高一年级物理必修二第六章三大定律的近似处理
必修二第六章物理知识点
必修二第六章物理知识点
第六章《力学》是高中物理课程中的重要章节，主要涉及力、运动和力的作用等内容。
以下是第六章的主要知识点：
1. 力的概念和计算：
- 力是物体之间相互作用的结果，用矢量表示，单位为牛顿(N)。
- 力的计算公式为：力=质量×加速度(F=ma)。
- 物体受力时会发生运动或变形。
2. 牛顿三定律：
- 第一定律（惯性定律）：物体会保持静止或匀速直线运动的状态，除非受到力的作用。
- 第二定律（运动定律）：物体的加速度与作用在物体上的力成正比，与物体的质量成反比。
- 第三定律（相互作用定律）：相互作用的两个物体所受到的作用力大小相等、方向相反。
3. 重力与万有引力定律：
- 重力是地球或其他大质量物体对物体产生的吸引力，用Fg表示。
- 万有引力定律描述了两个质量之间的引力大小与距离的关系，F=G×(m1×m2)/r²，
其中G为万有引力常量，m1和m2为质量，r为质心间的距离。
4. 斜面上物体的受力分析：
- 斜面上的物体受到重力和支持力(法向量)的作用，可以将重力分解为垂直和平行于斜面方向的分力。
5. 平抛运动：
- 平抛运动是指物体在水平方向上具有匀速直线运动的同时，在竖直方向上受到重力作用的运动。
- 平抛运动的水平方向速度不变，竖直方向速度随时间变化。
以上是必修二第六章物理的主要知识点，对于更详细的内容和公式推导，建议参考课本或参考资料。
高一物理必修二第六章知识点总结
高一物理必修二第六章知识点总结【篇一：高一物理必修二第六章知识点总结】小编寄语：关于高一物理必修 2 知识点总结，高一物理必修 2 第四章将是了曲线运动及万有引力知识点，为帮助大家学好这部分知识点，下面小编为大家提供高一物理必修 2 知识点总结：第六章，希望对大家有帮助。
六、机械能1.功(1)功的定义:力和作用在力的方向上通过的位移的乘积.是描述力对空间积累效应的物理量，是过程量.定义式:w=f?s?cos ，其中 f 是力，s 是力的作用点位移(对地)，是力与位移间的夹角.(2)功的大小的计算方法:①恒力的功可根据w=f?s?cos 进行计算，本公式只适用于恒力做功.②根据w=p?t ，计算一段时间内平均做功. ③利用动能定理计算力的功，特别是变力所做的功.④根据功是能量转化的量度反过来可求功.(3)摩擦力、空气阻力做功的计算:功的大小等于力和路程的乘积.发生相对运动的两物体的这一对相互摩擦力做的总功:w=fd(d 是两物体间的相对路程)，且w=q( 摩擦生热)2.功率(1)功率的概念:功率是表示力做功快慢的物理量，是标量.求功率时一定要分清是求哪个力的功率，还要分清是求平均功率还是瞬时功率.(2)功率的计算①平均功率:p=w/t( 定义式) 表示时间t 内的平均功率，不管是恒力做功，还是变力做功，都适用. ②瞬时功率:p=f?v?cos p和v 分别表示t 时刻的功率和速度，为两者间的夹角.(3)额定功率与实际功率：额定功率:发动机正常工作时的最大功率. 实际功率:发动机实际输出的功率，它可以小于额定功率，但不能长时间超过额定功率.(4)交通工具的启动问题通常说的机车的功率或发动机的功率实际是指其牵引力的功率.①以恒定功率p 启动:机车的运动过程是先作加速度减小的加速运动，后以最大速度v m=p/f 作匀速直线运动，.②以恒定牵引力 f 启动:机车先作匀加速运动，当功率增大到额定功率时速度为v1=p/f ，而后开始作加速度减小的加速运动，最后以最大速度vm=p/f 作匀速直线运动。
最新人教版高中物理必修2第六章《万有引力定律》教材梳理
庖丁巧解牛知识·巧学一、月—地检验牛顿把牛顿运动定律和开普勒三定律相结合，得出了太阳与行星间的引力关系：引力的大小与太阳、行星的质量成正比，与两者距离的二次方成反比，即F ∝2r Mm 牛顿进一步推断，太阳与行星间的引力和地球对地面上物体的引力是同一种性质的力.为了验证这一结论，牛顿做了“月—地”检验.1.月—地检验的思路假设太阳对行星的引力、行星与卫星之间的引力、地球对月球的引力（维持月球绕地球运动的力）以及地球作用于物体上的重力（使得苹果下落的力）都是同样性质的力的话.根据上述引力公式,对“月—地系统”和地面上的物体分别可得到:月月地月月a m r Mm G =2;2地物r Mm G =m 物a 物=m 物g两式相比,得月球绕地球运动的向心加速度与地球表面物体的重力加速度应有如下关系：a 月=2)(地月地r r g 因为地球和月球之间的距离r 地月约为地球半径r 地的60倍,因此月球绕地球运动的向心加速度应该有如下值:a 月=36001)601(2=g ×9.8 m/s 2=2.7×10-3 m/s 2. 2.观测的结果的对照验证根据天文观测,月球绕地球运动的周期T=27.3 d,地球与月球间距离r 地月=3.85×108 m,因此从运动学公式可直接得到月球运动的向心加速度，应该有：a 月′=224T πr 地月=22)864003.27(4⨯π×3.85×108 m/s 2=2.7×10-3 m/s 2 假设前提下的推理结果与观测下的数据计算结果，两者是一致的，说明地球对月球的引力（维持月球绕地球运动的力）以及地球作用于物体上的重力（使得苹果下落的力）确属同样性质的力.要点剖析 这个结果是牛顿于1666年在家乡避瘟疫时完成的.当时牛顿所知的地球半径数据不精确（我们这里改用了精确的数值），而且牛顿仅得出了圆轨道的引力与半径的平方成反比的关系，对椭圆轨道的情况是否有同样的关系，以及能否把地球质量集中于球心，也尚未严格证明，因此牛顿并未将他的结果发表.二、万有引力定律1.万有引力在宇宙万物中，任何两个物体之间都存在着吸引作用，这种引力称为万有引力.2.万有引力定律（1）内容：任何两个物体都是相互吸引的，引力的大小跟两个物体质量的乘积成正比，跟它们的距离的平方成反比.（2）表达式：设m 1、m 2表示两物体的质量，r 表示它们的距离，则有：F=221r m m G . G 是引力常量，其值为6.67×10-11 N·m 2/kg 2，在数值上等于两个质量都是1 kg 的物体相距1 m 时的相互作用力.使用公式时，注意各量均采用国际单位.（3）万有引力定律适用于可以看作质点的物体间的相互作用.万有引力公式只适用于两质点间的引力的计算，因为对一般物体而言，“两个物体之间的距离”到底是指物体哪两部分的距离，无法确定.实际物体当它们之间的距离远大于它们本身的尺度时，可视为质点.对质量均匀分布的球体，也可以用此公式计算它们之间的引力，其中的距离即两球心之间的距离.但是，对于一般物体间的万有引力，切不可用它们质心间的距离代入上式计算.切不可依据F=221rm m G 得出r→0时F→∞的结论而违背公式的物理含义，因为，此时由于r→0，物体已不能再看作质点，定律已不再适用.深化升华 求一个质点受到多个质点的万有引力时，可先用万有引力公式求出各个质点的引力，再求它们的矢量和.求相距不远而不能看作质点的两物体间的万有引力时，应将每一物体看成一个质点系.物体A 包含的所有质点与物体B 包含的所有质点之间都有引力.如图7-3-1所示，物体B 的各质点m 1′、m 2′、m 3′…m k ′对物体A 的任一质点均有引力，所以质点m 1所受引力的总和为F 1=∑'k k k r m m G211（矢量和）.