高中物理第一册（人教大纲版） 第六章 万有引力定律 4、万有引力定律在天文学上的应用(备课资料)
文档属性
| 名称 | 高中物理第一册（人教大纲版） 第六章 万有引力定律 4、万有引力定律在天文学上的应用(备课资料) |  | |
| 格式 | rar | ||
| 文件大小 | 36.2KB | ||
| 资源类型 | 教案 | ||
| 版本资源 | 人教版（新课程标准） | ||
| 科目 | 物理 | ||
| 更新时间 | 2011-01-06 18:13:00 | ||
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文档简介
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●备课资料
一、天体密度的计算
要想计算天体的密度，设天体半径已知，即可得到天体的体积，再求得天体的质量、天体的密度就可求得.
求天体质量时，首先应以此天体作为中心天体，具体求解时可有两条思路：
a.F引=F向，b.F引mg.
a.F引=F向，即Gr，得：M=(其中：M为中心天体质量，m为环绕天体质量，T为环绕天体的绕行周期，r为环绕天体的轨道半径)
设中心天体的半径为R，则其体积为V=πR3.
所以ρ=
如果环绕体在中心体表面运行，则r=R,
所以ρ=
b.F引mg,即G=mg,得M=(其中：g为中心体表面或附近的重力加速度)
设中心体半径为R，则体积V=πR3
所以ρ=
二、科学家发现太阳系第十大行星
英国天文学家约翰·默里博士可能发现了太阳系第十大行星.
这颗奇异的行星极为遥远，与目前已知太阳系最远的行星冥王星相比,它的公转轨道大约比冥王星远1000倍.这颗行星与太阳的距离是地球到达太阳距离的3万倍.默里博士的这个发现源自彗星理论，每一颗彗星都是受外力驱动才进入太阳系，以致被我们观察到.默里博士研究了13颗彗星的运行轨道后，他认为存在着一个巨大物体的作用，将那些彗星送入了现在的运行轨道.
这颗行星可能是在别处诞生的一颗新星，在银河系漫游时被太阳系的行星系统捕捉到了.这颗肉眼观测不到的行星体积是已知太阳系最大行星木星的几倍以上.
这颗行星环绕太阳运行一周需要600万年的时间.这一速度可以解释人们以前为什么没有发现它的原因：它的移动速度极为缓慢.
三、对天体运动问题的分析
(一)万有引力定律与天体圆运动问题的分析方法
1.万有引力定律
若两个质量分别为m和M的质点相距r，则其间相互作用的万有引力的大小为F=GmM/r2 ①应该明确的是：(1)①式中的G被称为引力常量，其值为G=6.67×10—11 N·m·kg—2.(2)①式适用于两个质点间万有引力大小的计算，而对于两个质量分布均匀的球体间的万有引力大小的计算，也可用①式，只是式中的r应理解为两球心间的距离.
2.天体圆运动问题的分析方法
对于那些在万有引力作用下，围绕某中心天体(M)做圆运动的天体(m)来说，其圆运动问题的分析应紧紧把握住“引力充当向心力”这一要点来进行，即GmM/r2=ma.式中的向心加速度an=v2/r=rω2＝4π2r/T2.至于an应取何种表达形式，应依具体问题来确定.
［例1］已知月球绕地球转动周期为T，轨道近似为圆，月、地间距离为r.则地球的质量M为多大？
分析与解 对于这种典型的“天体圆运动问题”的分析，我们把握住“引力充当向心力”的分析要点，同时考虑到题设条件中给出了周期T，因此可以用T来表示向心加速度.于是有GmM/r2=4π2rm/T2.可解得地球质量为M=4π2r3/GT2.
(二)开普勒行星运动定律与天体椭圆运动问题的分析方法
1.开普勒行星运动定律
第一定律：行星沿椭圆轨道绕太阳运动，太阳在椭圆轨道的一个焦点上.
第二定律：行星与太阳的连线在相等的时间内扫过相等的面积.即vrsinθ=常量①.式中v为行星的运动速度，r为从太阳引向行星的矢径，θ则为速度与矢径之间的夹角.
