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必修2（2011年7月第4版）《第2节万有引力定律的应用》教案优质课下载
重点和难点
画图分析天体的运动
2.应用万有引力定律和向心力公式、密度公式综合求解
[知识梳理]
一、开普勒三定律
1．开普勒第一定律：所有行星绕太阳运动的轨道都是椭圆，太阳位于椭圆的一个焦点．
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同的时间内扫过相等的
面积．
3．开普勒第三定律：行星绕太阳运行轨道半长轴r的立方跟它的周期的平方成正比，
即 eq ﹨f(r3,T2) ＝k. （k决定于中心天体太阳的质量） --- (r1/r2)3=(T1/T2)2
二、万有引力定律
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F与
两物体的质量乘积成正比，与这两个物体间距离平方成反比．
2．公式
F=G eq ﹨f(Mm,r2) _，通常取G的单位N·m2/kg2，G是比例系数，叫引力常量．
三、人造卫星
1．人造卫星的动力学特征
万有引力提供向心力，即G eq ﹨f(Mm,r2) ＝m eq ﹨f(v2,r) ＝mrω2＝m( eq ﹨f(2π,T) )2r.
2．人造卫星的运动学特征
(1)线速度v：由 eq ﹨f(GMm,r2) ＝m eq ﹨f(v2,r) 得v＝ eq ﹨r(﹨f(GM,r)) ，随着轨道半径的增大，卫星的线速度减小．
(2)角速度ω：由 eq ﹨f(GMm,r2) ＝mω2r得ω＝ eq ﹨r(﹨f(GM,r3)) ，随着轨道半径的增大，卫星的角速度减小．
(3)周期T：由 eq ﹨f(GMm,r2) ＝m( eq ﹨f(2π,T) )2r得T＝2π eq ﹨r(﹨f(r3,GM)) ，随着轨道半径的增大，卫星的周期增大．
考点一 天体产生的重力加速度问题
[考点解读]