图7-3-1物体B 的各质点m 1′、m 2′、m 3′…m k ′对物体A 的其他质点m 2、m 3、m 4…m i 均有引力，这些力的合力就是物体B 对物体A 的引力，可用下式表示：F=∑'k i ik k i r m m G,2（矢量和）.物体A 对物体B 的引力F′与F 大小相等、方向相反.3.理解万有引力定律具有以下特性普遍性：万有引力定律是普遍存在于宇宙中任何有质量的物体间的相互吸引力，它是自然界物体间的基本相互作用力之一.相互性：两个物体间相互作用的万有引力是一对作用力与反作用力，符合牛顿第三定律. 宏观性：通常情况下，万有引力非常小，只有在质量巨大的天体间或天体与物体间，它的存在才有宏观的物理意义.特殊性：两个物体间的万有引力，只与它们本身的质量有关，与它们之间的距离有关，和所在的空间的性质无关，和周围有无其他物体的存在无关.深化升华 万有引力定律，把地面上物体运动的规律与天体运动的规律统一了起来（地面上物体和天体的运动规律相同），揭示了自然界中的一种基本相互作用——万有引力，是17世纪自然科学最伟大的成果之一，对物理学和天文学的发展具有深远的影响.三、引力常量的测定牛顿虽然发现了万有引力定律，却没能给出准确的引力常量，这是因为一般物体间的引力非常小，很难用实验的方法将它显示出来，直到1789年，即在牛顿发现万有引力定律一百多年以后，英国物理学家卡文迪许（1731—1810）才巧妙地利用扭秤装置，第一次在实验室里比较准确地测出了引力常量.通过测量得到G=6.754×10-11 N·m 2/kg 2.卡文迪许通过改变质量和距离，证实了万有引力的存在及万有引力定律的正确性；第一次测出了引力常量，使万有引力定律能进行定量计算，显示出真正的实用价值；它标志着力学实验精密程度的提高，开创了弱力的新时代，同时表明：任何规律的发现总是经过理论上的推理和实验上的反复验证才能完成.深化升华 引力常量的测出不仅用实验证明了万有引力的存在，更使得万有引力定律有了真正的实用（计算）价值.例如，可以用测定地球表面物体重力加速度的方法测定地球的质量，设地球半径为R ，质量为M ，地球表面物体的重力加速度为g ，由牛顿第二定律和万有引力定律可得：2R Mm G =mg ，所以M=GgR 2因为引力常量G 、地球半径R 和地表物体的重力加速度均已知，因此可以计算出地球的质量.也正是由于这一应用，使卡文迪许被人们称为第一个能“称出地球质量的人”. 问题·探究问题1 为什么在日常生活中感觉不到万有引力的存在？探究：引力存在于任何物体之间，只是对于一般质量的物体（例如人与人之间）来说，这个力显得太小，我们无法感觉到罢了.并非人彼此间不存在吸引的力.万有引力是发生在两个有质量的物体之间的力.日常生活中感觉不到万有引力是因为两个物体质量较小，万有引力也较小的缘故.问题2 探究：万有引力常量的测量.探究：卡文迪许实验的巧妙之处是采用“放大法”进行了微小量（万有引力）的间接测量.（1）实验过程中，采用“放大法”把微小的万有引力转变成力矩来反映，并尽可能增大T 形架连接两球的长度L ，使m 、m′之间的万有引力能产生较大力矩，使得金属丝有较大偏转角度，把微小的万有引力的作用效果放大（一次放大）（2）利用光学中“平面镜偏转θ角时，反射光线偏转2θ角”的结论，将金属丝微小形变引起扭转角度θ的效果加以放大，扭转角度通过光标的移动来反映，并尽可能地增大弧形尺与小平面镜间距离,使光标在弧形尺上移动的距离较大（二次放大）（3）让两个球m′同时吸引m （三次放大）.卡文迪许扭秤的主要部分是一个轻而坚固的T 形架，倒挂在一根金属丝的下端.T 形架水平部分的两端各装一个质量是m 的小球，T 形架的竖直部分装一面小平面镜M ，它能把射来的光线反射到刻度尺上（图7-3-2），这样就能比较精确地测量金属丝的扭转.图7-3-2实验时，把两个质量都是m′的大球放在图7-3-2所示的位置，它们跟小球的距离相等.由于m 受到m′的吸引，T 形架受到力矩作用而转动，使金属丝发生扭转，产生相反的扭转力矩，阻碍T 形架转动.当这两个力矩平衡时，T 形架停下来不动，这时金属丝扭转的角度可以从小镜M 反射的光点在刻度尺上移动的距离求出，再根据金属丝的扭转力矩跟扭转角度的关系，就可以算出这时的扭转力矩，进而求得m 与m′的引力F.卡文迪许经过多次实验，证明牛顿的万有引力定律是正确的，并测出了引力常量.正是由于卡文迪许测出引力常量G ，才使得万有引力定律在天文学的发展上起了重要的作用.典题·热题例 1 你受太阳的引力是多大?和你受地球的引力比较一下，可得出什么样的结论?太阳的质量是1.99×1030 kg ，地球到太阳的距离为1.5×1011 m ，设你的质量是60 kg.解析：直接应用万有引力公式进行计算加以比较即可得出结论.地球半径为6.4×106 m ，与地球到太阳的距离1.5×1011 m 相比相差近10万倍，因此人距太阳的距离可以认为也是1.5×1011 m.故人受太阳的引力 F=2r m m G '=6.67×10-11×21130)105.1(1099.160⨯⨯⨯ N=0.35 N 人受地球的引力F′=mg=60×9.8 N=588 N168035.0588=='F F 即地球对人的引力要比太阳对人的引力大一千六百多倍.平时计算时可以不考虑人受太阳的万有引力.方法归纳 掌握万有引力定律的意义，体会引力与距离的关系，并能运用万有引力定律计算物体间万有引力的大小.例2 应用万有引力公式证明和计算：(1)在星体上物体做自由落体运动的加速度g 跟运动物体的质量无关，g 的值由星体质量和运动物体所处的位置所决定.(2)如果在离地面高度等于地球半径的高度释放一个物体，让它做自由落体运动，它开始运动的加速度是多大？解析：不考虑物体随星体自转的影响，物体做自由落体运动的加速度是由星体对运动物体的引力产生的.由此求得重力加速度的表达式，代入已知条件进行计算.(1)设物体和星体的质量分别为m 和M ，两者相距r ，则物体所受星体的引力为2R Mm G F = 所以，自由落体加速度为2r M G m F g ==. 可见，g 跟运动物体的质量m 无关，g 的值由星体质量M 和运动物体所处的位置（离星体球心的距离r ）所决定.(2)从离地面为R 处做自由落体运动的物体，开始时的加速度 g′=441)2(022g RM G R M G =∙=地地.(g 0为地球表面的重力加速度) 方法归纳 要区分不同星球的重力加速度与同一星球随高度升高而重力加速度减小的问题.例如，要区分在月球轨道上的星球受到地球引力的加速度与月球表面物体的重力加速度.例3 用M 表示地球的质量，R 表示地球的半径，r 月地表示月球到地球的距离.在地球引力作用下：（1）地面上物体的重力加速度g=_____________.（2）月球的加速度a 月=_____________.（3）已知r 月地=60R ，利用（1）（2）求g a 月=___________.（4）已知r 月地=3.8×108 m ，月球绕地球运行的周期T=27.3天，计算月球绕地球运行的向心加速度a 月.（5）已知重力加速度g=9.8 m/s 2，利用（4）中算出的a 月求g a 月的值. （6）比较（3）（5），你能得出什么结论？