V tejto časti si povieme niečo o úžasnom Newtonovom dohade, ktorý viedol k objavu zákona univerzálnej gravitácie.
Prečo kameň uvoľnený z rúk padá na zem? Pretože ho priťahuje Zem, povie si každý z vás. V skutočnosti kameň padá na Zem zrýchlením voľného pádu. V dôsledku toho na kameň pôsobí sila smerujúca k Zemi zo strany Zeme. Podľa tretieho Newtonovho zákona kameň pôsobí aj na Zem rovnakým modulom sily smerujúcim ku kameňu. Inými slovami, medzi Zemou a kameňom pôsobia sily vzájomnej príťažlivosti.
Newtonov odhad
Newton bol prvý, kto prvý uhádol a potom prísne dokázal, že príčina pádu kameňa na Zem, pohyb Mesiaca okolo Zeme a planét okolo Slnka, je jedna a tá istá. Toto je gravitačná sila pôsobiaca medzi akýmikoľvek telesami vesmíru. Tu je priebeh jeho úvah, uvedený v Newtonovom hlavnom diele „Matematické princípy prírodnej filozofie“: „Kameň hodený horizontálne sa odchýli
, \\
1
/ /
O
Ryža. 3.2
pod vplyvom gravitácie z priamej dráhy a po opísaní zakrivenej trajektórie nakoniec spadne na Zem. Ak ho hodíte väčšou rýchlosťou, ! potom bude padať ďalej“ (obr. 3.2). Pokračujúc v týchto úvahách, Newton \ dospieva k záveru, že ak by nebol odpor vzduchu, tak trajektória kameňa hodeného z vysoká hora s určitou rýchlosťou by sa mohla stať takou, že by sa vôbec nikdy nedostala na povrch Zeme, ale pohybovala by sa okolo nej „tak, ako planéty opisujú svoje dráhy v nebeskom priestore“.
Teraz sme si už natoľko zvykli na pohyb satelitov po Zemi, že netreba bližšie vysvetľovať Newtonovu myšlienku.
Pohyb Mesiaca okolo Zeme či planét okolo Slnka je teda podľa Newtona tiež voľným pádom, ale iba pádom, ktorý trvá bez zastavenia miliardy rokov. Dôvodom takéhoto „pádu“ (či už naozaj hovoríme o páde obyčajného kameňa na Zem alebo o pohybe planét po ich dráhach) je sila univerzálnej gravitácie. Od čoho závisí táto sila?
Závislosť gravitačnej sily od hmotnosti telies
V § 1.23 sme hovorili o voľnom páde tiel. Spomínali sa Galileove experimenty, ktoré dokázali, že Zem komunikuje rovnaké zrýchlenie všetkým telesám na danom mieste bez ohľadu na ich hmotnosť. To je možné len vtedy, ak gravitačná sila k Zemi je priamo úmerná hmotnosti telesa. V tomto prípade je zrýchlenie voľného pádu, ktoré sa rovná pomeru gravitačnej sily k hmotnosti tela, konštantnou hodnotou.
Skutočne, v tomto prípade zvýšenie hmotnosti m napríklad o faktor dva povedie k zvýšeniu modulu sily F tiež o faktor dva a zrýchlenie
F
rénium, ktoré sa rovná pomeru - , zostane nezmenené.
Zovšeobecnením tohto záveru pre gravitačné sily medzi akýmikoľvek telesami sme dospeli k záveru, že sila univerzálnej gravitácie je priamo úmerná hmotnosti telesa, na ktoré táto sila pôsobí. Ale aspoň dve telá sa podieľajú na vzájomnej príťažlivosti. Každý z nich je podľa tretieho Newtonovho zákona vystavený rovnakému modulu gravitačných síl. Preto každá z týchto síl musí byť úmerná hmotnosti jedného telesa aj hmotnosti druhého telesa.
Preto je sila univerzálnej gravitácie medzi dvoma telesami priamo úmerná súčinu ich hmotností:
F - tu2. (3.2.1)
Čo ešte určuje gravitačnú silu pôsobiacu na dané teleso z iného telesa?
Závislosť gravitačnej sily od vzdialenosti medzi telesami
Dá sa predpokladať, že sila gravitácie by mala závisieť od vzdialenosti medzi telesami. Aby Newton otestoval správnosť tohto predpokladu a našiel závislosť gravitačnej sily od vzdialenosti medzi telesami, obrátil sa na pohyb družice Zeme – Mesiaca. Jeho pohyb bol v tých časoch študovaný oveľa presnejšie ako pohyb planét.
Revolúcia Mesiaca okolo Zeme nastáva pod vplyvom gravitačnej sily medzi nimi. Približne možno obežnú dráhu Mesiaca považovať za kruh. Preto Zem dodáva Mesiacu dostredivé zrýchlenie. Vypočítava sa podľa vzorca
l 2
a \u003d - Tg
kde B je polomer lunárnej obežnej dráhy, ktorý sa rovná približne 60 polomerom Zeme, T \u003d 27 dní 7 h 43 min \u003d 2,4 106 s je obdobie obehu Mesiaca okolo Zeme. Ak vezmeme do úvahy, že polomer Zeme R3 = 6,4 106 m, dostaneme, že dostredivé zrýchlenie Mesiaca sa rovná:
2 6 4k 60 ¦ 6,4 ¦ 10
M „ „„“. , O
a = 2 ~ 0,0027 m/s*.
(2,4 ¦ 106 s)
Zistená hodnota zrýchlenia je menšia ako zrýchlenie voľného pádu telies pri povrchu Zeme (9,8 m/s2) približne 3600 = 602 krát.
Zväčšenie vzdialenosti medzi telom a Zemou 60-krát teda viedlo k zníženiu zrýchlenia spôsobeného zemskou gravitáciou, a teda aj samotnej gravitačnej sily, 602-krát.
To vedie k dôležitému záveru: zrýchlenie udeľované telesám silou príťažlivosti k Zemi sa znižuje nepriamo úmerne k druhej mocnine vzdialenosti od stredu Zeme:
ci
a = -k, (3.2.2)
R
kde Cj je konštantný koeficient, rovnaký pre všetky telesá.
Keplerove zákony
Štúdium pohybu planét ukázalo, že tento pohyb je spôsobený gravitačnou silou smerom k Slnku. Pomocou starostlivých dlhodobých pozorovaní dánskeho astronóma Tycha Braheho, nemeckého vedca Johannesa Keplera na začiatku 17. storočia. ustanovil kinematické zákony pohybu planét – takzvané Keplerove zákony.
Keplerov prvý zákon
Všetky planéty sa pohybujú po elipsách so Slnkom v jednom z ohnísk.
Elipsa (obr. 3.3) je plochá uzavretá krivka, ktorej súčet vzdialeností od ktoréhokoľvek bodu k dvom pevným bodom, nazývaným ohniská, je konštantný. Tento súčet vzdialeností sa rovná dĺžke hlavnej osi AB elipsy, t.j.
