万有引力与人造卫星(李素卫).ppt

谢谢大家！ O E R S θ A r 阳光 由图可看出当卫星S绕地心O转到图示位置以后（设地球自转是沿图中逆时针方向），其正下方的观察者将看不见它. 据此再考虑到对称性，有 由以上各式可解得 ② ③ ④ ⑤ 总结：遮挡问题画出几何示意图是解题的关键 圆周运动求时间的基本思路：是把“求时间”问题转化成“圆心角”问题 联想带电粒子在磁场中的匀速圆周运动问题。 * 万有引力定律及其应用 高邑一中 李素卫 一、曲线运动/万有引力定律部分 考纲要求 I 9.航天技术的发展和宇宙航行 I 8.宇宙速度 II 7.万有引力定律的应用。人造地球卫星的运动（限于圆轨道） II 6.圆周运动中的向心力 II 5.万有引力定律 II 4.匀速圆周运动。线速度和角速度。周期。圆周运动的向心加速度 。 II 3.平抛运动 I 2.曲线运动中质点速度的方向沿轨迹的切线方向，且必具有加速度 不要求会推导向心加速度的公式 I 1.运动的合成与分解 说明 要求 内容 a v 2 r = a v 2 r = 二、天体（卫星）运动问题的处理方法 （一）、三个模型 （1）绕自身中心的某一轴以一定的角速度匀速转动的天体称为“自转”天体。 （2）绕中心天体做匀速圆周运动的天体称为公转天体 （3） “双星”是宇宙中两颗相隔一定距离，围绕其连线上某点做匀速圆周运动的天体。 （二）、两条思路 （1）万有引力提供向心力 （2）利用黄金代换 即 三、 基础知识梳理 一、开普勒行星运动规律 定律 内容 图示 开普勒第一定律 所有的行星绕太阳运动的轨道都是 ，太阳处在椭圆的一个 上 椭圆 焦点 一、开普勒行星运动规律 基础知识梳理 定律 内容 图示 开普勒第二定律 对任意一个行星而言，它与太阳的 在相等的时间内扫过 的面积 开普勒第三定律 连线 相等 所有行星轨道半长轴的立方与其公转周期的平方的比值为一个常数 Ⅰ、中心天体质量的计算 （1）若已知卫星绕中心天体做圆周运动的周期T、半径 r （2）若已知卫星绕中心天体做圆周运动的半径 r，卫星运 行的线速度 对于有卫星的中心天体，分两种情况 对无卫星的中心天体或虽有卫星但不知卫星运行的有关数据 常常是忽略天体自传影响，认为万有引力等于物体重力 Ⅱ、 中心天体密度的计算 式中r为卫星轨道半径，R为天体半径 若卫星绕天体表面飞行，式中r = R，天体密度为 半径越大，向心加速度越小 增大 向心加速度a 半径越大，周期越大 近地卫星的最小周期85分钟 增大 周期T 半径越大，角速度越小 增大 角速度ω 半径越大，线速度越小，动能越小，势能越大，机械能越大 增大 线速度v 结论 相关方程 半径变化 运动参量 Ⅳ 天体运动模型（以人造地球卫星为例） 微型专题二：卫星变轨 卫星从低轨道向高轨道运行前需要先加速，万有引力小于所需的向心力，提供的向心力不足，卫星做“离心”运动。此后万有引力做负功，到高轨道后圆周运动的运行速度变小。 卫星从高轨道向低轨道运行前需要先减速，万有引力大于所需的向心力，提供的向心力过剩，卫星做“近心”运动，此后万有引力做正功，到达低轨道后圆周运动的运行速度变大。 实际的卫星发射并不是一次送入最终轨道，主要掌握先圆周轨道，再椭圆轨道，最后进入圆轨道的变轨规律和特点。明确在圆轨道和椭圆轨道交点位置，万有引力和加速度相同，变轨时线速度不同。在椭圆轨道上运行时，近地点线速度大，远地点线速度小。 卫星绕天体运行时，提供的向心力与所需要的向心力关系决定着卫星变轨问题 卫星做圆周运动 提供的向心力 需要的向心力 r v 2 m G Mm r 2 = 卫星做近心运动 提供的向心力 需要的向心力 r v 2 m G Mm r 2 ＞ 卫星做离心运动 提供的向心力 需要的向心力 r v 2 m G Mm r 2 ＜ 例2、如图所示，a、b、c是在地球大气层外圆形轨道上运行的 3颗人造卫星，下列说法正确的是： A. b、c的线速度大小相等，且大于a的线速度 B. b、c的向心加速度大小相等，且大于a的向心加速度 C. c加速可追上同一轨道上的b，b减速可等到同一轨道上的c D. a卫星由于某种原因，轨道半径缓慢减小，其线速度将变大 a b c 据环绕速度公式， r↑v↓ A错 ；D正确 据向心加速度公式， r↑a↓ B 错 c 加速向高空变轨，b 减速向低空变轨，C错 微型专题三：双星问题 （2）特点 ①.两星球间的万有