解析：（1）设物体质量为m ，在地面上时：2R GMm =mg 得g=2R GM （2）月球受地球的万有引力F=2月地月r GMm =m 月a 月得a 月=月地r GM （3）ga 月=222)(月地月地r R R GM r GM==1∶3 600 （4）由a=2)2(Tπ·r 得a 月=2)3600243.272(⨯⨯π×3.8×108 m/s 2=2.69×10-3 m/s 2 （5）364318.91069.23=⨯=-g a 月 （6）比较（3）（5）可知，月球所受引力与地面上物体所受引力遵循相同的规律，因而是同一性质的力.答案：（1）2R GM （2）2月地r GM （3）1∶3 600 （4）2.69×10-3 m/s 2 （5）36431 （6）略方法归纳 ①范例介绍了牛顿著名的“月—地检验”的思路，实际上从“苹果落地”的故事起到牛顿发表万有引力定律，前后经历了20年，大胆的猜测、严谨的求证、不懈的努力使他获得了一个又一个伟大的发现.②距离地面h 高处的重力加速度g′=g h R R h R GM 22)()(+=+，重力加速度随着高度的增加而减小.例4 在一次测量引力常量的实验中，已知一个质量为0.8 kg 的球，以1.3×10-10 N 的力吸引另一个质量为4.0×10-3 kg 的球，这两个球相距4.0×10-2 m ，地球表面的重力加速度为9.8 m/s 2，地球半径为6 400 km.试根据这些数据计算地球的质量.解析：本题考查了引力常量的测定以及地球质量的计算两个知识点，在地面附近的物体，它所受到的重力近似等于物体所受到的万有引力，可用万有引力定律计算地球的质量. 由于地球对物体的引力等于物体所受到的重力，则有：2R Mm G =mg ，所以M 地=GgR 2地 ① 又因为两球之间的万有引力为F=221r m m G 所以有：G=212m m Fr ② ②式代入①式得：M 地=2212Fr m m gR 地代入数据可得地球的质量：M=2210326)100.4(103.1100.48.0)104.6(8.9---⨯⨯⨯⨯⨯⨯⨯⨯ kg=6.2×1024 kg. 方法归纳 本题考查对引力常量G 的理解及应用万有引力定律进行有关计算.万有引力定律中的引力常量G ，无论是在计算天体间的引力还是计算很小微粒间的万有引力时均是相同的.在解答问题的过程中，要视具体情况选择合适的公式使用.例5 有一质量为M 、半径为R 、密度均匀的球体，在距离球心O 为2R 的地方有一质量为m 的质点，现在从M 中挖去一半径为2R 的球体，如图7-3-3所示，求剩下部分对m 的万有引力F 为多大？图7-3-3解析：一个质量均匀分布的球体与球外的一个质点间的万有引力可以用公式221r m m G F =直接进行计算，但当球体被挖去一部分后，由于质量分布不均匀，万有引力定律就不再适用了.此时我们可以用“割补法”进行求解.设想将被挖部分重新补回，则完整球体对质点m 的引力为F 1，可以看作是剩余部分对质点的引力F 与被挖小球对质点的引力F 2的合力，即F 1=F+F 2.设被挖小球的质量为M′，其球心到质点间的距离为r′.由题意，知M′=8M ，r′=23R ；由万有引力定律，得 F 1=224)2(R GMm R Mm G =F 2=22218)23(8R GMm R m M G r m M G =='' 所以剩下部分对m 的万有引力为F=F 1-F 2=2367R GMm . 方法归纳 仔细观察球体挖去部分及完整球体的形状特点，可知，完整部分与质点m 以及挖去部分与质点m 间万有引力均可用公式计算，由此联想到利用等效割补的方式先将剩余部分还原为完整体，计算出万有引力，然后计算出割去部分与质点m 间的万有引力，两者之差即为所求.通过“割补法”的运用，我们可以感受利用直觉思维寻求解题思路的简捷性.。
高中物理必修二第六章知识点
高中物理必修二第六章知识点一、电磁感应1. 法拉第电磁感应定律- 概念：当磁场发生变化时，会在导体中产生电动势。
- 表达式：ε = -dΦ/dt，其中ε是感应电动势，Φ是磁通量，t 是时间。
2. 楞次定律- 概念：感应电流的方向总是这样的，即它所产生的磁场的效果要抵制引起感应电流的磁通量的变化。
- 应用：用于判断感应电流的方向。
3. 感应电动势的计算- 计算方法：根据法拉第定律，通过计算磁通量的变化率来确定感应电动势的大小。
二、交流电1. 交流电的基本概念- 定义：电流的方向和大小都在周期性变化的电流称为交流电。
- 特点：交流电具有正弦波形，其大小和方向随时间变化。
2. 交流电的基本参数- 峰值（U_m，I_m）：交流电一个周期内的最大值。
- 有效值（U，I）：交流电在热效应上与直流电相等的值。
- 频率（f）：交流电周期性变化的速率，单位为赫兹（Hz）。
- 周期（T）：交流电完成一个完整变化所需的时间，与频率成倒数关系。
3. 交流电的表达式- 正弦交流电表达式：i = I_m * sin(2πft + φ)，其中i是瞬时电流，t是时间，φ是初相位。
三、电磁振荡1. LC振荡电路- 组成：由电感（L）和电容（C）组成的电路。
- 振荡条件：当电路中的电感和电容达到共振时，电路会产生振荡。
2. 振荡电路的频率- 计算公式：f = 1 / (2π√(LC))，其中f是振荡频率，L是电感，C是电容。
3. 阻尼振荡和品质因数- 阻尼振荡：由于电路中存在电阻，振荡会逐渐减弱。
- 品质因数（Q）：衡量振荡电路质量的参数，Q值越高，振荡衰减越慢。
四、电磁波1. 电磁波的产生- 原理：变化的电场产生磁场，变化的磁场产生电场，相互激发形成电磁波。
2. 电磁波的性质- 传播速度：在真空中为光速，c = 3×10^8 m/s。
- 波长、频率和波速的关系：c = λf，其中λ是波长，f是频率。
3. 电磁谱- 包括无线电波、微波、红外线、可见光、紫外线、X射线和伽马射线等。
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万有引力与航天知识点总结一、人类认识天体运动的历史1、 “地心说 ”的内容及代表人物： 托勒密 （欧多克斯、亚里士多德）2、 “日心说 ”的内容及代表人物： 哥白尼（布鲁诺被烧死、伽利略）二、开普勒行星运动定律的内容开普勒第二定律：v 近 v 远开普勒第三定律： K — 与中心天体质量有关，与环绕星体无关的物理量；必须是同一中心天体的星体a 地 3 = a 火 3 a 水 3 =......才可以列比例，太阳系：T 地 2 T 火 2=T 水 2三、万有引力定律1、内容及其推导：应用了开普勒第三定律、牛顿第二定律、牛顿第三定律。
3F m42mmR K①r②F = 4π2K FFF ③r 2T 2T 2r 2FM FMm FG Mmr 2r 2r 22、表达式： F Gm 1m 2r 23、内容：自然界中任何两个物体都相互吸引，引力的方向在它们的连线上，引力的大小与物体的质量m1,m2 的乘积成正比，与它们之间的距离r 的二次方成反比。
4.引力常量： G=6.67 ×10-11N/m 2/kg 2，牛顿发现万有引力定律后的 100 多年里， 卡文迪许 在实验室里用扭秤实验测出。
5、适用条件：①适用于两个质点间的万有引力大小的计算。
②对于质量分布均匀的球体，公式中的r 就是它们球心之间的距离 。
③一个均匀球体与球外一个质点的万有引力也适用，其中 r 为球心到质点间的距离。
