Gravitação Universal

GRAVITAÇÃO UNIVERSAL

Gravitação universal e a forca de atração que age entre todos os objetos pôr causa da sua massa - isto e, a quantidade de matéria de que são constituídos. A gravitação mantém o universo unido. Pôr exemplo, ela mantém juntos os gases quentes no sol e faz os planetas permanecerem em suas órbitas. A gravidade da lua causa as mares oceânicas na terra. Pôr causa da gravitação, os objetos sobre a terra são atraiçoa em sua direção. A atração física que um planeta exerce sobre os objetos próximos e denominada forca da gravidade.

Ainda que os efeitos da gravidade sejam fáceis de notar, a busca de uma explicação para a forca gravitacional tem embaraçado o homem durante séculos. O antigo filosofo grego Aristóteles empreendeu uma das primeiras tentativas de explicar como e pôr que os objetos caem em direção a Terra. Entre suas conclusões,estava a idéia de que os objetos pesados caem mais rápidos que os leves. Embora alguns tenham- se oposto a essa idéia, ela foi comente aceita ate o fim do sec. XVII. Nesta época, os ensinamentos do cientista italiano Galileu, que divergiam das antigas concepções, ganharam aceitação. De acordo com eles, todos os objetos caiam com a mesma aceleração (variação de velocidade), a menos que a resistência do ar ou alguma outra forca os freasse.

Os antigos astrônomos gregos estudaram os movimentos dos planetas e da Lua. Entretanto, esse movimentos só foram corretamente explicados no final do sec. XVII, quando o cientista inglês Isca Newton baseou sua explicação em cuidadosa observações dos movimentos planetários, levados a cabo pôr dois astrônomos do final do sec. XVI e do inicio do sec. XVII-Tycho Brahe, dinamarquês, e Johannes Kepler, alemão. Quando Newton tinha 23 anos, ele viu uma maca cair de uma arvore. Compreendeu que a mesma forca que fazia cair também mantinha a Lua em sua órbita em torno da Terra. A partir de leis descobertas pôr Kepler, Newton mostrou que tipos de forcas devem ser necessárias para manter os planetas em suas órbitas. Ele calculou como a forca deveria ser na superfície da Terra. Essa forca provou ser a mesma que da a maca sua aceleração.

TEORIA NEWTONIANA DA GRAVITAÇÃO

Essa teoria diz que a forca gravitacional entre dois objetos e proporcional (relacionada diretamente) a grandeza de suas massas. Isto e, quanto maior e a massa, maior e a forca entre dois objetos. A teoria refere-se mais propriamente a massa do que ao peso, porque o peso de um objeto sobre a Terra e na realidade a forca da gravidade da Terra sobre este objeto. Em planetas diferentes, o mesmo objeto teria pesos diferentes, mas a massa seria sempre a mesma. Alem disso, a forca gravitacional e inversamente (opostamente) proporcional a distancia entre os centros de gravidade dos dois objetos elevado ao quadrado (multiplicada pôr ela mesma). Se a distancia entre os dois objetos dobra, a forca entre eles se torna 1\4 da forca original.

A teoria Newtoniana também explica pôr que um objeto perderia peso se fosse posto dentro da Terra. Ele pesaria menos porque só a parte da Terra embaixo dele o puxaria para baixo. No centro da Terra, o objeto não pesaria nada.

Newton publicou sua teoria da gravitação em 1687. Durante os 200anos seguintes, os cientistas observaram um único fato que não estava de acordo com a teoria. Era o movimento do planeta Mercúrio, e o desacordo era muito pequeno.

