Закон всемирного тяготения

Содержание:   Зарон всемирного тяготения.

     1. Введение .

     1.1 Зависимость силы тяготения от массы тел.

1.2 Зависимость силы  тяготения от расстояния  между телами.

2. Закон всемирного тяготения .

2.1 Физический смысл  гравитационной постоянной.

2.2 Опыт Кавендиша.

2.3 Значение закона  всемирного тяготения.

     3. Литература. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

1.  Введение.

Почему выпущенный из рук камень падает на Землю? Потому что его притягивает Земля, скажет каждый из вас. В самом деле, камень падает на Землю с ускорением свободного падения. Следовательно, на камень со сто-роны Земли действует сила, направленная к Земле. Согласно третьему закону Ньютона  и камень действует на Землю с  такой же по модулю силой, направленной к камню. Иными словами, между  Землей и камнем действуют силы взаимного  притяжения.

Ньютон был  первым, кто сначала догадался, а  потом и строго доказал, что причина, вызывающая падение камня на Землю, движение Луны вокруг Земли и планет вокруг Солнца, одна и та же. Это сила тяготения, действующая между любыми телами Вселенной. Вот ход его  рассуждений, приведенных в главном  труде Ньютона «Математические  начала натуральной философии»:

«Брошенный горизонтально  камень отклонится под действием  тяжести от прямолинейного пути и, описав кривую траекторию, упадет наконец  на Землю. Если его бросить с большей  скоростью, то он упадет дальше» (рис. 1).

Рис. 1

Продолжая эти  рассуждения, Ньютон приходит к выводу, что если бы не сопротивление воздуха, то траектория камня, брошенного с высокой  горы с определенной скоростью, могла  бы стать такой, что он вообще никогда  не достиг бы поверхности Земли, а  двигался вокруг нее «подобно тому, как планеты описывают в небесном пространстве свои орбиты».

Сейчас нам  стало настолько привычным движение спутников вокруг Земли, что разъяснять мысль Ньютона подробнее нет  необходимости.

Итак, по мнению Ньютона, движение Луны вокруг Земли  или планет вокруг Солнца – это  тоже свободное падение, но только падение, которое длится, не прекращаясь, миллиарды  лет. Причиной такого «падения» (идет ли речь действительно о падении  обычного камня на Землю или о  движении планет по их орбитам) является сила всемирного тяготения. От чего же эта сила зависит?

1.1   Зависимость силы тяготения от массы тел.

Галилей доказал, что при свободном падении  Земля сообщает всем телам в данном месте одно и то же ускорение независимо от их массы. Но ускорение по второму  закону Ньютона обратно пропорционально  массе: . Как же объяснить, что ускорение, сообщаемое телу силой притяжения Земли, одинаково для всех тел? Это возможно лишь в том случае, если сила притяжения к Земле прямо пропорциональна массе тела. В этом случае увеличение массы т, например, вдвое приведет к увеличению модуля силы F тоже вдвое, а ускорение, которое равно , останется неизменным. Обобщая этот вывод для сил тяготения между любыми телами, заключаем, что сила всемирного тяготения прямо пропорциональна массе тела, на которое эта сила действует.

Но во взаимном притяжении участвуют по меньшей  мере два тела. На каждое из них, согласно третьему закону Ньютона, действуют  одинаковые по модулю силы тяготения. Поэтому каждая из этих сил должна быть пропорциональна как массе  одного тела, так и массе другого  тела. Поэтому сила всемирного тяготения  между двумя телами прямо пропорциональна  произведению их масс:

1.2    Зависимость силы тяготения от расстояния между телами.

Из опыта хорошо известно, что ускорение свободного падения равно 9,8 м/с² и оно одинаково для тел, падающих с высоты 1, 10 и 100 м, т. е. не зависит от расстояния между телом и Землей. Это как будто бы означает, что и сила от расстояния не зависит. Но Ньютон считал, что отсчитывать расстояния надо не от поверхности, а от центра Земли. Но радиус Земли 6400 км. Понятно, что несколько десятков, сотен или даже тысяч метров над поверхностью Земли не могут заметно изменить значение ускорения свободного падения.

