(新)高中物理万有引力定律知识点总结与典型例题精选

1、所谓的光辉岁月，并不是以后，闪耀的日子，而是无人问津时，你对梦想的偏执。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;3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: kT2给出了行星运动的规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。2 .万有引力定律及其应用（1）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

2、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。F GMmm （1687 年）rG 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 GmEmRe（式中Re为地球半径或物体到地球球心间的距离），可得到mEgRE

3、20放弃很简单，但你坚持到底的样子一定很酷!12（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NOmg0, 屋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

4、随地球一起绕地轴自转所需的向心力F=mRcos s2 (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 u2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=Fmm22F 向=G- m2 Reo 自 o2r物体在两极时，其受力情况如图丙所示，这时物体不再做

5、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。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。GmM-RT-mg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 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，b(类似原子模型)方法：轨道上正常转:4 2m 2- rT 22vm mr

6、地面附近:MmG -2- = mgGM=gR2 (黄金代换式)(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mzg= Gmm2 , 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 gR h设天体表面重力加速度为 g,天体半径为R,由mg=GM g=GMr,由此推得两个不同天体表面重力RR加速度的关系为g1 M1g2 R M2(2)计算中心天体的质量某星体m围绕中心天体m中做圆周运动的周期为 T,圆周运动的轨道半径为 r,则：r得:m中GT2

7、, m 中 m 2由 G m r2 T例如：利用月球可以计算地球的质量，利用地球可以计算太阳的质量。可以注意到：环绕星体本身的质量在此是无法计算的(选择题)(3)计算中心天体的密度-2M 二 M 二 3 rV 43GT2R3- R3由上式可知，只要用实验方法测出卫星做圆周运动的 半径r及运行周期T,就可以算出天体的质量 M.若 知道行星的半径R则可得行星的密度人造地球卫星。这里特指绕地球做匀速圆周运动的人造卫星。1、卫星的轨道平面：由于地球卫星做圆周运动的向心力是由万有引力提供的，所以卫星的轨道平面一定过地球球心，地球球心一定在卫星的轨道平面内。2、原理：由于卫星绕地球做匀速圆周运动，所以地球

8、对卫星的引力充当卫星所需的向心力，于是有2r m()2rTGmM22 ma m m rr3、表征卫星运动的物理量:线速度、角速度、周期等:(1)向心加速度a向与r的平方成反比。2向=GM当r取其最小值时，a向取得最大值。 r- GM2a 向 max=一丁 =g=9.8m/s2R2(2)线速度v与r的平方根成反比v=GM.当 h v， r当r取其最小值地球半径 R时，v取得最大值/ GMVmax二； R=.Rg =7.9km/s(3)角速度 与r的二分之三次方成反比当r取其最小值地球半径 R时，取得最大值。max=/gmfg3j_ =i =.23 M0 3rad/s ,R3: R（4）周期T与的

9、二分之三次方成正比当r取其最小值地球半径 R时，T取得最小值T min=284 min卫星的能量：（类似原子模型）增 v减小（Ek减小h 时.gh = g所以 vi= Jgr =7, 9X103m/s第二宇宙速度（脱离速度）：如果卫生的速大于7.9km/s而小于11.2km/s,卫星将做椭圆运动。当卫星的速度等于或大于11.2km/s的时候，物体就可以挣脱地球引力的束缚，成为绕太阳运动的人造行星，或飞到其它行星上去，把V2 11.2km/s叫做第二宇宙速度，第二宇宙速度是挣脱地球引力束缚的最小发射速度。第三宇宙速度：物体挣脱太阳系而飞向太阳系以外的宇宙空间所需要的最小发射速度，又称逃逸速度，其

