Ciążenie powszechne (grawitacja) - Notatki - Fizyka, Notatki'z Fizyka. Warsaw University of Technology
alien85
alien8514 March 2013

Ciążenie powszechne (grawitacja) - Notatki - Fizyka, Notatki'z Fizyka. Warsaw University of Technology

PDF (515.9 KB)
10 strona
856Liczba odwiedzin
Opis
Notatki dotyczące tematów z fizyki: ciążenie powszechne (grawitacja); doświadczenie Cavendisha, prawa Keplera ruchu planet
20punkty
Punkty pobierania niezbędne do pobrania
tego dokumentu
Pobierz dokument
Podgląd3 strony / 10
To jest jedynie podgląd.
Zobacz i pobierz cały dokument.
To jest jedynie podgląd.
Zobacz i pobierz cały dokument.
To jest jedynie podgląd.
Zobacz i pobierz cały dokument.
To jest jedynie podgląd.
Zobacz i pobierz cały dokument.
Wyk³ad 6

Z. Kąkol-Notatki do Wykładu z Fizyki

Wykład 6

6. Ciążenie powszechne (grawitacja)

6.1 Prawo powszechnego ciążenia

Newton - 1665 spadanie ciał. Skoro istnieje siła przyciągania pomiędzy dowolnym ciałem i Ziemią, to musi istnieć siła między każdymi dwoma masami m1 i m2. Skoro siła jest proporcjonalna do masy ciała to musi być proporcjonalna do każdej z mas m1 i m2 oddzielnie czyli:

Fm1m2 Newton zastanawiał się również, czy siła działająca na ciała będzie malała wraz ze wzrostem odległości. Doszedł do wniosku, że gdyby ciało znalazło się w odległości ta- kiej jak Księżyc to będzie ono miało takie samo przyspieszenie jak Księżyc bowiem natura siły grawitacyjnej pomiędzy Ziemią i Księżycem jest taka sama jak pomiędzy Ziemią i każdym ciałem. Przykład 1

Obliczmy jakie jest przyspieszenie Księżyca i jaki jest stosunek przyspieszenia Księżyca do przyspieszenia grawitacyjnego przy powierzchni Ziemi? Zastosujemy równanie na przyspieszenie dośrodkowe (wykład 3 - ruch jednostajny po okręgu). Wówczas:

2

2 2

2 4 T

RR R

a KK K

π ω === v

gdzie RK jest odległością od Ziemi do Księżyca. Ta odległość wynosi 3.86·105 km, a okres obiegu Księżyca T = 27.3 dnia. Otrzymujemy więc

a = 2.73·10-3 m/s2 W pobliżu powierzchni Ziemi przyspieszenie wynosi 9.8 m/s2. Stąd stosunek przyspie- szeń wynosi:

a/g = 1/3590 ≅ (1/60)2

W granicach błędu a/g = . 22 / KZ RR Newton wykonał takie obliczenia i wyciągnął wniosek, że siła przyciągania między dwoma masami maleje odwrotnie proporcjonalnie do kwadratu odległości między nimi (odległość między środkami mas). Sformułował więc prawo powszechnego ciążenia

2 21~

r mmF

Stałą proporcjonalności oznacza się G, więc

6-1

docsity.com

Z. Kąkol-Notatki do Wykładu z Fizyki

2 21

r mmGF = (6.1)

Newton oszacował wartość stałej G zakładając średnią gęstość Ziemi ρ = 5·103 kg/m3 (porównać to z gęstością pierwiastków z układu okresowego np. ρSi = 2.8·103 kg/m3, ρFe = 7.9·103 kg/m3). Punktem wyjścia jest równanie:

2 21

r mmGF =

Jeżeli weźmiemy r = RZ to otrzymamy:

