牛顿三定律
第一定律
历史:
- 亚里士多德:力是维持物体运动的原因
- 伽利略:理想斜面实验(事实→理想)
牛顿第一定律:无外力时,一切物体总保持……或……状态(不是实验定律)
理解:
- 一切物体具有惯性
- 力是改变物体运动状态的原因
- 运动状态(速度)包括:大小、方向
第二定律
牛顿第二定律:$a=\dfrac{F}{m}$
理解:
- $F$ 是因,$a$ 是果
- 矢量性、同一性、瞬时性
第三定律
牛顿第三定律:相互作用力(两个物体、等大、反向、共线)
理解:
- 异物性(无法抵消)
- 同时性
- 同性质
- 任何情况都成立
与平衡力的区别:
作用力 | 平衡力 | |
---|---|---|
作用物体个数 | 2个 | 同一个 |
性质 | 相同 | 可不同 |
关系 | 依存 | 不依存 |
圆周运动
概念
- 周期 $T$,单位 ${\rm s}$
- 转速 $n$,单位 ${\rm r/s}$
- 频率 $f$,单位 ${\rm Hz}$
-
三者的关系:$T=\dfrac{1}{f}$,$f=n$
- 线速度 $v=\dfrac{2\pi r}{T}$,单位 ${\rm m/s}$
- 角速度 $\omega = \dfrac{2\pi}{T}$,单位 ${\rm rad/s}$
-
二者的关系:$v=\omega r$
- 向心加速度:$a=\dfrac{v^2}{r}=\omega^2 r = \omega v$
如果想知道向心加速度是怎么推导出来的,可以去看:知乎:向心力加速度公式 a=v²/r 是怎么推导出来的(要详细过程)?,我这里给出一种简单的推导方式:
已知 $v=\omega r$,对两边求导,有:
\[\frac{\Delta v}{\Delta t} = \omega \frac{\Delta r}{\Delta t}\\ \Rightarrow a = \omega v\]简单解释一下,加速度指的是速度的变化快慢,如果在 $\Delta t$ 内,速度的变化了 $\Delta v$,那么加速度就是 $a=\dfrac{\Delta v}{\Delta t}$。而在 $\Delta t$ 内,矢量 $r$ 转动了一个很小的距离 $\Delta r$,这个距离就是 $v \Delta t$,所以 $v=\dfrac{\Delta r}{\Delta t}$
扩展:角速度是矢量还是标量?
向心力
- 定义:物体做匀速圆周运动所受的合外力
- 大小:$F= ma = m \dfrac{v^2}{r}=m\omega^2 r$
- 方向:指向圆心,垂直于速度
- 效果:改变 $v$ 的方向,不改变 $v$ 的大小
问:下面三种情况中,哪个是离心运动,哪个是近心运动?
① $F_合 > F_向$
② $F_合 = F_向$
③ $F_合 < F_向$
万有引力
历史:
- 地心说
- 日心说(哥白尼)
- 第谷
- 开普勒(总结第谷的资料)
- 开普勒三定律
- 轨道:椭圆
- 面积:时间相同,扫过的面积相同(只针对同一颗行星)
- 周期:$\dfrac{a^3}{T^2}=K$($a$ 是半长轴,$K$ 与中心天体的质量有关)
- 开普勒三定律
- 牛顿:万有引力定律(如下)
卫星的发射
- 第一宇宙速度 $v_1=7.9 \,{\rm km/s}$ 卫星发射的最小速度
- 第二宇宙速度 $v_2=11.2 \,{\rm km/s}$ 卫星挣脱地球引力的最小速度
- 第三宇宙速度 $v_3=16.7 \,{\rm km/s}$ 卫星挣脱太阳引力的最小速度
这里我们只需要掌握第一宇宙速度的运算方法(两种都可以):
- 万有引力提供向心力:$G \dfrac{mM}{r^2}=m\dfrac{v_1^2}{r}$ $\Rightarrow v_1 = \sqrt{\dfrac{GM}{r}}$
- 重力提供向心力:$mg=m\dfrac{v_1^2}{r}$ $\Rightarrow v_1=\sqrt{gr}$
我们可以稍微验算一下:
\[\begin{aligned} v_1 &= \sqrt{\dfrac{6.67\times 10^{-11}\times 5.97\times 10^{24}}{6.36\times10^6}}=7.913\times 10^3 \,{\rm m/s}\\ v_1 &= \sqrt{10\times 6.36\times 10^6}=7.975\times10^3 \,{\rm m/s} \end{aligned}\]卫星的运行