④两个物体间的距离远远大于物体本身的大小时， 公式也近似的适用， 其中 r 为两物体质心间的距离。
6、推导： GmM4 2R 3GMR 2m2 RT 242T1四、万有引力定律的两个重要推1、在匀球的空腔内任意位置，点受到地壳万有引力的合力零。
2、在匀球体内部距离球心r ，点受到的万有引力就等于半径r 的球体的引力。
五、黄金代若已知星球表面的重力加速度g 和星球半径 R，忽略自的影响，星球物体的万有引力等于物体的重力，有 G Mmmg 所以 MgR2 R2G其中 GM gR2是在有关算中常用到的一个替关系，被称黄金替。
高中物理必修二第六章完美总结
（4）地球上成功发射一颗卫星做需的最小发射速度 （即第一宇宙速度）V=7.9Km／s 注意：（1）环绕速度与发射速度是两个不同的概念
（2）近地卫星V发=V环，除此之外，轨道越高的卫星，需要
的发射速度越大，进入轨道后的环绕速度越小
故第一宇宙速度在数值上等于最大的环绕速度
第二宇宙速度v=11.2km/s — 物体刚好能克服地球引力作用，离开地球绕太阳运动所需 的最小发射速度 第三宇宙速度 v=16.7km/s —物体刚好能摆脱太阳引力束缚而飞到太阳系以外所需的最小 发射速度
V近地 V近月
M 地R V 81 1 9 V MR 1 4 2
近地 月 近月 月 地
V近月=16／9Km/s
（2）星球表面的物体受到的重力等于星球对它的万有引力
m
R
M
Mm F引 = G → G 2 mg r
GM gR2
请同学们思考：为什么不能说物体随星球自转需 要的向心力等于星球对它的万有引力？
第六章
开普勒三大定律
基本知识点梳理
行星 太阳
开普勒第一定律——轨道定律
所有行星绕太阳运动的轨道都是椭圆， 太阳处在椭圆的一个焦点上。
开普勒第二定律——面积定律
对每个行星来说，它与太阳的连线在相等 的时间扫过相等的面积;
开普勒第三定律——周期定律
所有行星的轨道的半长轴的三次方跟公转 周期的二次方的比值都相等， K是一个跟 中心天体有关的常数
万有引力定律的应用——两条重要思想的领会：
（1）中心天体—环绕天体模型
处理思想：中心天体施加给环绕天体的引力提供环绕天体做匀速 圆周运动需要的向心力 即 F引 = F向
ma
m F引
高一物理必修二第六章《万有引力与航天》知识点总结
万有引力与航天知识点总结一、人类认识天体运动的历史1、“地心说”的内容及代表人物： 托勒密 （欧多克斯、亚里士多德）2、“日心说”的内容及代表人物： 哥白尼 （布鲁诺被烧死、伽利略） 二、开普勒行星运动定律的内容开普勒第二定律：v v >远近开普勒第三定律：K —与中心天体质量有关，与环绕星体无关的物理量；必须是同一中心天体的星体才可以列比例，太阳系：333222===......a a a T T T 水火地地水火 三、万有引力定律1、内容及其推导：应用了开普勒第三定律、牛顿第二定律、牛顿第三定律。
K T R =23 ① r T m F 224π= ② 22π4=r m K F 2m F r ∝ F F '= ③ 2r M F ∝' 2r Mm F ∝ 2r MmG F =2、表达式：221rm m GF = 3、内容：自然界中任何两个物体都相互吸引，引力的方向在它们的连线上，引力的大小与物体的质量m1,m2的乘积成正比，与它们之间的距离r 的二次方成反比。
4.引力常量：G=6.67×10-11N/m 2/kg 2，牛顿发现万有引力定律后的100多年里，卡文迪许在实验室里用扭秤实验测出。
5、适用条件：①适用于两个质点间的万有引力大小的计算。
②对于质量分布均匀的球体，公式中的r 就是它们球心之间的距离。
③一个均匀球体与球外一个质点的万有引力也适用，其中r 为球心到质点间的距离。
④两个物体间的距离远远大于物体本身的大小时，公式也近似的适用，其中r 为两物体质心间的距离。
6、推导：2224mM G m R R T π= ⇒ 3224R GMT π=四、万有引力定律的两个重要推论1、在匀质球层的空腔内任意位置处，质点受到地壳万有引力的合力为零。
2、在匀质球体内部距离球心r 处，质点受到的万有引力就等于半径为r 的球体的引力。
五、黄金代换六、 双星系统两颗质量可以相比的恒星相互绕着旋转的现象，叫双星。
高一年级物理必修二第六章三大定律的近似处理（大全5篇）
高一年级物理必修二第六章三大定律的近似处理（大全5篇）第一篇：高一年级物理必修二第六章三大定律的近似处理高一年级物理必修二第六章第一单元第二节行星运动定律的近似处理编写者吴居海使用者使用时间第７周一.教学目标1.知道太阳系八大行星的运行图。
2.学习开普勒三大定律，能用三大定律解决问题。
3.了解人类对行星的认识过程是漫长复杂的，真是来之不易的。
二.教学重点1.掌握开普勒的行星运动的三大定律2.了解人类认识自然界的漫长过程，学习科学家们的不畏艰难，勇于探索的精神3.掌握开普勒三定律的近似处理方法。
并能用三大定律解决一些抽象的问题。
三．教学难点掌握开普勒的行星运动的定律近似处理方法2.应用开普勒定律解决实际问题。
四．课时安排：1课时五．教学过程Ａ、太阳系师：我们现在来了解一下太阳系的各行星及其运行情况。
师：自从冥王星于2006年8月24日被国际天文联会取消其行星地位，降为“矮行星”后，从此太阳系由“九大行星”变为“八大行星。
我们先来看一些图片。
观看动画：九大行星运行图；九大行星B、开普勒三大定律的近似处理师：从刚才的研究我们发现，太阳系行星的轨道与圆十分接近，所以在中学阶段的研究中我们按圆轨道处理。
这样，开普勒三大定律就可以说成【牢记】：①行星绕太阳运动轨道是圆，太阳处在圆心上。
②对某一行星来说，它绕太阳做圆周运动的角速度（或线速度）不变，即行星做匀速圆周运动。
③所有行星的轨道半径的三次方跟它的公转周期的平方的比值都相等。
若用R代表轨道半径，T代表公转周期，开普勒第三定 R3律可以用公式表示为：2=k,k与太阳有关。
T【参考资料】：给出太阳系九大行星平均轨道半径和周期的数值，供课后验证。
k水=3.36×10 K金=3.35×10 K地=3.31×10 K火=3.36×1018181818扩展及注意：1.开普勒定律不仅适用于行星绕太阳运动，同时它适用于所有R3的天体运动。
高中物理必修二第6章：万有引力定律-知识点
小初高个性化辅导，助你提升学习力！ 1 高中物理必修二第6章：万有引力定律-知识点1、人类对于天体运动的认识：①波兰 天文学家哥白尼 提出日心说 ，②伽利略用望远镜 发现木星的卫星 ，证明地球 并非天体的中心。
③德国 天文学家开普勒 提出开普勒三定律 。
2、开普勒第一定律：各行星都在椭圆轨道上绕太阳运行，太阳处在椭圆的一个焦点上。
开普勒第二定律：行星与太阳的连线在相等时间 内扫过的面积相等 。
3、开普勒第三定律：行星绕太阳运行的椭圆轨道半长轴 a 的三次方 与公转周期T 的二次方 之 比 是一个常数，即 a 3/T 2 =k 。
k 是一个与行星 无关 的常数。
一般我们可近似按圆轨道处理，即 r 3/T 2 =k ，r 是行星圆轨道 的半径。
由该定律可知，人造地球卫星在近地点速度大 ，在远地点速度小 ；同理，地球以及其他行星在近日点速度大 ，在远日点速度小 。
4、牛顿 提出，地球对苹果的引力，地球对月亮的引力与太阳对行星的作用力本质上都相同 。
这种所有物体之间都存在 的相互吸引力就是万有引力 。