2 21

ZR mmGF =

Zgodnie z II zasadą Newtona F = ma, gdzie a = g. Stąd

mg R mmG Z

=2 21

więc

Z

Z

M gRG

2

=

Wiemy, że MZ = ρVZ więc

Z Z

Z

R g

R

gRG πρπρ 4 3

3 4 3

2

==

Uwzględniając RZ = 6.37·106 m otrzymamy G = 7.35·10-11 Nm2/kg2 co jest wartością tylko o 10% większą niż ogólnie przyjęta wartość 6.67·10-11 Nm2/kg2. Porównując przyspieszenie grawitacyjne na orbicie Księżyca i na powierzchni Ziemi, Newton zakładał, że Ziemia zachowuje się tak jakby jej cała masa była skupiona w środku. Zgadywał, że tak ma być ale dowód matematyczny przeprowadził dopiero 20 lat później (wtedy też sformułował rachunek całkowy). Równanie (6.1) nazywa się prawem powszechnego ciążenia, ponieważ dokładnie to sa- mo prawo stosuje się do wszystkich sił grawitacyjnych. To samo prawo wyjaśnia spada- nie ciał na Ziemię, tłumaczy ruch planet, pozwala obliczyć ich masy i okresy obiegu. Przykład 2 Jaki był okres obiegu Księżyca przez moduł statku Apollo?

F = ma

6-2

docsity.com

Z. Kąkol-Notatki do Wykładu z Fizyki

2R mMGF K=

gdzie MK jest masą Księżyca, a R promieniem orbity po jakiej krąży moduł o masie m. Ponieważ przyspieszenie

2

24 T

Ra π=

więc

 

  

 = 2

2

2

4 T

Rm R

mMG K π

KGM RT

32 2 4π=

KGM RT

3

2π=

Podstawiając wartości liczbowe: promień Księżyca R = 1740 km, masę MK = 7.35·1022 kg i G = 6.67·10-11 Nm2/kg2, otrzymamy T = 6.5·103 s czyli 108 minut.

6.2 Doświadczenie Cavendisha

Newton obliczył wartość stałej G na podstawie przyjętego założenia o średniej war- tości gęstości Ziemi. Gdyby Ziemia miała tak jak gwiazdy jądro o super wielkiej gęsto- ści to wynik uzyskany przez Newtona byłby obarczony dużym błędem. Czy można wy- znaczyć stałą G w laboratorium niezależnie od masy Ziemi i tym samym uniknąć błędu związanego z szacowaniem gęstości Ziemi? W tym celu trzeba zmierzyć siłę oddziaływania dwóch mas m1 i m2 umieszczonych w odległości x (rysunek).

x

m1 m2 F F

Wówczas siła

F = Gm1m2/x2

czyli

21

2

mm FxG =

6-3

docsity.com

Z. Kąkol-Notatki do Wykładu z Fizyki

Zauważmy, że dla mas każda po 1 kg oddalonych od siebie o 10 cm siła F ma wartość F = 6.67·10-9 N tj. 109 razy mniej niż ciężar 1 kg i jest za mała by ją wykryć (dokładnie) zwykłymi metodami. Problem ten rozwiązał Henry Cavendish w 1797 r. Wykorzystał on fakt, że siła po- trzebna do skręcenia długiego, cienkiego włókna kwarcowego o kilka stopni jest bardzo mała. Cavendish najpierw wykalibrował włókna, a następnie zawiesił na nich pręt z dwiema małymi kulkami ołowianymi na końcach (rysunek a). Następnie w pobliżu każ- dej z kulek umieścił większą kulę ołowianą i zmierzył precyzyjnie kąt o jaki obrócił się pręt (rysunek b). Pomiar wykonane metodą Cavendisha dają wartość G = 6.67·10-11 Nm2/kg2.

m

m

M M

α

a) b)

6.2.1 Ważenie Ziemi

Mając już godną zaufania wartość G, Cavendish wyznaczył MZ z równania:

G gRM ZZ

2

=

Wynik pomiaru jest równie dokładny jak wyznaczenia stałej G. Cavendish wyznaczył też masę Słońca, Jowisza i innych planet, których satelity zostały zaobserwowane. Np. na rysunku poniżej niech M będzie masą Słońca, a m masą planety krążącej wokół Słońca np. Ziemi.

