Aplicarea legii gravitației - GRIN

Prezentare/eseu (școală) 2001 6 pagini

grin

Citirea eșantionului

Aplicarea legii gravitației

1. Introducere în legea gravitației

2 aplicații
2.1. Determinarea masei astronomice
2.2. maree
2.3. Alte aplicații, precum și generale

3. Intrarea în fișele de lucru

1. Introducere:

Mecanica „Philosophiae naturalis principia matematica” și teoria gravitației

- a arătat, de asemenea, că a doua lege a lui Kepler poate fi explicată prin asumarea unei forțe centrale (forță care emană din corpul central - soare)
- Legea gravitației cu ajutorul celei de-a treia legi a lui Kepler, deoarece a aflat că forța centrală ar trebui să scadă invers față de pătratul distanței
- dimpotrivă, el a arătat că legile lui Kepler pot fi deduse din legea gravitației și axiomele acesteia
- Kepler, Johannes, * 1571, † 1630, astronom german, Kaiserl. Matematician; găsite

pe baza rezultatelor observației lui Tychos care practică după el. Legile mișcării planetare (legile Kepler) (Tycho a fost profesor Kepler la Praga în jurul anului 1600, succesor după moartea sa)

- Legile lui Kepler, 1. Orbitele planetelor sunt elipse, într-una dintre ele

Accentul este pus pe soare. 2. Fascicul de la soare la planetă străbate aceleași zone în același timp. 3. A treia putere (cuburi) a

semiaxele majore ale orbitelor planetare se comportă ca pătratele timpilor orbitali (T2 = C r3; C = constant, cu cel pentru planetele care se mișcă în jurul soarelui)

Legea gravitației: Orice două corpuri cu masa m1 și m2 se atrag reciproc cu forța gravitațională F în direcția liniilor de legătură ale centrelor lor de greutate. Forța gravitațională este proporțională cu produsul maselor lor m1 și m2 și invers proporțională cu pătratul distanței lor r.

-y este o constantă ? Constanta gravitațională y = 6.673 * 10-11Nm2/kg2

2. Cerere

- Masa M a unui corp central (de exemplu, soare, pământ) poate fi determinată de legea gravitației
- presupunând că timpul orbital T și distanța (medie) r a unuia dintre sateliții săi (de ex. pământ, lună) sunt cunoscute
- Forța radială necesară FR = m * w2 * r, datorită mișcării circulare a satelitului, este dată de forța gravitațională F = y m M/r2 emanată de corpul central
- Ecuația ambelor forțe ? Acum se poate calcula masa corpului central (M = w2r 3/y = 4 ¶2r3/y T2)
- deci masa satelitului (de ex. pământ, lună) nu este necesară pentru a calcula masa corpului central ? de asemenea, dezavantaj, deoarece nu este posibilă determinarea masei satelitului
- Masa soarelui în timp orbital T = 365 d 6 h 9 min 10 s de pământ în jurul soarelui, distanța medie între pământ și soare r = 1.496 * 1011m

? Masa sonei M = 1,989 * 1030 kg

(Anul sideral ? intervalul de timp în care corpurile cerești trebuie să stea în fața aceleiași stele fixe, observate de pe pământ)

1. forța gravitațională îndreptată spre centrul de greutate al pământului (F = y m M/R2)
2. și prin forța centrifugă Fz = m w2r cu r = R * cos a (latitudine ageografică)

Forța centrifugă, Forța centrifugă, forța care încearcă să tragă un corp în mișcare spre exterior din centru în timpul unei mișcări de rotație. Este o forță inerțială, adică apare numai atunci când corpul este forțat să iasă din mișcarea sa dreaptă de o altă forță (forță centripetă)

- Accelerația centrifugă, pământul ca sistem de referință accelerat, are o valoare mai mică decât accelerația gravitațională
- ambele au ca rezultat o accelerație gravitațională g, care se schimbă atât în ​​dimensiune cât și în direcție cu latitudinea geografică
- Suprafața Pământului setată perpendicular pe accelerația datorată gravitației nu este deci o sferă într-o primă aproximare, ci un elipsoid turtit de revoluție
- suprafața reală a pământului este o structură neregulată