Застосування закону тяжіння - GRIN

Презентація/есе (шкільний) 2001 6 сторінок

застосування

Зразок для читання

Застосування закону тяжіння

1. Вступ до закону тяжіння

2 додатки
2.1. Астрономічне визначення маси
2.2. приплив
2.3. Подальші програми, а також загальні

3. Перехід до робочих аркушів

1. Вступ:

“Philosophiae naturalis princiia mathematica” механіка і теорія гравітації

- також показав, що другий закон Кеплера можна пояснити припущенням центральної сили (сили, що виходить від центрального тіла - сонця)
- Закон тяжіння за допомогою третього закону Кеплера, оскільки він з'ясував, що центральна сила повинна зменшуватися обернено до квадрата відстані
- навпаки, він показав, що закони Кеплера можна вивести із закону тяжіння та його аксіом
- Кеплер, Йоганнес, * 1571, † 1630, німецький астроном, Кайзерл. Математик; знайдено

на основі результатів спостережень Тихоса, який практикується після нього. Закони руху планет (закони Кеплера) (Тихо був учителем Кеплера в Празі близько 1600 р., Наступник після його смерті)

- Закони Кеплера, 1. Орбіти планет - це еліпси, в одній з яких

У центрі уваги - сонце. 2. Промінь від сонця до планети одночасно проносить ті самі ділянки. 3. Третя ступінь (куби)

основні піввісі планетних орбіт поводяться як квадрати орбітальних часів (T2 = C r3; C = константа, причому для планет, які рухаються навколо Сонця)

Закон тяжіння: Будь-які два тіла масою m1 і m2 притягують одне одного гравітаційною силою F у напрямку сполучних ліній їх центрів тяжіння. Гравітаційна сила пропорційна добутку їх мас m1 і m2 і обернено пропорційна квадрату їх відстані r.

-y - константа ? Гравітаційна постійна y = 6,673 * 10-11Нм2/кг2

2. Застосування

- Маса М центрального тіла (наприклад, сонця, землі) може бути визначена законом гравітації
- припускаючи, що орбітальний час T і (середня) відстань r одного з його супутників (наприклад, Землі, Місяця) відомі
- Необхідна радіальна сила FR = m * w2 * r, зумовлена ​​круговим рухом супутника, задається силою тяжіння F = y m M/r2, що виходить від центрального тіла
- Рівняння обох сил ? Тепер можна розрахувати масу центрального тіла (M = w2r 3/y = 4 ¶2r3/y T2)
- таким чином маса супутника (наприклад, Землі, Місяця) не потрібна для обчислення маси центрального тіла ? також недолік, оскільки ніяке визначення маси супутника неможливе
- Маса Сонця за орбітальним часом T = 365 д 6 год 9 хв 10 с Землі навколо Сонця, середня відстань між Землею і Сонцем r = 1,496 * 1011м

? Маса сони М = 1,989 * 1030кг

(Сидеричний рік - проміжок часу, коли небесні тіла повинні стояти перед тією самою нерухомою зіркою, яку спостерігають із Землі)

1. сила тяжіння, спрямована до центру ваги землі (F = y m M/R2)
2. та відцентровою силою Fz = m w2r з r = R * cos a (агеографічна широта)

Центробіжна сила, Відцентрова сила, сила, яка намагається витягнути рухоме тіло назовні від центру під час обертального руху. Це інерційна сила, тобто воно виникає лише тоді, коли тіло витіснене з прямолінійного руху іншою силою (доцентрова сила)

- Відцентрове прискорення, земля як прискорена система відліку, має менше значення, ніж гравітаційне прискорення
- обидва разом призводять до гравітаційного прискорення g, яке змінюється як за розмірами, так і за напрямком із географічною широтою
- Отже, поверхня Землі, встановлена ​​перпендикулярно прискоренню внаслідок сили тяжіння, є не сферою у першому наближенні, а сплощеним еліпсоїдом обертання
- реальна поверхня землі - неправильна структура