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Disciplina Física Geral II - Teoria Prof. Dr. Diorge de Souza Lima diorgelima@unifesspa.edu.br Conteúdo: Gravitação 1. A Lei da Gravitação de Newton; 2. Princípio da Superposição; 3. Aceleração Gravitacional; 4. Energia Potencial gravitacional; 5. Velocidade de Escape; 6. Leis de Kepler. AGENDA ▪ Um dos objetivos da física é compreender a força gravitacional, a força que nos mantém na superfície da Terra, que mantém a Lua em órbita em torno da Terra e que mantém a Terra em órbita em torno do Sol. ▪ A Lei da Gravitação de Newton é utilizada para calcular o módulo da tração gravitacional existente entre dois corpos dotado de massa. ▪ A força gravitacional é sempre atrativa e age na direção de uma linha imaginária que liga dois corpos. ▪ Gravitação: todos os corpos do universo se atraem mutuamente. A Lei da Gravitação de Newton ▪ A força que atua sobre nós na Terra. ▪ Intensidade de força adequada: não é tão grande (conseguimos andar normalmente) e nem é tão pequena (não batemos a cabeça no teto devido a baixa força da gravidade); ▪ A força não é suficientemente grande para que tenha atração mutuamente entre pessoas ou mesmo atração a outros objetos. ▪ A tração gravitacional depende claramente da “quantidade de matéria” e produz uma grande atração. ▪ A Terra possui uma grande “quantidade de matéria”, por isso produz uma grande atração. Já uma pessoa possui uma “quantidade de matéria” relativamente pequena e por isso que não atrai outras pessoas. ▪ A força exercida por essa “quantidade de matéria” é sempre atrativa (não existe o que se poderia chamar de força gravitacional repulsiva). A Lei da Gravitação de Newton ▪ A Lei da gravitação de Newton para duas partículas (corpos de tamanho desprezível), sendo as massas das partículas m1 e m2, estando separadas por uma distância r, o módulo da força de atração que uma exerce sobre a outra é dada: ▪ Onde G é uma constante conhecida como constante gravitacional: A Lei da Gravitação de Newton 1 2 2 m m F G r = 11 2 2 3 26,67 10 [ / ] [ / ]G N m kg ou m kg s−= ▪ A Lei da gravitação de Newton para duas partículas (corpos de tamanho desprezível), sendo as massas das partículas m1 e m2, estando separadas por uma distância r, o módulo da força de atração que uma exerce sobre a outra é dada: ▪ A força gravitacional que a partícula 1 exerce sobre a 2 tem o mesmo módulo que a partícula 2 exerce sobre a 1 (sentido oposto). A Lei da Gravitação de Newton 1 2 2 m m F G r = 1 2 2 ˆ m m F G r r = ▪ Embora a lei da Gravitação de Newton se aplica estritamente a partículas (podemos aplicar a objetos reais, desde que os tamanhos sejam pequenos em comparação com a distância entre eles). ▪ A Lua e a Terra estão suficientemente distantes uma da outra para que, com boa aproximação, possam ser tratadas como partículas. ▪ Já no caso de uma maçã e a Terra. Do ponto de vista da maça, a Terra extensa e plana, que vai até o horizonte, certamente não se parece como uma partícula. ▪ Para isso, podemos utilizar o teorema das cascas, uma casca esférica homogênea de matéria atrai uma partícula que se encontra fora da casca como se toda a massa da casca estivesse concentrada no centro. A Lei da Gravitação de Newton ▪ Para um conjunto de partículas, podemos determinar a força gravitacional, a que uma das partículas está submetida devido à presença das outras, usando o princípio da superposição. ▪ No caso de n partículas, a aplicação do princípio da superposição às forças gravitacionais que agem sobre a partícula 1 permite escrever: ▪ De forma mais compacta, podemos reescrever: ▪ Outra forma, podemos dividir o objeto de dimensões finitas em partes infinitesimais de massa (dm); cada uma delas exerce uma força infinitesimal (dF) sobre a partícula. Assim, temos: Gravitação e o Princípio da Superposição 1, 12 13 14 1...res nF F F F F= + + + + 1, 1, 2 n res i i F F = = 1F dF= ▪ Exemplo 1: A Figura mostra um arranjo de três partículas: ▪ Partícula 1, massa m1 = 6,0 kg; ▪ Partícula 2 e 3 de massas m2 = m3 = 4,0 kg; distância a = 2,0 cm. Qual a força gravitacional resultante que as outras partículas exercem sobre a partícula 1? Gravitação e o Princípio da Superposição ▪ Supondo que a Terra é uma esfera homogênea de massa M. ▪ O módulo da força gravitacional que a Terra exerce sobre uma partícula de massa m, localizada fora da Terra a uma distância r do centro da Terra é: ▪ Se a partícula é liberada, ela cai em direção ao centro da Terra, em consequência da força gravitacional (F) com uma aceleração (ag) que é chamada de aceleração da gravidade. ▪ De acordo com a segunda lei de Newton, temos: Gravitação Perto da Superfície da Terra 2 M m F G r = gF m a= 2g G M a r = Gravitação Perto da Superfície da Terra 2 M m F G r = gF m a= 2g G M a r = ▪ Exemplo 2: Uma astronauta cuja altura h é 1,70m flutua “com os pés para baixo” em um ônibus espacial em órbita a uma distância r = 6,77 × 106 m do centro da Terra. MT = 5,98×10 24 kg. a) Qual é a diferença entre a aceleração gravitacional dos pés e a aceleração da cabeça da astronauta? b) Se a mesma