\[G\frac{mM}{r^2}= \begin{cases} ma \rightarrow a=\frac{GM}{r^2}\\ m\frac{v^2}{r} \rightarrow v=\sqrt{\dfrac{GM}{r}}\\ m\omega^2 r\rightarrow \omega=\sqrt{\dfrac{GM}{r^3}}\\ m \left(\frac{2\pi}{T}\right)\rightarrow T = 2\pi \sqrt{\dfrac{r^3}{GM}} \end{cases} \Rightarrow \begin{cases} a \propto \dfrac{1}{r^2}\\ v \propto \dfrac{1}{\sqrt{r}}\\ \omega \propto \dfrac{1}{\sqrt{r^3}}\\ T\propto \sqrt{r^3} \end{cases}\\ 总而言之就是:越高越慢\]注:
- $r,a,v,\omega,T$ 与 $m$ 无关,且其中任意一个确定,其他也确定。
- 同一卫星,半径越大,动能越小,势能越大,机械能越大。
有一个卫星比较特殊,叫“同步卫星”,关于同步卫星只需要记住三点:
- 周期一定:24h
- 轨道一定:赤道上空
- 方向一定:地球自转方向
天体质量与密度
公式中,$\blue{蓝色的}$是题目给出的条件,$\red{红色的}$是要求的量,常数和无关紧要的量就还是黑色。
质量
- 着地法:$m \blue{g} = G \dfrac{m\red{M}}{\blue{R}^2}$ $\rightarrow \red{M} = \dfrac{\blue{gR}^2}{G}$
- 环绕法:
- $G\dfrac{m\red{M}}{\blue{r}^2}=m(\dfrac{2 \pi}{\blue{T}})^2\blue{r}$ $\rightarrow \red{M}=\dfrac{4\pi^2 \blue{r}^3}{G \blue{T}^2}$
- $G\dfrac{m\red{M}}{\blue{r}^2}=m \dfrac{\blue{m}}{\blue{r}}$ $\rightarrow \red{M}=\dfrac{\blue{r}\blue{v}^2}{G}$
- $G\dfrac{m\red{M}}{r^2}=m\dfrac{\blue{v}^2}{r}=m(\dfrac{2\pi}{\blue{T}})^2r$ $\rightarrow \red{M}=\dfrac{\blue{Tv}^3}{2\pi G^2}$
密度
- 着地法: \(\begin{aligned} m \blue{g} &= G\dfrac{\red{M}m}{\blue{R}^2}\\ \red{M}&=\red{\rho}\cdot \frac{4}{3} \pi \blue{R}^3 \end{aligned} \rightarrow \red{\rho} = \frac{3 \blue{g}}{4 \pi G \blue{R}}\)
- 近地环绕法: \(\begin{aligned} G\dfrac{\red{M}m}{r^2} &= m (\dfrac{2\pi}{\blue{T}})^2 r\\ \red{M}&=\red{\rho}\cdot \frac{4}{3} \pi R^3 \end{aligned} \xrightarrow{r\approx R} \red{\rho} = \frac{3 \pi}{G\blue{T}^2}\)
还有一些比较有趣的方法,比如角度法、双重力法、同步卫星观察法等,这些可以在做题时留意一下。
双星问题
如图所示,两颗星围绕着公共点做周期相同的匀速圆周运动,周期为 $T$,两星之间的距离为 $r$,求 $m_1+m_2$
对 $m_1$:
\[G \frac{m_1m_2}{r} = m_1 (\frac{2\pi}{T})^2 r_1\\ m_2 = \frac{4\pi^2 r^2}{GT^2} r_1\]对 $m_2$:
\[G \frac{m_1m_2}{r} = m_2 (\frac{2\pi}{T})^2 r_2\\ m_1 = \frac{4\pi^2 r^2}{GT^2} r_2\]两者相加:
\[m_1+m_2=\frac{4\pi^2 r^2}{GT^2} (r_1+r_2)=\frac{4\pi^2 r^3}{GT^2}\]推论:
\[m_1r_1=m_2r_2 \rightarrow r \propto \frac{1}{m}\\ \frac{r^3}{T^2} \propto m_1+m_2 \rightarrow 满足开三\\ T=2\pi \sqrt{\dfrac{r^3}{G(m_1+m_2)}}\]