FgP + F2P = 2b,
kde Fl a F2 sú ohniská elipsy a b = ^^ je jej hlavná poloos; O je stred elipsy. Bod dráhy najbližšie k Slnku sa nazýva perihélium a bod najvzdialenejší od neho sa nazýva p.
IN
Ryža. 3.4
"2
B A A afélium. Ak je Slnko v ohnisku Fr (pozri obr. 3.3), potom bod A je perihélium a bod B je afélium.
Druhý Keplerov zákon
Vektor polomeru planéty pre rovnaké časové intervaly opisuje rovnaké oblasti. Ak teda majú tienené sektory (obr. 3.4) rovnakú plochu, potom planéta prejde dráhy si> s2> s3 v rovnakých časových intervaloch. Z obrázku je zrejmé, že Sj > s2. V dôsledku toho nie je lineárna rýchlosť planéty v rôznych bodoch jej obežnej dráhy rovnaká. Pri perihéliu je rýchlosť planéty najväčšia, pri aféliu najmenšia.
Tretí Keplerov zákon
Štvorce obežných dôb planét okolo Slnka súvisia ako kocky hlavných polosí ich obežných dráh. Tretí Keplerov zákon, ktorý označuje hlavnú poloos obežnej dráhy a periódu otáčania jednej z planét cez bx a Tv a druhú - cez b2 a T2, možno napísať takto:
Z tohto vzorca možno vidieť, že čím ďalej je planéta od Slnka, tým dlhšia je jej doba obehu okolo Slnka.
Na základe Keplerovych zákonov možno vyvodiť určité závery o zrýchleniach, ktoré planétam udeľuje Slnko. Pre jednoduchosť budeme predpokladať, že obežné dráhy nie sú eliptické, ale kruhové. Pre planéty slnečnej sústavy nie je toto nahradenie veľmi hrubým priblížením.
Potom by sila príťažlivosti zo strany Slnka v tejto aproximácii mala smerovať pre všetky planéty do stredu Slnka.
Ak pomocou T označujeme periódy otáčania planét a pomocou R polomery ich obežných dráh, potom podľa tretieho Keplerovho zákona môžeme pre dve planéty písať
t\L? T2 R2
Normálne zrýchlenie pri pohybe po kružnici a = co2R. Preto je pomer zrýchlení planét
Q-i GlD.
7G=-2~- (3-2-5)
2t:r0
Pomocou rovnice (3.2.4) dostaneme
T2
Keďže tretí Keplerov zákon platí pre všetky planéty, zrýchlenie každej planéty je nepriamo úmerné druhej mocnine jej vzdialenosti od Slnka:
Oh, oh
a = -|. (3.2.6)
WT
Konštanta C2 je rovnaká pre všetky planéty, ale nezhoduje sa s konštantou C2 vo vzorci pre zrýchlenie udeľované telesám. glóbus.
Výrazy (3.2.2) a (3.2.6) ukazujú, že gravitačná sila v oboch prípadoch (príťažlivosť k Zemi a príťažlivosť k Slnku) udeľuje všetkým telesám zrýchlenie, ktoré nezávisí od ich hmotnosti a zmenšuje sa nepriamo so štvorcom vzdialenosť medzi nimi:
F~a~-2. (3.2.7)
R
Zákon gravitácie
Existencia závislostí (3.2.1) a (3.2.7) znamená, že sila univerzálnej gravitácie 12
TP.L Sh
F~
R2? ТТТ-i ТПп
F=G
V roku 1667 Newton konečne sformuloval zákon univerzálnej gravitácie:
(3.2.8) R
Sila vzájomnej príťažlivosti dvoch telies je priamo úmerná súčinu hmotností týchto telies a nepriamo úmerná druhej mocnine vzdialenosti medzi nimi. Faktor úmernosti G sa nazýva gravitačná konštanta.
Interakcia bodových a rozšírených telies
Zákon univerzálnej gravitácie (3.2.8) platí len pre také telesá, ktorých rozmery sú v porovnaní so vzdialenosťou medzi nimi zanedbateľné. Inými slovami, platí len pre vecné body. V tomto prípade sú sily gravitačnej interakcie smerované pozdĺž čiary spájajúcej tieto body (obr. 3.5). Takéto sily sa nazývajú centrálne.
Pri zistení gravitačnej sily pôsobiacej na dané teleso od iného v prípade, že nemožno zanedbať veľkosť telies, postupujte nasledovne. Obe telá sú mentálne rozdelené na také malé prvky, že každý z nich možno považovať za bod. Sčítaním gravitačných síl pôsobiacich na každý prvok daného telesa zo všetkých prvkov iného telesa dostaneme silu pôsobiacu na tento prvok (obr. 3.6). Po vykonaní takejto operácie pre každý prvok daného telesa a sčítaní výsledných síl nájdu celkovú gravitačnú silu pôsobiacu na toto teleso. Táto úloha je náročná.
Existuje však jeden prakticky dôležitý prípad, keď sa vzorec (3.2.8) vzťahuje na predĺžené telesá. Je možné dokázať
m^
Obr. 3.5 Obr. 3.6
Dá sa konštatovať, že guľové telesá, ktorých hustota závisí len od vzdialeností ich stredov, vo vzdialenostiach medzi nimi väčších ako súčet ich polomerov, sú priťahované silami, ktorých moduly sú určené vzorcom (3.2.8) . V tomto prípade je R vzdialenosť medzi stredmi guľôčok.
A napokon, keďže rozmery telies padajúcich na Zem sú oveľa menšie ako rozmery Zeme, možno tieto telesá považovať za bodové. Potom pod R vo vzorci (3.2.8) treba chápať vzdialenosť od daného telesa k stredu Zeme.
Medzi všetkými telesami existujú sily vzájomnej príťažlivosti v závislosti od samotných telies (ich hmotnosti) a od vzdialenosti medzi nimi.
? 1. Vzdialenosť od Marsu k Slnku je o 52 % väčšia ako vzdialenosť od Zeme k Slnku. Aká je dĺžka roka na Marse? 2. Ako sa zmení sila príťažlivosti medzi guľôčkami, ak sa hliníkové guľôčky (obr. 3.7) nahradia oceľovými guľôčkami rovnakej hmotnosti? rovnaký objem?
Prečo kameň uvoľnený z rúk padá na zem? Pretože ho priťahuje Zem, povie si každý z vás. V skutočnosti kameň padá na Zem zrýchlením voľného pádu. V dôsledku toho na kameň pôsobí sila smerujúca k Zemi zo strany Zeme. Podľa tretieho Newtonovho zákona kameň pôsobí aj na Zem rovnakým modulom sily smerujúcim ku kameňu. Inými slovami, medzi Zemou a kameňom pôsobia sily vzájomnej príťažlivosti.
