鲁科版物理必修二51万有引力定律及常量的测定教学2.ppt

下载文档 降价啦

0
0
约1.69千字
约 18页
2017-02-10 发布于上海
举报
版权申诉
保障服务

鲁科版物理必修二51万有引力定律及常量的测定教学2.ppt

1、本文档共18页，可阅读全部内容。
2、有哪些信誉好的足球投注网站（book118）网站文档一经付费（服务费），不意味着购买了该文档的版权，仅供个人/单位学习、研究之用，不得用于商业用途，未经授权，严禁复制、发行、汇编、翻译或者网络传播等，侵权必究。
3、本站所有内容均由合作方或网友上传，本站不对文档的完整性、权威性及其观点立场正确性做任何保证或承诺！文档内容仅供研究参考，付费前请自行鉴别。如您付费，意味着您自己接受本站规则且自行承担风险，本站不退款、不进行额外附加服务；查看《如何避免下载的几个坑》。如果您已付费下载过本站文档，您可以点击这里二次下载。
4、如文档侵犯商业秘密、侵犯著作权、侵犯人身权等，请点击“版权申诉”（推荐），也可以打举报电话：400-050-0827(电话支持时间：9:00-18:30)。

鲁科版物理必修二51万有引力定律及常量的测定教学2

四、应用 * 5.1 万有引力定律及常量的测定一、行星的运动二、万有引力定律 1.定律推导 2.定律内容 3.常量测定上一页下一页目录退出十七世纪，德国人开普勒在“日心说”的基础上，整理了他的老师，丹麦人第谷20多年观测行星运动的数据后，经过四年艰苦计算，总结了关于行星运动的三条规律。开普勒（1571-1630） Joanhes Kepler 上一页下一页目录退出开普勒第一定律也叫椭圆轨道定律，它的具体内容是：所有行星分别在大小不同的轨道上围绕太阳运动。太阳在这些椭圆的一个焦点上。他当时算出，火星的偏心率为0.093，是当时所知的在太阳系内最大的，因此椭圆轨道最为明显。上一页下一页目录退出开普勒在确定地球运行轨道时发现，若将地球绕太阳运行的轨道分为若干小段，每一段与太阳的连线在相等的时间间隔内扫过相等的面积。开普勒把这一结果推广到其他行星，就得到了开普勒第二定律：对任意行星来说，他与太阳的连线（称为径矢）在相等的时间内扫过相等的面积。上一页下一页目录退出 SAB=SCD=SEX 开普勒自发表了第一、二定律后，又过了十年，经过更加艰苦的努力，在数字的海洋里提炼出了联系各行星轨道的第三定律。第三定律的具体表述是: 行星绕太阳运动轨道半长轴的立方与运动周期的平方成正比开普勒回答了行星怎样运动，但没有解释行星为什么不作匀速直线运动而围绕太阳转动。上一页下一页目录退出日　行星的运动轨道是椭圆，为了使问题简化，可以近似地认为行星以太阳为圆心做匀速圆周运动。太阳对行星的引力是就是行星受到的向心力。二.万有引力定律 1.定律推导： F 日对地的作用力 F ∝ m地／r2 地对日的作用力所以　F ∝ m日m地／r2 F ∝ m日／r2 上一页下一页目录退出万有引力定律内容：任何两个物体都是相互吸引的，引力的大小根两个物体的质量的乘积成正比，跟他们的距离的平方成反比。 2.定律内容：上一页下一页目录退出 m2 m1 r 1789年，英国物理学家卡文迪许（H.Cavendish）利用扭秤，成功地测出了引力常量的数值，证明了万有引力定律的正确。 3.常量测定上一页下一页目录退出上一页下一页目录退出 G在数值上等于：质量都是1kg的物体，在相距1m时的相互作用力的大小等于6. 67×10－11N。 G为万有引力常量：G=6.67259×10–11Nm2/kg2 三、万有引力定律的适用条件： 1、只适用于质点间引力大小的计算。 2、当两物体是质量均匀分布的球体时，它们的引力可直接用公式计算，但r指两球心间距离。设地球表面的重力加速度为g。物体在距地心4R。（R是地球半径）处，由于地球的重力作用而产生的加速度g’，则g/g’。 A、1 B、1/9 C、1/4 D、1/16 答案:D 上一页下一页目录退出一、物体的重力近似为地球对物体的引力。 mg’ = G g’ = G g随h的增大而减小估算地球质量 R h 天体的质量是很难直接测量的，牛顿提出万有引力定律以后，人们发现可以应用万有引力定律来计算天体的质量。上一页下一页目录退出二、 M = 4π2r3/GT2 天体运动的向心力由万有引力提供的已知地球绕太阳公转的轨道半径r=1.49X1011m, 公转的周期T=3.16X107s,求太阳的质量M。 M = 4π2r3/GT2 解：地球绕太阳的运动，可以近似看作匀速圆周运动，向心力为太阳对地球的引力。 4 X 3.142 X（1.49X1011）3 6.67 X 10–11 X（3.16X107）2 = = 1.96 X 1030 kg 上一页下一页目录退出 * * * *