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Física 2 A lei de Gravitação de Newton Em 1665, Isaac Newton concluiu que a terra atrai todos os corpos a sua volta, sejam pequenos ou grandes, mais perto ou um pouco mais longe. Ele concluiu também que cada corpo do universo atrai todos os demais. Essa tendência dos corpos.se atraírem mutuamente é chamada de gravitação. E para descrever essa tendência, Newton escreveu uma lei para ela chamada de lei de gravitação de Newton que diz que toda partícula do universo atrai todas as outras com uma força gravitacional cujo módulo é dado por: Onde o m1 e m2 são as massas das partículas e r é a distância entre elas. G é a constante gravitacional dada como sendo igual a 6,67x10^-11 N.m²/Kg². Como força é uma grandeza vetorial podemos analisar a lei de gravitação a partir do vetor força que uma partícula exerce sobre a outra, sendo a força que a partícula 1 exerce sobre a segunda partícula igual a que a segundo exerce sobre a primeira partícula. Assim, formam um par ação e reação que sempre existirá independente dos obstáculos existentes entre elas. A fórmula, analisando a partir de um vetor, fica assim: Direção do vetor força: Essa Lei, mesmo que se aplique a partículas, pode também ser aplicada em objetos reais desde que seus tamanhos sejam coerentes com a distância entre eles. Mas caso não sejam como por exemplo a distância entre uma maçã e a Terra, podemos usar o teorema das cascas esféricas que diz: Uma casca esférica de matéria atrai uma partícula que se encontra fora dela como se toda a massa da casca estivesse concentrada no seu centro: Newton pensou na terra como um conjunto de cascas esféricas e a substituiu por uma partícula localizada em seu centro e contendo toda a sua massa concentrada. Assim, podemos considerar a terra e maçã como se fossem duas massas pontuais como na figura 2. Gravitação e o Princípio da superposição O princípio da superposição surge para resolver o problema existente quando temos mais de duas partículas e queremos determinar a força gravitacional a que uma delas está submetido devido a presença das demais. Esse principio formula que em muitos casos um efeito total pode ser calculado somando os efeitos parciais. Com N partículas: Com Objetos reais, corpo extenso: Onde temos um corpo com uma simetria diferente que não é uniforme e, portanto, não conseguimos usar o teorema das cascas esféricas. Para resolver isso podemos integrar a área desse corpo: ⅆ𝑓 = 𝐺 ⋅ 𝑚0 ⋅ ⅆ𝑚 𝑟2 �̂� A gravitação nas proximidades da superfície da terra Considerando a Terra como uma esfera perfeita, temos que uma partícula de massa m, localizada fora da terra e distante r do seu centro, podemos dizer que ela sofre uma força gravitacional cujo módulo é dado por: Caso essa partícula seja liberada, ela cairá com uma aceleração que chamaremos de aceleração da gravidade . Assim formulamos a força como sendo: E dessa formula podemos encontrar a aceleração da gravidade de um dos corpos do sistema analisado, onde temos uma dependência com a altitude da aceleração: Temos essa dependência com a altura pois como mostra a tabela a seguir quanto maior a altitude menor a aceleração gravitacional: Em Física 1 consideramos a terra um referencial inercial desprezando sua rotação. Essa simplificação permitiu supor que a aceleração de queda livre g é igual a aceleração gravitacional 𝒂𝒈. Além disso supusemos também que g é igual a 9,8 m/s2 em qualquer lugar sobre a superfície da terra. Entretanto na prática, g medido em uma certa localidade da terra é diferente de 𝒂𝒈. Calculado usando a equação. Isso acontece por três razões: • A massa da terra não está uniformemente distribuída; • A terra não é uma esfera perfeita; • A terra está girando. Por exemplo, vamos ver como a rotação da terra faz com que 𝒂𝒈 e g sejam diferentes: O caixote descreve uma circunferência em torno do centro da terre e por isso sua aceleração centrípeta aponta para o centro da terra. A segunda imagem é o diagrama de corpo livre do caixote. Partindo das formulas da imagem 2 e da formula da aceleração centrípeta encontramos que: Onde notamos que a gravidade depende do raio. Gravitação no interior da terra O teorema das cascas esféricas também pode ser aplicado no caso de uma partícula no interior de uma casca esférica uniforme. Do teorema resulta que: Uma casca uniforme de matéria não exerce força gravitacional resultante sobre uma partícula localizada no seu interior. Note que é a força resultante que é zero. Isso significa que existem forças atuando sobre a partículas, mas com soma vetorial igual a zero. Na figura mostrada, a crosta de terra com raio maior que r não exerce força resultante sobre a partícula. Somente a massa da região de raio menor que r contribuirá para a força gravitacional resultante sobre a partícula Quando a partícula vai penetrando no interior da terra, dois efeitos contribuem para a força gravitacional competindo entre eles: 1. A força aumenta à medida que a partícula a partícula se aproxima do centro da terra. 