Newton bol prvý, kto prvý uhádol a potom prísne dokázal, že príčina pádu kameňa na Zem, pohyb Mesiaca okolo Zeme a planét okolo Slnka, je jedna a tá istá. Toto je gravitačná sila pôsobiaca medzi akýmikoľvek telesami vesmíru. Tu je priebeh jeho úvah uvedených v Newtonovom hlavnom diele „Matematické princípy prírodnej filozofie“:
„Kameň hodený vodorovne sa pôsobením gravitácie odchýli od priamej dráhy a po opísaní zakrivenej trajektórie nakoniec spadne na Zem. Ak ho hodíte vyššou rýchlosťou, potom bude padať ďalej“ (obr. 1).
Pokračujúc v týchto úvahách, Newton prichádza k záveru, že ak by nebol odpor vzduchu, potom by sa dráha kameňa hodeného z vysokej hory pri určitej rýchlosti mohla stať takou, že by nikdy nedosiahol zemský povrch, ale pohol by sa. okolo toho „ako to, ako planéty opisujú svoje dráhy v nebeskom priestore.
Teraz sme si už natoľko zvykli na pohyb satelitov po Zemi, že netreba bližšie vysvetľovať Newtonovu myšlienku.
Pohyb Mesiaca okolo Zeme či planét okolo Slnka je teda podľa Newtona tiež voľným pádom, ale iba pádom, ktorý trvá bez zastavenia miliardy rokov. Dôvodom takéhoto „pádu“ (či už naozaj hovoríme o páde obyčajného kameňa na Zem alebo o pohybe planét po ich dráhach) je sila univerzálnej gravitácie. Od čoho závisí táto sila?
Závislosť gravitačnej sily od hmotnosti telies
Galileo dokázal, že počas voľného pádu Zem udeľuje rovnaké zrýchlenie všetkým telesám na danom mieste bez ohľadu na ich hmotnosť. Ale zrýchlenie je podľa druhého Newtonovho zákona nepriamo úmerné hmotnosti. Ako možno vysvetliť, že zrýchlenie, ktoré teleso udeľuje zemská gravitácia, je rovnaké pre všetky telesá? To je možné len vtedy, ak je sila príťažlivosti k Zemi priamo úmerná hmotnosti telesa. V tomto prípade zvýšenie hmotnosti m napríklad o faktor dva povedie k zvýšeniu modulu sily F sa tiež zdvojnásobí a zrýchlenie, ktoré sa rovná \(a = \frac (F)(m)\), zostane nezmenené. Zovšeobecnením tohto záveru pre gravitačné sily medzi akýmikoľvek telesami sme dospeli k záveru, že sila univerzálnej gravitácie je priamo úmerná hmotnosti telesa, na ktoré táto sila pôsobí.
Ale aspoň dve telá sa podieľajú na vzájomnej príťažlivosti. Každý z nich je podľa tretieho Newtonovho zákona vystavený rovnakému modulu gravitačných síl. Preto každá z týchto síl musí byť úmerná hmotnosti jedného telesa aj hmotnosti druhého telesa. Preto je sila univerzálnej gravitácie medzi dvoma telesami priamo úmerná súčinu ich hmotností:
\(F \sim m_1 \cdot m_2\)
Závislosť gravitačnej sily od vzdialenosti medzi telesami
Zo skúseností je dobre známe, že zrýchlenie voľného pádu je 9,8 m/s 2 a je rovnaké pre telesá padajúce z výšky 1, 10 a 100 m, to znamená, že nezávisí od vzdialenosti medzi telesom a zem. Zdá sa, že to znamená, že sila nezávisí od vzdialenosti. Newton však veril, že vzdialenosti by sa nemali merať od povrchu, ale od stredu Zeme. Ale polomer Zeme je 6400 km. Je jasné, že niekoľko desiatok, stoviek či dokonca tisícok metrov nad zemským povrchom nemôže výrazne zmeniť hodnotu zrýchlenia voľného pádu.
Na zistenie, ako vzdialenosť medzi telesami ovplyvňuje silu ich vzájomnej príťažlivosti, by bolo potrebné zistiť, aké je zrýchlenie telies vzdialených od Zeme na dostatočne veľké vzdialenosti. Pozorovať a študovať voľný pád telesa z výšky tisícok kilometrov nad Zemou je však náročné. Ale samotná príroda tu prišla na pomoc a umožnila určiť zrýchlenie telesa pohybujúceho sa v kruhu okolo Zeme, a teda vlastniaceho dostredivé zrýchlenie, spôsobené, samozrejme, rovnakou silou príťažlivosti k Zemi. Takýmto telesom je prirodzený satelit Zeme – Mesiac. Ak by sila príťažlivosti medzi Zemou a Mesiacom nezávisela od vzdialenosti medzi nimi, potom by dostredivé zrýchlenie Mesiaca bolo rovnaké ako zrýchlenie telesa voľne padajúceho blízko povrchu Zeme. V skutočnosti je dostredivé zrýchlenie Mesiaca 0,0027 m/s 2 .
Poďme to dokázať. Revolúcia Mesiaca okolo Zeme nastáva pod vplyvom gravitačnej sily medzi nimi. Približne možno obežnú dráhu Mesiaca považovať za kruh. Preto Zem dodáva Mesiacu dostredivé zrýchlenie. Vypočíta sa podľa vzorca \(a = \frac (4 \pi^2 \cdot R)(T^2)\), kde R- polomer lunárnej obežnej dráhy, ktorý sa rovná približne 60 polomerom Zeme, T≈ 27 dní 7 h 43 min ≈ 2,4∙10 6 s je perióda obehu Mesiaca okolo Zeme. Vzhľadom na to, že polomer zeme R h ≈ 6,4∙10 6 m, dostaneme, že dostredivé zrýchlenie Mesiaca sa rovná:
\(a = \frac (4 \pi^2 \cdot 60 \cdot 6,4 \cdot 10^6)((2,4 \cdot 10^6)^2) \približne 0,0027\) m/s 2.
Zistená hodnota zrýchlenia je menšia ako zrýchlenie voľného pádu telies pri povrchu Zeme (9,8 m/s 2) približne 3600 = 60 2 krát.
Zväčšenie vzdialenosti medzi telom a Zemou 60-krát teda viedlo k zníženiu zrýchlenia spôsobeného zemskou gravitáciou a následne aj samotnej príťažlivej sily 60-2-krát.
To vedie k dôležitému záveru: zrýchlenie udeľované telesom príťažlivou silou k Zemi sa znižuje nepriamo úmerne k druhej mocnine vzdialenosti od stredu Zeme
\(F \sim \frac (1)(R^2)\).
Zákon gravitácie
V roku 1667 Newton konečne sformuloval zákon univerzálnej gravitácie:
\(F = G \cdot \frac (m_1 \cdot m_2)(R^2).\quad (1)\)
Sila vzájomnej príťažlivosti dvoch telies je priamo úmerná súčinu hmotností týchto telies a nepriamo úmerná druhej mocnine vzdialenosti medzi nimi..
