【物理】2019届一轮复习人教版万有引力定律及其应用教案

【物理】2019届一轮复习人教版万有引力定律及其应用教案

‎ 2018-2019 年度高三一轮复习教案 课 题 万有引力定律及其应用 主备人 课 时 ‎2课时 备课时间 上课时间 教 目标 ‎1. 理解开普勒行星运动定律.‎ ‎2. 理解万有引力定律,知道引力常量及其测定方法.‎ ‎3. 理解重力与万有引力的关系,会用万有引力定律计算天体的质量和密度.‎ ‎4. 理解天体运行的线速度、角速度、向心加速度、周期与运行半径的关系.‎ 教 重点 ‎ 理解重力与万有引力的关系,会用万有引力定律计算天体的质量和密度.‎ 教 难点 ‎ 理解天体运行的线速度、角速度、向心加速度、周期与运行半径的关系.‎ 教 方法 教师启发、引导， 生讨论、交流 考情分析 ‎ 五年三考 2015.3 2013.1 2011.7 ‎ 考频太高，知识点相对简单。‎ 教 过程 教 师 活 动 ‎ 生活动 知识点一、开普勒行星运动定律 ‎1．开普勒第一定律：所有行星绕太阳运动的轨道都是椭圆，太阳处在椭圆的一个焦点上。‎ ‎2．开普勒第二定律：对任意一个行星来说，它与太阳的连线在相等的时间内扫过相等的面积。‎ ‎3．开普勒第三定律：所有行星的轨道的半长轴的三次方跟它的公转周期的二次方的比值都相等。即＝k，比值k是一个对所有行星都相同的常量。‎ 知识点二、万有引力定律及其应用 ‎1．内容：自然界中任何两个物体都相互吸引，引力的方向在它们的连线上，引力的大小与物体的质量m1和m2的乘积成正比，与它们之间距离r的平方成反比。‎ ‎2．表达式：F＝G G为引力常量：G＝6.67×10－11 N·m2/kg2。‎ ‎3．适用条件 ‎(1)公式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，物体可视为质点。‎ ‎(2)质量分布均匀的球体可视为质点，r是两球心间的距离。‎ ‎　对开普勒行星运动定律的理解 ‎1. 围绕同一天体运动的不同行星椭圆轨道不一样,但都有一个共同的焦点.‎ ‎2. 绕太阳运行的行星在近日点的速率大于远日点的速率.‎ ‎3. 所有行星轨道的半长轴的三次方跟它的公转周期的二次方的比值都相等,即 ‎=k,其中k由中心天体的质量决定,而与绕其运行的星体本身无关.但是对于不同的中心天体,这个常数是不一样的,但只要中心天体相同,k值必相等.‎ ‎1.火星和木星沿各自的椭圆轨道绕太阳运行,根据开普勒行星运动定律可知(　　)‎ A. 太阳位于木星运行轨道的中心 B. 火星和木星绕太阳运行速度的大小始终相等 C. 火星与木星公转周期之比的平方等于它们轨道半长轴之比的立方 D. 相同时间内,火星与太阳连线扫过的面积等于木星与太阳连线扫过的面积 ‎　万有引力定律的计算 公式F=G只能用于质点、均匀介质球之间万有引力的计算.‎ ‎(1) 当两物体为均质球体时,可以认为球体的质量集中于球心,r表示两球心的距离,引力的方向沿两球心的连线方向.‎ ‎(2) 当两物体相隔甚远时,两物体可当做质点,则公式中r为两质点间的距离.‎ ‎(3) 当研究物体不能看成质点时,可以把物体假想分割成无数个质点,求出两个物体上每个质点与另一个物体上所有质点的万有引力,然后求合力.‎ ‎1.(多选)如图所示,三颗质量均为m的地球同步卫星等间隔分布在半径为r的圆轨道上,设地球质量为M,半径为R.下列说法中正确的是(　　)‎ A. 地球对一颗卫星的引力大小为 B. 一颗卫星对地球的引力大小为 C. 两颗卫星之间的引力大小为 D. 三颗卫星对地球引力的合力大小为 对重力加速度的理解 ‎1．万有引力与重力的关系 地球对物体的万有引力F表现为两个效果：一是重力mg，二是提供物体随地球自转的向心力F向，如图所示。‎ ‎(1)在赤道上：G＝mg1＋mω2R。‎ ‎(2)在两极上：G＝mg2。‎ ‎(3)在一般位置：万有引力G等于重力mg与向心力F向的矢量和。‎ 越靠近南北两极g值越大，由于物体随地球自转所需的向心力较小，‎ 常认为万有引力近似等于重力，即＝mg。‎ ‎2．星体表面上的重力加速度 ‎(1)在地球表面附近的重力加速度g(不考虑地球自转)：‎ mg＝G，得g＝ ‎(2)在地球上空距离地心r＝R＋h处的重力加速度为g′‎ mg′＝，得g′＝ 所以＝ ‎1．[重力加速度的计算]宇航员王亚平在“天宫1号”飞船内进行了我国首次太空授课，演示了一些完全失重状态下的物理现象。若飞船质量为m，距地面高度为h，地球质量为M，半径为R，引力常量为G，则飞船所在处的重力加速度大小为(　　)‎ A．0 B. C. D. ‎　中心天体质量和密度的估算 使用 方法 已知 量 利用 公式 表达式 备注 质量的计算 利用运行天体 r、T G＝mr M＝ 只能得到中心天体的质量 r、v G＝m M＝ v、T G＝m G＝mr M＝ 利用天体表面重力加速度 g、R mg＝ M＝ ‎—‎ 密度的计算 利用运行天体 r、T、‎ R G＝mr M＝ρ·πR3‎ ρ＝当r＝R时ρ＝ 利用近地卫星只需测出其运行周期 利用天体表面重力加速度 g、R mg＝ M＝ρ·πR3‎ ρ＝ ‎—‎ ‎1．[天体质量的比较](2015·江苏单 ，3)过去几千年来，人类对行星的认识与研究仅限于太阳系内，行星“51 peg b”的发现拉开了研究太阳系外行星的序幕。“51 peg b”绕其中心恒星做匀速圆周运动，周期约为4天，轨道半径约为地球绕太阳运动半径的，该中心恒星与太阳的质量比约为(　　)‎ A. B．‎1 ‎ C．5 D．10‎ ‎2．[中心天体质量的计算](2016·海南单 ，7)(多选)通过观测冥王星的卫星，可以推算出冥王星的质量。假设卫星绕冥王星做匀速圆周运动，除了引力常量外，至少还需要两个物理量才能计算出冥王星的质量。这两个物理量可以是(　　)‎ A．卫星的速度和角速度 ‎ B．卫星的质量和轨道半径 C．卫星的质量和角速度 ‎ D．卫星的运行周期和轨道半径 方法技巧 估算天体质量和密度的“四点”注意 ‎(1)利用万有引力提供天体圆周运动的向心力估算天体质量时，估算的只是中心天体的质量，而非环绕天体的质量。‎ ‎(2)区别天体半径R和卫星轨道半径r，只有在天体表面附近的卫星，才有r≈R；计算天体密度时，V＝πR3中的“R”只能是中心天体的半径。‎ ‎(3)天体质量估算中常有隐含条件，如地球的自转周期为24 h，公转周期为365天等。‎ ‎(4)注意黄金代换式GM＝gR2的应用。‎ 板书设计 教 笔记