5、万有引力定律：自然界中任何两个物体都相互吸引，相互间引力的大小与物体质量的乘积成正比，与它们之间距离的二次方成反比。
公式：F=221r m m G 。
r 是可以看成质点的两物体之间距离，若是质量分布均匀的球体，则是两个球心间的距离。
G 是引力常量，卡文迪许 利用扭秤 装置测得G = 6.67×10-11N ˙m 2/kg 2。
6、“称量”地球的质量：测出地球表面的重力加速度g 地和地球半径r ，利用地球上的物体所受重力 就是万有引力 ，有① mg 地=2r mm 地地G 。
可求得m 地=G 2r g 地地。
②地球的平均密度ρ=V m 地=3r 34m ⋅π地。
7、“称量”太阳的质量：测出地球绕太阳做匀速圆周运动的 轨道半径r 和 周期T ，利用万有引力等于圆周运动的向心力，有2r m m 日地G =22T r 4m π地，可得：m 日=232G T r 4π。
高一物理必修二第六章知识点总结
高一物理必修二第六章知识点总结本章主要介绍力学中的动量定律、轨道运动和摩擦力。
我们将深入探讨如何根据动量定律来分析物体运动，并学习如何用轨道运动模型来描述物体运动的轨迹。
此外，我们还将讨论摩擦力，从而了解它在运动系统中的作用。
二、量定律动量定律是动量的一种概念，它表明动量是相对不变的，不受内在力的影响。
它宣称：物体在任何情况下，总动量都是守恒的，就是说，总动量受到其他力作用而改变的量相等于其他力所带来的动量。
本章中，我们将学习如何使用动量定律来分析物体运动。
我们还将学习如何用动量定律来确定物体受到的外力，从而使物体运动满足动量定律。
三、道运动轨道运动是物体运动的一种模型，它描述的是物体在某外力下随时间变化的位置，并定义出物体运动的轨迹。
本章中，我们将学习如何使用轨道运动来描述一个物体的运动，以及如何计算由物体所受到的力使其在特定轨道运动。
我们还将研究轨道运动的不同特性，比如万有引力、逃逸速度、椭圆轨道和非线性轨道。
四、擦力摩擦力是物体之间相互作用的一种力，它也是本章的重要内容。
我们将学习摩擦力的基本性质，探讨它在动量定律中的应用，并学习摩擦力对物体运动的影响。
本章中，我们还将分析摩擦力的不同形式以及各种类型的摩擦力。
五、结在本章中，我们学习了力学中重要的概念：动量定律、轨道运动和摩擦力。
我们学会了如何根据动量定律分析物体运动，以及如何利用轨道运动来描述物体运动的轨迹。
此外，我们还探讨了摩擦力，学习它如何在运动系统中发挥作用，以及其对物体运动的影响。
本章的学习，可以让我们更好地理解物体的运动，并能够更好地分析物体运动时受到的内外力，从而更深入地了解力学。
人教版高中必修2物理第六章全部课件(共6课时)
2
4r
2r
课堂训练
训练1、关于行星绕太阳运动的下列说法 中正确的是（ D ） A．所有行星都在同一椭圆轨道上绕太 阳
运动 B．行星绕太阳运动时太阳位于行星轨道
的中心处 C．离太阳越近的行星的运动周期越长 D．所有行星轨道半长轴的三次方跟公 转
周期的二次方的比值都相等
• 训练2、下列关于开普勒对于行星运动规律 的认识的说法正确的是（ ）
阶
段 2.行星绕太阳做匀速圆周运动
的
近 似 处
3.所有行星轨道半径的三次方 与它的公转周期的二次方的
理 比值都相等，即
方 法
r3 T2
k
训练：宇宙飞船围绕太阳在近似圆
周的轨道上运动，若其轨道半径是
地球轨道半径的9倍，则宇宙飞船绕
太阳运行的周期是（ C ）
A．3年
B．9年
C．27年
D．81年
典例分析：
例1:从天文望远镜中观察到银河系中有两颗行星绕某恒星运行，两行
星的轨道均为椭圆，观察测量到它们的运转周期之比为8:1，则它们椭圆 轨道的半长轴之比为 （ ） A.2:1 B.4:1 C.8:1 D.1:4
B
例2：飞船沿半径为r的圆周绕地球运动，其周期为T，如果飞船要返回地面，可在
轨道上某一点B处，将速率降低到适当数值，从而使飞船沿着以地心为焦点的椭圆轨道 运动，椭圆和地球表面在A点相切，如图所示，已知地球半径为R，求： （1）比较飞船沿椭圆轨道运动时经过A、B两点的线速度大小。 （2）求飞船由B点到A所需要的时间
r3 T2
k
一、两种学说 （人们对天体运动存在两种对立的看法）
请阅读32页第一、二自然段和33-35页“科学足迹” 思考： 两种学说的基本观点是什么？代表人物有谁？
高一物理必修2第六章总结
高中物理必修2 第六章 万有引力与航天1、开普勒行星运动定律(1).所有行星绕太阳运动的轨道都是椭圆,太阳处在椭圆的一个焦点上. (2).对任意一个行星来说,它与太阳的连线在相等的时间内扫过相等的面积.(3).所有行星的轨道的半长轴的三次方跟它的公转周期的二次方的比值都相等. 32a K T=（K 只与中心天体质量M 有关）行星轨道视为圆处理，开三变成32r K T =（K 只与中心天体质量M 有关）2、万有引力定律：自然界中任何两个物体都是相互吸引的，引力的大小跟这两个物体质量的乘积成正比，跟它们距离的二次方成反比。
表达式：122,m m F Gr=2211kg /m N 1067.6⋅⨯=-G 适用于两个质点（两个天体）、一个质点和一个均匀球（卫星和地球）、两个均匀球。
(质量均匀分布的球可以看作质量在球心的质点)3、万有引力定律的应用：（天体质量M , 卫星质量m ，天体半径R, 轨道半径r ，天体表面重力加速度g ，卫星运行向心加速度a n 卫星运行周期T) 两种基本思路： （1）．万有引力=向心力 (一个天体绕另一个天体作圆周运动时，r=R+h )G M m R h m ()+=2V R h m R hm T R h 222224()()()+=+=+ωπ人造地球卫星（只讨论绕地球做匀速圆周运动的人造卫星r=R+h ）：r GM v =，r 越大，v 越小；3r GM =ω，r 越大，ω越小；GM r T 324π=，r 越大，T 越大；2n GMa r =， r 越大，n a越小。
（2）、用万有引力定律求中心星球的质量和密度求质量：①天体表面任意放一物体重力近似等于万有引力：mg = G M m R 2→2gR M G=②当一个星球绕另一个星球做匀速圆周运动时，设中心星球质量为M ，半径为R ，环绕星球质量为m ，线速度为v ，公转周期为T ，两星球相距r ，由万有引力定律有：2222⎪⎭⎫ ⎝⎛==T mr r mv r GMm π，可得出中心天体的质量：23224GTr G r v M π== 求密度：34/3M MV R ρπ==在天体表面任意放一物体重力近似等于万有引力 （重力是万有引力的一个分力）地面物体的重力加速度：mg = G M m R 2 g = G M R 2≈9.8m/s 2高空物体的重力加速度：mg = G 2)(h R Mm + g = G ()2h R M+<9.8m/s 2 （3）、万有引力和重力的关系: 一般的星球都在不停地自转，星球表面的物体随星球自转需要向心力，因此星球表面上的物体所受的万有引力有两个作用效果：一个是重力，一个是向心力。
物理必修2六、七章总结
第六章万有引力一. 开普勒行星运动定律：①开普勒第一定律（轨道定律）所有行星绕太阳运动的轨道都是，太阳处在椭圆的一个焦点上。
②开普勒第二定律（面积定律）对任意一个行星来说，它与太阳的连线在相等的时间内扫过。
