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A gravitação universal de newton
Este documento discute a gravitação universal de Newton, incluindo as leis de Kepler sobre o movimento dos planetas e a lei da gravitação universal de Newton, que explica porque os planetas se movem da maneira observada.
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A gravitação universal de newton
- 1. Gravitação Universal deNewton Professor: Carlos Alberto Aragão dos Santos 11/02/2014
- 2. Nesta aula abordaremoso estudo da gravitação universal de Newton, onde faremos uma introdução histórica vendo os principais cientista da época.
- 3. Gravitação Universal Éa parte da física que estuda o comportamento e movimento dos astros, ou seja, estuda a movimentação dos planetas e dos corpos que os cercam.
- 4. Gravitação Universal Desdecedo, na história da humanidade, há registros de observações dos corpos celestes; Antigos escritos chineses falam de fenômenos astronômicos, como eclipses, surgimento de cometas, etc.; Os antigos navegantes orientavam-se pelo movimento da Lua e pelas estrelas;
- 5. Um Pouco deHistoria Geocêntrico Modelos: Heliocêntrico
- 6. Modelo Geocêntrico Cláudio Ptolomeude Alexandria Ptolomeu, no século II d.C. formulou o universo com a terra ao centro. Modelo que duraria até o século XVI, com discussões de Galileu e Corpérnico. Os planetas giram em órbitas concêntricas, em torno da Terra.
- 7. Modelo Heliocêntrico Nicolau Copérnico(1473 – 1543) Galileu Galilei (1564 -1642) O Sol é o centro do universo.
- 8. Leis de Kepler A partir das observações feitas por Galileu Galilei, o alemão Johanes Kepler chegou em três leis básicas do movimento orbital. 1ª : Lei das Órbitas. 2ª : Lei das áreas. 3ª : Lei dos períodos.
- 9. 1ª Lei –A Lei das Trajetórias Todos os planetas se movem em órbitas elípticas, com Sol ocupando um dos focos. • • f2 f1 Periélio ( V máx ) Orbitas Elípticas. f1 , f 2 ⇒ Focos Afélio ( Vmín )
- 10. 2ª Lei deKepler – Lei das Áreas A linha imaginária que liga o Sol a um planeta varre áreas iguais em intervalos de tempo iguais. tC rC A2 ∆t 2 rD rB rA tB A1 tD A1 ∆t1 = A2 ∆t2 ∆t1 tA An A1 A2 = = ... = = cte ( Va = velocidade areolar ) ∆t1 ∆t2 ∆tn se ∆t1 = ∆t 2 = ... = ∆tn , então A1 = A2 = ... An
- 11. 3ª Lei deKepler – Lei dos Períodos Os quadrados dos períodos de revolução de dois planetas são proporcionais aos cubos dos raios médios de suas órbitas. 2 1 3 1 2 2 3 2 T T = = ... = cte R R
- 12. Raio Médio daÓrbita Periélio • • • F1 d mín F2 d máx d mín + d máx R= 2 • Afélio
- 13. Os Planetas doSistema Solar
- 14. Observações Gerais: • Astrês leis de Kepler são válidas para quaisquer sistemas em que corpos gravitam em torno de um corpo central; • A lei das órbitas não exclui a possibilidade de a órbita descrita por um planeta ser circular, já que a circunferência é um caso particular de elipse; • Se considerarmos circular a trajetória descrita por um planeta em torno do Sol, o raio médio de órbita corresponderá ao raio da circunferência e o período do movimento corresponderá ao período do movimento circular uniforme; • No caso de corpos orbitando ao redor da Terra, o ponto da órbita mais próximo da Terra recebe o nome perigeu e o mais afastado recebe o nome apogeu.
- 15. Lei de Kepler Exemplo:A distância média da Terra ao Sol é aproximadamente RT = 1,5. 1011 m e a distância média de Marte ao Sol é aproximadamente RM = 2,3.1011 m. Calcule o período de translação do planeta Marte, isto é, o tempo que Marte gasta para dar uma volta em torno do Sol.
- 16. Lei de Kepler •As leis de Kepler descreveram geometricamente os movimentos, mas faltava explicar porque os planetas se moviam daquela maneira.
