Maa ja päikese vaheline gravitatsioonijõud. Gravitatsioonijõud ja universaalse gravitatsiooni jõud. Gravitatsiooni seadus

Selles osas räägime Newtoni hämmastavast oletusest, mis viis universaalse gravitatsiooniseaduse avastamiseni.
Miks kukub kätest vabanenud kivi maapinnale? Kuna seda tõmbab Maa, ütleb igaüks teist. Tegelikult langeb kivi Maale vabalangemise kiirendusega. Järelikult mõjub kivile Maa poolelt Maa poole suunatud jõud. Newtoni kolmanda seaduse järgi toimib kivi ka Maa peal sama kivile suunatud jõumooduliga. Teisisõnu, Maa ja kivi vahel toimivad vastastikused tõmbejõud.
Newtoni oletus
Newton oli esimene, kes esmalt arvas ja seejärel rangelt tõestas, et põhjus, mis põhjustas kivi Maale langemise, Kuu liikumise ümber Maa ja planeetide ümber Päikese, on üks ja sama. See on gravitatsioonijõud, mis toimib universumi mis tahes kehade vahel. Siin on tema arutluskäik, mis on antud Newtoni peateoses "Loodusfilosoofia matemaatilised põhimõtted": "Risontaalselt visatud kivi kaldub kõrvale.
, \\
1
/ /
Kell
Riis. 3.2
gravitatsiooni mõjul sirgelt rajalt ja olles kirjeldanud kõverat trajektoori, langeb lõpuks Maale. Kui visata seda suurema kiirusega,! siis see langeb veelgi” (joon. 3.2). Neid kaalutlusi jätkates jõuab Newton \ järeldusele, et kui poleks õhutakistust, siis kivist visatud kivi trajektoor. kõrge mägi teatud kiirusega võiks muutuda selliseks, et ei jõuaks üldse kunagi Maa pinnale, vaid liiguks selle ümber "nii nagu planeedid kirjeldavad oma orbiite taevakosmoses".
Nüüd oleme satelliitide liikumisega ümber Maa nii ära harjunud, et Newtoni mõtet pole vaja lähemalt seletada.
Niisiis on Newtoni järgi Kuu liikumine ümber Maa või planeetide liikumine ümber Päikese samuti vabalangemine, kuid ainult kukkumine, mis kestab peatumata miljardeid aastaid. Sellise “langemise” (olgu me tõesti räägime tavalise kivi kukkumisest Maale või planeetide liikumisest nende orbiitidel) põhjuseks on universaalne gravitatsioonijõud. Millest see jõud sõltub?
Raskusjõu sõltuvus kehade massist
Paragrahvis 1.23 rääkisime kehade vabast langemisest. Mainiti Galileo katseid, mis tõestasid, et Maa edastab antud kohas kõikidele kehadele sama kiirenduse, olenemata nende massist. See on võimalik ainult siis, kui gravitatsioonijõud Maa suhtes on otseselt võrdeline keha massiga. Just sel juhul on vaba langemise kiirendus, mis on võrdne raskusjõu ja keha massi suhtega, konstantne väärtus.
Tõepoolest, sel juhul põhjustab massi m suurenemine näiteks kahekordselt jõu F mooduli suurenemist ka kahekordseks ja kiirenduseks
F
reenium, mis on võrdne suhtega - , jääb muutumatuks.
Üldistades seda järeldust mis tahes kehade vaheliste gravitatsioonijõudude kohta, järeldame, et universaalne gravitatsioonijõud on otseselt võrdeline selle keha massiga, millele see jõud mõjub. Kuid vastastikuses tõmbes osalevad vähemalt kaks keha. Newtoni kolmanda seaduse kohaselt allub igaüks neist samale gravitatsioonijõudude moodulile. Seetõttu peavad kõik need jõud olema võrdelised nii ühe keha massiga kui ka teise keha massiga.
Seetõttu on kahe keha vaheline universaalne gravitatsioonijõud otseselt võrdeline nende masside korrutisega:
F - siin2. (3.2.1)
Mis veel määrab teiselt kehalt antud kehale mõjuva gravitatsioonijõu?
Raskusjõu sõltuvus kehadevahelisest kaugusest
Võib eeldada, et gravitatsioonijõud peaks sõltuma kehade vahelisest kaugusest. Selle oletuse õigsuse kontrollimiseks ja gravitatsioonijõu sõltuvuse leidmiseks kehadevahelisest kaugusest pöördus Newton Maa satelliidi – Kuu – liikumise poole. Selle liikumist uuriti tol ajal palju täpsemalt kui planeetide liikumist.
Kuu tiirlemine ümber Maa toimub nendevahelise gravitatsioonijõu mõjul. Ligikaudu võib Kuu orbiiti pidada ringiks. Seetõttu annab Maa Kuule tsentripetaalse kiirenduse. See arvutatakse valemiga
l 2
a \u003d - Tg
kus B on Kuu orbiidi raadius, mis võrdub ligikaudu 60 Maa raadiusega, T \u003d 27 päeva 7 h 43 min \u003d 2,4 106 s on Kuu tiirlemise periood ümber Maa. Võttes arvesse, et Maa raadius R3 = 6,4 106 m, saame, et Kuu tsentripetaalne kiirendus on võrdne:
2 6 4k 60 ¦ 6,4 ¦ 10
M „ „„ „. , O
a = 2 ~ 0,0027 m/s*.
(2,4 ¦ 106 s)
Kiirenduse leitud väärtus on ligikaudu 3600 = 602 korda väiksem kui Maapinna lähedal asuvate kehade vabalangemise kiirendus (9,8 m/s2).
Seega tõi keha ja Maa vahelise kauguse suurenemine 60 korda kaasa Maa gravitatsiooni kiirenduse ja sellest tulenevalt gravitatsioonijõu enda vähenemise 602 korda.
See viib olulise järelduseni: kiirendus, mis annab kehadele Maa külgetõmbejõu, väheneb pöördvõrdeliselt Maa keskpunkti kauguse ruuduga:
ci
a = -k, (3.2.2)
R
kus Cj on konstantne koefitsient, kõigi kehade jaoks sama.
Kepleri seadused
Planeetide liikumise uurimine näitas, et selle liikumise põhjustab gravitatsioonijõud Päikese suunas. Kasutades Taani astronoomi Tycho Brahe hoolikaid pikaajalisi vaatlusi, saksa teadlane Johannes Kepler 17. sajandi alguses. kehtestas planeetide liikumise kinemaatilised seadused – nn Kepleri seadused.
Kepleri esimene seadus
Kõik planeedid liiguvad ellipsis, mille ühes fookuses on Päike.
Ellips (joonis 3.3) on tasane suletud kõver, mille mis tahes punktist kahe fikseeritud punktini, mida nimetatakse fookusteks, kauguste summa on konstantne. See kauguste summa võrdub ellipsi peatelje AB pikkusega, s.o.
FgP + F2P = 2b,
kus Fl ja F2 on ellipsi fookused ning b = ^^ on selle poolsuurtelg; O on ellipsi keskpunkt. Päikesele lähimat orbiidi punkti nimetatakse periheeliks ja sellest kaugeimat punkti p.