③开普勒第三定律（周期定律）所有行星的轨道的半长轴的三次方跟它的的比值都相等。
行星轨道按圆处理时的规律由于大多数行星的轨道十分接近圆，所以在中学阶段的研究中可按圆处理。
根据开普勒行星运动定律，行星轨道按圆处理时遵循如下规律：①大多数行星绕太阳运动的轨道十分接近圆，太阳处在圆心。
②对某一行星来说，它绕太阳做圆周运动的角速度（或线速度）不变，即行星做匀速圆周运动。
③所有行星轨道半径的三次方跟它的公转周期的二次方的比值都相等。
二. 万有引力定律自然界中任何两个物体都相互吸引，引力的大小与物体的质量m1和m2的乘积成正比，与它们之间距离r的二次方成反比，即F= 。
对万有引力定律的进一步说明①万有引力是宇宙间的一种基本的相互作用力，万有引力定律是一个非常重要的定律，它适用于宇宙中的一切物体。
万有引力定律的发现，对物理学和天文学的发展具有深远的影响。
②万有引力公式只适用于两质点间的引力的计算，因为对一般物体而言，“两个物体之间的距离”到底是指物体哪两部分的距离，无法确定。
实际物体当它们之间的距离远大于它们本身的尺度时，可视为质点。
对质量均匀分布的球体，也可以用此公式计算它们之间的引力，其中的距离即两球心之间的距离。
但是，对于一般物体间的万有引力，切不可用它们质心间的距离代入上式计算。
③求一个质点受到多个质点的万有引力时，可先用万有引力公式求出各个质点的引力，再求它们的矢量和。
④万有引力公式中G的是比例系数，叫做引力常量，通常取G=6.67×10-11N·m2/kg2。
是英国科学家测出的万有引力定律的应用总结：两个基本思路1．万有引力提供向心力：mar T m r m r v m r M G ====222224mπω2.忽略地球自转的影响： mgR GM =2m（2g R GM =，黄金代换式）一、测量中心天体的质量和密度测质量：1．已知表面重力加速度g ，和地球半径R 。
人教版物理必修二第六章-万有引力与航天知识总结
GgR M R MmG mg 22==第六章 万有引力与航天（1)开普勒行星运动定律适用于一切行星（卫星)绕恒星(行星）运动的情况； （2)不同行星绕太阳运动的椭圆轨道是不同的; （3;(4k 值只与中心天体有关。
引力和重力的关系1、在两极或不考虑地球自转：重力和万有引力相等2R Mm Gmg =2、赤道位置向F mg R MmG+=2 3、重力加速度与高度的关系万有引力定律1．内容：自然界中任何两个物体都相互吸引,引力的方向在它们的连线上，引力的大小与物体的质量m 1和m 2的乘积成正比、与它们之间距离r 的二次方成反比。
2．公式：122m mF G r=（G =6.67×10-11 N·m 2/kg 2）。
G 物理意义：引力常量在数值上等于两个质量都是1 kg 的质点相距1 m 时的相互吸引力。
3．适用范围：（1）质点间引力的计算；(2）质量分布均匀的球体，r 是球体球心间的距离；（3）一均匀球体与球外一个质点间的万有引力的计算，r 是球心到质点的距离; （4)两个物体间的距离远大于物体本身的大小时，r 为两物体质心间的距离。
计算天体的质量和密度1、忽略天体自转，天体表面重力和万有引力相等：2、测出卫星绕天体做匀速圆周运动的半径r 和周期T 。
2RMmG mg =2)(h R Mm Gg m +='（1）由2224πMm r G m r T=得天体的质量2324πr M GT =。
（2)若已知天体的半径R ,则天体的密度32333π=4π3M M r V GT R R ρ==。
若卫星绕中心天体表面运行，轨道半径r =R ，则有23πGT ρ=，224πRM GT =。
人造地球卫星一、卫星的动力学规律由万有引力提供向心力，222n 224πMm v r G ma m m r m r r Tω====。
二、卫星的各物理量随轨道半径变化的规律1．线速度v ：由22Mm v G m r r =得v =r 越大，v 越小；r 越小，v越大。
高一物理必修二第六章知识点总结
高一物理必修二第六章知识点总结高一物理必修二第六章涉及电流等电学相关知识，主要内容包括电荷运动、电压、电流、电阻、Ohm定律和定律、电动势和潜力差、电容、电感、可控硅等。
1. 电荷运动电荷运动是指电荷的运动和受力，它是物体在电场中运动和施加力的总称，包括电磁力和电场力，这种力导致物体在电场中运动，这种运动也叫电流。
2. 电压电压是指电荷之间施加的势，也就是电势或电位差，它是一个物理量，表示两个点之间的电位差，如果两个点中的电荷生成势，就会产生电压。
3. 电流电流是指电荷的实时移动，也就是电子的流动。
它的大小取决于电荷的数量和速度，电流的方向取决于电荷的运动方向，可以表示为集合。
4. 电阻电阻是指电路中阻抗的大小，它取决于材料的性质，电阻可以阻止电路中流动的电流，当把一个物体放入电路中，其电阻就会出现，影响电流的流动。
5. Ohm定律和定律Ohm定律是指通过一定电压对应的电流的大小与放电对象的电阻有关，可以用来描述电路中的电压、电流和电阻之间的关系，它把电路中的电压、电流和电阻放到一个总体框架中，使各种组件在电路中能够协调并正常工作。
6. 电动势和潜力差电动势主要表示电荷之间产生的力，它取决于电荷的种类和大小，潜力差是指电荷定位点之间的电力差，电动势和潜力差可以用来表示电路中电压的大小。
7. 电容电容是指电路中电荷的储存效率，它由两个电极组成，其中一个是正极，另一个是负极，当向电容器中注入电荷时，它会储存起来，这种电荷的储存成为电容。
8. 电感电感是指电路中对电流变化作用的一种效应，它通过电磁力的改变而产生，所以当电流变化时，它会产生一种磁场，从而改变电流方向，影响电路中信号的传输。
9. 可控硅可控硅是一种可以控制连接电路中电荷的装置，它可以改变输入电流的大小，从而改变输出电流的大小，它可以对电路进行调节，从而节省电能，延长电路的使用寿命。
总结本章介绍了电荷运动、电压、电流、电阻、Ohm定律及定律、电动势和潜力差、电容、电感以及可控硅等物理知识，经过实际操作，我们可以更好地理解交流电的原理，并熟练运用所学知识。
最新人教版高中物理必修2第六章《宇宙航行》规律总结
●规律总结有关人造卫星的知识,根本问题就是抓住万有引力提供人造地球卫星做圆周运动的向心力这一基本力学关系,由此出发导出描述卫星做圆周运动的各物理量的关系式,应用时可根据实际情况选用适当的公式进行分析和计算:①F 万有=2r GMm =ma =r m v 2=mr ω2=mv ω=mr 22π4T②在地球表面,mg ≈2RGMm 1.对宇宙速度的理解①第一宇宙速度:人造卫星在地面附近绕地球做匀速圆周运动,其轨道半径近似等于地球半径R ,其向心力为地球对卫星的万有引力,其向心加速度近似等于地面处的重力加速度.设地球质量为M ,根据万有引力定律和匀速圆周运动的规律可得: 2R GMm =R m v 2得v =R GM =624111037.61089.51067.6⨯⨯⨯⨯-m/s=7.9 km/s 或者由mg =R m v 2得v =gR =61037.68.9⨯⨯m/s=7.9 km/s.对于公式v =rGM ,指的是人造卫星在各自轨道上做匀速圆周运动的运行速度,其大小随轨道半径的增大而减小,但由于人造卫星发射过程中要克服地球引力做功,增大势能,所以将卫星发射到离地球越远的轨道上在地面上所需要的发射速度就越大.