万有引力知识点总结
万有引力知识点总结
    《万有引力与航天》
    知识点回顾
    1．“地心说”和“日心说”的发展过程：“地心说“代表―托勒密； “日心说”代表―哥白尼
    2．开普勒行星运动定律
    (1)开普勒第一定律(轨道定律)
    行星运动的轨道不是正圆，行星与太阳的距离一直在变。有时远离太阳，
    有时靠近太阳。它的速度的大小、方向时刻在改变。示意图如下：
    所有的行星围绕太阳运行的轨道都是椭圆，太阳处在椭圆的一个焦点上，
    这就是开普勒第一定律。
    (2)开普勒第二定律（面积定律）―
    对于任意一个行星而言，太阳和行星的连线在相等的时间内扫过相等的面积。
    根据开普勒第二定律可得，行星在远日点的速率较小，在近日点的速率较大。
    (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公转周期的二次方的比值都相等，这是开普
    勒第三定律。
    每个行星的椭圆轨道只有一个，但是它们运动的轨道的半长轴的三次方与公转周期的平方的比值是相等的。
    R3
    我们用R表示椭圆的半长轴，T代表公转周期，表达式可为2 k T
    显然k是一个与行星本身无关的量，只与中心体有关。开普勒第三定律对所有行星都适用。对于同一颗行星的卫星，也符合这个运动规律。
    3、万有引力定律
    （2）定律的内容： 自然界中任何两个物体都相互吸引，引力的大小跟这两个物体的质量的乘积成正比，跟它们的距离的二次方成反比。
    （3）定律的公式： 如果用m1和m2表示两个物体的质量，用r表示它们的距离，那么万有引力定律可以用下面的公式来表示F Gm1m2 2r
    （4）说明：
    ①万有引力定律的适用条件：万有引力定律中的物体是对质点而言，不能随意应用于一般物体。
    对于相距很远因而可以看作质点的物体，公式中的r 就是指两个质点间的距离；对均匀的球体，可以看成是质量集中于球心上的质点，这是一种等效的简化处理方法。
    思考：在公式中，当r→0时，F→∞是否有意义？
    ②．万有引力的普遍性：任何客观存在的有质量的物体之间都存在着这种相互吸引的力。
    ③．万有引力的相互性：两物体间相互作用的引力，是一对作用力和反作用力。引力的方向在两质点的连线上。
    ④．G为引力常量，适用于任何两个物体，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，
    －1122其数值与单位制有关。在SI制中，G＝6.67×10Nm/kg，这个引力常量的出现要比万有引力定律晚一百多年
    哪！是英国的物理学家卡文迪许测出来的。在运用万有引力定律计算时，公式中各量的单位须统一使用国际单位制。
    ⑤．行星绕太阳的运动所需的向心力就是太阳对行星的引力，卫星绕行星运动所需的向心力就是行星对卫星的引力。
    4、万有引力理论的成就
    （1）计算天体的质量：
    Mmgr2
    ① 在地球表面或附近的物体重力近似的等于万有引（该r为地球的半径） ： G2
    mg M Gr
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    ②无论在地球表面还是非地球表面，物体的向心力都是由万有引力提供所以：
    4 2r32M3 r3 （2）计算天体的密度：天体的密度 ， 4***** R3
    若绕行的天体靠近中心天体表面运行，则可以认为r=R,则此时 3 GT2
    （3）发现未知天体：海王星和冥王星
    5、宇宙航行
    （1）天体运动的研究：天体运动可看成是匀速圆周运动――其所受引力全部提供天体做圆周运动所需的向心力。由F引= F心得：
    Mmv2
万有引力常数
    讨论：（1）由G2 m2可得：v rrGM r越大，V越小。 r
    （2）由GMm m 2r可得： GM3 r越大，ω越小。 2rr2Mm 2 （3）由G2 m r可得：T 2 r3r T GM r越大，T越大。
    （4）由G
    MmGM可得： r越大，a向越小。 maa 向向22rr
    （2）地球同步卫星:
    （3）①定周期：T=24h ②定轨道平面：地球同步卫星的轨道平面均在赤道平面内
    3 ③定高度（离地面高度*****km） ④定速度（运转速度均为3.1×10m/s）
    ⑤定点（每颗同步卫星都定点在世界卫星组织规定的位置上）。
    对同步卫星：运动规律：
    由于同步卫星的运动周期确定（为T=24h），故而 其 r、 v、ω、T 、a 、g ’均为定值。
    ①第一宇宙速度（环绕速度）：是卫星环绕地球表面运行的速度，也是绕地球做匀速圆周运动的最大速度，也是发射卫星的最小速度V1=7.9Km/s。
    ②第二宇宙速度（脱离速度）：使物体挣脱地球引力束缚的最小发射速度，V2=11.2Km/s。
    ③第三宇宙速度（逃逸速度）：使物体挣脱太阳引力束缚的最小发射速度，V3=16.7 Km/s。
    6、经典力学的局限性
    经典力学的适用范围：宏观、低速和弱力情况。
    例.两颗人造卫星A、B绕地球作圆周运动，周期之比为TA：TB=1：8，则轨道半径之比和运动速率之比分别为（ ） （RA：RB=1：4；VA：VB=2：1）
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    例.宇航员站在一星球表面上的某高处，以初速度V0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。
    例. 宇航员站在一星球表面上的某高处，沿水平方向抛出一小球经时间t，小球落到星球表面，测得抛出点与落地点的距离为L，若抛出时的初速度增大到2倍，则抛出点与落地点之间的距离为√3L，已知两落地点在同一平面上，该星球的半径为R，万有引力常量为G，求该星球的质量M。
    经验总结―――“天上”：万有引力提供向心力
    “地上”：万有引力近似等于重力
    （4）双星：两者质量分别为m1、m2，两者相距L

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