Faktor proporcionality G volal gravitačná konštanta.
Zákon gravitácie platí len pre telesá, ktorých rozmery sú zanedbateľne malé v porovnaní so vzdialenosťou medzi nimi. Inými slovami, je to len spravodlivé za hmotné body. V tomto prípade sú sily gravitačnej interakcie smerované pozdĺž čiary spájajúcej tieto body (obr. 2). Takéto sily sa nazývajú centrálne.
Pri zistení gravitačnej sily pôsobiacej na dané teleso zo strany iného v prípade, že nemožno zanedbať veľkosť telies, postupujte nasledovne. Obe telá sú mentálne rozdelené na také malé prvky, že každý z nich možno považovať za bod. Sčítaním gravitačných síl pôsobiacich na každý prvok daného telesa zo všetkých prvkov iného telesa dostaneme silu pôsobiacu na tento prvok (obr. 3). Po vykonaní takejto operácie pre každý prvok daného telesa a sčítaní výsledných síl nájdu celkovú gravitačnú silu pôsobiacu na toto teleso. Táto úloha je náročná.
Existuje však jeden prakticky dôležitý prípad, keď sa vzorec (1) vzťahuje na predĺžené telesá. Dá sa dokázať, že guľové telesá, ktorých hustota závisí len od vzdialeností ich stredov, vo vzdialenostiach medzi nimi, ktoré sú väčšie ako súčet ich polomerov, sa priťahujú silami, ktorých moduly sú určené vzorcom (1). V tomto prípade R je vzdialenosť medzi stredmi loptičiek.
A napokon, keďže rozmery telies padajúcich na Zem sú oveľa menšie ako rozmery Zeme, možno tieto telesá považovať za bodové. Potom pod R vo vzorci (1) treba chápať vzdialenosť od daného telesa do stredu Zeme.
Medzi všetkými telesami existujú sily vzájomnej príťažlivosti v závislosti od samotných telies (ich hmotnosti) a od vzdialenosti medzi nimi.
Fyzikálny význam gravitačnej konštanty
Zo vzorca (1) zistíme
\(G = F \cdot \frac (R^2)(m_1 \cdot m_2)\).
Z toho vyplýva, že ak je vzdialenosť medzi telesami číselne rovná jednej ( R= 1 m) a hmotnosti interagujúcich telies sú tiež rovné jednote ( m 1 = m 2 = 1 kg), potom sa gravitačná konštanta číselne rovná modulu sily F. teda ( fyzický význam ),
gravitačná konštanta sa číselne rovná modulu gravitačnej sily pôsobiacej na teleso s hmotnosťou 1 kg od iného telesa rovnakej hmotnosti so vzdialenosťou medzi telesami rovnajúcou sa 1 m.
V SI je gravitačná konštanta vyjadrená ako
.
Cavendishova skúsenosť
Hodnota gravitačnej konštanty G možno nájsť len empiricky. Aby ste to dosiahli, musíte zmerať modul gravitačnej sily F, pôsobiace na telesnú hmotu m 1 bočná telesná hmotnosť m 2 v známej vzdialenosti R medzi telami.
Prvé merania gravitačnej konštanty sa uskutočnili v polovici 18. storočia. Odhadnite, aj keď veľmi zhruba, hodnotu G v tom čase uspel v dôsledku uvažovania o priťahovaní kyvadla k hore, ktorej hmotnosť bola určená geologickými metódami.
Presné merania gravitačnej konštanty prvýkrát vykonal v roku 1798 anglický fyzik G. Cavendish pomocou prístroja nazývaného torzné váhy. Schematicky je torzné vyváženie znázornené na obrázku 4.
Cavendish upevnil dve malé olovené guľôčky (priemer 5 cm a hmotnosť). m 1 = 775 g každý) na opačných koncoch dvojmetrovej tyče. Tyč bola zavesená na tenkom drôte. Pre tento drôt boli predbežne stanovené elastické sily vznikajúce v ňom pri krútení cez rôzne uhly. Dve veľké olovené gule (priemer 20 cm a váha m 2 = 49,5 kg) bolo možné priblížiť k malým loptičkám. Príťažlivé sily z veľkých guľôčok prinútili malé guľôčky pohybovať sa smerom k nim, zatiaľ čo natiahnutý drôt sa trochu skrútil. Stupeň skrútenia bol mierou sily pôsobiacej medzi loptičkami. Uhol skrútenia drôtu (alebo rotácie tyče s malými guľôčkami) sa ukázal byť taký malý, že ho bolo potrebné merať pomocou optickej trubice. Výsledok získaný Cavendishom sa len o 1% líši od hodnoty gravitačnej konštanty akceptovanej dnes:
G ≈ 6,67∙10 -11 (N∙m 2) / kg 2
Príťažlivé sily dvoch telies s hmotnosťou 1 kg, ktoré sú od seba vzdialené 1 m, sú teda v moduloch iba 6,67∙10 -11 N. To je veľmi malá sila. Len v prípade, keď telesá s obrovskou hmotnosťou interagujú (alebo aspoň hmotnosť jedného z telies je veľká), gravitačná sila sa stáva veľkou. Napríklad Zem priťahuje Mesiac silou F≈ 2∙10 20 N.
Gravitačné sily sú „najslabšie“ zo všetkých prírodných síl. Je to spôsobené tým, že gravitačná konštanta je malá. Ale s veľkými masami kozmických telies sú sily univerzálnej gravitácie veľmi veľké. Tieto sily udržujú všetky planéty blízko Slnka.
Význam gravitačného zákona
Zákon univerzálnej gravitácie je základom nebeskej mechaniky - vedy o pohybe planét. Pomocou tohto zákona sa s veľkou presnosťou určujú polohy nebeských telies na nebeskej klenbe na dlhé desaťročia a vypočítavajú sa ich trajektórie. Vo výpočtoch pohybu sa uplatňuje aj zákon univerzálnej gravitácie umelé satelity Pozemské a medziplanetárne automatické vozidlá.
Poruchy v pohybe planét. Planéty sa nepohybujú striktne podľa Keplerovych zákonov. Keplerove zákony by sa pri pohybe danej planéty prísne dodržiavali iba vtedy, ak by táto planéta ako jediná obiehala okolo Slnka. Ale v slnečná sústava Existuje veľa planét, všetky sú priťahované Slnkom a navzájom. Preto dochádza k poruchám v pohybe planét. V slnečnej sústave sú poruchy malé, pretože príťažlivosť planéty Slnkom je oveľa silnejšia ako príťažlivosť iných planét. Pri výpočte zdanlivej polohy planét sa musia brať do úvahy poruchy. Pri spúšťaní umelých nebeských telies a pri výpočte ich dráh využívajú približnú teóriu pohybu nebeských telies – poruchovú teóriu.
