高一物理万有引力定律.ppt

第五章万有引力定律及其应用第1节万有引力定律及引力常量的测定 教学目标 1 了解天体运动规律发现 知道日心说和第心说2 了解开普勒三定律3 了解万有引力定律发现过程4 掌握万有引力定律内容 公式 对天体运动认识的发展 古代人门对天体认识有几种看法 1 地心说 认为地球是宇宙的中心 地球的静止不动的 太阳 月亮以及其它行星都绕地球运动 2 日心说 认为太阳是静止不动的 地球和其它行星都绕太阳运动 开普勒三定律 开普勒通过四年多的刻苦计算 先后否定了十九种设想 最后了发现星运行的轨道不是圆 而是椭圆 并得出了开普勒两条定律 开普勒第一定律 所有行星分别在大小不同的椭圆轨道上围绕太阳运动 太阳是在这些椭圆的一个焦点上 开普勒第二定律 太阳和行星的联线在相等的时间内扫过相等的面积 开普勒第三定律 所有行星的椭圆轨道的半长轴的三次方跟公转周期的平方的比值都相等 R3 T2 k k是一个与行星或卫星无关的常量 但不同星球的行星或卫星K值不一定相等 万有引力定律的发现 牛顿在前人研究的基础上 凭借他超凡的数学能力证明了 如果太阳和行星间的引力与距离的二次方成反比 则行星的轨迹是椭圆 并且阐述了普遍意义下的万有引力定律 万有引力定律的推导 结论 行星和太阳之间的引力跟行星的质量成正比 跟行星到太阳的距离的二次方成反比 万有引力定律的发现 牛顿认为 既然这个引力与行星的质量成正比 当然也应该和太阳的质量成正比 因此 如果用m 表示太阳的质量 那么有 G是一个常量 对任何行星都是相同的 万有引力定律 自然界中任何两个物体都是相互吸引的 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 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 万有引力定律 式中质量的单位用kg 距离的单位用m 力的单位用N G为常数 叫做引力常量 适用于任何两个物体 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 通常取G 6 67 10 11N m2 kg2万有引力定律中两个物体的距离 对于相距很远因而可以看作质点的物体 就是指两个质点的距离 对于均匀的球体 指的是两个球心的距离 引力常量的测定 1789年 即在牛顿发现万有引力定律一百多年以后 英国物理学家卡文迪许 1731 1810 巧妙地利用扭秤装置 第一次在实验室里比较准确地测出了引力常量 卡文迪许扭秤实验 卡文迪许扭秤的主要部分是一个轻而坚固的T型架 倒挂在一根金属丝的下端 T形架水平部分的两端各装一个质量是m的小球 T形架的竖直部分装一面小平面镜M 它能把射来的光线反射到刻度尺上 这样就能比较精确地测量金属丝的扭转 万有引力定律在天文学上的应用 1 天体质量的计算应用万有引力定律可以计算天体的质量 基本思路是 根据行星 或卫星 运动的情况 求出行星 或卫星 的向心加速度 而向心力是由万有引力提供的 这样 列出方程即可求得中心天体 太阳或行星 的质量 1 天体质量的计算 假设m 是太阳的质量 m是某个行星的质量 r是它们之间的距离 T是行星公转的周期 那么行星做匀速圆周运动所需的向心力为 1 天体质量的计算 地球绕太阳公转的轨道半径是1 50 1011m 公转的周期是3 16 1O7s 所以太阳的质量为 同理 根据月球绕地球运转的轨道半径和周期 可以计算出地球的质量是5 89 1024kg 2 发现未知天体 在18世纪 人们已经知道太阳系有7个行星 其中1781年发现的第七个行星 天王星的运动轨道 总是同根据万有引力定律计算出来的有比较大的偏离 当时有人推测 在天王星轨道外面还有一个未发现的行星 它对天王星的作用引起了上述偏离 英国剑桥大学的学生亚当斯和法国年轻的天文爱好者勒维列根据天王星的观测资料 各自独立地利用万有引力定律计算出这颗新行星的轨道 1846年9月23日晚 德国的加勒在勒维列预言的位置附近发现了这颗新行星 后来 天文学家把这个行星叫做海王星 用同样的方法 在1930年3月14日 人们发现了太阳系的第9个行星 冥王星