IN
Riis. 3.4
"2
B A A afeel. Kui Päike on fookuses Fr (vt joonis 3.3), siis punkt A on periheel ja punkt B afeel.
Kepleri teine seadus
Planeedi raadius-vektor samade ajavahemike jaoks kirjeldab võrdseid alasid. Seega, kui varjutatud sektoritel (joonis 3.4) on sama pindala, läbib planeet võrdsete ajavahemike järel rajad si> s2> s3. Jooniselt on näha, et Sj > s2. Järelikult ei ole planeedi joonkiirus tema orbiidi erinevates punktides sama. Periheelis on planeedi kiirus suurim, afeelis - väikseim.
Kepleri kolmas seadus
Päikese ümber asuvate planeetide tiirlemisperioodide ruudud on omavahel seotud nende orbiitide poolsuurtelgede kuubikutena. Tähistades ühe planeedi orbiidi poolsuurtelge ja pöördeperioodi läbi bx ja Tv ning teise - läbi b2 ja T2, saab Kepleri kolmanda seaduse kirjutada järgmiselt:

Sellest valemist on näha, et mida kaugemal on planeet Päikesest, seda pikem on selle pöördeperiood ümber Päikese.
Kepleri seaduste põhjal saab teha teatud järeldusi Päikese poolt planeetidele antavate kiirenduste kohta. Lihtsuse huvides eeldame, et orbiidid ei ole elliptilised, vaid ringikujulised. Päikesesüsteemi planeetide jaoks ei ole see asendus väga umbkaudne.
Siis tuleks selles lähenduses Päikese küljelt lähtuv tõmbejõud suunata kõikide planeetide puhul Päikese keskpunkti.
Kui läbi T tähistame planeetide pöördeperioode ja läbi R nende orbiitide raadiusi, siis Kepleri kolmanda seaduse kohaselt võime kirjutada kahe planeedi kohta.
t\L? T2 R2
Normaalne kiirendus ringjoonel liikudes a = co2R. Seetõttu on planeetide kiirenduste suhe
Q-i GlD.
7G=-2~- (3-2-5)
2t:r0
Kasutades võrrandit (3.2.4), saame
T2
Kuna Kepleri kolmas seadus kehtib kõikide planeetide kohta, siis on iga planeedi kiirendus pöördvõrdeline selle kauguse ruuduga Päikesest:
Oh oh
a = -|. (3.2.6)
WT
Konstant C2 on kõigil planeetidel sama, kuid ei lange kokku konstandiga C2 kehadele antava kiirenduse valemis gloobus.
Avaldised (3.2.2) ja (3.2.6) näitavad, et gravitatsioonijõud mõlemal juhul (tõmbumine Maale ja külgetõmbejõud Päikese poole) annab kõikidele kehadele kiirenduse, mis ei sõltu nende massist ja väheneb pöördvõrdeliselt keha ruuduga. nende vaheline kaugus:
F~a~-2. (3.2.7)
R
Gravitatsiooniseadus
Sõltuvuste (3.2.1) ja (3.2.7) olemasolu tähendab, et universaalse gravitatsioonijõu 12
TP.L Sh
F~
R2? ТТТ-i ТПп
F=G
1667. aastal sõnastas Newton lõpuks universaalse gravitatsiooni seaduse:
(3.2.8) R
Kahe keha vastastikuse tõmbejõud on võrdeline nende kehade masside korrutisega ja pöördvõrdeline nendevahelise kauguse ruuduga. Proportsionaalsustegurit G nimetatakse gravitatsioonikonstandiks.
Punkt- ja laiendatud kehade vastastikmõju
Universaalse gravitatsiooni seadus (3.2.8) kehtib ainult selliste kehade puhul, mille mõõtmed on nendevahelise kaugusega võrreldes tühised. Teisisõnu, see kehtib ainult materiaalsete punktide jaoks. Sel juhul on gravitatsioonilised vastasmõju jõud suunatud piki neid punkte ühendavat joont (joon. 3.5). Selliseid jõude nimetatakse keskseks.
Antud kehale teiselt kehalt mõjuva gravitatsioonijõu leidmiseks juhul, kui kehade suurust ei saa tähelepanuta jätta, toimige järgmiselt. Mõlemad kehad jagunevad vaimselt nii väikesteks elementideks, et igaüht neist võib pidada punktiks. Kui liidetakse antud keha igale elemendile mõjuvad gravitatsioonijõud teise keha kõikidest elementidest, saame sellele elemendile mõjuva jõu (joonis 3.6). Olles teinud sellise toimingu antud keha iga elemendiga ja liites tekkivad jõud, leiavad nad kogu sellele kehale mõjuva gravitatsioonijõu. See ülesanne on raske.
Siiski on üks praktiliselt oluline juhtum, kui valem (3.2.8) on rakendatav laiendatud kehadele. On võimalik tõestada
m^
Joonis fig. 3.5 Joon. 3.6
Võib väita, et sfäärilised kehad, mille tihedus sõltub ainult nende keskpunktide kaugustest, tõmbuvad nendevahelistel kaugustel, mis on suuremad kui nende raadiuste summa, jõududega, mille moodulid on määratud valemiga (3.2.8). . Sel juhul on R kuulide keskpunktide vaheline kaugus.
Ja lõpuks, kuna Maale langevate kehade mõõtmed on palju väiksemad kui Maa mõõtmed, võib neid kehasid pidada punktideks. Siis peaks valemis (3.2.8) R all aru saama kaugusest antud kehast Maa keskpunktini.
Kõikide kehade vahel eksisteerivad vastastikused tõmbejõud, mis sõltuvad kehadest endist (nende massist) ja nendevahelisest kaugusest.
? 1. Kaugus Marsist Päikeseni on 52% suurem kui kaugus Maast Päikeseni. Kui pikk on aasta Marsil? 2. Kuidas muutub kuulide vaheline tõmbejõud, kui alumiiniumkuulid (joonis 3.7) asendada sama massiga teraskuulikestega? sama maht?

Miks kukub kätest vabanenud kivi maapinnale? Kuna seda tõmbab Maa, ütleb igaüks teist. Tegelikult langeb kivi Maale vabalangemise kiirendusega. Järelikult mõjub kivile Maa poolelt Maa poole suunatud jõud. Newtoni kolmanda seaduse järgi toimib kivi ka Maa peal sama kivile suunatud jõumooduliga. Teisisõnu, Maa ja kivi vahel toimivad vastastikused tõmbejõud.

