高中物理万有引力定律知识点总结与典型例题精选.doc

- --- 万有引力定律 人造地球卫星 『夯实基础知识』 1．开普勒行星运动三定律简介（轨道、面积、比值） 丹麦天文学家 第一定律：所有行星都在椭圆 轨道上运动，太阳则处在这些椭圆轨道的一个焦点上； 第二定律：行星沿椭圆轨道运动的过程中，与太阳的连线在单位时间内扫过的 面积相等； 第三定律：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 ．即  r 3 T 2  k 开普勒行星运动的定律是在丹麦天文学家弟谷的大量观测数据的基础上概括出的，律。  给出了行星运动的规 2．万有引力定律及其应用 内容：宇宙间的一切物体都是相互吸引的，两个物体间的引力大小跟它们的质量成积成正比，跟它们的距离平方成反比，引力方向沿两个物体的连线方向。 G Mm （ 1687 年） r 2 G 6.67 10 11 N m2 / kg 2 叫做引力常量 ，它在数值上等于两个质量都是 1kg 的物体相距 1m 时的相互 作用力， 1798 年由英国物理学家 卡文迪许 利用扭秤装置测出。 万有引力常量的测定 —— 卡文迪许扭秤 实验原理是 力矩平衡 。 实验中的方法有 力学放大 （借助于力矩将万有引力的作用效果放大）和 光学放大 （借助于平面境将微小 的运动效果放大）。 万有引力常量的测定使卡文迪许成为 “能称出地球质量的人 ”：对于地面附近的物体 m，有 mg G mE m RE 2 gRE 2 （式中 RE 为地球半径或物体到地球球心间的距离） ，可得到 mE 。 G (2)定律的适用条件： 严格地说公式只适用于质点间的相互作用， 当两个物体间的距离远远大于物体本身 的大小时，公式也可近似使用，但此时 r 应为两物体重心间的距离．对于均匀的球体， r 是两球心间的 距离． 当两个物体间的距离无限靠近时， 不能再视为质点，万有引力定律不再适用，不能依公式算出 F 近为无 穷大。 (3) 地球自转对地表物体重力的影响 。 ω F心 N O′ m OF引 mg 重力是万有引力产生的，由于地球的自转，因而地球表面的物 甲 体随地球自转 时需要向心力．重力实际上是万有引力的一个分力．另一个分力就是物体随地球自转时需要的向心力， 如图所示，在纬度为 的地表处， 万有引力的一个分力充当物体随地球一起绕地轴自转所需的向心力 F 向=mRcos ·ω2（方向垂直于地轴指向地轴） ，而万有引力的另一个分力就是通常所说的重力 mg，其方 向与支持力 N 反向，应竖直向下，而不是指向地心。 由于纬度的变化，物体做圆周运动的向心力 F 向不断变化，因而表面物体的重力随纬度的变化而变化， 即重力加速度 g 随纬度变化而变化，从赤道到两极 R 逐渐减小，向心力 mRcos ·ω2 减小，重力逐渐增 大，相应重力加速度 g 也逐渐增大。 在赤道处，物体的万有引力分解为两个分力 F 向 和 m2g 刚好在一条直线上， 则有 F＝ F 向 ＋ m2g，所以 m2g=F F 向 ＝G m1m2 － m2 Rω 自 2 。 r 2 物体在两极时，其受力情况如图丙所示，这时物体不再做圆周运动，没有向心力，物体受到的万有引力 F 引和支持力 N 是一对平衡力，此时物体的重力 mg＝ N＝F 引 。 ω ω N F 引 F 引 N o o 乙 丙 综上所述 重力大小：两个极点处最大，等于万有引力；赤道上最小，其他地方介于两者之间，但差别很小。 重力方向：在赤道上和两极点的时候指向地心，其地方都不指向地心，但与万有引力的夹角很小。 由于地球自转缓慢，物体需要的向心力很小，所以大量的近似计算中忽略了自转的影响，在此基础上就 有：地球表面处物体所受到的地球引力近似等于其重力，即 GmM ≈ mg R 2 万有引力定律的应用： 基本方法：卫星或天体的运动看成匀速圆周运动， F 万 =F 心(类似原子模型 ) 方法：轨道上正常转： Mm v 2 2 4 G r 2 m r m r m T  2 r 地面附近： G Mm GM=gR 2 (黄金代换式 ) R 2 = mg （1）天体表面重力加速度问题 通常的计算中因重力和万有引力相差不大， 而认为两者相等， 即 m2g＝ G m1 m2 ， g=GM/R 2 常用来计算 R2 星球表面重力加速度的大小， 在地球的同一纬度处， g 随物体离地面高度的增大而减小， 即 gh=GM/（ R+h） 2，比较得 gh= （ r ）2·g R h 设天体表面重力加速度为 g，天体半径为 R，由 mg= G Mm2 得 g= G M2 ，由此推得两个不同天体表面重力 R R 加速度的关系为 g1 R22 M 1 g2 R12 M 2 （2）计算中心天体的质量 某星体 m 围绕中心天体 m 中 做圆周运动的