GRAVITAÇÃO UNIVERSAL Gravitação universal e a forca de

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 orbitas. 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 Aristoteles empreendeu
uma das primeiras tentativas de explicar como e pôr que os objetos caem em direção a Terra. Entre suas
conclusoes,estava a idéia de que os objetos pesados caem mais rápidos que os leves. Embora alguns tenhamse oposto a essa idéia, ela foi comente aceita ate o fim do sec. XVII. Nesta epoda, os ensinamentos do
cientista italiano Galileu, que divergiam das antigas concepcoes, ganharam aceitação. De acordo com eles,
todos os objetos caiam com a mesma aceleracao (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 orbita 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 orbitas.
Ele calculou como a forca deveria ser na superfície da Terra. Essa forca provou ser a mesma que da a maca
sua aceleracao.
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 Mercurio,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.
Consequentemente, 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-a pôr um caminho curvo. Isto foi
confirmado em 1919 pôr medições do desvio de raios de luz provenientes de estrelas distantes, devido ao
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 ORBITA DO SOL. Todos os planetas se deslocam em volta do Sol na mesma direção.
Três leis do movimento dos planetas descrevendo suas orbitas foram publicadas no sec. XVII pelo astrônomo
alemão Johanes Kepler.
A Primeira Lei de Kepler afirma que os planetas se movem em orbitas elípticas (de forma
oval). Em conseqüência disso, os planetas estão um pouco mais próximos do Sol em alguns pontos de suas
orbitas que em outros. Atinge 152.100.000km do Sol em seu afelio (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 orbita 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 inclinacao, 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 controversia comecou em 1543, quando o astrônomo polones Nicolau Copernico sugeriu
que a Terra e os outros planetas se moviam em volta di Sol. Essa teoria facilitou a descricao do movimento
dos lanetas, e os astrônomos logo começaram a adota-la. Contudo, os lideres religiosos acusaram Copernico
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
Copernico era correta. A teoria de Copernico adquiriu base quando Isca Newton, da Inglaterra, descobruiu sua
lei da gravitação universal pôr volta de 1665. Essa lei descrevia a Atração do Sol sobre os outros planetas.
OBSERVAÇÕES APERFEICOADAS. Depois que o movimento dos planetas foi
compreendido, os astrônomos iniciaram estudos detalhados sobre os planetas em separado. Com melhores
telescopios, que tinham maior capacidade de aumento, mediram as dimensoes, descobriram as cores e outras
caracteristicas dos planetas. Também foram revelados os planetas mais distantes - Urano, Netuno e Plutão.
A descoberta de que os planetas emitiam ondas de radios 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 satelite ser colocado em orbita, ele e levado, pôr meio de foguetes ate a altura h
desejada. Esta altura varia de satelite para satelite, mas não deve ser inferior a cerca de 150km, para que, na
região onde o satelite se movimenta, a atmosfera terrestre ja esteja altamente rarefeita e assim, a forca da
resistência do ar não pertube o movimento do satelite.
Para que a trajetoria do satelite seja uma orbita 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 centripeta necessaria para este movimento.
Uma vez colocado em orbita e não existindo nenhuma pertubacao, o satelite continuara
girando, indefinidamente, em torno da Terra.
CALCULO DA VELOCIDADE DO SATELITE
Para se calcular a velocidade que se deve ser dada a um satelite para que ele entre em orbita
circular em torno da terra, o raio, r, de sua orbita e dado pôr: r=R+h. Onde R e o raio da Terra e h e a altura
do satelite.
A forca F, de atração da Terra sobre o satelite; e dada pôr F=G.M.N\T . Onde m e a
massa do satelite e M e a massa da terra. Esta forca pôr proporcionar a forca centripeta que mantém o satelite
em orbita, podemos concluir que seu valor e igual a mv/r, que e a expressao geral de uma forca centripeta.
Temos portanto:
mv/r=G Mm/r onde v= GM/r
PERÍODO DOS SATÉLITES
E o tempo que um satelite gasta para dar uma volta em torno do centro da Terra. Durante
este tempo T, a distancia percorrida pelo satelite sera dada pôr 2..r (comprimento de sua orbita circular).
Entao pôr se tratar de um movimento uniformente, termos:
2..r = vT
onde T = 2..r/v
Esta expressao nos permitira calcular o período do satelite.
SATÉLITE ESTACIONARIO
Um campo gravitacional do Sol.