- 17. Lei da GravitaçãoUniversal de Newton Dois corpos atraem-se gravitacionalmente com forças de intensidades diretamente proporcional ao produto de suas massas e inversamente proporcional ao quadrado da distância que separa seus centros de gravidade. m1.m2 F =G 2 d G⇒ É a constante de gravitação universal: G ≅ 6, 67.10−11 N . m2 kg 2
- 18. Lei da GravitaçãoUniversal de Newton Observação mA ⋅ FBA FAB d ⋅ mB u u F AB e F BA São forças de ação e reação: u u F AB = F BA = F
- 19. Lei da GravitaçãoUniversal de Newton Intensidade do Campo Gravitacional m2 h m1 g =G 2 R m2 R m1 F=P m1. m2 G = m2 . g 2 R Caso o corpo esteja a uma altura h em relação à superfície teremos: m1 g =G 2 ( R + h)
- 20. Lei da GravitaçãoUniversal de Newton
- 22. Lei da GravitaçãoUniversal de Newton Exemplo: A figura abaixo, ilustra duas pessoas paradas, de pé, separadas por uma distância de aproximadamente 3 metros. Qual é o valor aproximado da intensidade da força de atração gravitacional entre elas? mA = 70kg mB = 60kg
- 23. Comprovação das Leisde Kepler Combinando as três leis do movimento e a lei da gravitação universal, Newton demonstra a 3ª Lei de Kepler (Lei dos períodos). Supondo que um planeta tenha órbita circular (permitida pela 1ª Lei de Kepler, a força gravitacional torna-se uma força centrípeta, então: Assim uu v2 FR = m. a onde a = ac = R v2 2π R M .m FR = m. , v = e F=G. 2 R T d Substituindo as equações T 2 4π 2 = =K 3 R GM (comprovação da 3ª Lei de Kepler)
- 24. Lei da GravitaçãoUniversal de Newton • Corpos em Órbita v Fcp = F Fcp = F 2 d =r v M .m m =G 2 r r G. M v= r
- 25. Lei da GravitaçãoUniversal de Newton Exemplo: Suponhamos que a Terra seja um corpo esférico, homogêneo, de massa M = 5,98. 1024 kg, raio R = 6,37.106 m e que não tenha movimento de rotação. a) Calcule a aceleração da gravidade num ponto próximo á superfície da terra. b) Calcule a aceleração da gravidade num ponto situado a 130 km de altitude.
- 26. Lei da GravitaçãoUniversal de Newton • Quando lançamos um corpo a partir da superfície de um planeta, com velocidade inicial v 0, é possível que esse corpo não mais retorne ao planeta, desde que o valor de v0 seja igual ou maior que uma velocidade ve denominada velocidade de escape. 2GM ve = R Para Terra ⇒ ve = 11, 2 Km/s Se v < 8 Km/s: ele retorna à Terra Se v ≥ 11, 2 Km/s: ele não retorna à Terra Se 8 Km/s < v < 11, 2 Km/s: ele entra em órbita elíptica da Terra
- 27. Satélite Estacionário • Recebemeste nome pelo fato de se apresentarem “parados” em relação a um referencial solidário à superfície do planeta.
- 28. Condições para queum satélite fique em órbita geo-estacionária Sua órbita deve ser circular e contida no plano equatorial da Terra. Seu período de translação deve coincidir com o período de rotação da Terra ao redor de seu eixo, isto é, 24 horas. Seu raio de órbita deverá ser de 6,7 raios terrestres, aproximadamente.
- 29. Efeito da Marés Os navegantes sempre souberam que havia conexão entre as marés e a Lua, mas nem um deles foi capaz de formular uma teoria satisfatória para explicar as duas marés altas que ocorrem diariamente; Newton mostrou que as marés eram causadas pelas diferenças na atração gravitacional entre a Lua e a Terra sobre os lados opostos desta; A força gravitacional entre a Lua e a Terra é a mais forte sobre o lado da Terra que está mais próximo da Lua e mais fraca o lado oposto, que está mais afastado da Lua;
- 30.