Чтобы выяснить, как влияет расстояние между телами на силу их вза-имного притяжения, нужно  было бы узнать, каково ускорение тел, удаленных от Земли на достаточно большие расстояния. Однако наблюдать  и изучать свободное падение  тела с высоты в тысячи километров над Землей трудно. Но сама природа  пришла здесь на помощь и дала возможность  определить ускорение тела, движущегося  по окружности вокруг Земли и обладающего  поэтому центростремительным ускорением, вызванным, разумеется, той же силой  притяжения к Земле. Таким телом  является естественный спутник Земли  – Луна. Если бы сила притяжения между  Землей и Луной не зависела от расстояния между ними, то центростремительное  ускорение Луны было бы таким же, как ускорение тела, свободно падающего  близ поверхности Земли. В действительности же центростремительное ускорение  Луны равно 0,0027 м/с².

Докажем это. Обращение Луны вокруг Земли происходит под действием силы тяготения между ними. Приближенно орбиту Луны можно считать окружностью. Следовательно, Земля сообщает Луне центростремительное ускорение. Оно вычисляется по формуле , где R – радиус лунной орбиты, равный примерно 60 радиусам Земли, Т ≈ 27 сут 7 ч 43 мин ≈ 2,4∙10⁶ с – период обращения Луны вокруг Земли. Учитывая, что радиус Земли R_з ≈ 6,4∙10⁶ м, получим, что центростремительное ускорение Луны равно:

м/с².

Найденное значение ускорения меньше ускорения свободного падения тел у поверхности  Земли (9,8 м/с²) приблизительно в 3600 = 60² раз.

Таким образом, увеличение расстояния между телом  и Землей в 60 раз привело к уменьшению ускорения, сообщаемого земным притяжением, а следовательно, и самой силы притяжения в 60² раз.

Отсюда вытекает важный вывод: ускорение, которое сообщает телам сила притяжения к Земле, убывает обратно пропорционально квадрату расстояния до центра Земли

. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

2.  Закон всемирного тяготения.

В 1667 г. Ньютон окончательно сформулировал закон всемирного тяготения:

Сила взаимного  притяжения двух тел прямо пропорциональна  произведению масс этих тел и обратно  пропорциональна квадрату расстояния между ними.

Коэффициент пропорциональности G называется гравитационной постоянной.

Закон всемирного тяготения справедлив только для таких тел, размеры которых пренебрежимо малы по сравнению с расстоянием между ними. Иначе говоря, он справедлив только для материальных точек. При этом силы гравитационного взаимодействия направлены вдоль линии, соединяющей эти точки (рис. 2). Подобного рода силы называются центральными.

Рис. 2

Для нахождения силы тяготения, действующей на данное тело со сто-роны другого, в случае, когда размерами тел пренебречь нельзя, поступают следующим образом. Оба тела мысленно разделяют на столь  малые элементы, чтобы каждый из них можно было считать точечным. Складывая силы тяготения, действующие  на каждый элемент данного тела со стороны всех элементов другого  тела, получают силу, действующую на этот элемент (рис. 3). Проделав такую  операцию для каждого элемента данного  тела и сложив полученные силы, находят  полную силу тяготения, действующую  на это тело. Задача эта сложная.

Рис. 3

Есть, однако, один практически важный случай, когда  формула (1) применима к протяженным  телам. Можно доказать, что сферические  тела, плотность которых зависит  только от расстояний до их центров, при  расстояниях между ними, больших  суммы их радиусов, притягиваются  с силами, модули которых определяются формулой (1). В этом случае R – это расстояние между центрами шаров.

И наконец, так  как размеры падающих на Землю  тел много меньше размеров Земли, то эти тела можно рассматривать  как точечные. Тогда под R в формуле (1) следует понимать расстояние от данного тела до центра Земли.

Между всеми  телами действуют силы взаимного  притяжения, зависящие от самих тел (их масс) и от расстояния между ними.

2.1   Физический смысл гравитационной постоянной.

Из формулы (1) находим 

.

Отсюда следует, что если расстояние между телами численно равно единице (R = 1 м) и массы взаимодействующих тел тоже равны единице (m₁ = m₂ = 1 кг), то гравитационная постоянная численно равна модулю силы F. Таким образом (физический смысл),

гравитационная  постоянная численно равна модулю силы тяготения, действующей на тело массой 1 кг со стороны другого тела такой  же массы при расстоянии между  телами, равном 1 м.

В СИ гравитационная постоянная выражается в 

.

2.2   Опыт Кавендиша.

