Приложение на закона за гравитацията - GRIN
Презентация/есе (училище) 2001 6 страници
Проба за четене
Приложение на закона за гравитацията
1. Въведение в закона за гравитацията
2 приложения
2.1. Астрономично определяне на масата
2.2. прилив
2.3. Допълнителни приложения, както и общи
3. Преглед на работни листове
1. Въведение:
“Philosophiae naturalis princiia mathematica” механика и теория на гравитацията
- също показа, че вторият закон на Кеплер може да се обясни чрез приемане на централна сила (сила, излъчвана от централното тяло - слънце)
- Закон за гравитацията с помощта на третия закон на Кеплер, тъй като той откри, че централната сила трябва да намалее обратно на квадрата на разстоянието
- обратно, той показа, че законите на Кеплер могат да бъдат изведени от закона за гравитацията и неговите аксиоми
- Кеплер, Йоханес, * 1571, † 1630, немски астроном, Кайзерл. Математик; намерен
въз основа на резултатите от наблюдението на Тихос, който практикува след него. Закони на планетарното движение (законите на Кеплер) (Тихо е учител на Кеплер в Прага около 1600 г., наследник след смъртта му)
- Законите на Кеплер, 1. Орбитите на планетите са елипси, в една от които
Фокусът е върху слънцето. 2. Лъчът от слънцето към планетата преминава едновременно върху едни и същи области. 3. Третите степени (кубчета) на
основните полуоси на планетарните орбити се държат като квадратите на орбиталните времена (T2 = C r3; C = константа, с тази за планетите, движещи се около слънцето)
Закон за гравитацията: Всякакви две тела с маса m1 и m2 се привличат взаимно с гравитационната сила F по посока на свързващите линии на техните гравитационни центрове. Гравитационната сила е пропорционална на произведението на техните маси m1 и m2 и обратно пропорционална на квадрата на тяхното разстояние r.
-y е константа ? Гравитационна константа y = 6,673 * 10-11Nm2/kg2
2. Приложение
- Масата М на централно тяло (например слънце, земя) може да се определи от закона на гравитацията
- ако приемем, че времето на орбита T и (средното) разстояние r на един от неговите спътници (напр. Земя, Луна) са известни
- Необходимата радиална сила FR = m * w2 * r, поради кръговото движение на спътника, се дава от гравитационната сила F = y m M/r2, излъчвана от централното тяло
- Уравнение на двете сили ? Вече може да се изчисли масата на централното тяло (M = w2r 3/y = 4 ¶2r3/y T2)
- по този начин масата на спътника (напр. Земя, Луна) не е необходима, за да се изчисли масата на централното тяло ? също недостатък, тъй като не е възможно определяне на сателитната маса
- Масата на слънцето по време на орбита T = 365 d 6 h 9 min 10 s на земята около слънцето, средното разстояние между земята и слънцето r = 1.496 * 1011m
? Маса на сона М = 1,989 * 1030кг
(Сидерична година ? период от време, през който небесните тела трябва да застанат пред една и съща неподвижна звезда, наблюдавана от земята)
1. гравитационната сила, насочена към центъра на тежестта на земята (F = y m M/R2)
2. и чрез центробежна сила Fz = m w2r с r = R * cos a (агеографска ширина)
Центробежна сила, Центробежна сила, силата, която се опитва да изтегли движещо се тяло навън от центъра по време на въртеливо движение. Това е инерционна сила, т.е. възниква само когато тялото е принудено да излезе от праволинейното си движение от друга сила (центростремителна сила)
- Центробежното ускорение, земята като ускорена референтна система, има по-малка стойност от гравитационното ускорение
- и двете заедно водят до гравитационно ускорение g, което се променя както по размер, така и по посока с географска ширина
- Следователно земната повърхност, разположена перпендикулярно на ускорението поради гравитацията, не е сфера в първо приближение, а сплескан елипсоид на въртене
- реалната повърхност на земята е неправилна структура