Законы Кеплера. Закон всемирного тяготения
К началу XVII века большинство ученых было уверено в справедливости гелиоцентрической системы мира. И. Кеплер (1571-1630), обработав и уточнив результаты многочисленных наблюдений датского астронома Т. Браге (1546-1601), изложил законы движения планет: 1. Каждая планета движется по эллипсу, в одном из фокусов которого находится Солнце. 2. Радиус-вектор планеты за равные промежутки времени описывает одинаковые площади. 3. Квадраты периодов обращения планет вокруг Солнца относятся как кубы больших полуосей их орбит. Вскоре И. Ньютон, при исследовании движения небесных тел, используя законы Кеплера и основные законы динамики открыл всеобщий закон всемирного тяготения: между любыми двумя материальными точками действует сила взаимного притяжения, прямо пропорциональная произведению масс этих точек (m1 и m2) и обратно пропорциональная квадрату расстояния между ними (r2):  (1) Эта сила называется гравитационной (или силой всемирного тяготения). Силы тяготения всегда являются силами притяжения и направлены вдоль прямой, проходящей через взаимодействующие тела. Коэффициент пропорциональности G называется гравитационной постоянной. Закон всемирного тяготения установлен для тел, которые мы принимаем за материальные точки, т. е. для такие тела, у которых размеры малы по сравнению с расстоянием между ними. В случае, если размеры взаимодействующих тел сравнимы с расстоянием между ними, то эти тела следует разбить на малые элементы, используя формулу (1) найти силы притяжения между всеми попарно взятыми элементами и после этого геометрически их сложить (проинтегрировать), что есть достаточно сложная математическая задача. Значение G, которая дается в таблицах фундаментальных физических постоянных, принимается равным 6,6720•10-11 Н•м/кг2, т. е. два точечных тела массой по 1 кг каждое, находящиеся на расстоянии 1 м друг от друга, притягиваются с силой 6,6720•10-11 H. Очень малая величина G показывает, что сила гравитационного взаимодействия может иметь существенное значение только в случае больших масс.
| |
Пе́рвая косми́ческая ско́рость (кругова́я ско́рость) — скорость, которую необходимо придать объекту, который после этого не будет использовать реактивное движение, чтобы вывести его на круговую орбиту (пренебрегая сопротивлением атмосферы и вращением планеты). Иными словами, первая космическая скорость — это минимальная скорость, при которой тело, движущееся горизонтально над поверхностью планеты, не упадёт на неё, а будет двигаться по круговой орбите.
