Formula forței de gravitație
Newton a considerat, pe bună dreptate, că aceasta este o confirmare a „legii pătratului invers”. El a propus că între oricare două mase m și M există o forță de gravitație „universală” F, îndreptată de la una către cealaltă, proporțională cu fiecare dintre ele și invers proporțională cu pătratul distanței de separare r. Într-o formulă (ignorând deocamdată caracterul vectorial al forței):
Supunem că M este masa Pământului, R raza sa și m este masa unui obiect oarecare care cade în apropierea suprafeței Pământului. Atunci se poate scrie
Din aceasta
Capitala G este cunoscută ca fiind constanta gravitației universale. Acesta este numărul pe care trebuie să îl cunoaștem pentru a calcula atracția gravitațională dintre, să zicem, două sfere de 1 kilogram fiecare. Spre deosebire de atracția Pământului, care are o masă uriașă M, o astfel de forță este destul de mică, iar numărul G este, de asemenea, foarte, foarte mic. Măsurarea acestei forțe mici în laborator este o operațiune delicată și dificilă.
A fost nevoie de mai mult de un secol până când a fost realizată pentru prima dată. Abia în 1796, Henry Cavendish, compatriotul lui Newton, a măsurat efectiv o astfel de atracție gravitațională slabă, observând ușoara răsucire a unei gantere suspendate de un fir lung, atunci când una dintre greutățile sale era atrasă de gravitația obiectelor grele. Instrumentul său („balanța de torsiune”) este, de fapt, foarte asemănător cu cel conceput în Franța de Charles Augustin Coulomb pentru a măsura dependența de distanță a forțelor magnetice și electrice. Cu toate acestea, forța gravitațională este mult mai slabă, ceea ce face ca observarea sa directă să fie mult mai dificilă. un secol mai târziu (după cum s-a menționat deja), fizicianul maghiar Roland Eötvös a îmbunătățit considerabil precizia acestor măsurători.
Gravitația în galaxia noastră (opțional)
Este evident că gravitația se extinde mult mai departe de Lună. Newton însuși a arătat că legea pătratului invers explică și legile lui Kepler – de exemplu, legea a 3-a, prin care mișcarea planetelor încetinește, cu cât acestea sunt mai departe de Soare.
Dar la distanțe și mai mari? Sistemul solar aparține galaxiei Calea Lactee, un uriaș vârtej de stele în formă de roată, cu o rază de aproximativ 100.000 de ani lumină. Fiind situați în roata însăși, o privim de la margine, astfel încât strălucirea stelelor sale îndepărtate ne apare ca un inel strălucitor care înconjoară cerul, cunoscut din cele mai vechi timpuri sub numele de Calea Lactee. Multe alte galaxii mai îndepărtate sunt văzute de telescoape, atât cât se poate vedea în orice direcție. Lumina lor arată (prin „efectul Doppler”) că se rotesc încet.
Se pare că gravitația ține galaxiile împreună. Cel puțin galaxia noastră pare să aibă în mijlocul ei o imensă gaură neagră, cu o masă de câteva milioane de ori mai mare decât cea a Soarelui nostru, cu o gravitație atât de intensă încât nici măcar lumina nu-i poate scăpa. Stelele sunt mult mai dense în apropierea centrului galaxiei noastre, iar rotația lor în apropierea centrului sugerează că a treia lege a lui Kepler este valabilă acolo, o mișcare mai lentă odată cu creșterea distanței.
Rotația galaxiilor departe de centrele lor nu respectă cea de-a treia lege a lui Kepler – de fapt, marginile exterioare ale galaxiilor par să se rotească aproape uniform. Acest fapt observat a fost atribuit „materiei întunecate” invizibile al cărei principal atribut este masa și, prin urmare, atracția gravitațională (vezi linkul de mai sus). Aceasta nu pare să reacționeze la forțele electromagnetice sau nucleare, iar oamenii de știință caută încă mai multe informații despre ea.
Descoperă
Un mesaj recent al unui utilizator susține
- „NASA nu a aterizat pe Lună pe 19 IULIE 1969, dar, așa cum vedem în scenariul filmelor T.V. făcute la Hollywood, dacă NASA a aterizat pe Lună, trebuie să se fi apropiat și să fi aterizat ca și naveta cu stația spațială”
Poți să observi eroarea din acest argument?
Explorând mai departe
Un articol detaliat: Keesing, R.G., The History of Newton’s apple tree, Contemporary Physics, 39, 377-91, 1998
Calculele lui Richard Feynman pot fi găsite în cartea „Feynman’s Lost Lecture: The Motion of Planets Around the Sun” de D. L Goodstein și J. R. Goodstein (Norton, 1996; recenzată de Paul Murdin în Nature, vol. 380, p. 680, 25 aprilie 1996). Calculul este, de asemenea, descris și extins în „On Feynman’s analysis of the geometry of Keplerian orbits” de M. Kowen și H. Mathur, Amer. J. of Physics, 71, 397-401, aprilie 2003.
Un articol într-o revistă educațională despre subiectele discutate mai sus: Marea lege de V. Kuznetsov. Quantum, Sept-Oct. 1999, p. 38-41.
Întrebări de la utilizatori: Care este gravitația în centrul Pământului? (1)
Întrebare similară: Gravitația la centrul pf al Pământului (2)
Întrebare similară: Poate gravitația să crească odată cu adâncimea?
*** Urmare a întrebării de mai sus
*** De ce există gravitația?
*** „Particule de gravitație”?
*** Gravitația în centrul Pământului (3)
*** O întrebare simplă despre energia gravitațională
*** Efectul gravitației asupra undelor electromagnetice
*** Viteza cu care se răspândește gravitația
*** Soarele de deasupra capului reduce greutatea efectivă?
*** Diferența dintre gravitație și magnetism
*** Calculul gravitației
*** Schimbarea gravitației Pământului după tsunami
.