第三定律：行星绕太阳做椭圆运动的公转周期的平方与轨道半长轴的立方成正比.即T2/a3=4π2/GM②.式中G为引力常量，M则为太阳的质量.
2.天体椭圆运动问题的分析方法
若把适用于行星绕太阳做椭圆运动的开普勒定律推广到一般的绕中心天体(M)做椭圆运动的天体(m)上，开普勒定律的形式不变.只是此时①式中的“常量”成了一个与新的中心天体相关的常量；②式中的M也成了新的中心天体的质量而不再是太阳的质量了.于是，对于一般的天体的椭圆运动问题的分析，则可以依靠推广了的开普勒定律.当然，在一些较为特殊的天体椭圆运动问题中，有时也可以利用“位置的特殊性”和“轨道的对称性”而借助于万有引力定律来分析.
［例2］如图所示，卫星绕质量为M的地球做椭圆运动，在近地点和远地点处与地心分别相距a和b，则卫星在通过近地点和远地点时其运动速度大小之比为v1∶v2=________.卫星从近地点运动到远地点所经历的最短时间为t=________.
解析：对于这种一般的天体椭圆运动问题，通常是利用开普勒定律来分析求解的.由开普勒第二和第三定律分别有：v1a=v2b=k(常量).T2/()3=4π2/GM.由此便可分别解得：卫星在近地点和远地点处运动速度大小之比为v1∶v2=b∶a ①；卫星从近地点到达远地点所经历的最短时间为t=T=②.
当然，此例中①式给出的结论亦可由万有引力定律求得.由万有引力定律可得，卫星在近地点和远地点处分别有
式中的R为椭圆轨道在近地点和远地点这两个对称的特殊位置处的曲率半径.由上式便可求得v1与v2之比如①式所给出.
四、万有引力定律应用时应分清的几个概念
1.天体半径和卫星轨道半径
在中学物理中通常把天体看成一个球体，天体半径就是球的半径，反映了天体的大小.卫星的轨道半径是天体的卫星绕天体做圆周运动的圆的半径.一般情况下，天体卫星的轨道半径总大于该天体的半径.当卫星贴近天体表面运行时，可近似认为轨道半径等于天体半径.
［例3］一宇宙飞船到某星球上探测，宇航员想知道该星球的密度，而身边只有一块手表，他该怎么办呢？
解析：当宇宙飞船绕着星球运行时，可将其视为该星球的一颗卫星，根据关系式GMm/r2=mr4π2/T2(这里r是宇宙飞船的轨道半径)，而ρ=(R为星球半径).因此要想求得星球的密度必须使飞船的轨道半径r=R，才能得出ρ=3π/GT2.所以宇航员只要让飞船贴近该天体的表面绕行一周，用手表测出周期，即可求得星球的密度.
2.自转周期和公转周期
自转周期是天体绕自身某轴线转动一周的时间，公转周期是卫星绕中心天体做圆周运动一周的时间.一般情况下天体的自转周期和公转周期是不等的，如地球自转周期为24小时，公转周期为365天.在应用中要注意区别.
［例4］已知太阳光射到地球需时t=500 s，地球同步卫星的高度h=3.6×104 km.试估算太阳和地球的质量.
解析：设太阳质量为M1，地球质量为M2，地球同步卫星质量为m.由地球绕太阳做圆周运动知：GM1M2/r2=M2r4π2/T2,求得M1=①.①式中r=vt,v为光速.
再根据地球同步卫星绕地球做圆周运动得：=m(R地+h),得M2=.②
①②代入数据可求得M1、M2=.注意T、T′分别是地球的公转周期和自转周期.
当然，也有的天体自转周期和公转周期相同，如月球的自转周期等于它绕地球的公转周期，故月球总是以同一面朝向地球.
3.同步卫星和一般卫星
地球同步卫星和其他地球卫星虽然都绕地球运行，但它们之间却有着明显的区别.
地球同步卫星是相对于地球静止，和地球自转具有相同周期的卫星，它的周期T=24 h.由于卫星受到的地球引力指向地心，在地球引力的作用下同步卫星不可能停留在与赤道平面平行的其他平面，它一定位于赤道的正上方.如我国发射的电视转播卫星，不是定点在北京上空或其他什么地点的上空，而是停在位于赤道的印度尼西亚上空.根据牛顿第二定律GMm/r2=mω02r,得r=.可见同步卫星离地心的距离是一定的，代入数据得r=4.24×104 km，且线速度v=rω0=3.08×103 m/s也是一定的，其绕行方向与地球自转同向.
