火星探测借太阳系行星的引力飞行来看，应用最多的是金星。而金星为深空探测器提供借力源的实例有:美国的水星探测器Mariner10(水手10号)借金星之引力辅助于1974年到达水星;欧空局的Galileo(伽利略号)经过1次金星和2次地球近旁转向后到达木星;NASA/ESA的联合项目Cassini(卡西尼号)土星探测器经过了两次金星近旁转向于2004年7月到达土星。
折叠编辑本段基本原理
大多数行星间和行星探测轨道的初步设计基本均从应用圆锥曲线拼接法开始的。在应用这种方法进行轨道设计时，多体问题被分解为一系列的两体问题。
雅可比(JACOBI)积分
雅可比积分描述了限制性三体问题能量转移的约束，它是Jacobi在19世纪所发现的。两个巨大的质量体进行着两体运动，一个质点在两个大质量体质心的环绕轨道上运动，此质点的状态方程将守恒。
蒂塞朗准则(TisserandCriterion)
蒂塞朗是19世纪着名天文学家，他使用Jaco-bi积分来识别彗星，即在限制性三体问题中，彗星轨道要素满足的某一特定方程在彗星飞越一颗行星前后保持守恒。利用此方程计算两条不同时期观察到的彗星轨道并且结果一样，这可能是同一个彗星在两次观察之间飞越了一颗行星，并通过向前或向后推演轨道来确定猜测是否正确。
蒂塞朗准则应用到引力辅助轨道设计中时，设计过程将与彗星识别的过程相反。从发射行星到借力行星并且从借力行星到目标行星的计算可以使用Lambert定理完成，而识别这些轨道的可行性将需要使用蒂塞朗准则。
折叠编辑本段基本特性
图1给出了典型的行星引力辅助变轨的两种视角图像(行星中心视角和日心视角)。如果在Pork-chop图5中沿某一横坐标做垂线，有的发射时刻，对应着4个不同抵达时刻但能量相同的点，而有的发射时刻对应2个能量相同点，这是造成C3曲线有的是两条类抛物线，有的是一条的原因。需要注意的是C3曲线是加入各种约束后得到的，而Pork-chop图却是没有加入约束得到的，这就会造成对大部分同一出发时刻的同一出发能量(目标C3)，从Pork-chop图看和C3曲线图看交点个数不同的原因。如果所加约束更加严格，C3曲线将退化为只有一半的类抛物线，这时一个目标C3将和C3曲线只有唯一交点，此交点对应的轨道即为拼接后得到的完整借力飞行轨道。图7为火星探测以金星借力轨道设计的流程图。
④ 某实验小组利用如图所示的装置测重力加速度：（1）除图中给出器材外，还需要的是______和______；（2）通
（1）打点计时器需接交流电源行顷．计算速度需要测相邻计数的距离，需要刻度尺．告竖
（2）由公式v2=2gh，如绘出
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故答案为：（1）交流电源，刻度尺袜带大；（2）
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⑤ LIGO到底是如何探测引力波的
LIGO控制室，图片来源：wikimedia
如果我让这个任务听起来很容易的话，其实它并不是。LIGO是被很多突破性的高端技术所环绕的，这些技术都是为了它专门定制的。每条长达四公里的干涉臂，在建造的时候必须考虑到地球的曲率引起的形状修正效应。每个探测器都必须要以极高的精度与地壳震动隔离起来，并且要置于真空环境中来避免污染物和气体对反射镜之间的激光产生影响。
两台探测器必须每次连续几个月纪录数据－从不错过一个数据点，也从不滞后。当你的探测器要绵延好几公里时，这本身就是一项技术上的挑战。LIGO可谓是一项工程和物理学奇迹，它是从古至今最精密复杂的机器之一，能够成为其中的一员是非常令人激动的。
本文作者：Ed Daw，谢菲尔德大学物理学学者
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⑥ 从图上看被测物体的重力大小是什么
重力是物体受到重力的大小跟物体的质量成正比。
计纤弊戚算公式是：G=mg，g为比例系数，重力大小约为9.8N/kg，重力随着纬度大小改变而改变，表示质量为1kg的物体受到的重力为9.8N。重力大小可以用测力计测量，静止或匀毁陵速直线运动
的物体对测力计的拉力或压力的大小等于重力的大小。
地面上同一点处物体受到重力的大小跟物体的质量m成正比，同样当m一定时卜睁，物体所受重力的大小与重力加速度
g成正比，用关系式G=mg表示。通常在地球表面附近，g值
约为9.8N/kg，表示质量是1kg的物体受到的重力是9.8N。
⑦ 现在测量万有引力常量的方法 ，具体操作和原理。谢谢。
应该强调的是，在牛顿得出行星对太阳的引力关系时，已经渗入了假碧迅搏定因素。卡文迪许（Henry Cavendish)在对一些物体间的引力进行测量并算出引力常量G后，又测量了多种物体间的引力，所得结果与利用引力常量G按万有引力定律计算所得的结果相同。所以，引力常量的普适性成为万有引力定律正确的见证。
这是一个卡文迪许扭秤的模型。这个扭秤的主要部分是这样一个T字形轻而结实的框架，把这个T形架倒挂在一根石英丝下。若在T形架的两端施加两个大小相等、方向相反的力，石英丝就会扭转一个角度。力越大，扭转的角度也越大。反过来，如果测出T形架转过的角度，也就可以测出T形架两端所受力的大小。先在T形架的两端各固定一个小球，再在每个小球的附近各放一个大球，大小两个球间的距离是可以较容易测定的。根据万有引力定悔祥律，大球会对小球产生引力，T形架会随之扭转，只要测出其扭转的角度，就可以测出引力的大小。当然由于引力很小，这个扭转的角度会很小。怎样才能把这个角度测出来呢？卡文迪许在T形架上装了一面小镜子，用一束光射向镜子，经镜子反射后的光射向远处的刻度尺，当镜子与T形架一起发生一个很小的转动时，刻度尺上的光斑会发生较大的移动。这样，就起到一个化小为大的效果，通过测定光斑的移动，测定了T形架在放置大球前后扭转的角度，从而测定了此时大球对小球的引力。卡文迪许用此扭秤验证了牛顿万有引力定律，并测定出引力常量G的数值。这个数值与近代用更加科学的方法测昌昌定的数值是非常接近的。