Newton oli esimene, kes esmalt arvas ja seejärel rangelt tõestas, et põhjus, mis põhjustas kivi Maale langemise, Kuu liikumise ümber Maa ja planeetide ümber Päikese, on üks ja sama. See on gravitatsioonijõud, mis toimib universumi mis tahes kehade vahel. Siin on tema arutluskäik Newtoni peateoses "Loodusfilosoofia matemaatilised põhimõtted":

"Risontaalselt visatud kivi kaldub gravitatsiooni mõjul sirgelt teelt kõrvale ja, kirjeldades kõverat trajektoori, langeb lõpuks Maale. Kui visata seda suurema kiirusega, siis see langeb veelgi” (joon. 1).

Neid arutluskäike jätkates jõuab Newton järeldusele, et kui poleks õhutakistust, siis võib kõrgelt mäelt teatud kiirusega visatud kivi trajektoor kujuneda selliseks, et see ei jõuaks üldse kunagi Maa pinnale, vaid liiguks. selle ümber “nagu kuidas planeedid kirjeldavad oma orbiite taevaruumis.

Nüüd oleme satelliitide liikumisega ümber Maa nii ära harjunud, et Newtoni mõtet pole vaja lähemalt seletada.

Niisiis on Newtoni järgi Kuu liikumine ümber Maa või planeetide liikumine ümber Päikese samuti vabalangemine, kuid ainult kukkumine, mis kestab peatumata miljardeid aastaid. Sellise “langemise” (olgu me tõesti räägime tavalise kivi kukkumisest Maale või planeetide liikumisest nende orbiitidel) põhjuseks on universaalne gravitatsioonijõud. Millest see jõud sõltub?

Raskusjõu sõltuvus kehade massist

Galileo tõestas, et vaba langemise ajal annab Maa kõikidele antud kohas asuvatele kehadele ühesuguse kiirenduse, olenemata nende massist. Kuid Newtoni teise seaduse järgi on kiirendus pöördvõrdeline massiga. Kuidas seletada, et kiirendus, mille Maa gravitatsioon annab kehale, on kõigi kehade puhul sama? See on võimalik ainult siis, kui Maa külgetõmbejõud on otseselt võrdeline keha massiga. Sel juhul põhjustab massi m suurenemine näiteks kahekordselt jõumooduli suurenemist F on samuti kahekordistunud ja kiirendus, mis on võrdne \(a = \frac (F)(m)\), jääb muutumatuks. Üldistades seda järeldust mis tahes kehade vaheliste gravitatsioonijõudude kohta, järeldame, et universaalne gravitatsioonijõud on otseselt võrdeline selle keha massiga, millele see jõud mõjub.

Kuid vastastikuses tõmbes osalevad vähemalt kaks keha. Newtoni kolmanda seaduse kohaselt allub igaüks neist samale gravitatsioonijõudude moodulile. Seetõttu peavad kõik need jõud olema võrdelised nii ühe keha massiga kui ka teise keha massiga. Seetõttu on kahe keha vaheline universaalne gravitatsioonijõud otseselt võrdeline nende masside korrutisega:

\(F \sim m_1 \cdot m_2\)

Raskusjõu sõltuvus kehadevahelisest kaugusest

Kogemustest on hästi teada, et vabalangemise kiirendus on 9,8 m/s 2 ja see on sama ka 1, 10 ja 100 m kõrguselt kukkuvate kehade puhul ehk see ei sõltu keha ja keha vahelisest kaugusest. maa. See näib tähendavat, et jõud ei sõltu kaugusest. Kuid Newton uskus, et kaugusi tuleks mõõta mitte pinnast, vaid Maa keskpunktist. Kuid Maa raadius on 6400 km. On selge, et mitukümmend, sadu või isegi tuhandeid meetriid maapinnast kõrgemal ei suuda vabalangemise kiirenduse väärtust märgatavalt muuta.

Et teada saada, kuidas kehade vaheline kaugus mõjutab nende vastastikuse tõmbejõudu, oleks vaja välja selgitada, milline on Maast piisavalt suurel kaugusel asuvate kehade kiirendus. Keha vaba langemist tuhandete kilomeetrite kõrguselt Maa kohalt on aga raske jälgida ja uurida. Kuid loodus ise tuli siin appi ja võimaldas määrata ümber Maa ringi liikuva ja seetõttu tsentripetaalset kiirendust omava keha kiirenduse, mille põhjustas loomulikult sama Maa külgetõmbejõud. Selline keha on Maa looduslik satelliit - Kuu. Kui Maa ja Kuu vaheline tõmbejõud ei sõltuks nendevahelisest kaugusest, siis oleks Kuu tsentripetaalne kiirendus sama suur kui Maa pinna lähedale vabalt langeva keha kiirendus. Tegelikkuses on Kuu tsentripetaalne kiirendus 0,0027 m/s 2 .

Tõestame seda. Kuu tiirlemine ümber Maa toimub nendevahelise gravitatsioonijõu mõjul. Ligikaudu võib Kuu orbiiti pidada ringiks. Seetõttu annab Maa Kuule tsentripetaalse kiirenduse. See arvutatakse valemiga \(a = \frac (4 \pi^2 \cdot R)(T^2)\), kus R- Kuu orbiidi raadius, mis on võrdne ligikaudu 60 Maa raadiusega, T≈ 27 päeva 7 h 43 min ≈ 2,4∙10 6 s on Kuu tiirlemise periood ümber Maa. Arvestades, et maakera raadius R h ≈ 6,4∙10 6 m, saame, et Kuu tsentripetaalne kiirendus on võrdne:

\(a = \frac (4 \pi^2 \cdot 60 \cdot 6,4 \cdot 10^6)((2,4 \cdot 10^6)^2) \ligikaudu 0,0027\) m/s 2.

Kiirenduse leitud väärtus on ligikaudu 3600 = 60 2 korda väiksem kui Maapinna lähedal asuvate kehade vabalangemise kiirendus (9,8 m/s 2).

Seega tõi keha ja Maa vahelise kauguse suurenemine 60 korda kaasa Maa gravitatsiooni kiirenduse ja sellest tulenevalt ka tõmbejõu enda vähenemise 60 2 korda.

See viib olulise järelduseni: Maa külgetõmbejõu poolt kehadele antav kiirendus väheneb pöördvõrdeliselt maa keskpunkti kauguse ruuduga

\(F \sim \frac (1)(R^2)\).

Gravitatsiooniseadus

1667. aastal sõnastas Newton lõpuks universaalse gravitatsiooni seaduse:

\(F = G \cdot \frac (m_1 \cdot m_2)(R^2).\quad (1)\)

Kahe keha vastastikuse tõmbejõud on võrdeline nende kehade masside korrutisega ja pöördvõrdeline nendevahelise kauguse ruuduga.