而一般卫星的周期、线速度等可比同步卫星大，也可比同步卫星小，但线速度等可比同步卫星大，也可比同步卫星小，但线速度最大值为v=7.9 km/s，最小周期大约85 min，轨道也可是任意的，轨道平面一定通过地球球心.
［例5］同步卫星离地距离r，运行速率v1，加速度a1，地球赤道上的物体随地球自转的向心加速度为a2，第一宇宙速度为v2，地球半径为R，则( )
A.a1/a2=r/R B.a1/a2=R2/r2
C.v1/v2=R2/r2 D.v1/v2=
解析：同步卫星和赤道上的物体的角速度相等，据a=rω2知a1/a2=r/R.第一宇宙速度是卫星贴近地面绕行的速度，同步卫星也属于一种卫星，故速率v=,所以v1/v2=,本题应选AD.
4.赤道上的物体和近地卫星
放在赤道上的物体随地球自转时受两个力的作用，一个是地球对它的万有引力，另一个是地面对物体的支持力.这两个力的合力提供了物体做圆周运动的向心力，即G=—N=mR0ω2,这里N=mg.
物体的向心加速度a=R0ω20.034 m/s2,远小于地面上物体的重力加速度g=9.8 m/s2，故在近似计算中可忽略自转影响，而认为地面上物体的重力和该物体受到的万有引力大小相等.
绕天体运行的卫星，只受一个力即万有引力，卫星上物体处于完全失重状态，故F=mg′=ma.卫星的向心加速度a等于卫星所在处的重力加速度g′，对近地卫星来讲g′=g=9.8 m/s2.
［例6］地球赤道上的物体重力加速度为g，物体在赤道上随地球自转的向心加速度为a,要使赤道上的物体“飘”起来，则地球的转速应为原来的( )
A.g/a倍 B.倍
C.倍 D.倍
解析：赤道上的物体随地球自转时
其中N=mg.要使赤道上的物体“飘”起来，即变为近地卫星，则应N=0，于是G=mR0ω0′2.
由前两式得ω′/ω=,故B选项正确.
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●备课资料
一、天体密度的计算
要想计算天体的密度，设天体半径已知，即可得到天体的体积，再求得天体的质量、天体的密度就可求得.
求天体质量时，首先应以此天体作为中心天体，具体求解时可有两条思路：
a.F引=F向，b.F引mg.
a.F引=F向，即Gr，得：M=(其中：M为中心天体质量，m为环绕天体质量，T为环绕天体的绕行周期，r为环绕天体的轨道半径)
设中心天体的半径为R，则其体积为V=πR3.
所以ρ=
如果环绕体在中心体表面运行，则r=R,
所以ρ=
b.F引mg,即G=mg,得M=(其中：g为中心体表面或附近的重力加速度)
设中心体半径为R，则体积V=πR3
所以ρ=
二、科学家发现太阳系第十大行星
英国天文学家约翰·默里博士可能发现了太阳系第十大行星.
这颗奇异的行星极为遥远，与目前已知太阳系最远的行星冥王星相比,它的公转轨道大约比冥王星远1000倍.这颗行星与太阳的距离是地球到达太阳距离的3万倍.默里博士的这个发现源自彗星理论，每一颗彗星都是受外力驱动才进入太阳系，以致被我们观察到.默里博士研究了13颗彗星的运行轨道后，他认为存在着一个巨大物体的作用，将那些彗星送入了现在的运行轨道.
这颗行星可能是在别处诞生的一颗新星，在银河系漫游时被太阳系的行星系统捕捉到了.这颗肉眼观测不到的行星体积是已知太阳系最大行星木星的几倍以上.
这颗行星环绕太阳运行一周需要600万年的时间.这一速度可以解释人们以前为什么没有发现它的原因：它的移动速度极为缓慢.