Objav Neptúna. Jedným z najjasnejších príkladov triumfu zákona univerzálnej gravitácie je objav planéty Neptún. V roku 1781 objavil anglický astronóm William Herschel planétu Urán. Bola vypočítaná jej dráha a zostavená tabuľka polôh tejto planéty na dlhé roky dopredu. Kontrola tejto tabuľky vykonaná v roku 1840 však ukázala, že jej údaje sa líšia od skutočnosti.
Vedci predpokladajú, že odchýlka v pohybe Uránu je spôsobená príťažlivosťou neznámej planéty, ktorá sa nachádza ešte ďalej od Slnka ako Urán. Angličan Adams a Francúz Leverrier, ktorí poznali odchýlky od vypočítanej trajektórie (poruchy v pohybe Uránu), pomocou zákona univerzálnej gravitácie vypočítali polohu tejto planéty na oblohe. Adams dokončil výpočty skôr, ale pozorovatelia, ktorým oznámil svoje výsledky, sa s overovaním neponáhľali. Medzitým Leverrier po dokončení svojich výpočtov naznačil nemeckému astronómovi Halleovi miesto, kde hľadať neznámu planétu. Hneď prvý večer, 28. septembra 1846, Halle nasmerujúc ďalekohľad na určené miesto objavil novú planétu. Dali jej meno Neptún.
Rovnakým spôsobom bola 14. marca 1930 objavená planéta Pluto. Oba objavy vraj boli urobené „na špičke pera“.
Pomocou zákona univerzálnej gravitácie môžete vypočítať hmotnosť planét a ich satelitov; vysvetliť javy ako príliv a odliv vody v oceánoch a mnohé ďalšie.
Sily univerzálnej gravitácie sú najuniverzálnejšie zo všetkých síl prírody. Pôsobia medzi akýmikoľvek telesami, ktoré majú hmotnosť, a všetky telesá majú hmotnosť. Neexistujú žiadne prekážky pre gravitačné sily. Pôsobia prostredníctvom akéhokoľvek tela.
Literatúra
- Kikoin I.K., Kikoin A.K. Fyzika: Proc. pre 9 buniek. priem. školy – M.: Osveta, 1992. – 191 s.
- Fyzika: Mechanika. 10. ročník: Proc. pre hĺbkové štúdium fyziky / M.M. Balashov, A.I. Gomonová, A.B. Dolitsky a ďalší; Ed. G.Ya. Myakišev. – M.: Drop, 2002. – 496 s.
Pád telies na Zem vo vákuu sa nazýva voľný pád telies. Pri páde v sklenenej trubici, z ktorej sa pomocou pumpy odčerpáva vzduch, sa na dno dostane súčasne kúsok olova, korok a svetelné pero (obr. 26). Preto sa pri voľnom páde všetky telesá bez ohľadu na ich hmotnosť pohybujú rovnakým spôsobom.
Voľný pád je rovnomerne zrýchlený pohyb.
Zrýchlenie, s ktorým telesá padajú na Zem vo vákuu, sa nazýva zrýchlenie voľného pádu. Gravitačné zrýchlenie označujeme písmenom g. Na povrchu zemegule je modul zrýchlenia voľného pádu približne rovný
Ak výpočty nevyžadujú vysokú presnosť, potom sa predpokladá, že modul zrýchlenia voľného pádu na povrchu Zeme je rovný
Rovnaká hodnota zrýchlenia voľne padajúcich telies s rôznymi hmotnosťami naznačuje, že sila, pod ktorou teleso nadobudne zrýchlenie voľného pádu, je úmerná hmotnosti telesa. Táto príťažlivá sila pôsobiaca zo Zeme na všetky telesá sa nazýva gravitačná sila:
Gravitácia pôsobí na akékoľvek teleso v blízkosti povrchu Zeme a vo vzdialenosti od povrchu a vo vzdialenosti 10 km, kde lietajú lietadlá. A pôsobí gravitácia ešte vo väčších vzdialenostiach od Zeme? Závisia gravitácia a gravitačné zrýchlenie od vzdialenosti od Zeme? Nad týmito otázkami sa zamýšľalo veľa vedcov, no prvýkrát na ne dal odpovede až v 17. storočí. veľký anglický fyzik Isaac Newton (1643-1727).
Závislosť gravitácie od vzdialenosti.
Newton navrhol, že gravitácia pôsobí v akejkoľvek vzdialenosti od Zeme, ale jej hodnota klesá nepriamo úmerne so štvorcom vzdialenosti od stredu Zeme. Testom tohto predpokladu by mohlo byť meranie príťažlivej sily nejakého telesa nachádzajúceho sa vo veľkej vzdialenosti od Zeme a jej porovnanie s príťažlivou silou toho istého telesa na povrchu Zeme.
Na určenie zrýchlenia telesa pri pôsobení gravitácie vo veľkej vzdialenosti od Zeme použil Newton výsledky astronomických pozorovaní pohybu Mesiaca.
Navrhol, že sila príťažlivosti pôsobiaca zo Zeme na Mesiac je rovnaká gravitačná sila, aká pôsobí na akékoľvek telesá v blízkosti povrchu Zeme. Preto dostredivé zrýchlenie pri pohybe Mesiaca na obežnej dráhe okolo Zeme je zrýchlením voľného pádu Mesiaca k Zemi.
Vzdialenosť od stredu Zeme k stredu Mesiaca je km. To je asi 60-násobok vzdialenosti od stredu Zeme k jej povrchu.
Ak gravitácia klesá nepriamo úmerne k druhej mocnine vzdialenosti od stredu Zeme, potom zrýchlenie voľného pádu na obežnej dráhe Mesiaca by malo byť raz menšie ako zrýchlenie voľného pádu blízko povrchu Zeme.
Autor: známe hodnoty polomer obežnej dráhy Mesiaca a periódu jeho obehu okolo Zeme, Newton vypočítal dostredivé zrýchlenie Mesiaca. Ukázalo sa, že je to skutočne rovnocenné.
Teoreticky predpovedaná hodnota zrýchlenia voľného pádu sa zhodovala s hodnotou získanou ako výsledok astronomických pozorovaní. To potvrdilo platnosť Newtonovho predpokladu, že gravitačná sila klesá nepriamo úmerne so štvorcom vzdialenosti od stredu Zeme:
Zákon univerzálnej gravitácie.
Tak ako Mesiac obieha okolo Zeme, Zem sa otáča okolo Slnka. Merkúr, Venuša, Mars, Jupiter a ďalšie planéty obiehajú okolo Slnka
slnečná sústava. Newton dokázal, že pohyb planét okolo Slnka nastáva pôsobením príťažlivej sily smerujúcej k Slnku a zmenšujúcej sa nepriamo so štvorcom vzdialenosti od neho. Zem priťahuje Mesiac a Slnko - Zem, Slnko priťahuje Jupiter a Jupiter - jeho satelity atď. Z toho Newton usúdil, že všetky telesá vo vesmíre sa navzájom priťahujú.