根据v 运行=r GM ,第一宇宙速度v 1=RGM 可知:由于r ≥R 地球,所以卫星的运行速度不可能大于第一宇宙速度,人造卫星的发射速度与运行速度的大小关系是:v 发射≥7.9 km/s ≥v 运行所以第一宇宙速度是最小发射速度,又是卫星最大环绕速度.②第二宇宙速度:在地面上(r =R )发射物体,使之能够脱离地球的引力作用,成为绕太阳运动的人造行星或飞到其他行星上去所必需的最小发射速度,称为第二宇宙速度,其大小为v 2=11.2 km/s.当11.2 km/s ＞v 2＞7.9 km/s 时,卫星绕地球旋转,其轨道是椭圆,地球位于一个焦点上.③第三宇宙速度:在地面上发射物体,使之最后能脱离太阳的引力范围,飞到太阳系以外的宇宙空间所必须的最小速度称为第三宇宙速度,其大小为v 3=16.7 km/s.当16.7 km/s ＞v ≥11.2 km/s 时,卫星脱离地球的束缚成为太阳系的一颗“小行星”.2.对卫星运动轨道的理解①卫星绕地球运动的轨道可以是椭圆轨道,也可以是圆形轨道,卫星绕地球沿圆形轨道运动时,由于地球对卫星的万有引力提供了卫星绕地球运动的向心力,而万有引力指向地心,所以,地心必然是卫星圆轨道的圆心,卫星的轨道平面可以在赤道平面内(如同步卫星),也可以和赤道平面垂直,还可以和赤道平面成任一角度.卫星绕地球沿椭圆轨道运行时,地心是椭圆的一个焦点,其周期和半长轴的关系遵循开普勒第三定律,这类问题在中学物理中很少讨论.②不同星体上的宇宙速度是各不相同的,以上给出的速度值是地球上的宇宙速度值,其计算方法完全可以推广到其他任何天体.天体的质量越大,半径越小,其宇宙速度值就越大.3.对同步卫星的理解同步卫星指在赤道平面内,以和地球自转角速度相同的角速度绕地球运动的卫星.同步卫星又叫静止轨道卫星,有以下几个特点:①周期一定:同步卫星在赤道上空相对地球静止,它绕地球的运动与地球自转同步,它的运动周期就等于地球自转的周期,即T =24 h.②角速度一定:同步卫星绕地球运动的角速度等于地球自转的角速度,且卫星转动的方向与地球自转方向相同.③轨道一定:a.由于同步卫星绕地球的运动与地球的自转同步,这就决定了同步卫星的轨道平面应与赤道平面平行.又由于同步卫星绕地球运动的向心力是地球对卫星的万有引力,这就决定了同步卫星做圆周运动的圆心为地心,所以,同步卫星的轨道必在赤道平面内.b.由于所有同步卫星的周期都相同,由r =322π4GMT 可知,所有同步卫星的轨道半径相同,即同步卫星都在同一轨道上绕地球做匀速圆周运动,其轨道离地面的高度h =3222π4R gT -R =3.59×104 km.(地球半径R =6400 km,自转周期T =24 h=86400 s,地球表面重力加速度g =9.8 m/s 2)④环绕速度大小一定:所有同步卫星绕地球运动的线速度的大小是一定的,都是 3.08 km/s,因为所有卫星的环绕速度等各物理量都是由轨道决定的.⑤向心加速度大小一定:所有同步卫星由于到地心距离相同,所以它们绕地球运动的向心加速度大小都相同,约为0.23 m/s 2.归根到底,同步卫星的以上特点,是由于同步卫星与地球相对静止这一特殊要求决定的.4.对人造卫星上的“超重”和“失重”问题的理解“超重”:卫星在进入轨道前的加速过程中或回收过程中,系统具有向上的加速度,卫星上的物体“超重”,这种情况与“升降机”中的物体超重相同.“失重”:卫星在进入轨道后,在正常运行过程中,系统具有向下的加速度且等于重力加速度g 轨,卫星上物体完全“失重”,因此在卫星上的仪器,凡是制造原理和重力有关的都不能正常使用.比如水银气压计、天平等,同理与重力有关的实验也将无法进行.但要注意,物体处于完全失重状态时,仍受重力作用,不能说物体不受重力.。
高一物理必修二第六章知识点总结
高一物理必修二第六章知识点总结【篇一：高一物理必修二第六章知识点总结】WTT寄语：关于高一物理必修2知识点总结，高一物理必修2第四章将是了曲线运动及万有引力知识点，为帮助大家学好这部分知识点，下面WTT为大家提供高一物理必修2知识点总结：第六章，希望对大家有帮助。
六、机械能1、功(1)功的定义:力和作用在力的方向上通过的位移的乘积、是描述力对空间积累效应的物理量，是过程量、定义式:w=f?s?cos ，其中f是力，s是力的作用点位移(对地)，是力与位移间的夹角、(2)功的大小的计算方法:①恒力的功可根据w=f?s?cos 进行计算，本公式只适用于恒力做功、②根据w=p?t，计算一段时间内平均做功、③利用动能定理计算力的功，特别是变力所做的功、④根据功是能量转化的量度反过来可求功、(3)摩擦力、空气阻力做功的计算:功的大小等于力和路程的乘积、发生相对运动的两物体的这一对相互摩擦力做的总功:w=fd(d是两物体间的相对路程)，且w=q(摩擦生热)2、功率(1)功率的概念:功率是表示力做功快慢的物理量，是标量、求功率时一定要分清是求哪个力的功率，还要分清是求平均功率还是瞬时功率、(2)功率的计算①平均功率:p=w/t(定义式)表示时间t内的平均功率，不管是恒力做功，还是变力做功，都适用、②瞬时功率:p=f?v?cos p和v分别表示t时刻的功率和速度，为两者间的夹角、(3)额定功率与实际功率：额定功率:发动机正常工作时的最大功率、实际功率:发动机实际输出的功率，它可以小于额定功率，但不能长时间超过额定功率、(4)交通工具的启动问题通常说的机车的功率或发动机的功率实际是指其牵引力的功率、①以恒定功率p启动:机车的运动过程是先作加速度减小的加速运动，后以最大速度v m=p/f 作匀速直线运动，、②以恒定牵引力f启动:机车先作匀加速运动，当功率增大到额定功率时速度为v1=p/f，而后开始作加速度减小的加速运动，最后以最大速度vm=p/f作匀速直线运动。
高中物理必修二第六章《万有引力与航天》知识点
高中物理必修二第六章万有引力与航天一、行星的运动1、 开普勒行星运动三大定律①第一定律（轨道定律）：所有行星绕太阳运动的轨道都是椭圆，太阳处在椭圆的一个焦点上。
②第二定律（面积定律）：对任意一个行星来说，它与太阳的连线在相等的时间内扫过相等的面积。
推论：近日点速度比较快，远日点速度比较慢。
③第三定律（周期定律）：所有行星的轨道的半长轴的三次方跟它的公转周期的二次方的比值都相等。
即： 其中k 是只与中心天体的质量有关，与做圆周运动的天体的质量无关。
推广：对围绕同一中心天体运动的行星或卫星，上式均成立。
K 取决于中心天体的质量例.有两个人造地球卫星，它们绕地球运转的轨道半径之比是1：2，则它们绕地球运转的周期之比为 。
二、万有引力定律1、万有引力定律的建立 ①太阳与行星间引力公式 ②月—地检验③卡文迪许的扭秤实验——测定引力常量G 2、万有引力定律①内容：自然界中任何两个物体都相互吸引，引力的大小与物体的质量1m 和2m 的乘积成正比，与它们之间的距离r 的二次方成反比。
即： ②适用条件（Ⅰ）可看成质点的两物体间，r 为两个物体质心间的距离。
（Ⅱ）质量分布均匀的两球体间，r 为两个球体球心间的距离。
③运用（1）万有引力与重力的关系：重力是万有引力的一个分力，一般情况下，可认为重力和万有引力相等。