TEORIA EINSTENIANA DA GRAVITA

 Em 1915, o físico alemão Albert Einsten, naturalizado norte-americano, anunciou sua teoria da relatividade geral. Ainda que a teoria de Einsten envolvesse uma completa mudança nas idéias sobre gravitação, ela explicava mais do que contradizia a teoria de Newton. Ela dava resultados que diferiam apenas levemente daqueles calculados com a teoria de Newton. Quando a teoria de Einsten foi usada para calcular o movimento de Mercúrio,os cálculos estavam exatamente de acordo com os movimentos observados do planeta. Esta foi a primeira confirmação da teoria. A teoria da relatividade geral e baseada em duas hipóteses. A primeira e a de que qualquer movimento e quaisquer medições do espaço e do tempo são relativos. O movimento e as medições dependem do lugar no universo em que são feitos. A massa e distribuída de maneira desigual pelo espaço, de modo que as forcas gravitacionais são desiguais em lugares diferentes. Conseqüentemente, a própria medida do espaço varia. As equações matemáticas que mostram como as medidas variam descrevem uma superfície no espaço. Onde quer que ocorram grandes forcas gravitacionais, existem um grande campo gravitacional e a superfície e pronunciadamente curva. Onde as forcas são pequenas, a superfície e achatada.

A segunda hipótese da teoria de Einsten e a de que os raios de luz e todos os objetos sobre os quais age apenas a gravitação movem-se ao longo de linhas geodésicas imaginarias no espaço. E uma reta em uma superfície plana, e uma circunferência em uma superfície esférica.

Sabendo-se como varia uma superfície, e possível predizer o movimento de um objeto ou de um raio de luz, viajando pôr uma região muito curva do espaço, mover-se-á pôr um caminho curvo. Isto foi confirmado em 1919 pôr medições do desvio de raios de luz provenientes de estrelas distantes.

ONDAS GRAVITACIONAIS

Muitos cientistas crêem que uma variação no campo gravitacional pode emitir ondas gravitacionais. Contudo, essas ondas - se existe - seriam difíceis de detectar.

Em 1969, o físico norte-americano Joseph Weber relatou os resultados de uma experiência para detectar ondas gravitacionais. Nela, Weber usou dois detectores de radiação gravitacional pôr ele desenvolvidos. Eles foram colocados a mais de 970km de distancia um do outro, de modo que as vibrações ou outras variações locais no campo gravitacional da Terra não seriam indicados pôr ambos detectores no mesmo instante. Desse modo, quando os dois detectores foram ativados só mesmo tempo, Weber concluiu que ondas pelos detectores. Muitos cientistas, entretanto, Tem duvidas quanto a validade deste experimento. 

SISTEMA PLANETÁRIO

PLANETA e qualquer um dos nove maiores objetos que se movimentam em torno do Sol. A Terra e um planeta que se desloca em volta do Sol uma vez pôr ano. Contando a partir do Sol , os planetas são Mercúrio, Vênus Terra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Netuno e Plutão. O Sol, os planetas e seus satélites (luas), e objetos menores chamados asteróides, meteoros e cometas constituem o sistema solar.

O Sol e as estrelas são esferas gigantescas e brilhantes de gases quentes. Os planetas são corpos escuros e sólidos, muito menores que o Sol e as estrelas. A principal diferença entre os planetas e as estrelas reside no fato de que as estrelas produzem seus próprios calor e luz, enquanto os planetas não.

Toda luz e quase todo calor dos planetas procede do Sol. Seis dos planetas - Mercúrio, Vênus, Marte, Júpiter, Saturno e Urano - são suficientemente luminosos para serem vistos da Terra sem um telescópio.

Os planetas e as estrelas parecem muito no céu noturno, mas existe duas maneira de diferencia-los. Em primeiro lugar o planeta brilha com luz constante, e as estrelas dão impressão de faiscar. Em segundo lugar, os planetas mudam suas posições em relação as estrelas. Esse movimento foi inicialmente notado pelos gregos, que chamaram os objetos moveis planetes, que significa errantes.

Os planetas diferem muito em dimensão e na distancia do Sol. Todos reunidos pesam menos que 1/100 da massa do Sol. O diâmetro de Júpiter, o maior planeta, e aproximadamente quase/10 do diâmetro do Sol. E ainda assim, Júpiter tem quase 30 vezes a dimensão Mercúrio, o menor planeta. A Terra e os três outros planetas mais próximos do Sol são ate certo ponto semelhantes em dimensão. São chamados planetas telúricos (semelhantes a Terra). Os quatros planetas maiores estão muito mais afastado do Sol e são denominados grandes planetas. Os astrônomos conhecem pouco a respeito de Plutão, e não classificam em nenhum dos dois grupos.