astronauta está “de pés para baixo” em uma nave espacial em órbita com o mesmo raio r = 6,77×106m em torno de um buraco negro de massa Mb = 1,99 ×10 31kg (10 vezes a massado Sol), qual é a diferença entre a aceleração gravitacional dos pés e da cabeça? Gravitação Perto da Superfície da Terra ▪ Teoria das cascas: uma casca homogênea de matéria não exerce força gravitacional sobre uma partícula localizada no interior da casca. ▪ Se a massa da Terra fosse uniformemente distribuída, a força gravitacional que age sobre a partícula seria máxima na superfície da Terra e diminuiria à medida que a partícula se movesse para fora, afastando-se do planeta. ▪ Se a partícula movesse para o interior da Terra, a força gravitacional mudaria, tenderia a aumentar porque a partícula estaria se aproximando ao centro da Terra. ▪ Supondo que a massa da terra está uniformemente distribuída. A Gravitação no Interior da Terra int 2 m M F G r = int int total total M M V V = = int 3 34 4 3 3 totalM M r R = = 3 3 int 3 4 3 totalMM r r R = = ▪ Vamos considerar a energia potencial U de duas partículas de massas m e M, separadas por uma distância r. ▪ A energia potencial diminui quando a distância aumenta. ▪ Logo, a energia potencial é negativa para qualquer distância finita e se torna progressivamente mais negativa à medida que as partículas se aproximam: Energia Potencial Gravitacional GM m U r =− 1 3 2 31 2 12 13 23 G m m G m mG m m U r r r =− + + ( ) R W F r d r = Velocidade de Escape ▪ Quando lançamos um projétil para cima, normalmente ele diminui de velocidade, para momentaneamente e cai de volta na Terra. ▪ Para velocidades maiores que certo valor, porém, o projétil continua a subir indefinidamente e sua velocidade somente se anula (pelo menos na teoria) a uma distância infinita da Terra. ▪ O menor valor da velocidade para que isso ocorra é chamado de velocidade de escape (da Terra). ▪ Note que v não depende da direção em que o projétil é lançado. ▪ No entanto, é mais fácil atingir essa velocidade se o projétil for lançada na direção para a qual o local de lançamento está se movendo por causa da rotação do planeta. Energia Potencial Gravitacional 21 0 2 K U G M m mv R + + − = 2G M v R = Energia Potencial Gravitacional Velocidade de Escape Energia Potencial Gravitacional Exemplo 3: Um asteroide, em rota de colisão com a Terra, tem uma velocidade de 12 km/s em relação ao planeta quando está a uma distância de 10 raios terrestres do centro da Terra. Desprezando os efeitos da atmosfera sobre o asteroide, determine a velocidade do asteroide, vf, ao atingir a superfície da Terra. ▪ Após a realização de estudos, Kepler compilou uma grande quantidade de dados e foi capaz de deduzir as leis do movimentoplanetário (que hoje levam o seu nome). ▪ Posteriormente, Newton mostrou que as leis de Kepler são uma consequência da sua lei da Gravitação. ▪ 1ª Lei - LEI DAS ÓRBITAS: todos os planetas se movem em órbitas elípticas, com o Sol em um dos focos. ▪ 2ª Lei - 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 (a taxa de variação dA/dt da área A com o tempo é constante). ▪ 3ª Lei - LEI DOS PERÍODOS: o quadrado dos períodos de qualquer planeta é proporcional ao cubo do semieixo maior da órbita. As Leis de Kepler ▪ 1ª Lei - LEI DAS ÓRBITAS: todos os planetas se movem em órbitas elípticas, com o Sol em um dos focos. ▪ A trajetória de planetas ao redor do Sol ou a trajetória de satélites ao redor de planetas possui formato elíptico (oval) e o corpo que está sendo orbitado ocupa um dos focos da elipse. ▪ A distância do periélio Rp (ponto mais próximo do Sol); ▪ A distância do afélio Ra (ponto mais afastado do Sol); ▪ e – excentricidade; ▪ a – semieixo maior da elipse; As Leis de Kepler ▪ 2ª Lei - 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 (a taxa de variação dA/dt da área A com o tempo é constante). ▪ Desta forma, o planeta se move mais lento quando está mais distante do Sol e mais rápido quando está próximo quando está próximo do Sol. ▪ Logo, o segmento de reta traçado do Sol a qualquer planeta descreve áreas iguais em tempos iguais. As Leis de Kepler As Leis de Kepler A1A2 1 2 1 2 A A t t = p av v ▪ A velocidade escalar no periélio é maior que no afélio. ▪ 3ª Lei - LEI DOS PERÍODOS: o quadrado dos períodos de qualquer planeta é proporcional ao cubo do semieixo maior da órbita. ▪ Aplicando a 2ª Lei de Newton, temos: As Leis de Kepler ▪ 3ª Lei - LEI DOS PERÍODOS: o quadrado dos períodos de qualquer planeta é proporcional ao cubo do semieixo maior da órbita. ▪ Aplicando a 2ª Lei de Newton, temos: As Leis de Kepler As Leis de Kepler ▪ Exemplo 4: O cometa de Halley gira em órbita em torno do Sol com um período de 76 anos; em 1986, chegou à menor distância do Sol, a distância do periélio Rp, que é 8,9×10 10m. A Tabela anterior mostra que essa distância está entre as órbitas de Mercúrio e Vênus. ▪ (a) Qual é a maior distância do cometa ao Sol, que é chamada de distância do afélio Ra? As Leis de Kepler Obrigado! Prof. Dr. Diorge de Souza Lima diorgelima@unifesspa.edu.br
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