6-4

docsity.com

Z. Kąkol-Notatki do Wykładu z Fizyki

R M

m

Wtedy

F = GMm/R2

Ponieważ przyspieszenie

a = 4π2R/T

to z równania F = ma otrzymujemy

 

  

 = 2

2

2

4 T

Rm R MmG π

czyli

2

324 GT

RM π=

Jeżeli R jest odległością Ziemia - Słońce, T = 1 rok, to M jest masą Słońca. Podobne obliczenia można przeprowadzić dla innych planet.

6.3 Prawa Keplera ruchu planet

Zanim Newton zapostulował prawo powszechnego ciążenia, Johannes Kepler stwierdził, że ruch planet stosuje się do trzech prostych praw. Prawa Keplera wzmocni- ły hipotezę Kopernika. Praca Keplera (1609 - 1619) była wielkim odkryciem i aktem odwagi zwłaszcza po tym jak w 1600 roku spalono na stosie Giordana Bruno zwolenni- ka systemu heliocentrycznego. Przypomnijmy, że nawet Galileusz został zmuszony do publicznego odwołania swoich poglądów (1633 r) mimo, że papież był jego przyjacie- lem. Dogmatem wtedy był pogląd, że planety poruszają się wokół Ziemi po skomplikowa- nych torach, które są złożeniem pewnej liczby okręgów. Np. do opisania orbity Marsa trzeba było około 12 okręgów różnej wielkości. Kepler poszukiwał nieskomplikowanej geometrycznie orbity, żeby udowodnić że Mars i Ziemia muszą obracać się wokół Słońca. Po latach pracy odkrył trzy proste prawa, które zgadzały się z wynikami pomiarowymi pozycji planet z bardzo dużą dokładno- ścią. Te prawa stosują się też do satelitów okrążających jakąś planetę.

6-5

docsity.com

Z. Kąkol-Notatki do Wykładu z Fizyki

Pierwsze prawo Keplera Każda planeta krąży po orbicie eliptycznej, ze Słońcem w jednym z ognisk tej elipsy. Drugie prawo Keplera (prawo równych pól)Linia łącząca Słońce i planetę zakreśla równe pola w równych odstępach czasu. Trzecie prawo Keplera Sześciany półosi wielkich orbit dowolnych dwóch planet mają się do siebie jak kwadra- ty ich okresów obiegu. (Półoś wielka jest połową najdłuższej cięciwy elipsy).

Dla orbit kołowych 2 2

2 1

3 2

3 1

T T

R R

=

Newton rozwijając swoją teorię potrafił dowieść, że tylko wtedy, gdy siła jest odwrotnie proporcjonalna do kwadratu odległości, orbita dowolnej planety jest elipsą ze Słońcem

w jednym z ognisk oraz, że 2 2

2 1

3 2

3 1

T T

R R

= . Newton wyprowadził prawa Keplera z zasad dy-

namiki. Przykładowo wyprowadźmy III prawo Keplera dla planet poruszających się po orbitach kołowych. Korzystając z otrzymanego uprzednio wzoru na masę Słońca otrzymamy dla pierwszej planety:

2 1

3 1

24 GT

R M

π =

a dla drugiej

2 2

3 2

24 GT

RM π=

Porównując otrzymamy

2 2

2 1

3 2

3 1

2 2

3 2

2 1

3 1 czyli

T T

R R

T R

T R

==

Drugie prawo Keplera wynika z zasady zachowania pędu (dowód można pominąć).

6.4 Ciężar

Ciężar zazwyczaj definiujemy jako siłę ciążenia działającą na ciało. W pobliżu po- wierzchni Ziemi dla ciała o masie m będzie ona równa mg. Na Księżycu ciężar jest mniejszy w porównaniu z ciężarem na Ziemi około sześć razy.

165.02 2

2

2

=== KZ

ZK

Z

Z

K

K

Z

K

RM RM

R mMG

R mMG

F F

Definicja ciężaru może być myląca. Np. astronauta pomimo, że działa na niego jeszcze siła ciążenia uważa, że jest w stanie nieważkości. Fizjologiczne odczucie ciężaru czyli ile siły trzeba włożyć np. do podniesienia ręki.

