知识讲解 行星的运动与万有引力定律(基础)
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物理总复习:行星的运动与万有引力定律
编稿:李传安审稿:张金虎
【考纲要求】
1、了解开普勒关于行星运动的描述;
2、知道引力常数的数值、单位及其测量装置;
3、掌握万有引力定律并能应用;
4、理解三种宇宙速度及其区别。
【知识络】
【考点梳理】
考点一、开普勒行星运动定律
1、开普勒第一定律
所有的行星围绕太阳运动的轨道都是椭圆,太阳处在所有椭圆的一个焦点上。这就是开普勒第一定律,又称椭圆轨道定律。
2、开普勒第二定律
对于每一个行星而言,太阳和行星的连线在相等的时间内扫过相等的面积。这就是开普勒第二定律,又称面积定律。
3、开普勒第三定律
所以行星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。这就是开普勒第三
定律,又称周期定律。若用a表示椭圆轨道的半长轴,T表示公转周期,则
3
2
a
k
T
=(k是
一个与行星无关的常量)。
要点诠释:由第一定律出发,行星运动时,轨道上出现了近日点和远日点。由第二定律可以知道,从近日点向远日点运动时,速率变小,从远日点向近日点运动时速率变大。由第三定
律知道
3
2
a
k
T
=,而k值只与太阳有关,与行星无关。
开普勒定律的应用
(1)行星的轨道都近似为圆,计算时可认为行星做匀速圆周运动,这时太阳在圆心上,
第三定律为 3
2r k T
=;(2)开普勒定律不仅适用于行星,也适用于卫星,若把卫星轨道近似
看作圆,第三定律公式为3
2r k T '=,这时k '由行星决定,与卫星无关。当天体绕不同的中心
星球运行时,3
2a k T
=中的k 值是不同的。(3)对于椭圆轨道问题只能用开普勒定律解决。
卫星变轨问题,可结合提供的向心力和需要的向心力的关系来解决。
例、关于行星绕太阳运动的下列说法中正确的是:( ) 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 .所有行星的轨道半长轴的三次方跟公转周期的二次方的比值都相等 【答案】D 【解析】所有行星绕太阳运动的轨道都是椭圆,太阳在一个焦点上,但并非在同一个椭圆上,故A 、B 错。由第三定律知离太阳越近的行星运动周期越小,故C 错、D 正确。
考点二、万有引力定律
1、公式:自然界中任何两个物体都相互吸引,引力的大小与物体质量的乘积成正比,与它们之间距离的平方成反比。 122
m m F G
r
=,G 为万有引力常量, 1122
6.6710/G N m k g -=⨯⋅。 2、适用条件:公式适用于质点间万有引力大小的计算。当两个物体间的距离远远大于物体本身的大小时,物体可视为质点。另外,公式也适用于均匀球体间万有引力大小的计算,只不过r 应是两球心间的距离。 3、万有引力的特点(1)普适性:(2)相互性:(3)宏观性: 要点诠释:重力和万有引力的联系和区别
重力是地面附近的物体受到地球的万有引力而产生的;万有引力是物体随地球自转所需向心力和重力的合力。如图所示,F 引产生两个效果:一是提供物体随地球自转所需的向心力;二是产生物体的重力。由于2
=F m r ω
向,随纬度的增大而减小,所以 物体的重力随纬度的增大而增大,即重力加速度从赤道到两极逐渐增大; 但F 向一般很小,在一般情况下可认为重力和万有引力近似相等, 即 2Mm G
mg R = 2GM
g R
= 常用来计算星球表面的重力加速度。 在地球同一纬度处,g 随物体离地面高度的增加而减小,因为物体所受万有引力随物体离地面高度的增加而减小,即2
()
GM
g R h '=
+。
例、对于质量为1m 和2m 的两个物体间的万有引力的表达式12
2
m m F G
r =,下列说法正确的是:( )
A .公式中的G 是引力常量,它是由实验得出的,而不是人为规定的
B .当两物体间的距离r 趋于零时,万有引力趋于无穷大
C . 1m 和2m 所受引力大小总是相等的
D .两个物体间的引力总是大小相等,方向相反的,是一对平衡力 【答案】AC
【解析】 由基本概念、万有引力定律及其适用条件逐项判断。引力常量G 值是由英国物理学家卡文迪许运用构思巧妙的“精密”扭秤实验第一次测定出来的,所以选项A 正确。万有引力表达式只适用于质点间的作用,当r 趋于零时任何物体都不能再视为质点,公式不成立,此时两物体间的作用力并非无穷大,故B 错误。两个物体之间的万有引力是一对作用力与反作用力,它们总是大小相等,方向相反,分别作用在两个物体上,所以选项C 正确、D 错误。
考点三、应用万有引力定律分析天体的运动 1、基本方法
把天体(或人造卫星)的运动看成是匀速圆周运动,其所需向心力由万有引力提供。
公式为 222
2224(2)Mm v F G m
m r mr m f r r r T
πωπ===== 解决问题时可根据情况选择公式分析、计算。
2、天体质量M 、密度ρ的计算
测出卫星绕中心天体做匀速圆周运动的半径r 和周期T ,由2
22()Mm G
m r r T
π= 得224r M GT π= 3
23
300343
M M r V GT R R πρπ=== (0R 为中心天体的半径) 当卫星沿中心天体表面绕天体运动时,0r R =,则2
3GT
π
ρ=
。 3、天体(如卫星)运动的线速度、角速度、周期与轨道半径r 的关系
(1)由2
2Mm v G m r r =
得v =r 越大,v 越小;
(2)由2
2Mm G
m r r ω=
得ω=r 越大,ω越小; (3)由222()Mm G m r r T π=
得T =r 越大,T 越大。
4、黄金代换式2
GM gR =