Proportsionaalsustegur G helistas gravitatsioonikonstant.

Gravitatsiooniseadus kehtib ainult kehadele, mille mõõtmed on nendevahelise kaugusega võrreldes tühiselt väikesed. Teisisõnu, see on ainult õiglane materiaalsete punktide jaoks. Sel juhul on gravitatsioonilised vastasmõju jõud suunatud piki neid punkte ühendavat joont (joonis 2). Selliseid jõude nimetatakse keskseks.

Antud kehale teise küljelt mõjuva gravitatsioonijõu leidmiseks juhul, kui kehade suurust ei saa tähelepanuta jätta, toimige järgmiselt. Mõlemad kehad jagunevad vaimselt nii väikesteks elementideks, et igaüht neist võib pidada punktiks. Kui liidetakse antud keha igale elemendile mõjuvad gravitatsioonijõud teise keha kõikidest elementidest, saame sellele elemendile mõjuva jõu (joonis 3). Olles teinud sellise toimingu antud keha iga elemendiga ja liites tekkivad jõud, leiavad nad kogu sellele kehale mõjuva gravitatsioonijõu. See ülesanne on raske.

Siiski on üks praktiliselt oluline juhtum, kui valem (1) on rakendatav laiendatud kehadele. Võib tõestada, et sfäärilised kehad, mille tihedus sõltub ainult nende keskpunktide kaugustest, tõmbuvad nendevahelistel kaugustel, mis on suuremad nende raadiuste summast, jõududega, mille moodulid on määratud valemiga (1). Sel juhul R on kuulide keskpunktide vaheline kaugus.

Ja lõpuks, kuna Maale langevate kehade mõõtmed on palju väiksemad kui Maa mõõtmed, võib neid kehasid pidada punktideks. Siis all R valemis (1) tuleks mõista kaugust antud kehast Maa keskpunktini.

Kõikide kehade vahel eksisteerivad vastastikused tõmbejõud, mis sõltuvad kehadest endist (nende massist) ja nendevahelisest kaugusest.

Gravitatsioonikonstandi füüsikaline tähendus

Valemist (1) leiame

\(G = F \cdot \frac (R^2) (m_1 \cdot m_2)\).

Sellest järeldub, et kui kehade vaheline kaugus on arvuliselt võrdne ühega ( R= 1 m) ja vastastikmõjus olevate kehade massid on samuti võrdsed ühtsusega ( m 1 = m 2 = 1 kg), siis on gravitatsioonikonstant arvuliselt võrdne jõumooduliga F. Seega ( füüsiline tähendus ),

gravitatsioonikonstant on arvuliselt võrdne gravitatsioonijõu mooduliga, mis mõjub 1 kg massiga kehale teisest sama massiga kehast, mille kehadevaheline kaugus on 1 m.

SI-s väljendatakse gravitatsioonikonstanti kujul

Cavendishi kogemus

Gravitatsioonikonstandi väärtus G saab leida ainult empiiriliselt. Selleks peate mõõtma gravitatsioonijõu moodulit F, mis mõjutab kehamassi m 1 kehakaal m 2 teadaoleval kaugusel R kehade vahel.

Esimesed gravitatsioonikonstandi mõõtmised tehti 18. sajandi keskel. Hinnake väärtust, kuigi väga umbkaudselt G tol ajal õnnestus pendli mäe külgetõmbe kaalumise tulemusena, mille mass määrati geoloogiliste meetoditega.

Gravitatsioonikonstandi täpsed mõõtmised tegi esmakordselt 1798. aastal inglise füüsik G. Cavendish, kasutades seadet, mida nimetatakse torsioonkaaluks. Skemaatiliselt on väändebilanss näidatud joonisel 4.

Cavendish kinnitas kaks väikest pliist kuuli (5 cm läbimõõduga ja kaaluga m 1 = igaüks 775 g) kahemeetrise varda vastasotstes. Varras riputati peenikese traadi külge. Selle traadi jaoks määrati eelnevalt kindlaks elastsusjõud, mis tekivad selles erinevates nurkades keerates. Kaks suurt pliist kuuli (20 cm läbimõõduga ja kaaluga m 2 = 49,5 kg) võiks tuua väikeste pallide lähedale. Suurte pallide külgetõmbejõud sundisid väikesed pallid nende poole liikuma, samal ajal kui venitatud traat väändus veidi. Väändeaste oli kuulide vahel mõjuva jõu mõõt. Traadi keerdumisnurk (või väikeste kuulidega varda pöörlemine) osutus nii väikeseks, et seda tuli mõõta optilise toru abil. Cavendishi saadud tulemus erineb vaid 1% täna aktsepteeritud gravitatsioonikonstandi väärtusest:

G ≈ 6,67∙10 -11 (N∙m 2) / kg 2

Seega on kahe teineteisest 1 m kaugusel paikneva 1 kg kaaluva keha tõmbejõud moodulites vaid 6,67∙10 -11 N. See on väga väike jõud. Ainult juhul, kui tohutu massiga kehad interakteeruvad (või vähemalt ühe keha mass on suur), muutub gravitatsioonijõud suureks. Näiteks Maa tõmbab Kuud jõuga F≈ 2∙10 20 N.

Gravitatsioonijõud on kõigist loodusjõududest "nõrgemad". See on tingitud asjaolust, et gravitatsioonikonstant on väike. Kuid suurte kosmiliste kehade masside korral muutuvad universaalse gravitatsiooni jõud väga suureks. Need jõud hoiavad kõiki planeete Päikese lähedal.

Gravitatsiooniseaduse tähendus

Universaalse gravitatsiooni seadus on taevamehaanika – planeetide liikumise teaduse – aluseks. Selle seaduse abil tehakse suure täpsusega kindlaks taevakehade asukohad taevalaotuses paljudeks aastakümneteks ja arvutatakse välja nende trajektoorid. Universaalse gravitatsiooni seadust rakendatakse ka liikumisarvutustes tehissatelliite Maa ja planeetidevahelised automaatsõidukid.

Planeetide liikumise häired. Planeedid ei liigu rangelt Kepleri seaduste järgi. Kepleri seadusi järgitaks antud planeedi liikumise puhul rangelt ainult siis, kui see planeet üksi tiirleks ümber Päikese. Aga sisse Päikesesüsteem Planeete on palju, neid kõiki tõmbab ligi nii Päike kui ka üksteist. Seetõttu on planeetide liikumises häired. Päikesesüsteemis on häired väikesed, kuna planeedi külgetõmme Päikese poolt on palju tugevam kui teiste planeetide külgetõmme. Planeetide näiva asukoha arvutamisel tuleb arvestada häiretega. Tehistaevakehade käivitamisel ja nende trajektooride arvutamisel kasutavad nad ligikaudset taevakehade liikumise teooriat – häirete teooriat.