Sila vzájomnej príťažlivosti pôsobiaca medzi Slnkom, planétami, kométami, hviezdami a inými telesami vo vesmíre, Newton nazval silu univerzálnej gravitácie.
Gravitačná sila pôsobiaca na Mesiac zo Zeme je úmerná hmotnosti Mesiaca (pozri vzorec 9.1). Je zrejmé, že spánok univerzálnej gravitácie pôsobiacej zo strany Mesiaca na Zem je úmerný hmotnosti Zeme. Tieto sily sa podľa tretieho Newtonovho zákona navzájom rovnajú. V dôsledku toho je univerzálna gravitačná sila pôsobiaca medzi Mesiacom a Zemou úmerná hmotnosti Zeme a hmotnosti Mesiaca, teda úmerná súčinu ich hmotností.
Po rozšírení zavedených zákonov - závislosti gravitácie na vzdialenosti a hmotnosti interagujúcich telies - na interakciu všetkých telies vo vesmíre, Newton objavil v roku 1682 zákon univerzálnej gravitácie: všetky telesá sú navzájom priťahované, sila univerzálnej gravitácie je priamo úmerná súčinu hmotností telies a nepriamo úmerná druhej mocnine vzdialenosti medzi nimi:
Vektory síl univerzálnej gravitácie sú nasmerované pozdĺž priamky spájajúcej telesá.
Zákon univerzálnej gravitácie v tejto forme možno použiť na výpočet síl interakcie medzi telesami akéhokoľvek tvaru, ak sú rozmery telies oveľa menšie ako vzdialenosť medzi nimi. Newton dokázal, že pre homogénne guľové telesá platí zákon univerzálnej gravitácie v tejto forme v akejkoľvek vzdialenosti medzi telesami. V tomto prípade sa vzdialenosť medzi stredmi loptičiek berie ako vzdialenosť medzi telami.
Sily univerzálnej gravitácie sa nazývajú gravitačné sily a koeficient úmernosti v zákone univerzálnej gravitácie sa nazýva gravitačná konštanta.
Gravitačná konštanta.
Ak medzi zemeguľou a kúskom kriedy existuje príťažlivá sila, potom pravdepodobne existuje príťažlivá sila medzi polovicou zemegule a kúskom kriedy. Keď budeme mentálne pokračovať v tomto procese delenia zemegule, dôjdeme k záveru, že gravitačné sily musia pôsobiť medzi akýmikoľvek telesami, od hviezd a planét až po molekuly, atómy a elementárne častice. Tento predpoklad experimentálne dokázal anglický fyzik Henry Cavendish (1731-1810) v roku 1788.
Cavendish vykonal experimenty na zistenie gravitačnej interakcie malých telies
rozmery pomocou torznej váhy. Dve rovnaké malé olovené guľôčky s priemerom približne 5 cm boli namontované na tyč približne v dĺžke zavesenej na tenkom medenom drôte. Proti malým guličkám nainštaloval veľké olovené gule s priemerom každej 20 cm (obr. 27). Experimenty ukázali, že v tomto prípade sa tyč s malými guľôčkami otáčala, čo naznačuje prítomnosť príťažlivej sily medzi olovenými guľôčkami.
Otáčaniu tyče bráni elastická sila, ktorá vzniká pri krútení závesu.
Táto sila je úmerná uhlu natočenia. Sila gravitačnej interakcie guľôčok môže byť určená uhlom rotácie zavesenia.
Boli známe hmotnosti loptičiek, vzdialenosť medzi nimi v Cavendishovom experimente, sila gravitačnej interakcie bola meraná priamo; experiment teda umožnil určiť gravitačnú konštantu v zákone univerzálnej gravitácie. Podľa moderných údajov sa rovná
Najdôležitejším fenoménom, ktorý fyzici neustále skúmajú, je pohyb. Elektromagnetické javy, zákony mechaniky, termodynamické a kvantové procesy – to všetko je široká škála fragmentov vesmíru, ktoré skúma fyzika. A všetky tieto procesy klesajú tak či onak k jednej veci – k.
V kontakte s
Všetko vo vesmíre sa hýbe. Gravitácia je známy jav pre všetkých ľudí už od detstva, narodili sme sa v gravitačnom poli našej planéty, tento fyzikálny jav vnímame na najhlbšej intuitívnej úrovni a zdá sa, že ani nevyžaduje štúdium.
Ale, bohužiaľ, otázka je prečo a Ako sa všetky telá navzájom priťahujú?, dodnes nie je úplne odhalený, hoci bol študovaný hore a dole.
V tomto článku zvážime, čo je Newtonova univerzálna príťažlivosť - klasická teória gravitácie. Kým však prejdeme k vzorcom a príkladom, povedzme si o podstate problému príťažlivosti a dajme mu definíciu.
Možno, že štúdium gravitácie bolo začiatkom prírodnej filozofie (vedy o pochopení podstaty vecí), možno prírodná filozofia dala podnet k otázke podstaty gravitácie, ale tak či onak, otázka gravitácie telies. záujem o staroveké Grécko.
Pohyb bol chápaný ako podstata zmyslových vlastností tela, alebo lepšie povedané, telo sa pohybovalo, kým ho pozorovateľ vidí. Ak nevieme nejaký jav zmerať, vážiť, cítiť, znamená to, že tento jav neexistuje? Prirodzene, nie je. A keďže to Aristoteles pochopil, začali sa úvahy o podstate gravitácie.
Ako sa dnes ukázalo, po mnohých desiatkach storočí, gravitácia je základom nielen príťažlivosti Zeme a príťažlivosti našej planéty, ale aj základom vzniku Vesmíru a takmer všetkých existujúcich elementárnych častíc.
Pohybová úloha
Urobme myšlienkový experiment. Vezmite malú loptičku do ľavej ruky. Vezmime si ten istý vpravo. Pustime správnu loptu a začne padať. Ľavá zostáva v ruke, stále je nehybná.
V duchu zastavme plynutie času. Padajúca pravá lopta „visí“ vo vzduchu, ľavá stále zostáva v ruke. Pravá lopta je obdarená „energiou“ pohybu, ľavá nie. Aký je však medzi nimi hlboký a zmysluplný rozdiel?
Kde, v ktorej časti padajúcej gule je napísané, že sa musí pohnúť? Má rovnakú hmotnosť, rovnaký objem. Má rovnaké atómy a nelíšia sa od atómov gule v pokoji. Lopta má? Áno, toto je správna odpoveď, ale ako loptička vie, že má potenciálnu energiu, kde je v nej zaznamenaná?
Toto je úloha, ktorú si stanovili Aristoteles, Newton a Albert Einstein. A všetci traja brilantní myslitelia si tento problém čiastočne vyriešili sami, ale dnes existuje množstvo problémov, ktoré je potrebné vyriešiť.