Os astrônomos não acreditam que exista qualquer planeta mais afastado do que Plutão. Mas estão quase certos de que a maioria das estrelas do universo tem planetas que rodam ao seu redor. Existem mais de 100bilhoes de estrelas na galáxia (grupo de estrelas) que inclui o Sol, e mais de 100bilhoes de outras galáxias podem ser vistos no universo. Imagine que uma estrela de cada galáxia tivesse um planeta como a Terra, e que existisse vida inteligente em um de cada milhão desses planetas. Existiriam 100mil planetas com vida inteligente.

COMO OS PLANETAS SE MOVEM

Vistos da Terra, os planetas e as estrelas se movem para o oeste através do céu. Uma pessoa com um telescópio para observar um planeta e obrigada a gira-lo constantemente para manter o planeta sob visão. De noite para noite, alem de seu movimento através do céu, cada planeta muda levemente para o leste sua posição em relação as estrelas. Em determinadas épocas, a posição de um planeta pode deslocar-se temporariamente para o oeste, mas sempre volta a sua mudança regular para o leste.

OS PLANETAS VARIAM EM DIMENSÃO de Júpiter, que tem um diâmetro 11 vezes maior que a Terra, a Mercúrio, que tem um diâmetro menor que a metade do diâmetro terrestre.

OS EIXOS DOS PLANETAS, em linhas continuas, são linhas imaginarias em torno das quais os planetas giram. O eixo de um planeta não e perpendicular a sua trajetória em torno do Sol, mas inclina-se em relação a posição perpendicular, em linhas interrompidas. As inclinações de Mercúrio e Plutão não são conhecidas.

NA ÓRBITA DO SOL. Todos os planetas se deslocam em volta do Sol na mesma direção. Três leis do movimento dos planetas descrevendo suas órbitas foram publicadas no sec. XVII pelo astrônomo alemão Johanes Kepler.

A Primeira Lei de Kepler afirma que os planetas se movem em órbitas elípticas (de forma oval). Em conseqüência disso, os planetas estão um pouco mais próximos do Sol em alguns pontos de suas órbitas que em outros. Atinge 152.100.000km do Sol em seu afélio (ponto mais afastado do Sol).

A Segunda Lei de Kepler também e conhecida como lei das áreas. De acordo com esta lei, uma linha imaginaria entre o Sol e um planeta passa através de áreas iguais em períodos de tempo iguais. Quando um planeta esta em seu ponto mais próximo do Sol, a linha passa através de uma larga, mas curta, porque o planeta se move mais depressa ali. Quando o planeta esta em seu ponto mais distante do Sol e se move mais devagar, a linha passa através de uma área estreita, mas longa, em um igual período de tempo.

A Terceira Lei de Kepler postula que o período orbital (o tempo necessário para que um planeta gire em torno do Sol) de um planeta depende de sua distancia media do Sol. De acordo com essa lei, o resultado do quadrado do período dividido pelo cubo da distancia e o mesmo para todos os planetas. Pôr exemplo, um planeta quatro vezes mais distante do Sol que outro planeta leva oito vezes mais tempo para girar em torno do Sol. Essa lei foi utilizada outrora para encontrar a distancia media de um planeta ao Sol depois de ter sido medido seu período orbital.

ROTAÇÃO. Cada planeta gira sobre si mesmo enquanto revolve em volta do Sol. O período de rotação (o tempo necessário para um planeta girar uma vez sobre si mesmo) de um planeta varia de menos de 10h para Júpiter a 243 dias para Vênus. A Terra gira uma vez sobre si mesma todas as 24h, ou um dia.

Cada planeta gira em torno de seu eixo de rotação, uma linha imaginaria através de seu centro. Eixo de rotação não e perpendicular (forma um angulo de 90 graus) ao rumo da órbita do planeta. Inclina-se a um angulo determinado da posição perpendicular. O eixo da Terra, pôr exemplo, inclina-se aproximadamente 23 graus. Pôr causa da inclinação, os equadores dos planetas nem sempre estão diretamente voltados para o Sol. Como conseqüência, as metades norte e sul do planeta não são uniformemente aquecidas pelo Sol através do ano.