10、值为：v3 16.7km/s(2)当发射速度v与宇宙速度分别有如下关系时，被发射物体的运动情况将有所不同当vvvi时，被发射物体最终仍将落回地面；当VlVV2时，被发射物体将环绕地球运动，成为地球卫星；当V2VV3时，被发射物体将脱离地球束缚，成为环绕太阳运动的人造行星”；当VN3时，被发射物体将从太阳系中逃逸。5 .同步卫星(所有的通迅卫星都为同步卫星 )同步卫星。 同步”的含义就是和地球保持相对静止(又叫静止轨道卫星)，所以其周期等于地球自转周期，即T=24h,特点(1)地球同步卫星的轨道平面，非同步人造地球卫星其轨道平面可与地轴有任意夹角，而同步卫星一 定位于赤道的正上方，不可能在与赤道

11、平行的其他平面上。这是因为：不是赤道上方的某一轨道上跟着地球的自转同步地作匀速圆运动，卫星的向心力为地球对它引力的一个分力Fi,而另一个分力 F2的作用将使其运行轨道靠赤道，故此，只有在赤道上空，同步卫 星才可能在稳定的轨道上运行。(2)地球同步卫星的周期：地球同步卫星的运转周期与地球自转周期相同。(3)同步卫星必位于赤道上方 h处，且h是一定的.-MmG - r2m 2rh r R 35800km(4)地球同步卫星的线速度：环绕速度3.08km/s2Mm由G 2-m得vr r(5)运行方向一定自西向东运行人造天体在运动过程中的能量关系当人造天体具有较大的动能时， 它将上升到较高的轨道运动，

12、而在较高轨道上运动的人造天体却具有较 小的动能。反之，如果人造天体在运动中动能减小，它的轨道半径将减小，在这一过程中，因引力对其 做正功，故导致其动能将增大。同样质量的卫星在不同高度轨道上的机械能不同。其中卫星的动能为EK GMm ,由于重力加速度 g随2r高度增大而减小，所以重力势能不能再用 Ek=mgh计算，而要用到公式EP GMm (以无穷远处引力势能为零，M为地球质量，m为卫星质量，为卫星轨道半径。由于从无穷远向地球移动过程中万有引力做正功，所以系统势能减小，为负。)因此机械能为E GMm o同样质量的卫星，轨道半径越大，即2r离地面越高，卫星具有的机械能越大，发射越困难。题型解析巧I

13、力定律的直接应用1.【例题】下列关于万有引力公式 F Gm磬的说法中正确的是()rA.公式只适用于星球之间的引力计算，不适用于质量较小的物体B.当两物体间的距离趋近于零时，万有引力趋近于无穷大C.两物体间的万有引力也符合牛顿第三定律D.公式中万有引力常量 G的值是牛顿规定的2.【例题】设想人类开发月球，不断地把月球上的矿藏搬运到地球上.假如经过长时间开采后，地球仍可看成均匀球体，月球仍沿开采前的圆轨道运动则与开采前比较()A.地球与月球间的万有引力将变大 B.地球与月球间的万有引力将减小 C.月球绕地球运动的周期将变长 D.月球绕地球运动的周期将变短重力加速度g随离高度h变化情况表面重力加速度

14、:MmG 2- mgo R轨道重力加速度:goGM-R2GMm 2 mgh ghR hGM3.【例题】火星的质量和半径分别约为地球的和1,地球表面的重力加速度为g,则火星表面的重力102加速度约为()(A)0.2 g(B)0.4 g(C)2.5 g(D)5方有引力定律求天体的质量和密度通过观天体卫星运动的周期T和轨道半径r或天体表面的重力加速度g和天体的半径R,就可以求出天体的质量M 02Mm 2由 G 2m r 得 Mr2 TGT43又 M- R333 r3GT2R34.【例题】宇航员在一星球表面上的某高处，沿水平方向抛出一小球。经过时间t,小球落到星球表面,测得抛出点与落地点之间的距离为L

15、。若抛出时初速度增大到 2倍，则抛出点与落地点之间的距离为有L。已知两落地点在同一水平面上，该星球的半径为R,万有引力常数为 Go求该星球的质量 M o5.【例题】某行星的卫星，在靠近行星的轨道上运动，若要计算行星的密度，唯一要测量出的物理是（）A：行星的半径B:卫星的半径C:卫星运行的线速度D:卫星运行的周期宇宙中往往会有相距较近，质量可以相比的两颗星球，它们离其它星球都较远，因此其它星球对它们的 万有引力可以忽略不计。在这种情况下，它们将围绕它们连线上的某一固定点做同周期的匀速圆周运动 这种结构叫做双星。由于双星和该固定点总保持三点共线，所以在相同时间内转过的角度必相等，即双星做匀速圆周运