忽略地球自转可得： 例.设地球的质量为M ，赤道半径R ，自转周期T ，则地球赤道上质量为m 的物体所受重力的大小为？（式中G 为万有引力恒量）（2）计算重力加速度地球表面附近（h 《R ） 方法：万有引力≈重力 地球上空距离地心r=R+h 处 方法： 在质量为M ’，半径为R ’的任意天体表面的重力加速度''g 方法：（3）计算天体的质量和密度 利用自身表面的重力加速度： 利用环绕天体的公转： 等等 （注：结合 得到中心天体的密度）32a k T =2Mm F G r =11226.6710/G N m kg -=⨯⋅122m m F G r =2R Mm G mg =2')(h R Mm G mg +=2''''''R m M G mg =mg R Mm G =2r T m r m r v m r Mm G 222224πω===334R M πρ⋅=2R Mm G mg =例.宇航员站在一星球表面上的某高处，以初速度V 0沿水平方向抛出一个小球，经过时间t ，球落到星球表面，小球落地时的速度大小为V. 已知该星球的半径为R ，引力常量为G ，求该星球的质量M 。
高中物理必修2-第6章-知识点总结
适用条件
适用范围 判断对错 地球半径
一般运用于质点之间的引力大小计算。当两个物体之间的
距离足够小时，两个物体不能再当作质点，此时不能直接、
简单地利用万有引力公式
F =G
m1m2 r2
去计算两个物体之
间的万有引力。
太阳与行星或行星与卫星之间的引力规律（等）
当 r → 0 时，两物体之间的万有引力趋于无穷大？
（面积定律） 的面积相等。（同一颗行星）
理解 1：行星在近日点的速率最大，在远日点的速
率最小。
理解 2：行星从近日点到远日点做减速运动，从远
日点到近日点做加速运动。
开普勒第三定律 所有行星轨道半长轴的三次方与行星公转周期的
（周期定律） 平方的比值都相等。（不同的行星或卫星）
公式： a 3 T2
=
k
，k
mg
=
G
Mm R2
GM
=
gR2
( ) g = G
M R地 + h
2
，距离地面越高的位置 h 越大，则重力
第四节 万 有 引 力理论 的成就
计算中心天 体的质量
加速度就越小。
公式
1： mg
=G
Mm R2
M
=
gR2 G
公式
2： G
Mm r2
=F向 =m
v2 r
M
=
v2r G
公式
3： G
Mm r2
=F向 =m 2 r
1
线速度表示：
a向
=
v2 r
2 线速度与角速度的关系： v = r
3 角速度表示： a向 = 2r
4 角速度与周期的关系：T = 2
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高一年级物理必修二第六章第一单元
第二节行星运动定律的近似处理
编写者吴居海使用者使用时间第７周
一. 教学目标
1. 知道太阳系八大行星的运行图。
2. 学习开普勒三大定律，能用三大定律解决问题。
3. 了解人类对行星的认识过程是漫长复杂的，真是来之不易的。
二. 教学重点
1. 掌握开普勒的行星运动的三大定律
2. 了解人类认识自然界的漫长过程，学习科学家们的不畏艰难，勇于探索的精神
3. 掌握开普勒三定律的近似处理方法。
并能用三大定律解决一些抽象的问题。
三．教学难点
掌握开普勒的行星运动的定律近似处理方法
2. 应用开普勒定律解决实际问题。
四．课时安排：1课时
五．教学过程
Ａ、太阳系
师：我们现在来了解一下太阳系的各行星及其运行情况。
师：自从冥王星于2006年8月24日被国际天文联会取消其行星地位，降为“矮行星”后，从此太阳系由“九大行星”变为“八大行星。
我们先来看一些图片。
观看动画：九大行星运行图；九大行星
B、开普勒三大定律的近似处理
师：从刚才的研究我们发现，太阳系行星的轨道与圆十分接近，所以在中学阶段的研究中我们按圆轨道处理。
这样，开普勒三大定律就可以说成
【牢记】：
①行星绕太阳运动轨道是圆，太阳处在圆心上。
②对某一行星来说，它绕太阳做圆周运动的角速度（或线速度）不
变，即行星做匀速圆周运动。
③所有行星的轨道半径的三次方跟它的公转周期的平方的比值都
相等。
若用R代表轨道半径，T代表公转周期，开普勒第三定
k 水=3.36×1018
K 金=3.35×1018
K 地=3.31×1018 K 火=3.36×1018
律可以用公式表示为：,k 与太阳有关。
【参考资料】：给出太阳系九大行星平均轨道半径和周期的数值，供课后验证。
扩展及注意：
1. 开普勒定律不仅适用于行星绕太阳运动，同时它适用于所有
的天体运动。
只不过对于不同的中心天体，中的k 值不
一样。
如金星绕太阳的与地球绕太阳的是一样的，因为
它们的中心天体一样，均是太阳。
但月球绕地球运动的与地
球绕太阳的是不一样的，因为它们的足以天体不一样。
2. 开普勒定律是根据行星运动的现察结果而总结归纳出来的规律．它们每一条都是经验定律，都是从行星运动所取得的资料中总结出来的规律．开普勒定律只涉及运动学、几何学方面的内容，不涉及力学原因。
3. 开普勒关于行星运动的确切描述，不仅使人们在解决行星的
k T
R =23
k T R =23
23T R 23
T R 23
T R 23
T
R
运动学问题上有了依据，更澄清了人们对天体运动神秘、模糊的认识，同时也推动了对天体动力学问题的研究．
4.开普勒定律不仅适用于行星绕太阳转，也适用于卫星绕行星
转。
六．练习反馈
1、下列说法中正确的是（ABCD）
A.大多数人造地球卫星的轨道都是椭圆，地球处在这些椭圆的
一个焦点上
B.人造地球卫星在椭圆轨道上运动时速度是不断变化的；在近
日点附近速率大，远地点附近速率小；卫星与地心的连线，在相等时间内扫过的面积相等
C.大多数人造地球卫星的轨道，跟月亮绕地球运动的轨道，都
可以近似看做为圆，这些圆的圆心在地心处
D.月亮和人造地球卫星绕地球运动，跟行星绕太阳运动，遵循
相同的规律
2、关于开普勒定律，下列说法正确的是（ABC ）
A.开普勒定律是根据长时间连续不断的、对行星位置观测记录
的大量数据，进行计算分析后获得的结论
B.根据开普勒第二定律，行星在椭圆轨道上绕太阳运动的过程
中，其速度随行星与太阳之间距离的变化而变化，距离小时速度大，距离大时速度小
C.行星绕太阳运动的轨道，可以近似看做为圆，即可以认为行
星绕太阳做匀速圆周运动
D.开普勒定律，只适用于太阳系，对其他恒星系不适用；行星
的卫星（包括人造卫星）绕行星的运动，是不遵循开普勒定律的
3、地球绕太阳的运行轨道是椭圆，因而地球与太阳之间的距离随
季节变化。
冬至这天地球离太阳最近，夏至最远。
下列关于地球在这两天绕太阳公转速度大小的说法中，正确的是（ B ）
A．地球公转速度是不变的
B ．冬至这天地球公转速度大
C ．夏至这天地球公转速度大
D ．无法确定
4、关于行星的运动说法正确的是（BD ） A 、行星半长轴越长，自转周期越大 B 、行星半长轴越长，公转周期越大 C 、水星半长轴最短，公转周期最大 D 、冥王星半长轴最长，公转周期最大
5、已知木星绕太阳的公转周期是地球绕太阳公转周期的12倍，则
木星轨道半长轴是地球轨道半长轴的多少倍？ 【
解析】：根据开普勒第三定律有
七．教学反思
行星运动的规律比较复杂，也比较抽象，学生难以理解，我们用近似的方法来处理开普勒的三大行星定律，比较符合学生的认知规律。
再就是开普勒定律不仅适用于行星绕恒星运动，也适用于卫星绕行星运动。
24.51232223323
23≈=⇒=⇒=地
木地木地木地地
木
木r r T T r r T r T r。