Newtonovská gravitácia
V roku 1666 najväčší anglický fyzik a mechanik I. Newton objavil zákon schopný kvantitatívne vypočítať silu, vďaka ktorej k sebe všetka hmota vo vesmíre smeruje. Tento jav sa nazýva univerzálna gravitácia. Na otázku: „Formulujte zákon univerzálnej gravitácie“ by vaša odpoveď mala znieť takto:
Sila gravitačnej interakcie, ktorá prispieva k priťahovaniu dvoch telies, je v priamej úmere k hmotnostiam týchto telies a nepriamo úmerné vzdialenosti medzi nimi.
Dôležité! Newtonov zákon príťažlivosti používa pojem „vzdialenosť“. Tento pojem by sa nemal chápať ako vzdialenosť medzi povrchmi telies, ale ako vzdialenosť medzi ich ťažiskami. Napríklad, ak dve guľôčky s polomermi r1 a r2 ležia na sebe, potom je vzdialenosť medzi ich povrchmi nulová, ale existuje príťažlivá sila. Ide o to, že vzdialenosť medzi ich stredmi r1+r2 je nenulová. V kozmickom meradle toto objasnenie nie je dôležité, ale pre satelit na obežnej dráhe sa táto vzdialenosť rovná výške nad povrchom plus polomer našej planéty. Vzdialenosť medzi Zemou a Mesiacom sa tiež meria ako vzdialenosť medzi ich stredmi, nie ich povrchmi.
Pre zákon gravitácie je vzorec nasledujúci:
,
- F je sila príťažlivosti,
- - omše,
- r - vzdialenosť,
- G je gravitačná konštanta, ktorá sa rovná 6,67 10−11 m³ / (kg s²).
Čo je to hmotnosť, ak sme práve zvážili silu príťažlivosti?
Sila je vektorová veličina, ale v zákone univerzálnej gravitácie sa tradične píše ako skalárna. Na vektorovom obrázku bude zákon vyzerať takto:
.
To však neznamená, že sila je nepriamo úmerná tretej mocnine vzdialenosti medzi stredmi. Pomer by sa mal chápať ako jednotkový vektor smerovaný z jedného centra do druhého:
.
Zákon gravitačnej interakcie
Hmotnosť a gravitácia
Po zvážení zákona gravitácie možno pochopiť, že nie je nič prekvapujúce na tom, že my osobne cítime, že príťažlivosť slnka je oveľa slabšia ako zemská. Masívne Slnko, hoci má veľkú hmotnosť, je od nás veľmi ďaleko. tiež ďaleko od Slnka, ale priťahuje ho, keďže má veľkú hmotnosť. Ako nájsť silu príťažlivosti dvoch telies, konkrétne ako vypočítať gravitačnú silu Slnka, Zeme a vás a mňa - touto otázkou sa budeme zaoberať o niečo neskôr.
Pokiaľ vieme, gravitačná sila je:
kde m je naša hmotnosť a g je zrýchlenie voľného pádu Zeme (9,81 m/s 2).
Dôležité! Neexistujú dva, tri, desať druhov príťažlivých síl. Gravitácia je jediná sila, ktorá kvantifikuje príťažlivosť. Hmotnosť (P = mg) a gravitačná sila sú jedno a to isté.
Ak m je naša hmotnosť, M je hmotnosť zemegule, R je jej polomer, potom na nás pôsobí gravitačná sila:
Takže, keďže F = mg:
.
Hmotnosti m sa vyrušia a ponechajú výraz pre zrýchlenie voľného pádu:
Ako vidíte, zrýchlenie voľného pádu je skutočne konštantná hodnota, pretože jeho vzorec zahŕňa konštantné hodnoty - polomer, hmotnosť Zeme a gravitačnú konštantu. Nahradením hodnôt týchto konštánt zabezpečíme, aby zrýchlenie voľného pádu bolo rovné 9,81 m/s2.
V rôznych zemepisných šírkach je polomer planéty trochu odlišný, pretože Zem stále nie je dokonalá guľa. Z tohto dôvodu je zrýchlenie voľného pádu na rôznych miestach zemegule odlišné.
Vráťme sa k príťažlivosti Zeme a Slnka. Skúsme na príklade dokázať, že zemeguľa nás priťahuje silnejšie ako Slnko.
Pre pohodlie si vezmime hmotnosť osoby: m = 100 kg. potom:
- Vzdialenosť medzi človekom a zemeguľou sa rovná polomeru planéty: R = 6,4∙10 6 m.
- Hmotnosť Zeme je: M ≈ 6∙10 24 kg.
- Hmotnosť Slnka je: Mc ≈ 2∙10 30 kg.
- Vzdialenosť medzi našou planétou a Slnkom (medzi Slnkom a človekom): r=15∙10 10 m.
Gravitačná príťažlivosť medzi človekom a Zemou:
Tento výsledok je celkom zrejmý z jednoduchšieho vyjadrenia hmotnosti (P = mg).
Sila gravitačnej príťažlivosti medzi človekom a Slnkom:
Ako vidíte, naša planéta nás priťahuje takmer 2000-krát silnejšie.
Ako nájsť silu príťažlivosti medzi Zemou a Slnkom? Nasledujúcim spôsobom:
Teraz vidíme, že Slnko priťahuje našu planétu viac ako miliardu miliárd krát silnejšie, ako planéta ťahá teba a mňa.
prvá kozmická rýchlosť
Keď Isaac Newton objavil zákon univerzálnej gravitácie, začal sa zaujímať o to, ako rýchlo by malo byť telo vrhnuté, aby po prekonaní gravitačného poľa navždy opustilo zemeguľu.
Pravda, predstavoval si to trochu inak, v jeho chápaní nešlo o kolmo stojacu raketu nasmerovanú do neba, ale o teleso, ktoré horizontálne skáče z vrcholu hory. Bola to logická ilustrácia, keďže na vrchole hory je gravitačná sila o niečo menšia.
Na vrchole Everestu teda gravitačné zrýchlenie nebude zvyčajných 9,8 m/s2, ale takmer m/s2. Práve z tohto dôvodu je vzduch tak riedky, že častice vzduchu už nie sú tak naviazané na gravitáciu ako tie, ktoré „spadli“ na povrch.
Skúsme zistiť, čo je kozmická rýchlosť.
Prvá kozmická rýchlosť v1 je rýchlosť, pri ktorej teleso opustí povrch Zeme (alebo inej planéty) a dostane sa na kruhovú dráhu.
Skúsme zistiť číselnú hodnotu tejto veličiny pre našu planétu.
Napíšme druhý Newtonov zákon pre teleso, ktoré obieha okolo planéty po kruhovej dráhe:
,
kde h je výška telesa nad povrchom, R je polomer Zeme.
Na obežnej dráhe pôsobí odstredivé zrýchlenie na telo, teda:
.