Neptuuni avastamine. Üks selgemaid näiteid universaalse gravitatsiooniseaduse võidukäigust on planeedi Neptuuni avastamine. 1781. aastal avastas inglise astronoom William Herschel planeedi Uraan. Arvutati välja selle orbiit ja koostati tabel selle planeedi asukohtade kohta paljudeks aastateks. Selle tabeli 1840. aastal tehtud kontroll näitas aga, et selle andmed erinevad tegelikkusest.

Teadlased on väitnud, et Uraani liikumise kõrvalekalde põhjuseks on tundmatu planeedi ligitõmbamine, mis asub Päikesest veelgi kaugemal kui Uraan. Teades kõrvalekaldeid arvutatud trajektoorist (häired Uraani liikumises), arvutasid inglane Adams ja prantslane Leverrier universaalse gravitatsiooni seadust kasutades välja selle planeedi asukoha taevas. Adams lõpetas arvutused varem, kuid vaatlejad, kellele ta oma tulemusi teatas, ei kiirustanud kontrollimisega. Vahepeal näitas Leverrier, olles oma arvutused lõpetanud, Saksa astronoomile Hallele koha, kust tundmatut planeeti otsida. Kohe esimesel õhtul, 28. septembril 1846, avastas Halle teleskoobi näidatud kohta suunates uue planeedi. Nad andsid talle nimeks Neptuun.

Samamoodi avastati 14. märtsil 1930 planeet Pluuto. Mõlemad avastused tehti väidetavalt "pliiatsi otsast".

Universaalse gravitatsiooni seaduse abil saate arvutada planeetide ja nende satelliitide massi; selgitada selliseid nähtusi nagu vee mõõn ja vool ookeanides ja palju muud.

Universaalse gravitatsiooni jõud on kõigist loodusjõududest kõige universaalsemad. Nad toimivad kõigi kehade vahel, millel on mass, ja kõigil kehadel on mass. Gravitatsioonijõududele ei ole takistusi. Nad toimivad läbi mis tahes keha.

Kirjandus

Kikoin I.K., Kikoin A.K. Füüsika: Proc. 9 raku jaoks. keskm. kool - M.: Valgustus, 1992. - 191 lk.
Füüsika: mehaanika. 10. klass: Proc. füüsika süvaõppeks / M.M. Balašov, A.I. Gomonova, A.B. Dolitsky ja teised; Ed. G.Ya. Mjakišev. – M.: Bustard, 2002. – 496 lk.

Kehade langemist Maale vaakumis nimetatakse kehade vabaks langemiseks. Kukkudes klaastorus, millest pumba abil õhku välja pumbatakse, jõuavad põhja korraga pliitükk, kork ja hele pastakas (joon. 26). Seetõttu liiguvad vabal langemisel kõik kehad, olenemata nende massist, ühtemoodi.

Vabalangemine on ühtlaselt kiirendatud liikumine.

Kiirendust, millega kehad langevad vaakumis Maale, nimetatakse vabalangemise kiirenduseks. Gravitatsioonikiirendust tähistatakse tähega g. Maakera pinnal on vaba langemise kiirenduse moodul ligikaudu võrdne

Kui arvutused ei nõua suurt täpsust, siis eeldatakse, et vabalangemise kiirenduse moodul Maa pinnal on võrdne

Erineva massiga vabalt langevate kehade kiirenduse sama väärtus näitab, et jõud, mille mõjul keha omandab vabalangemise kiirenduse, on võrdeline keha massiga. Seda Maalt kõigile kehadele mõjuvat külgetõmbejõudu nimetatakse gravitatsioonijõuks:

Gravitatsioon mõjub igale kehale Maa pinna lähedal ja maapinnast eemal ning 10 km kaugusel, kus lennukid lendavad. Ja kas gravitatsioon toimib Maast veelgi suurematel kaugustel? Kas gravitatsioon ja gravitatsioonikiirendus sõltuvad kaugusest Maast? Paljud teadlased mõtlesid nendele küsimustele, kuid esimest korda andis ta neile vastused 17. sajandil. suur inglise füüsik Isaac Newton (1643-1727).

Raskusjõu sõltuvus kaugusest.

Newton väitis, et gravitatsioon toimib Maast igal kaugusel, kuid selle väärtus väheneb pöördvõrdeliselt Maa keskpunkti kauguse ruuduga. Selle eelduse testiks võiks olla mõne Maast suurel kaugusel asuva keha tõmbejõu mõõtmine ja selle võrdlemine sama keha külgetõmbejõuga Maa pinnal.

Maast suurel kaugusel gravitatsiooni mõjul keha kiirenduse määramiseks kasutas Newton Kuu liikumise astronoomiliste vaatluste tulemusi.

Ta väitis, et Maalt Kuule mõjuv tõmbejõud on sama gravitatsioonijõud, mis mõjub kõikidele Maa pinna lähedal asuvatele kehadele. Seetõttu on tsentripetaalne kiirendus Kuu orbiidil ümber Maa liikumise ajal Kuu vabalangemise kiirendus Maale.

Kaugus Maa keskpunktist Kuu keskpunktini on km. See on umbes 60 korda suurem kaugusest Maa keskpunktist selle pinnani.

Kui gravitatsioon väheneb pöördvõrdeliselt Maa keskpunkti kauguse ruuduga, peaks vabalangemise kiirendus Kuu orbiidil olema üks kord väiksem kui vabalangemise kiirendus Maa pinna lähedal.

Kõrval teadaolevad väärtused Kuu orbiidi raadiuse ja ümber Maa tiirlemise perioodi arvutas Newton Kuu tsentripetaalse kiirenduse. See osutus tõesti võrdseks.

Vaba langemise kiirenduse teoreetiliselt ennustatud väärtus langes kokku astronoomiliste vaatluste tulemusel saadud väärtusega. See tõestas Newtoni eelduse paikapidavust, et gravitatsioonijõud väheneb pöördvõrdeliselt Maa keskpunkti kauguse ruuduga:

Universaalse gravitatsiooni seadus.

Nii nagu Kuu tiirleb ümber Maa, tiirleb Maa omakorda ümber Päikese. Merkuur, Veenus, Marss, Jupiter ja teised planeedid tiirlevad ümber Päikese

Päikesesüsteem. Newton tõestas, et planeetide liikumine ümber Päikese toimub Päikese poole suunatud külgetõmbejõu toimel, mis väheneb pöördvõrdeliselt Päikese kauguse ruuduga. Maa tõmbab Kuud ja Päike Maad, Päike Jupiterit ja Jupiter selle satelliite jne. Sellest järeldas Newton, et kõik universumi kehad tõmbavad vastastikku üksteist.

