GRAVITAÇÃO

IVAN SANTOS

Os primeiros a descreverem sistemas planetários explicando os movimentos de corpos celestes foram os gregos.

O mais famoso sistema planetário grego foi o de Cláudio Ptolomeu (100-170), que

considerava a Terra como o centro do Universo (sistema geocêntrico).

Segundo esse sistema, cada planeta descrevia uma órbita circular cujo centro

descreveria outra órbita circular em torno da Terra.

Nicolau Copérnico (1473-1543), astrônomo polonês, criou uma nova concepção de Universo, considerando o Sol como seu

centro (sistema heliocêntrico).

Entretanto, o modelo de Copérnico não foi aceito pelo astrônomo dinamarquês Tycho

Brahe (1546-1601), segundo o qual o Sol giraria em torno da Terra e os planetas em

torno do Sol.

Segundo esse sistema, cada planeta, inclusive a Terra, descrevia uma órbita

circular em torno do Sol.

Ao morrer, Brahe cedeu suas observações a seu discípulo Johannes Kepler (1571-1630), que tentou, em vão, explicar o movimento

dos astros por meio das mais variadas figuras geométricas.

Baseado no heliocentrismo, em sua intuição e após inúmeras tentativas, ele chegou à conclusão de que os planetas seguiam uma órbita elíptica em torno do

Sol e, após anos de estudo, enunciou três leis.

Modelo de Ptolomeu

Modelo de Copernico

1.ª LEI DE KEPLER

(LEI DAS ÓRBITAS)

“As órbitas dos planetas em torno do Sol são elipses nas quais ele ocupa um dos focos.”

Numa elipse existem dois focos e a soma das distâncias aos focos é constante.

Foco

Foco

a b

cd

a + b = c + d

ELIPSE

2.ª LEI DE KEPLER

(LEI DAS ÁREAS)

“A área descrita pelo raio vetor de um planeta (linha imaginária que liga o planeta ao Sol) é

diretamente proporcional ao tempo gasto para descrevê-la.”

Velocidade Areolar velocidade com que as áreas são descritas.Afélio

A1

A1

A1

A1

A1

A1

A1A2

Velocidade Areolar = A

t

A1A2

Cada planeta mantém sua velocidade areolar constante ao longo de sua órbita elíptica. Logo:

A1 = A2 t1 t2

planeta

Sol

Afélio

Afélio ponto de maior afastamento entre o planeta e o Sol

Periélio

Periélio ponto de maior proximidade entre o planeta e o Sol

A1A2

Com isso, tem-se que a velocidade no periélio é maior que no afélio.

Afélio = 29,3 km/s

Periélio = 30,2 km/s

3.ª LEI DE KEPLER

(LEI DOS PERÍODOS)

“O quadrado do período da revolução de um planeta em torno do Sol é diretamente

proporcional ao cubo do raio médio de sua elipse orbital.”

Raio Médio média aritmética entre as distâncias máxima e mínima do planeta ao Sol.

T2 = K R3

Planeta

T

(dias

terrestres)

R

(km)T2/R3

Mercúrio 88 5,8 x 107

4,0 x 10-20

Vênus 224,7 1,08 x 108

Terra 365,3 1,5 x 108

Marte 687 2,3 x 108

Júpiter 4343,5 7,8 x 108

Saturno 10767,5 1,44 x 109

Urano 30660 2,9 x 109

Netuno 60152 4,5 x 109

Plutão 90666 6,0 x 109

As Leis de Kepler dão uma visão cinemática do sistema planetário.

Do ponto de vista dinâmico, que tipo de que tipo de força o Sol exerce sobre os planetas, força o Sol exerce sobre os planetas,

obrigando-os a se moverem de acordo obrigando-os a se moverem de acordo com as leis que Kepler descobriracom as leis que Kepler descobrira?

A resposta foi dada por Isaac Newton (1642-1727):

FORÇA GRAVITACIONAL!!!!FORÇA GRAVITACIONAL!!!!

LEI DA GRAVITAÇÃO UNIVERSAL

“Dois pontos materiais se atraem mutuamente com forças que têm a direção da

reta que os une e cujas intensidades são diretamente proporcionais ao produto de

suas massas e inversamente proporcionais ao quadrado da distância que os separa.”

F = G . m1 . m2

d2

d

m1 m2F F

G = constante de gravitação universal = 6,67 x 10-11 (SI)

ACELERAÇÃO DA GRAVIDADE

P = m.gPeso = Força Gravitacional

m.g = G.M.m R²

g = g = G.MG.M R²R²

CAMPO GRAVITACIONAL Quando dois corpos de massas M e m se atraem, dizemos que cada um deles se encontra num campo de força gerado pelo outro corpo, denominado campo gravitacional g. A intensidade do campo gravitacional gerado pelo corpo M será calculado através de: d ...... distância que vai de um ponto considerado até o centro do corpo de massa M.

CORPOS EM ÓRBITAS CIRCULARES Para que um satélite de massa m fique em órbita circular de raio d ao redor de um planeta de massa M é necessário que o satélite seja levado a uma região que prevaleça apenas o vácuo, possibilitando que atue unicamente a força peso do satélite nessa região (resultado da interação com o planeta). Sendo assim a força peso é a força resultante no satélite, o qual, por ser sempre perpendicular à velocidade, age como resultante centrípeta.Como o peso do corpo de massa m é a força gravitacional com que ele é atraído pela Terra, podemosescrever a formula:g = G M (R + h)²

VELOCIDADE ORBITAL

Como a massa do Sol é muito maior que a dos outros planetas e satélites, a resultante centrípeta das forças que atua sobre um planeta é a força de atração gravitacional exercida pelo Sol. Admitindo que um planeta descreva aproximadamente um movimento circular, pois a excentricidade da órbita é muito pequena.

VELOCIDADE DE ESCAPE

A velocidade com que se deve lançar um corpo da superfície de um planeta para que ele vá para o infinito, nunca mais retornado, é denominada Velocidade de Escape.A velocidade de escape é obtida a partir da condição de que no infinito a energia mecânica do corpo lançado é nula. Logo:

AINDA DE ACORDO COM AS LEIS DA GRAVITAÇÃO UNIVERSAL:

Devido a sua enorme massa, o Sol tende a atrair os planetas em sua direção

Quanto mais próximo do Sol, maior a velocidade do planeta para que possa escapar do campo de

atração gravitacional do Sol

A densidade de um planeta influencia na sua velocidade de rotação

(quanto mais denso, mais lento)

FIM