三、对天体运动问题的分析
(一)万有引力定律与天体圆运动问题的分析方法
1.万有引力定律
若两个质量分别为m和M的质点相距r，则其间相互作用的万有引力的大小为F=GmM/r2 ①应该明确的是：(1)①式中的G被称为引力常量，其值为G=6.67×10—11 N·m·kg—2.(2)①式适用于两个质点间万有引力大小的计算，而对于两个质量分布均匀的球体间的万有引力大小的计算，也可用①式，只是式中的r应理解为两球心间的距离.
2.天体圆运动问题的分析方法
对于那些在万有引力作用下，围绕某中心天体(M)做圆运动的天体(m)来说，其圆运动问题的分析应紧紧把握住“引力充当向心力”这一要点来进行，即GmM/r2=ma.式中的向心加速度an=v2/r=rω2＝4π2r/T2.至于an应取何种表达形式，应依具体问题来确定.
［例1］已知月球绕地球转动周期为T，轨道近似为圆，月、地间距离为r.则地球的质量M为多大？
分析与解 对于这种典型的“天体圆运动问题”的分析，我们把握住“引力充当向心力”的分析要点，同时考虑到题设条件中给出了周期T，因此可以用T来表示向心加速度.于是有GmM/r2=4π2rm/T2.可解得地球质量为M=4π2r3/GT2.
(二)开普勒行星运动定律与天体椭圆运动问题的分析方法
1.开普勒行星运动定律
第一定律：行星沿椭圆轨道绕太阳运动，太阳在椭圆轨道的一个焦点上.
第二定律：行星与太阳的连线在相等的时间内扫过相等的面积.即vrsinθ=常量①.式中v为行星的运动速度，r为从太阳引向行星的矢径，θ则为速度与矢径之间的夹角.
第三定律：行星绕太阳做椭圆运动的公转周期的平方与轨道半长轴的立方成正比.即T2/a3=4π2/GM②.式中G为引力常量，M则为太阳的质量.
2.天体椭圆运动问题的分析方法
若把适用于行星绕太阳做椭圆运动的开普勒定律推广到一般的绕中心天体(M)做椭圆运动的天体(m)上，开普勒定律的形式不变.只是此时①式中的“常量”成了一个与新的中心天体相关的常量；②式中的M也成了新的中心天体的质量而不再是太阳的质量了.于是，对于一般的天体的椭圆运动问题的分析，则可以依靠推广了的开普勒定律.当然，在一些较为特殊的天体椭圆运动问题中，有时也可以利用“位置的特殊性”和“轨道的对称性”而借助于万有引力定律来分析.
［例2］如图所示，卫星绕质量为M的地球做椭圆运动，在近地点和远地点处与地心分别相距a和b，则卫星在通过近地点和远地点时其运动速度大小之比为v1∶v2=________.卫星从近地点运动到远地点所经历的最短时间为t=________.
解析：对于这种一般的天体椭圆运动问题，通常是利用开普勒定律来分析求解的.由开普勒第二和第三定律分别有：v1a=v2b=k(常量).T2/()3=4π2/GM.由此便可分别解得：卫星在近地点和远地点处运动速度大小之比为v1∶v2=b∶a ①；卫星从近地点到达远地点所经历的最短时间为t=T=②.
当然，此例中①式给出的结论亦可由万有引力定律求得.由万有引力定律可得，卫星在近地点和远地点处分别有
式中的R为椭圆轨道在近地点和远地点这两个对称的特殊位置处的曲率半径.由上式便可求得v1与v2之比如①式所给出.
四、万有引力定律应用时应分清的几个概念
1.天体半径和卫星轨道半径
在中学物理中通常把天体看成一个球体，天体半径就是球的半径，反映了天体的大小.卫星的轨道半径是天体的卫星绕天体做圆周运动的圆的半径.一般情况下，天体卫星的轨道半径总大于该天体的半径.当卫星贴近天体表面运行时，可近似认为轨道半径等于天体半径.