6-6

docsity.com

Z. Kąkol-Notatki do Wykładu z Fizyki

6.4.1 Ciężar pozorny, masa bezwładna i masa grawitacyjna

Ważną konsekwencją tego, że siła grawitacyjna działająca na ciało jest proporcjo- nalna do jego masy, jest możliwość pomiaru masy za pomocą mierzenia siły grawita- cyjnej. Można to zrobić używając wagi sprężynowej albo porównując siły grawitacyjne działające na masę znaną (wzorzec) i na masę nieznaną innymi słowy ważąc ciało na wadze. Powstaje pytanie czy w obu metodach mierzymy tę samą właściwość. Np. gdy spróbujemy pchnąć klocek po idealnie gładkiej poziomej powierzchni to wymaga to pewnego wysiłku, a przecież ciążenie nie pojawia się tu w ogóle. Konieczność przyło- żenia siły jest związana z masą. Ta masa występuje we wzorze F = ma. Nazywamy ją masą bezwładną m. W innej sytuacji utrzymujemy ten klocek uniesiony w górę w stanie spoczynku. Bezwładność nie odgrywa tu żadnej roli bo ciało nie przyspiesza, jest w spoczynku. Ale musimy używać siły o wartości równej przyciąganiu grawitacyjnemu między ciałem i Ziemią, żeby ciało nie spadło. Odgrywa tu rolę ta właściwość ciała, która powoduje jego przyciąganie przez inne obiekty takie jak Ziemia i siła jest tu dana wzorem

2

'

Z

Z

R MmGF =

gdzie m' jest masą grawitacyjną. Czy m i m' ciała są sobie równe? Masa bezwładna m spadając swobodnie w pobliżu powierzchni Ziemi ma przyspiesze- nie a1, przy czym

1

2 1

11 '

Z

Z

R Mm

Gam =

jeżeli inna masa m2 uzyskuje inne przyspieszenie a2 to

2 2

22 '

Z

Z

R MmGam =

Dzieląc te równania przez siebie otrzymamy

' '

2

1

22

11

m m

am am

=

Widzimy, że jeżeli wszystkie ciała spadają z tym samym przyspieszeniem a1 = a2 = g to stosunek mas bezwładnych jest równy stosunkowi mas grawitacyjnych. Jeżeli dla jednej substancji ustalimy, że masa bezwładna jest równa masie grawitacyjnej to prawdziwe to będzie dla wszystkich substancji. Aktualnie jesteśmy w stanie stwierdzić, że a1 = a2 z dokładnością 10-10. Te wyniki sugerują, że masa bezwładna jest równa masie grawita- cyjnej. To stwierdzenie nazywa się zasadą równoważności. Konsekwencją jest to, że nie można rozróżnić między przyspieszeniem układu (labora- torium), a przyspieszeniem grawitacyjnym. Ta zasada jest punktem wyjścia ogólnej teo- rii względności Einsteina.

6-7

docsity.com

Z. Kąkol-Notatki do Wykładu z Fizyki

6.5 Pole grawitacyjne

Na przykładzie sił grawitacyjnych omówimy ważne w fizyce pojęcie pola. Nasze rozważania rozpoczynamy od umieszczenia masy M w początku układu. W punkcie przestrzeni opisanym wektorem r znajduje się natomiast masa m. Wektor r opisuje po- łożenie masy m względem masy M więc siłę oddziaływania grawitacyjnego między ty- mi masami (równanie 6.1) możemy zapisać w postaci wektorowej

r rF 32 r

MmG rr

MmG −=−= (6.2)

Zwróćmy uwagę, że siłę tę możemy potraktować jako iloczyn masy m i wektora γ(r) przy czym

r Fr 3)( r

MG m

−==γ (6.3)

Jeżeli w punkcie r umieścilibyśmy inną masę np. m' to ponownie moglibyśmy zapisać siłę jako iloczyn masy m' i tego samego wektora γ(r)

)('' rγmF = Widzimy, że wektor γ(r) nie zależy od obiektu na który działa siła (masy m) ale zależy od źródła siły (masa M) i charakteryzuje przestrzeń otaczającą źródło (wektor r). Ozna- cza to, że masa M stwarza w punkcie r takie warunki, że umieszczona w nim masa modczuje działanie siły. Inaczej mówiąc masie M przypisujemy obszar wpływu (działa- nia), czyli pole.