Значение гравитационной постоянной G может быть найдено только опытным путем. Для этого надо измерить модуль силы тяготения F, действующей на тело массой m₁ со стороны тела массой m₂ при известном расстоянии R между телами.

Первые измерения  гравитационной постоянной были осуществлены в середине XVIII в. Оценить, правда весьма грубо, значение G в то время удалось в результате рассмотрения притяжения маятника к горе, масса которой была определена геологическими методами.

Точные измерения  гравитационной постоянной впервые  были проведены в 1798 г. английским физиком  Г. Кавендишем с помощью прибора, называемого крутильными весами. Схематично крутильные весы показаны на рисунке 4.

Рис. 4

Кавендиш закрепил два маленьких свинцовых шара (диаметром 5 см и массой m₁ = 775 г каждый) на противоположных концах двухметрового стержня. Стержень был подвешен на тонкой проволоке. Для этой проволоки предварительно определялись силы упругости, возникающие в ней при закручивании на различные углы. Два больших свинцовых шара (диаметром 20 см и массой m₂ = 49,5 кг) можно было близко подводить к маленьким шарам. Силы притяжения со стороны больших шаров заставляли маленькие шары перемещаться к ним, при этом натянутая проволока немного закручивалась. Степень закручивания была мерой силы, действующей между шарами. Угол закручивания проволоки (или поворота стержня с малыми шарами) оказался столь малым, что его пришлось измерять с помощью оптической трубы. Результат, полученный Кавендишем, только на 1% отличается от значения гравитационной постоянной, принятого сегодня:

G ≈ 6,67∙10^-11 (Н∙м²)/кг²

Таким образом, силы притяжения двух тел массой по 1 кг каждое, находящихся на расстоянии 1 м друг от друга, по модулям равны  всего лишь 6,67∙10^-11 Н. Это очень малая сила. Только в том случае, когда взаимодействуют тела огромной массы (или по крайней мере масса одного из тел велика), сила тяготения становится большой. Например, Земля притягивает Луну с силой F ≈ 2∙10²⁰ Н.

Гравитационные  силы – самые «слабые» из всех сил  природы. Это связано с тем, что  гравитационная постоянная мала. Но при  больших массах космических тел  силы всемирного тяготения становятся очень большими. Эти силы удерживают все планеты возле Солнца.

2.3  Значение закона всемирного тяготения.

Закон всемирного тяготения лежит в основе небесной механики – науки о движении планет. С помощью этого закона с огромной точностью определяются положения  небесных тел на небесном своде на многие десятки лет вперед и вычисляются  их траектории. Закон всемирного тяготения  применяется также в расчетах движения искусственных спутников  Земли и межпланетных автоматических аппаратов.

Возмущения в  движении планет. Планеты не движутся строго по законам Кеплера. Законы Кеплера точно соблюдались бы для движения данной планеты лишь в том случае, когда вокруг Солнца обращалась бы одна эта планета. Но в Солнечной системе планет много, все они притягиваются как Солнцем, так и друг другом. Поэтому возникают возмущения движения планет. В Солнечной системе возмущения невелики, потому что притяжение планеты Солнцем гораздо сильнее притяжения другими планетами. При вычислении видимого положения планет приходится учитывать возмущения. При запуске искусственных небесных тел и при расчете их траекторий пользуются приближенной теорией движения небесных тел – теорией возмущений.

Открытие Нептуна. Одним из ярких примеров триумфа закона все-мирного тяготения является открытие планеты Нептун. В 1781 г. английский астроном Вильям Гершель открыл планету Уран. Была вычислена ее орбита и составлена таблица положений этой планеты на много лет вперед. Однако проверка этой таблицы, проведенная в 1840 г., показала, что данные ее расходятся с действительностью.

Ученые предположили, что отклонение в движении Урана  вызвано притяжением неизвестной  планеты, находящейся от Солнца еще  дальше, чем Уран. Зная отклонения от расчетной траектории (возмущения движения Урана), англичанин Адаме и француз  Леверрье, пользуясь законом всемирного тяготения, вычислили положение  этой планеты на небе. Адаме раньше закончил вычисления, но наблюдатели, которым он сообщил свои результаты, не торопились с проверкой. Тем временем Леверрье, закончив вычисления, указал немецкому астроному Галле место, где надо искать неизвестную планету. В первый же вечер, 28 сентября 1846 г., Галле, направив телескоп на указанное  место, обнаружил новую планету. Ее назвали Нептуном.