Примена на законот за гравитација - ГРИН
Презентација/есеј (училиште) 2001 година 6 страници
Примерок за читање
Примена на законот за гравитација
1. Вовед во законот за гравитација
2 апликации
2.1. Астрономска одредување на масата
2.2. плима
2.3. Понатамошни апликации, како и општи
3. Влегување во работни листови
1. Вовед:
Теорија на механика и гравитација „Philosophiae naturalis principia mathematica“
- исто така покажа дека вториот закон на Кеплер може да се објасни со претпоставка на централна сила (сила што произлегува од централното тело - сонце)
- Закон за гравитација со помош на третиот закон на Кеплер, бидејќи откри дека централната сила треба да се намали обратно до квадратот на растојанието
- обратно, тој покажа дека законите на Кеплер можат да се заклучат од законот за гравитација и неговите аксиоми
- Кеплер, Јоханес, * 1571, 1630 †, германски астроном, Кајзерл. Математичар; пронајдени
врз основа на резултатите од набудувањето на Тихос кои вежбаат по него. Закони за движење на планетите (закони на Кеплер) (Тихо беше учител на Кеплер во Прага околу 1600 година, наследник по неговата смрт)
- Закони на Кеплер, 1. Орбитите на планетите се елипси, во една од нив
Фокусот е на сонцето. 2. Зракот од сонцето до планетата поминува низ истите области во исто време. 3. Третите моќи (коцки) на
главните полуаксови на планетарните орбити се однесуваат како квадратите на орбиталните времиња (Т2 = С р3; Ц = константа, со оној за планетите што се движат околу Сонцето)
Закон за гравитација: Кои било две тела со маса m1 и m2 се привлекуваат едни со други со гравитационата сила F во правец на линиите за поврзување на нивните тежински центри. Гравитационата сила е пропорционална на производот на нивните маси m1 и m2 и обратно пропорционална на квадратот на нивното растојание r.
-y е константа ? Гравитациона константа y = 6,673 * 10-11Nm2/kg2
2. Апликација
- Масата М на централното тело (на пример, сонцето, земјата) може да се одреди со законот на гравитацијата
- под претпоставка дека орбиталното време Т и (средното) растојание r на еден од неговите сателити (на пример, земја, месечина) се познати
- Потребната радијална сила FR = m * w2 * r, што се должи на кружното движење на сателитот, се дава со гравитационата сила F = y m M/r2 што произлегува од централното тело
- Равенка на обете сили ? Сега може да се пресмета масата на централното тело (M = w2r 3/y = 4 ¶2r3/y T2)
- така, масата на сателитот (на пример, земја, месечина) не е неопходна за да се пресмета масата на централното тело ? исто така неповолна положба, бидејќи не е можно одредување на сателитската маса
- Маса на сонцето според орбиталното време T = 365 d 6 h 9 min 10 s на земјата околу сонцето, просечното растојание помеѓу земјата и сонцето r = 1,496 * 1011m
? Маса на соне М = 1,989 * 1030 кг
(Сидереална година? Временски период што небесните тела треба да стојат пред истата фиксна starвезда, наб observedудувана од земјата)
1. гравитационата сила насочена кон центарот на гравитација на земјата (F = y m M/R2)
2. и со центрифугална сила Fz = m w2r со r = R * cos a (агеографска ширина)
Центрифугална сила, Центрифугална сила, сила што се обидува да го повлече подвижното тело нанадвор од центарот за време на ротационо движење. Тоа е инерцијална сила, т.е. настанува само кога телото е принудено да се повлече од движењето на неговата права линија од друга сила (центрипетална сила)
- Центрифугалното забрзување, земјата како забрзан референтен систем, има помала вредност од гравитационото забрзување
- обете заедно резултираат во гравитациско забрзување g, што се менува и во големината и во правецот со географската ширина
- Земјината површина поставена нормално на забрзувањето поради гравитацијата не е сфера при првото приближување, туку срамнет со земја елипсоид на револуција
- вистинската површина на земјата е неправилна структура