Zwróćmy uwagę, że rozdzieliliśmy siłę na dwie części. Stwierdzamy, że jedna masa wytwarza pole, a następnie to pole działa na drugą masę. Taki opis pozwala uniezależ- nić się od obiektu (masy m) wprowadzanego do pola. Z pojęcia pola korzysta się nie tylko w związku z grawitacją. Jest ono bardzo uży- teczne również przy opisie zjawisk elektrycznych i magnetycznych. Źródłami i obiek- tami działania pola elektrycznego są ładunki w spoczynku, a pola magnetycznego ła- dunki w ruchu. Właściwości pól wytwarzanych przez ładunki elektryczne omówimy w dalszych rozdziałach. Chociaż pole jest pojęciem abstrakcyjnym jest bardzo użyteczne i znacznie uprasz- cza opis wielu zjawisk. Na przykład gdy mamy do czynienia z wieloma masami, mo- żemy najpierw obliczyć w punkcie r pole pochodzące od tych mas, a dopiero potem siłę działającą na masę umieszczoną w tym punkcie. Z polem sił wiąże się nie tylko przestrzenny rozkład wektora natężenia pola, ale również przestrzenny rozkład energii. Właśnie zagadnieniom dotyczącym pracy i energii są poświecone następne rozdziały.

6.5.1 Pole grawitacyjne wewnątrz kuli Rozpatrzmy teraz pole czaszy kulistej o masie m i promieniu R. Dla r > R pole jest

równe Gm/r2 tj. tak jakby cała masa była skupiona w środku kuli (przykład z satelitą). Jakie jest jednak pole wewnątrz czaszy?

6-8

docsity.com

Z. Kąkol-Notatki do Wykładu z Fizyki

Rozważmy przyczynki od dwóch leżących naprzeciwko siebie powierzchni A1 i A2 w punkcie P wewnątrz czaszy (rysunek poniżej). Fragment A1 czaszy jest źródłem siły F1 ~ A1/(r1)2 ciągnącej w lewo. Powierzchnia A2 jest źródłem siły ciągnącej w prawo F2 ~ A2/(r2)2 .

A1 A2 Pr1 r2

Mamy więc

2 1

2 2

2

1

2

1

r r

A A

F F

=

Z rozważań geometrycznych widać, że

2 2

2 1

2

1

r r

A A

=

(pola powierzchni stożków ~ do kwadratu wymiarów liniowych) Po podstawieniu do pierwszego równania otrzymujemy

1 2

1 = F F

Tak więc wkłady wnoszone przez A1 i A2 znoszą się. Można w ten sposób podzielić całą czaszę i uzyskać siłę wypadkową równą zero. Tak więc wewnątrz czaszy pole grawita- cyjne jest równe zeru. Pole wewnątrz czaszy mającej skorupę dowolnej grubości też jest zero bo możemy podzielić tę skorupę na szereg cienkich warstw koncentrycznych. Na rysunku poniżej przedstawiono pełną kulę o promieniu R i masie M.

P

R

r

W punkcie P pole pochodzące od zewnętrznej warstwy jest zerem. Pole pochodzi więc tylko od kuli o promieniu r czyli

a = Gm/r2 lub a = GρV/r2

6-9

docsity.com

Z. Kąkol-Notatki do Wykładu z Fizyki

Dla kuli V = 4πr3/3. Gęstość 3

3 4 R

M

π ρ = więc pole w punkcie P wynosi r

R MGa 3=

Widzimy, że pole zmienia się liniowo z r.

a

g

r RZ

~r ~1/r 2

6-10

docsity.com

komentarze (0)
Brak komentarzy
Bądź autorem pierwszego komentarza!
To jest jedynie podgląd.
Zobacz i pobierz cały dokument.
Docsity is not optimized for the browser you're using. In order to have a better experience we suggest you to use Internet Explorer 9+, Chrome, Firefox or Safari! Download Google Chrome