Päikese, planeetide, komeetide, tähtede ja muude universumi kehade vahel mõjuvat vastastikust külgetõmbejõudu nimetas Newton universaalse gravitatsioonijõuks.

Maalt Kuule mõjuv gravitatsioonijõud on võrdeline Kuu massiga (vt valem 9.1). On ilmne, et Kuu küljelt Maale mõjuva universaalse gravitatsiooni uni on võrdeline Maa massiga. Need jõud on Newtoni kolmanda seaduse kohaselt üksteisega võrdsed. Järelikult on Kuu ja Maa vahel toimiv universaalne gravitatsioonijõud võrdeline Maa massiga ja Kuu massiga, st võrdeline nende masside korrutisega.

Laiendanud väljakujunenud mustreid - gravitatsiooni sõltuvust kaugusest ja vastastikku mõjutavate kehade massidest - kõigi universumi kehade vastastikmõjule, avastas Newton 1682. aastal universaalse gravitatsiooniseaduse: kõik kehad tõmbuvad üksteise poole, jõud. universaalne gravitatsioon on otseselt võrdeline kehade masside korrutisega ja pöördvõrdeline nendevahelise kauguse ruuduga:

Universaalse gravitatsioonijõudude vektorid on suunatud piki kehasid ühendavat sirgjoont.

Universaalse gravitatsiooni seadust sellisel kujul saab kasutada mis tahes kujuga kehade vastastikmõju jõudude arvutamiseks, kui kehade mõõtmed on palju väiksemad nendevahelisest kaugusest. Newton tõestas, et homogeensete sfääriliste kehade puhul kehtib universaalse gravitatsiooni seadus sellisel kujul igal kehadevahelisel kaugusel. Sel juhul võetakse kehade vaheliseks kauguseks kuulide keskpunktide vaheline kaugus.

Universaalset gravitatsioonijõudu nimetatakse gravitatsioonijõududeks ja universaalse gravitatsiooni seaduse proportsionaalsuskoefitsienti nimetatakse gravitatsioonikonstandiks.

Gravitatsioonikonstant.

Kui maakera ja kriiditüki vahel on tõmbejõud, siis tõenäoliselt on tõmbejõud poole maakera ja kriiditüki vahel. Jätkates vaimselt seda maakera jagamise protsessi, jõuame järeldusele, et gravitatsioonijõud peavad toimima kõigi kehade vahel, alates tähtedest ja planeetidest kuni molekulide, aatomite ja elementaarosakesteni. Seda oletust tõestas eksperimentaalselt inglise füüsik Henry Cavendish (1731-1810) 1788. aastal.

Cavendish tegi katseid, et tuvastada väikeste kehade gravitatsioonilist vastasmõju

mõõtmed kasutades väändekaalu. Kaks identset väikest umbes 5 cm läbimõõduga pliist kuuli kinnitati umbes pikkusele vardale, mis oli riputatud õhukesele vasktraadile. Väikeste pallide vastu paigaldas ta suured pliikuulid, igaüks 20 cm läbimõõduga (joonis 27). Katsed on näidanud, et sel juhul pöörles väikeste kuulidega varras, mis näitab tõmbejõu olemasolu pliikuulikeste vahel.

Varda pöörlemist takistab vedrustuse väänamisel tekkiv elastsusjõud.

See jõud on võrdeline pöördenurgaga. Kuulide gravitatsioonilise vastasmõju jõudu saab määrata vedrustuse pöördenurga järgi.

Kuulide massid, nendevaheline kaugus Cavendishi katses olid teada, gravitatsioonilise vastasmõju jõudu mõõdeti otse; seetõttu võimaldas katse määrata gravitatsioonikonstandi universaalse gravitatsiooni seaduses. Tänapäevaste andmete kohaselt on see võrdne

Kõige olulisem nähtus, mida füüsikud pidevalt uurivad, on liikumine. Elektromagnetilised nähtused, mehaanika seadused, termodünaamilised ja kvantprotsessid – see kõik on suur hulk universumi fragmente, mida füüsika uurib. Ja kõik need protsessid taanduvad nii või teisiti ühele asjale – et.

Kokkupuutel

Kõik universumis liigub. Gravitatsioon on kõigile inimestele tuttav nähtus lapsepõlvest saati, me sündisime oma planeedi gravitatsiooniväljas, me tajume seda füüsilist nähtust kõige sügavamal intuitiivsel tasandil ja tundub, et see ei vaja isegi uurimist.

Kuid paraku on küsimus selles, miks ja Kuidas kõik kehad üksteist meelitavad?, pole tänaseni täielikult avalikustatud, kuigi seda on uuritud üles ja alla.

Selles artiklis vaatleme, mis on Newtoni universaalne külgetõmme – klassikaline gravitatsiooniteooria. Enne valemite ja näidete juurde asumist aga räägime külgetõmbeprobleemi olemusest ja anname sellele definitsiooni.

Võib-olla oli gravitatsiooni uurimine loodusfilosoofia (asjade olemuse mõistmise teaduse) algus, võib-olla tekitas loodusfilosoofia küsimuse gravitatsiooni olemuse kohta, kuid ühel või teisel viisil tekkis küsimus kehade gravitatsiooni kohta. huvitatud Vana-Kreekast.

Liikumise all mõisteti keha sensuaalsete omaduste olemust, õigemini, keha liigub samal ajal, kui vaatleja seda näeb. Kui me ei saa nähtust mõõta, kaaluda, tunnetada, kas see tähendab, et seda nähtust pole olemas? Loomulikult ei ole. Ja kuna Aristoteles sellest aru sai, algasid mõtisklused gravitatsiooni olemuse üle.

Nagu tänapäeval selgus, on paljude kümnete sajandite järel gravitatsioon mitte ainult Maa külgetõmbe ja meie planeedi külgetõmbe alus, vaid ka Universumi ja peaaegu kõigi olemasolevate elementaarosakeste tekke alus.

Liikumise ülesanne

Teeme mõtteeksperimendi. Võtke vasakusse kätte väike pall. Võtame parempoolse sama. Laseme õige palli lahti ja see hakkab alla kukkuma. Vasak jääb pihku, see on endiselt liikumatu.

Peatame vaimselt aja kulgemise. Kukkuv parem pall "ripub" õhus, vasak jääb ikkagi pihku. Parem pall on varustatud liikumise "energiaga", vasak mitte. Kuid mis on nende sügav ja sisukas erinevus?

Kus, millises langeva palli osas on kirjutatud, et see peab liikuma? Sellel on sama mass, sama maht. Sellel on samad aatomid ja need ei erine puhkeolekus oleva palli aatomitest. Pall on? Jah, see on õige vastus, aga kuidas pall teab, et tal on potentsiaalne energia, kuhu see on salvestatud?