O ESTUDO DOS PLANETAS

Os homens começaram a estudar os planetas ha milhares de anos. Guardaram registros de como os planetas se moviam e de como sua luminosidade variava. O movimento dos planetas não foi bem compreendido ate o sec. XVII. Atualmente, ainda muitas perguntas permanecem sem resposta sobre as condições nos planetas.

A EXPLICAÇÃO DO MOVIMENTO DOS PLANETAS acarretou uma das mais interessantes controvérsias da historia da ciência. O debate envolveu duas teorias importantes.

Uma teoria do movimento dos planetas foi proposta pôr volta de 150 d.C. pôr Ptolomeu, astrônomo grego. Ptolomeu acreditava que a Terra era o centro do universo. Pensava que o Sol e os planetas se deslocavam em torno da Terra uma vez pôr dia. Sua teoria explicava o que as pessoas viam no céu, e guiou o pensamento pôr mais de mil anos.

A controvérsia começou em 1543, quando o astrônomo polonês Nicolau Copérnico sugeriu que a Terra e os outros planetas se moviam em volta do Sol. Essa teoria facilitou a descricao do movimento dos planetas, e os astrônomos logo começaram a adota-la. Contudo, os lideres religiosos acusaram Copérnico de insensato pôr afirmar que a Terra era somente mais um planeta. Proibiram o uso de seus escritos ate 1757.

As descobertas de outros astrônomos convenceram gradualmente o povo de que a teoria de Copérnico era correta. A teoria de Copérnico adquiriu base quando Isca Newton, da Inglaterra, descobriu sua lei da gravitação universal pôr volta de 1665. Essa lei descrevia a Atração do Sol sobre os outros planetas.

OBSERVAÇÕES APERFEIÇOADAS. Depois que o movimento dos planetas foi compreendido, os astrônomos iniciaram estudos detalhados sobre os planetas em separado. Com melhores telescópios, que tinham maior capacidade de aumento, mediram as dimensões, descobriram as cores e outras características dos planetas. Também foram revelados os planetas mais distantes - Urano, Netuno e Plutão.

A descoberta de que os planetas emitiam ondas de rádios e os estudos dessas ondas levaram a um maior conhecimento das condições de cada planeta. Durante a era espacial, medidas mais exatas tem sido efetuadas e alguns dos planetas foram fotografados do espaço.

OS SATÉLITES

Para um satélite ser colocado em órbita, ele e levado, pôr meio de foguetes ate a altura h desejada. Esta altura varia de satélite para satélite, mas não deve ser inferior a cerca de 150km, para que, na região onde o satélite se movimenta, a atmosfera terrestre já esteja altamente rarefeita e assim, a forca da resistência do ar não perturbe o movimento do satélite.

Para que a trajetória do satélite seja uma órbita circular em torno da Terra, a velocidade horizontal v devera ser um valor determinado. Isto porque a forca F de atração da Terra deve proporcionar a forca centrípeta necessária para este movimento.

Uma vez colocado em órbita e não existindo nenhuma perturbação, o satélite continuara girando, indefinidamente, em torno da Terra.

CALCULO DA VELOCIDADE DO SATÉLITE

Para se calcular a velocidade que se deve ser dada a um satélite para que ele entre em órbita circular em torno da terra, o raio, r, de sua órbita e dado pôr: r=R+h. Onde R e o raio da Terra e h e a altura do satélite.

A forca F, de atração da Terra sobre o satélite; e dada pôr F=G.M.N\T . Onde m e a massa do satélite e M e a massa da terra. Esta forca pôr proporcionar a forca centrípeta que mantém o satélite em órbita, podemos concluir que seu valor e igual a mv/r, que e a expressão geral de uma forca centrípeta.

Temos portanto: mv/r=G Mm/r onde v= GM/r

PERÍODO DOS SATÉLITES

E o tempo que um satélite gasta para dar uma volta em torno do centro da Terra. Durante este tempo T, a distancia percorrida pelo satélite será dada pôr 2..r (comprimento de sua órbita circular). Então pôr se tratar de um movimento uniformemente, termos: 2..r = vT onde T = 2..r/v

Esta expressão nos permitira calcular o período do satélite.

SATÉLITE ESTACIONÁRIO

Um campo gravitacional do Sol.