2. a força diminui porque cada vez mais massa da terra deixa de contribuir para a força gravitacional resultante O segundo efeito é dominante de modo que a força será zero quando a partícula chegar ao centro da terra. E a força seria dada por: Energia Potencial Gravitacional Uma configuração de partículas separas no espaço possui energia potencial gravitacional armazenada, E quando mais a distância entre elas diminuir mais a energia potencial gravitacional também diminuirá. A energia potencial gravitacional do sistema de duas partículas pode ser dada como: A explicação para essa formula é a seguinte: Na superfície terrestre a energia potencial gravitacional é dada por 𝑈 = 𝑚 × 𝑔 × ℎ, mas caso a partícula não esteja na superfície terrestre, teremos que usar outra fórmula, considerando a situação a seguir: Assim queremos saber qual o trabalho necessário para mover a bola laranja do ponto p ao infinito. Trabalho pode ser determinado como sendo o produto entre a força aplicada e o deslocamento percorrido. A força envolvida nesse caso é a potencial gravitacional, cujo a formula é 𝐹 = 𝐺∗𝑚∗𝑀 𝑟2 . Sabendo que r varia de uma distância infinitamente grande a uma distância já determinada, podemos integrar a equação do trabalho para então encontrar a equação da força potencial gravitacional entre a terra e essa bolinha que está fora de sua superfície: 𝑊 = ∫ 𝑓(𝑟) ∞ 𝑟 ⅆ𝑟⃗⃗⃗⃗⃗ Temos em definição de produto escalar que o trabalho pode ser dado por: 𝐹|𝑟|⃗⃗⃗⃗⃗⃗⃗ ⋅ ⅆ𝑟 cos 𝜙 Como podemos ver na figura da terra lá em cima o ângulo entre a força e distância r é 180º e cossenos de 180 é = -1, assim a equação resulta em: 𝑤 = ∫ − 𝐺 ⋅ 𝑀 ⋅ 𝑚 𝑟2 ⋅ ⅆ𝑟 𝑟 ∞ → Realizando as devidas substituições temos: Também podemos escrever esse trabalho em termos de energias potenciais como: Como a energia potencial no infinito é nula, U é a energia potencial em P e W é dado pela encontrada, podendo se tornar: INDEPENDÊNCIA DA TRAJETÓRIA: O trabalho W poderia ter sido calculado seguindo outros caminhos para ir de i até f. Entretanto, o resultado seria o mesmo, uma vez que somente os trechos onde , é diferente de zero contribuem para o trabalho da força gravitacional. Dizemos que W e U independem da trajetória e que a força gravitacional é conservativa. ENERGIA POTENCIAL E FORÇA: Em Física 1 aprendemos que 𝐹(𝑥) = − ⅆ𝑈(𝑥) ⅆ𝑥 . É possível, usando essa equação, também obter a força gravitacional a partir da energia potencial gravitacional: O sinal negativo indica que a força é atrativa. VELOCIDADE DE ESCAPE: Quando lançamos um objeto para cima, ele normalmente sobe diminuindo sua velocidade, para momentaneamente e depois retorna em direção a terra. Entretanto, é possível lançar o objetocom uma certa velocidade de modo que ele só vai parar (v = 0) quando atingir uma distância infinita. Essa velocidade limite é chamada de velocidade de escape. Algumas características desse tipo de velocidade é que a energia mecânica se conserva: Algumas velocidades de escape: Planetas e Satélites: As Leis de Kepler O movimento dos planetas sempre intrigou os cientistas. Tycho Brahe conseguiu organizar uma quantidade enorme de dados a partir de suas observações do céu, mesmo sem usar um telescópio. Esses dados permitiram que Kepler deduzisse as três leis do movimento planetário que levas seu nome. Posteriormente, Newton mostrou que essas leis são consequência da sua lei de gravitação. As Leis de Kepler: Lei das Órbitas; Lei das Áreas; Lei dos Períodos. 1. Lei das Órbitas: Todos os planetas se movem em órbitas elípticas, com o sol em um dos focos 2. Lei das Áreas: A reta que liga um planeta ao sol varre áreas iguais no plano da órbita do planeta em intervalos de tempo iguais, ou seja, a taxa de variação dA/dt da área com o tempo é constante. 3. Lei dos Períodos: O quadrado do período de qualquer planeta é proporcional ao cubo do semieixo maior de sua órbita. Para demonstrar a lei dos períodos considere que a órbita Gravitação do planeta é circular. Nesse caso, o raio da órbita se confunde com o semieixo maior ou menor da elipse (r = a): Satélites: Órbitas e Energias Quando um satélite gira em torno da terra tanto a velocidade, que determina a energia cinética, quanto a distância ao centro da terra, que determina a energia potencial, variam com o tempo. Entretanto a energia mecânica E, do satélite, permanece constante. A energia mecânica (órbita circular) do satélite é: Para órbita elíptica devemos substituir r pôr a (semieixo maior da elipse): Note que órbitas com mesmo semieixo maior terão mesma energia mecânica! A energia não depende da excentricidade. Einstein e a Gravitação Princípio da Equivalência: Segundo esse princípio, a gravitação e a aceleração são equivalentes. Ainda segundo ele, uma pessoa uma pessoa trancada em uma cabine não saberia dizer se estava na terra, apenas sujeita a força gravitacional terrestre, ou acelerada no espaço a 9,8 m/s2 sujeita apenas a força Gravitação terrestre, ou acelerada no espaço a 9,8 m/s2 sujeita apenas a força aceleradora. Em ambos os casos a pessoa sentiria as mesmas sensações. A curvatura do Espaço: Segundo Newton, a gravitação é devida a massa dos corpos. Segundo Einstein a gravitação é devida a curvatura do espaço-tempo causada pelas massas
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