Selle ülesande püstitasid Aristoteles, Newton ja Albert Einstein. Ja kõik kolm geniaalset mõtlejat lahendasid osaliselt selle probleemi enda jaoks, kuid täna on mitmeid probleeme, mis vajavad lahendamist.

Newtoni gravitatsioon

1666. aastal avastas suurim inglise füüsik ja mehaanik I. Newton seaduse, mis suudab kvantitatiivselt välja arvutada jõu, mille mõjul kogu universumis olev aine üksteise poole kaldub. Seda nähtust nimetatakse universaalseks gravitatsiooniks. Kui teilt küsitakse: "Formuleerige universaalse gravitatsiooni seadus", peaks teie vastus kõlama järgmiselt:

Gravitatsioonilise vastasmõju jõud, mis aitab kaasa kahe keha külgetõmbejõule, on otseses proportsioonis nende kehade massiga ja pöördvõrdeline nendevahelise kaugusega.

Tähtis! Newtoni külgetõmbeseadus kasutab mõistet "kaugus". Seda terminit ei tuleks mõista kui kaugust kehade pindade vahel, vaid kui kaugust nende raskuskeskmete vahel. Näiteks kui kaks kuuli raadiusega r1 ja r2 asetsevad üksteise peal, siis on nende pindade vaheline kaugus null, kuid tõmbejõud on olemas. Asi on selles, et nende tsentrite vaheline kaugus r1+r2 on nullist erinev. Kosmilises mastaabis pole see selgitus oluline, kuid orbiidil oleva satelliidi jaoks on see kaugus võrdne kõrgusega maapinnast pluss meie planeedi raadius. Maa ja Kuu vahelist kaugust mõõdetakse ka nende tsentrite, mitte pindade vahelise kaugusena.

Gravitatsiooniseaduse valem on järgmine:

F on külgetõmbejõud,
- massid,
r - kaugus,
G on gravitatsioonikonstant, mis on võrdne 6,67 10–11 m³ / (kg s²).

Mis on kaal, kui oleme just vaaginud tõmbejõudu?

Jõud on vektorsuurus, kuid universaalse gravitatsiooni seaduses on see traditsiooniliselt kirjutatud skalaarina. Vektorpildis näeb seadus välja järgmine:

Kuid see ei tähenda, et jõud on pöördvõrdeline tsentrite vahelise kauguse kuubiga. Suhet tuleks mõista ühikvektorina, mis on suunatud ühest keskpunktist teise:

Gravitatsioonilise vastastikmõju seadus

Kaal ja gravitatsioon

Olles kaalunud gravitatsiooniseadust, võib aru saada, et selles, et meie isiklikult, pole midagi üllatavat tunneme, et päikese külgetõmme on palju nõrgem kui maa oma. Massiivne Päike, kuigi sellel on suur mass, on meist väga kaugel. ka Päikesest kaugel, kuid ta tõmbab selle poole, kuna sellel on suur mass. Kuidas leida kahe keha külgetõmbejõudu, nimelt kuidas arvutada Päikese, Maa ja sinu ja minu gravitatsioonijõudu - käsitleme seda küsimust veidi hiljem.

Niipalju kui me teame, on gravitatsioonijõud:

kus m on meie mass ja g on Maa vabalangemise kiirendus (9,81 m/s 2).

Tähtis! Pole olemas kahte, kolme, kümmet tüüpi tõmbejõude. Gravitatsioon on ainus jõud, mis kvantifitseerib külgetõmbejõudu. Kaal (P = mg) ja gravitatsioonijõud on üks ja sama.

Kui m on meie mass, M on maakera mass, R on selle raadius, siis meile mõjuv gravitatsioonijõud on:

Seega, kuna F = mg:

Massid m tühistavad, jättes vabalangemise kiirenduse avaldise:

Nagu näete, on vaba langemise kiirendus tõepoolest konstantne väärtus, kuna selle valem sisaldab konstantseid väärtusi - raadiust, Maa massi ja gravitatsioonikonstanti. Asendades nende konstantide väärtused, veendume, et vabalangemise kiirendus on 9,81 m / s 2.

Erinevatel laiuskraadidel on planeedi raadius mõnevõrra erinev, kuna Maa ei ole ikka veel täiuslik sfäär. Seetõttu on vabalangemise kiirendus maakera erinevates punktides erinev.

Tuleme tagasi Maa ja Päikese külgetõmbe juurde. Proovime näitega tõestada, et maakera tõmbab meid Päikesest tugevamini.

Mugavuse huvides võtame inimese massi: m = 100 kg. Seejärel:

Inimese ja maakera vaheline kaugus võrdub planeedi raadiusega: R = 6,4∙10 6 m.
Maa mass on: M ≈ 6∙10 24 kg.
Päikese mass on: Mc ≈ 2∙10 30 kg.
Meie planeedi ja Päikese vaheline kaugus (Päikese ja inimese vahel): r=15∙10 10 m.

Gravitatsiooniline külgetõmme inimese ja Maa vahel:

See tulemus on üsna ilmne kaalu (P = mg) lihtsama avaldise põhjal.

Inimese ja Päikese vahelise gravitatsiooni tõmbejõud:

Nagu näete, tõmbab meie planeet meid ligi 2000 korda tugevamini.

Kuidas leida Maa ja Päikese vaheline tõmbejõud? Järgmisel viisil:

Nüüd näeme, et Päike tõmbab meie planeeti rohkem kui miljard miljardit korda tugevamini kui planeet tõmbab sind ja mind.

esimene kosmiline kiirus

Pärast seda, kui Isaac Newton avastas universaalse gravitatsiooniseaduse, hakkas teda huvitama, kui kiiresti tuleks keha visata, et see pärast gravitatsioonivälja ületamist maakeralt igaveseks lahkuks.

Tõsi, ta kujutas seda ette veidi teisiti, tema arusaamise järgi polnud tegu vertikaalselt taevasse suunatud raketiga, vaid kehaga, mis horisontaalselt teeb hüppe mäetipust. See oli loogiline näide, sest mäe tipus on raskusjõud veidi väiksem.

Nii et Everesti tipus ei ole raskuskiirendus tavaline 9,8 m / s 2, vaid peaaegu m / s 2. Just sel põhjusel on nii haruldane, et õhuosakesed ei ole enam nii gravitatsiooniga seotud kui need, mis "kukkusid" pinnale.

Proovime välja selgitada, mis on kosmiline kiirus.

Esimene kosmiline kiirus v1 on kiirus, millega keha lahkub Maa (või mõne muu planeedi) pinnalt ja siseneb ringorbiidile.

Proovime välja selgitada selle suuruse arvväärtus meie planeedi jaoks.

Kirjutame Newtoni teise seaduse kehale, mis tiirleb ümber planeedi ringorbiidil:

kus h on keha kõrgus maapinnast, R on Maa raadius.

