- •Закон всемирного тяготения.
- •Гравитационная и инертная масса тел.
- •Методы определения постоянной тяготения.
- •Поле тяготения.
- •Законы кеплера.
- •Космические скорости.
- •Явление невесомости.
- •Силы трения.
- •Сухое трение.
- •Жидкое трение.
- •Действие сил трения. Смазка.
- •Силы упругости.
- •Виды упругих деформаций.
- •Силы упругости и закон гука при деформации одностороннего растяжения (сжатия).
- •Коэффициент поперечного сжатия.
- •Упругие силы и закон гука при деформации сдвига.
- •Силы упругости и закон гука при всестороннем сжатии.
- •Силы упругости и закон гуна при деформации кручения.
- •Напряжение.
- •Связь между деформацией и напряжением.
- •Энергия упругой деформации. Упругий гистерезис.
- •Лекция№18 Зависимость силы тяжести тела от широты местности. Эйнштейновский принцип эквивалентности сил инерции и сил тяготения. Силы Кориолиса. Проявление сил инерции на Земле: маятник Фуко.
Законы кеплера.
Законы движения небесных тел, в частности движения планет вокруг Солнца, являются простым следствием основных законов механики, которые называют законами Ньютона, — трех законов динамики и закона всемирного тяготения.
Еще до Ньютона Кеплер на основе наблюдений Тихо Браге нашел законы движения планет вокруг Солнца. Эти законы носят название законов Кеплера и гласят следующее:
1. Орбиты всех планет являются эллипсами, в одном из фокусов которых находится Солнце.
2. Движение каждой планеты происходит так, что радиус-вектор, проведенный из центра Солнца к планете, за равные промежутки времени «ометает» равные площади (рис.1 ).
3. Квадраты периодов обращения различных планет вокруг Солнца относятся, как кубы больших полуосей эллипсов орбит.
Рис.1
Первый закон Кеплера, следует из решения задачи об определении орбит планет и закона движения их по орбите. Для этого вычисляют траектории движения материальной точки, находящейся под действием центральной силы), величина которой обратно пропорциональна квадрату расстояния от центра. Результаты решения этой задачи показывают, что траектории небесных тел лежат в плоскости и представляют собой или эллипс, или параболу, или гиперболу.
В частном случае, когда орбита планеты — окружность, элементарным путем доказывается возможность такого движения под действием центральной силы. В самом деле, планета может двигаться по кругу тогда, когда сила притяжения ее Солнцем равна центростремительной силе. Чтобы планета из данного места, находящегося на расстоянии R от Солнца, могла двигаться по кругу, она должна иметь определенную скорость, направленную перпендикулярно к радиусу-вектору и равную)
(1)
где М — масса Солнца, а — постоянная тяготения. Таким образом, скорость движения по орбите и радиус орбиты связаны друг с другом, причем эта скорость не зависит от массы планеты.
Рис.2
Более сложные вычисления показывают и наблюдения подтверждают, что форма и вид орбиты связаны с начальной скоростью. Например, если скорость движения v2 в точке А (рис.2) меньше v0 из формулы (1), то планета будет двигаться по эллипсу так, что Солнце будет находиться в дальнем фокусе эллиптической орбиты (орбита АА2 на рис.2). Если же скорость больше «круговой», то планета также будет двигаться по эллипсу, но Солнце будет находиться в ближайшем фокусе орбиты (орбитаААг на рис.2). Но движение по эллипсу происходит только в том случае, если скорость в точке А меньше скорости, равной
(2)
при которой планета движется по параболе. Если же скорость движения в точке А больше «параболической» (см. формулу (2)), то небесное тело, которое в данном случае уже не может называться планетой, будет двигаться по гиперболе и никогда не возвратится в ту же точку.
При движении по орбите остается постоянной сумма кинетической и потенциальной энергий. Например, во время движения по эллипсу потенциальная энергия возрастает с увеличением расстояния от Солнца, а кинетическая энергия соответственно падает, так что скорость в удаленных точках меньше, чем в ближайших к Солнцу. Если начальная скорость в точке А возрастает сверх «круговой» (1), то эллипс орбиты все увеличивается и вытягивается. Точка орбиты А1 противоположная А2 , будет все удаляться от Солнца. Если мы знаем расстояние от Солнца в точке А1, то по закону сохранения энергии можем определить скорость в этой точке в зависимости от начальной скорости в точке А. В самом деле, энергия в точке А
(3)
равна энергии в любой точке траектории
(4)
где vк и RK — скорость в какой-то точке и ее расстояние от Солнца соответственно. Сравнивая формулы (3) и (4), находим связь между скоростью и расстоянием, если нам известна величина энергии Е в «начальной» точке А. При эллиптических орбитах Е < 0, потенциальная энергия (по абсолютной величине) больше кинетической.
При параболической орбите скорость в бесконечности будет равна нулю, поэтому она будет соответствовать полной энергии, равной нулю, или Е = 0; отсюда по (3) получаем значение «параболической» скорости в точке A, а именно:
(5)
Преобразуя, получаем для vn написанную выше формулу (2).
При гиперболических орбитах, начинающихся в точке А, энергия Е > О, т. е. кинетическая энергия больше абсолютной величины потенциальной энергии.
Таким образом, формы всевозможных орбит, проходящих через какую-то избранную точку А, однозначно связаны с величиной энергии, которой обладает движущееся по ним тело.
Рис.3
Второй закон Кеплера есть следствие закона сохранения момента количества движения. Действительно, на планету, вращающуюся вокруг Солнца, действует сила тяготения,
всегда направленная к Солнцу, поэтому момент количества движения планеты относительно центра Солнца будет постоянным, т. е.
или
(6)
где, как показано на рис.3 , r — радиус-вектор, v — вектор скорости планеты. Площадь, ометаемая радиусом-вектором за время dt, равна
где — угол междуr и v; учитывая выражение (6), можем написать так:
или (7)
Из этого закона следует, что при движении по своей орбите планета имеет наибольшую скорость в те моменты, когда она ближе всего к Солнцу (точка А на рис.1).
Трети и закон Кеплера легко доказать, если считать, что орбиты планет являются кругами. В действительности эксцентриситет орбит эллипсов очень невелик, например, для земной орбиты он составляет ~ 0,017, для орбиты Меркурия ~ 0,205. Заметим, что при точных расчетах, принимая во внимание эксцентриситет эллиптических орбит, получим тот же результат.
Пусть одна планета имеет массу m1 круговую орбиту радиуса r1 и период обращения по орбите T1, а вторая планета — соответственно m2, r2, Т2. Тогда квадрат линейной скорости движения первой планеты по круговой орбите равен:
где М — масса Солнца. Скорость движения планеты по орбите равна
Подставляя это выражение в предыдущую формулу, находим
или (8)
Точно такое же выражение можно написать и для второй планеты:
(9)
Сравнивая (8) и (9), получаем
что и представляет содержание третьего закона Кеплера.
Таким образом, механика Ньютона дала полное объяснение законов движения небесных тел. До сих пор продолжаются замечательные теоретические исследования астрономами путей движения небесных тел, которые подтверждаются экспериментальными измерениями движения космических кораблей и спутников.