16、 动的角速度必相等，因此周期也必然相同。由于每颗星的向心力都是由双星间相互作用的万有引力提供的，因此大小必然相等，由F=mo 2r可得r 1,于是有r1 mm2miL,2L mi m2mim2L,而向心力表达式中列式时须注意：万有引力定律表达式中的r表示双星间的距离，按题意应该是的r表示它们各自做圆周运动的半径，在本题中为 ri、r2,千万不可混淆 6.【例题】两个星球组成双星，它们在相互之间的万有引力作用下，绕连线上某点做周期相同的匀速圆周运动。现测得两星中心距离为 R,其运动周期为T,求两星的总质量。7【例题】在光滑杆上穿着两个小球mi、m2,且mi=2m2,用细线把两球连起来，当盘架匀速

17、转动时,两小球刚好能与杆保持无相对滑动，如图所示。此时两小球到转轴的距离ri与2之比为（）riA. 1 ： 1 B, 1 ： 22C. 2 ： 1 D. 1 ： 2人造卫星的一组问题8.【例题】 神舟三号顺利发射升空后，在离地面 340km的圆轨道上运行了 108圈。运行中需要多次进 行 轨道维持所谓 轨道维持”就是通过控制飞船上发动机的点火时间和推力的大小方向，使飞船能保持在预定轨道上稳定运行。如果不进行轨道维持，由于飞船受轨道上稀薄空气的摩擦阻力，轨道高度会逐渐降低，在这种情况下飞船的动能、重力势能和机械能变化情况将会是A.动能、重力势能和机械能都逐渐减小8 .重力势能逐渐减小，动能逐渐增

18、大，机械能不变C.重力势能逐渐增大，动能逐渐减小，机械能不变D.重力势能逐渐减小，动能逐渐增大，机械能逐渐减小9 .【例题】 如图所示，某次发射同步卫星时，先进入一个近地的圆轨道，然后在P点点火加速，进入椭圆形转移轨道（该椭圆轨道的近地点为近地圆轨道上的P,远地点为同步轨道上的 Q）,到达远地点时再次自动点火加速，进入同步轨道。设卫星在近地圆轨道上运行的速率为 V1,在P点短时间加速后的 速率为V2,沿转移轨道刚到达远地点 Q时的速率为V3,在Q点短时间加速后进入同步轨道后的速率为 V4。试比较V1、V2、V3、V4的大小，并用小于号将它们排列起来 。的追及问题10 .【例题】如右图所示，有A

19、、B两个行星绕同一恒星O做圆周运动，旋转方向相同，A行星的周期为T1, B行星的周期为T2,在某一时刻两行星第一次相遇（即两行星距离最近），则（）。A.经过时间t=T2+，两行星将第二次相遇B.经过时间t 与，两行星将第二次相遇 1 2 1 1 7C.经过时间t 1 TTTT ,两行星第一次相距最远 21 17D.经过时间t方件两行星第一次相距最远21 21 111“例题】A、B两行星在同一平面内绕同一恒星做匀速圆周运动，运行方向相同,A的轨道半径为ri,B的轨道半径为2,已知恒星质量为 m，恒星对行星的引力远大于得星间的引力，两行星的轨道半径 门2。若在某一时刻两行星相距最近，试求：再经过多少时间两行星距离又最近？知识的运用物理是以数学为基础的。合理运用数学知识，可以使问题简化。甚至在有的问题中，数学知识起关键作 用。割补法的运用12.【例题】如图所示，在距一质量为M、半径为R、密度均匀的球体中心2R处，有一质量为m的质点， M对m的万有引力的大小为 F。现从M中挖出一半径为r的球体，如图，OO =R/2求M中剩下的部 分对m的万有引力的大