Orbiidil mõjub tsentrifugaalkiirendus kehale, seega:

Massi vähendatakse, saame:

Seda kiirust nimetatakse esimeseks kosmiliseks kiiruseks:

Nagu näete, on ruumi kiirus absoluutselt sõltumatu keha massist. Seega lahkub iga 7,9 km / s kiiruseni kiirendatud objekt meie planeedilt ja siseneb selle orbiidile.

esimene kosmiline kiirus

Teise ruumi kiirus

Kuid isegi pärast keha kiirendamist esimese kosmilise kiiruseni ei suuda me selle gravitatsioonilist ühendust Maaga täielikult katkestada. Selleks on vaja teist kosmilist kiirust. Selle kiiruse saavutamisel keha lahkub planeedi gravitatsiooniväljast ja kõik võimalikud suletud orbiidid.

Tähtis! Ekslikult arvatakse sageli, et Kuule pääsemiseks pidid astronaudid saavutama teise kosmilise kiiruse, sest esmalt pidid nad planeedi gravitatsiooniväljast "lahtiühenduma". See pole nii: Maa-Kuu paar on Maa gravitatsiooniväljas. Nende ühine raskuskese asub maakera sees.

Selle kiiruse leidmiseks seadsime probleemi veidi teisiti. Oletame, et keha lendab lõpmatusest planeedile. Küsimus: milline kiirus saavutatakse maandumisel pinnal (loomulikult ilma atmosfääri arvestamata)? Just see kiirus ja see võtab keha planeedilt lahkumiseks.

Universaalse gravitatsiooni seadus. Füüsika 9. klass

Universaalse gravitatsiooni seadus.

Järeldus

Oleme õppinud, et kuigi gravitatsioon on universumi peamine jõud, on paljud selle nähtuse põhjused endiselt mõistatused. Õppisime, mis on Newtoni universaalne gravitatsioonijõud, õppisime seda erinevate kehade jaoks arvutama ja uurisime ka kasulikke tagajärgi, mis tulenevad sellisest nähtusest nagu universaalne gravitatsiooniseadus.

Kõige lihtsamad aritmeetilised arvutused näitavad veenvalt, et Kuu tõmbejõud Päikese suhtes on 2 korda suurem kui Kuu oma Maa suhtes.
See tähendab, et vastavalt "Universaalse gravitatsiooni seadusele" peab Kuu tiirlema ümber Päikese ...
Universaalse gravitatsiooni seadus pole isegi mitte ulme, vaid lihtsalt jama, suurem kui teooria, mille kohaselt maakera toetub kilpkonnadele, elevantidele ja vaaladele...

Pöördugem teise teadusliku teadmise probleemi juurde: kas tõde on alati võimalik põhimõtteliselt kindlaks teha – vähemalt üldse kunagi. Ei mitte alati. Toome näite selle sama "universaalse gravitatsiooni" põhjal. Teatavasti on valguse kiirus piiratud, mistõttu me näeme kaugeid objekte mitte seal, kus need hetkel asuvad, vaid näeme neid kohas, kust meie poolt nähtud valguskiir alguse sai. Võib-olla pole paljusid staare üldse olemas, ainult nende tuli süttib - see on hakitud teema. Ja siin gravitatsiooni- Kui kiiresti see levib? Isegi Laplace suutis kindlaks teha, et Päikesest tulenev gravitatsioon ei tule sealt, kus me seda näeme, vaid teisest punktist. Pärast selleks ajaks kogutud andmete analüüsimist leidis Laplace, et "gravitatsioon" levib vähemalt valgusest kiiremini seitsme käsuga! Kaasaegsed mõõtmised on raskusjõu levimiskiirust vähemalt veelgi suurendanud 11 suurusjärku suurem kui valguse kiirus.

On tugevaid kahtlusi, et "gravitatsioon" levib üldiselt koheselt. Aga kui see tegelikult nii on, siis kuidas seda kindlaks teha - ju kõik mõõtmised on ilma mingisuguse veata teoreetiliselt võimatud. Seega ei saa me kunagi teada, kas see kiirus on piiratud või lõpmatu. Ja maailm, milles tal on piir, ja maailm, milles see on piiritu - need on "kaks suurt erinevust" ja me ei saa kunagi teada, millises maailmas me elame! Siin on seatud piirmäär teaduslikud teadmised. Ühe või teise vaatenurga aktsepteerimine on iseasi usk, täiesti irratsionaalne, trotsides igasugust loogikat. Kui trotsib igasugust loogikat, on usk "teaduslikku maailmapilti", mis põhineb "universaalse gravitatsiooni seadusel", mis eksisteerib ainult zombipeades ja mida meid ümbritsevas maailmas ei tuvastata ...

Jätame nüüd Newtoni seaduse ja lõpetuseks toome selge näite sellest, et Maal avastatud seadusi pole üldse olemas. ei ole ülejäänud universumi jaoks universaalne.

Vaatame sama kuud. Soovitavalt täiskuu ajal. Miks näeb Kuu välja nagu ketas – pigem pannkook kui kukkel, mille kuju tal on? Lõppude lõpuks on see pall ja pall, kui seda fotograafi küljelt valgustada, näeb välja umbes selline: keskel - peegeldus, siis valgustus väheneb, pilt on ketta servade suunas tumedam.

Kuul on valgustus taevas ühtlane - nii keskel kui ka äärtes piisab, kui vaadata taevasse. Kasutada võib head binoklit või tugeva optilise "suumiga" kaamerat, sellise foto näide on toodud artikli alguses. See on tehtud 16x suumiga. Seda pilti saab töödelda mis tahes graafikaredaktoris, suurendades kontrasti, et veenduda, et kõik on tõene, pealegi on heledus ketta üla- ja alaservas isegi veidi kõrgem kui keskel, kus see teoreetiliselt peaks olema maksimaalselt.

Siin on näide sellest, mida optikaseadused Kuu ja maa peal on täiesti erinevad! Mingil põhjusel peegeldab Kuu kogu langeva valguse Maa poole. Meil pole põhjust laiendada Maa tingimustes ilmnenud seaduspärasusi kogu Universumile. Pole tõsi, et füüsilised "konstandid" on tegelikult konstandid ega muutu ajas.

Kõik eelnev näitab, et "mustade aukude", "Higgsi bosonite" ja palju muu "teooriad" pole isegi mitte ulme, vaid lihtsalt jama, suurem kui teooria, mille kohaselt maakera toetub kilpkonnadele, elevantidele ja vaaladele...

Looduslugu: gravitatsiooniseadus

Jah, ja veel... olgem sõbrad, Ja ? --- kliki siia -->> Lisage LiveJournali sõprade hulka
Olgem ka sõbrad