Hmotnosť sa zníži, dostaneme:
,
Táto rýchlosť sa nazýva prvá kozmická rýchlosť:
Ako vidíte, priestorová rýchlosť je absolútne nezávislá od hmotnosti telesa. Akýkoľvek objekt zrýchlený na rýchlosť 7,9 km/s teda opustí našu planétu a dostane sa na jej obežnú dráhu.
prvá kozmická rýchlosť
Druhá vesmírna rýchlosť
Avšak ani po zrýchlení telesa na prvú kozmickú rýchlosť sa nám nepodarí úplne prerušiť jeho gravitačné spojenie so Zemou. Na to je potrebná druhá kozmická rýchlosť. Po dosiahnutí tejto rýchlosti telo opúšťa gravitačné pole planéty a všetky možné uzavreté obežné dráhy.
Dôležité! Omylom sa často verí, že na to, aby sa astronauti dostali na Mesiac, museli dosiahnuť druhú kozmickú rýchlosť, pretože sa najprv museli „odpojiť“ od gravitačného poľa planéty. Nie je to tak: pár Zem-Mesiac sa nachádza v gravitačnom poli Zeme. Ich spoločné ťažisko je vo vnútri zemegule.
Aby sme našli túto rýchlosť, nastavili sme problém trochu inak. Predpokladajme, že telo preletí z nekonečna na planétu. Otázka: aká rýchlosť bude dosiahnutá na povrchu pri pristátí (samozrejme bez zohľadnenia atmosféry)? Práve táto rýchlosť a bude trvať, kým telo opustí planétu.
Zákon univerzálnej gravitácie. 9. ročník z fyziky
Zákon univerzálnej gravitácie.
Záver
Dozvedeli sme sa, že hoci je gravitácia hlavnou silou vo vesmíre, mnohé z dôvodov tohto javu sú stále záhadou. Dozvedeli sme sa, čo je Newtonova univerzálna gravitačná sila, naučili sme sa, ako ju vypočítať pre rôzne telesá, a tiež sme študovali niektoré užitočné dôsledky, ktoré vyplývajú z takého javu, akým je univerzálny gravitačný zákon.
Najjednoduchšie aritmetické výpočty presvedčivo ukazujú, že sila príťažlivosti Mesiaca k Slnku je 2-krát väčšia ako sila Mesiaca k Zemi.To znamená, že podľa „Zákona univerzálnej gravitácie“ sa Mesiac musí otáčať okolo Slnka ...
Zákon univerzálnej gravitácie nie je ani sci-fi, ale len nezmysly, väčší ako teória, že Zem spočíva na korytnačkách, slonoch a veľrybách...
Vráťme sa k ďalšiemu problému vedeckého poznania: je vždy možné v princípe zistiť pravdu - aspoň niekedy vôbec. Nie vždy. Uveďme príklad založený na rovnakej „univerzálnej gravitácii“. Ako viete, rýchlosť svetla je konečná, v dôsledku toho vidíme vzdialené objekty nie tam, kde sa momentálne nachádzajú, ale vidíme ich v bode, z ktorého vychádzal lúč svetla, ktorý sme videli. Mnohé hviezdy možno vôbec neexistujú, iba sa rozsvieti ich svetlo - otrepaná téma. A tu gravitácia- Ako rýchlo sa šíri? Dokonca aj Laplaceovi sa podarilo zistiť, že gravitácia zo Slnka nepochádza z miesta, kde ju vidíme, ale z iného bodu. Po analýze údajov nazhromaždených v tom čase Laplace zistil, že „gravitácia“ sa šíri rýchlejšie ako svetlo, prinajmenšom siedmimi objednávkami! Moderné merania posunuli rýchlosť šírenia gravitácie ešte ďalej – prinajmenšom o 11 rádov rýchlejšie ako rýchlosť svetla.
Existujú silné podozrenia, že „gravitácia“ sa vo všeobecnosti šíri okamžite. Ale ak je to skutočne tak, ako to zistiť - koniec koncov, akékoľvek merania sú teoreticky nemožné bez nejakej chyby. Nikdy sa teda nedozvieme, či je táto rýchlosť konečná alebo nekonečná. A svet, v ktorom má limit, a svet, v ktorom je neobmedzený – to sú „dva veľké rozdiely“ a nikdy sa nedozvieme, v akom svete žijeme! Tu je stanovený limit vedecké poznatky. Prijatie jedného alebo druhého uhla pohľadu je vecou viera, úplne iracionálne, popierajúce akúkoľvek logiku. Ako odporuje akejkoľvek logike je viera vo „vedecký obraz sveta“, ktorý je založený na „zákone univerzálnej gravitácie“, ktorý existuje iba v hlavách zombie a ktorý nie je detekovaný vo svete okolo nás ...
Teraz nechajme Newtonov zákon a na záver uvedieme názorný príklad toho, že zákony objavené na Zemi vôbec neexistujú. nie je univerzálny pre zvyšok vesmíru.
Pozrime sa na ten istý mesiac. Najlepšie za splnu mesiaca. Prečo Mesiac vyzerá ako kotúč – skôr ako palacinka než buchta, ktorej tvar má? Koniec koncov, je to guľa a guľa, ak je osvetlená zo strany fotografa, vyzerá asi takto: v strede - oslnenie, potom sa osvetlenie znižuje, obraz je tmavší smerom k okrajom disku.
Na Mesiaci je osvetlenie na oblohe rovnomerné - v strede aj po okrajoch sa stačí pozerať na oblohu. Môžete použiť dobrý ďalekohľad alebo fotoaparát so silným optickým "zoomom", príklad takejto fotografie je uvedený na začiatku článku. Fotené so 16-násobným priblížením. Tento obrázok je možné spracovať v akomkoľvek grafickom editore, zvýšením kontrastu sa uistite, že je všetko pravdivé, navyše jas na okrajoch disku v hornej a dolnej časti je dokonca o niečo vyšší ako v strede, kde by teoreticky mal byť maximálne.
Tu máme príklad čoho zákony optiky na Mesiaci a na Zemi sú úplne odlišné! Z nejakého dôvodu Mesiac odráža všetko dopadajúce svetlo smerom k Zemi. Nemáme dôvod rozširovať zákonitosti odhalené v podmienkach Zeme na celý Vesmír. Nie je pravda, že fyzikálne „konštanty“ sú vlastne konštanty a v priebehu času sa nemenia.
Všetko vyššie uvedené ukazuje, že „teórie“ „čiernych dier“, „Higgsových bozónov“ a mnoho ďalších nie sú ani sci-fi, ale len nezmysly, väčší ako teória, že Zem spočíva na korytnačkách, slonoch a veľrybách...
Prírodná história: Zákon gravitácie
Áno a ešte viac...buďme priatelia, a ? ---kliknite sem -->> Pridať k priateľom na LiveJournalBuďme tiež priateľmi