［例3］一宇宙飞船到某星球上探测，宇航员想知道该星球的密度，而身边只有一块手表，他该怎么办呢？
解析：当宇宙飞船绕着星球运行时，可将其视为该星球的一颗卫星，根据关系式GMm/r2=mr4π2/T2(这里r是宇宙飞船的轨道半径)，而ρ=(R为星球半径).因此要想求得星球的密度必须使飞船的轨道半径r=R，才能得出ρ=3π/GT2.所以宇航员只要让飞船贴近该天体的表面绕行一周，用手表测出周期，即可求得星球的密度.
2.自转周期和公转周期
自转周期是天体绕自身某轴线转动一周的时间，公转周期是卫星绕中心天体做圆周运动一周的时间.一般情况下天体的自转周期和公转周期是不等的，如地球自转周期为24小时，公转周期为365天.在应用中要注意区别.
［例4］已知太阳光射到地球需时t=500 s，地球同步卫星的高度h=3.6×104 km.试估算太阳和地球的质量.
解析：设太阳质量为M1，地球质量为M2，地球同步卫星质量为m.由地球绕太阳做圆周运动知：GM1M2/r2=M2r4π2/T2,求得M1=①.①式中r=vt,v为光速.
再根据地球同步卫星绕地球做圆周运动得：=m(R地+h),得M2=.②
①②代入数据可求得M1、M2=.注意T、T′分别是地球的公转周期和自转周期.
当然，也有的天体自转周期和公转周期相同，如月球的自转周期等于它绕地球的公转周期，故月球总是以同一面朝向地球.
3.同步卫星和一般卫星
地球同步卫星和其他地球卫星虽然都绕地球运行，但它们之间却有着明显的区别.
地球同步卫星是相对于地球静止，和地球自转具有相同周期的卫星，它的周期T=24 h.由于卫星受到的地球引力指向地心，在地球引力的作用下同步卫星不可能停留在与赤道平面平行的其他平面，它一定位于赤道的正上方.如我国发射的电视转播卫星，不是定点在北京上空或其他什么地点的上空，而是停在位于赤道的印度尼西亚上空.根据牛顿第二定律GMm/r2=mω02r,得r=.可见同步卫星离地心的距离是一定的，代入数据得r=4.24×104 km，且线速度v=rω0=3.08×103 m/s也是一定的，其绕行方向与地球自转同向.
而一般卫星的周期、线速度等可比同步卫星大，也可比同步卫星小，但线速度等可比同步卫星大，也可比同步卫星小，但线速度最大值为v=7.9 km/s，最小周期大约85 min，轨道也可是任意的，轨道平面一定通过地球球心.
［例5］同步卫星离地距离r，运行速率v1，加速度a1，地球赤道上的物体随地球自转的向心加速度为a2，第一宇宙速度为v2，地球半径为R，则( )
A.a1/a2=r/R B.a1/a2=R2/r2
C.v1/v2=R2/r2 D.v1/v2=
解析：同步卫星和赤道上的物体的角速度相等，据a=rω2知a1/a2=r/R.第一宇宙速度是卫星贴近地面绕行的速度，同步卫星也属于一种卫星，故速率v=,所以v1/v2=,本题应选AD.
4.赤道上的物体和近地卫星
放在赤道上的物体随地球自转时受两个力的作用，一个是地球对它的万有引力，另一个是地面对物体的支持力.这两个力的合力提供了物体做圆周运动的向心力，即G=—N=mR0ω2,这里N=mg.
物体的向心加速度a=R0ω20.034 m/s2,远小于地面上物体的重力加速度g=9.8 m/s2，故在近似计算中可忽略自转影响，而认为地面上物体的重力和该物体受到的万有引力大小相等.
绕天体运行的卫星，只受一个力即万有引力，卫星上物体处于完全失重状态，故F=mg′=ma.卫星的向心加速度a等于卫星所在处的重力加速度g′，对近地卫星来讲g′=g=9.8 m/s2.
［例6］地球赤道上的物体重力加速度为g，物体在赤道上随地球自转的向心加速度为a,要使赤道上的物体“飘”起来，则地球的转速应为原来的( )
A.g/a倍 B.倍
C.倍 D.倍
解析：赤道上的物体随地球自转时
其中N=mg.要使赤道上的物体“飘”起来，即变为近地卫星，则应N=0，于是G=mR0ω0′2.
由前两式得ω′/ω=,故B选项正确.
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