Newtonův gravitační zákon

Z Wikipedie, otevřené encyklopedie
Skočit na: Navigace, Hledání
Newtonův gravitační zákon graficky

Na základě analýzy pohybu Měsíce kolem Země, planet kolem Slunce a na základě znalosti Keplerových zákonů formuloval Newton tzv. (Newtonovu) gravitační teorii, kterou vyjádřil Newtonovým gravitačním zákonem.

V klasické fyzice je působení mezi tělesy vyjadřováno silou. Síla, která charakterizuje gravitační působení se označuje jako gravitační síla. Gravitační síly jsou vždy přitažlivé.

Newtonův gravitační zákon je důležitou částí klasické fyziky. Je tedy použitelný pouze pro slabá gravitační pole, v nichž se tělesa pohybují malými rychlostmi ve srovnání s rychlostí světla. V rámci relativistické fyziky vyplývá popis gravitace přímo z obecné teorie relativity. Kvantovou teorii gravitace se zatím nepodařilo vytvořit.

Formulace zákona[editovat | editovat zdroj]

Každá dvě tělesa o hmotnostech m_1 a m_2, která můžeme dostatečně přesně aproximovat body, nebo jsou sféricky symetrická (jak vyplývá z Gaussovy věty) na sebe působí gravitační silou přímo úměrnou hmotnostem těles a nepřímo úměrnou čtverci jejich vzdálenosti

F_g = \kappa { m_1 m_2 \over r^2}\,,

kde \kappa je gravitační konstanta s hodnotou 6,67·10-11 m3·kg-1·s-2, m1 je hmotnost prvního hmotného bodu, m2 je hmotnost druhého hmotného bodu a r je vzdálenost obou hmotných bodů.

Vektorově lze vyjádřit např. sílu působící na 1. těleso)

\mathbf{F}_1 = -\kappa \frac{ m_1 m_2}{r^2} \frac{\mathbf{r}}{r}= m_1 \mathbf{K_2(\mathbf{r})},

kde \mathbf{r} je polohový vektor (průvodič) 1. tělesa vzhledem ke druhému a \mathbf{K_2} intenzita gravitačního pole 2. tělesa v místě (středu) 1. tělesa. Vektor této síly leží na spojnici hmotných středů těchto těles - síla je centrální.

Pokud je rozložení hmoty udáno funkcí hustoty \rho(\mathbf{r}) (a je tedy zcela obecné), můžeme gravitační sílu, kterou takto rozložená hmota působí na testovací částici hmotnosti m zapsat ve tvaru

\mathbf{F}_g = -  \kappa m \int_V{{\rho(\mathbf{r}') \over {|\mathbf{r}-\mathbf{r}'|^{3}}} (\mathbf{r}-\mathbf{r}')} \mathrm{d}V'\, = m \mathbf{K(\mathbf{r})}.

Lze ukázat, že (obecné) centrální pole je vždy konzervativní, takže zde existuje gravitační potenciál \phi

\mathbf{K(\mathbf{r})} = - \nabla \phi (r) = - \frac{\mathrm{d}\phi (r)}{\mathrm{d}r} \frac{\mathbf{r}}{r}.

V gravitačním poli centrálního tělesa se testovací částice zanedbatelné hmotnosti (vůči hmotnosti centrálního tělesa) pohybují po kuželosečkách, tedy např. planety po elipsách podle Keplerových zákonů.

Obecné gravitační pole je vždy konzervativní.

Homogenní pole[editovat | editovat zdroj]

Gravitační pole se nazývá homogenní, pokud jeho intenzita \mathbf{K} je v nějaké části prostoru konstantní (vektorově, co do velikosti i směru). Jeho siločáry jsou úsečky a potenciál lineární funkce (kartézských) souřadnic.

Podmínka homogenity gravitačního pole je dostatečně přesně splněna například na povrchu Země či jiných planet (jimž přísluší jiné hodnoty gravitačního zrychlení).

Tíhová síla[editovat | editovat zdroj]

Související informace naleznete také v článku Tíhové pole.

Tíhová síla je síla, která působí na tělesa v klidu při na povrchu Země. Je výslednicí gravitační síly Země a odstředivé síly vzniklé otáčením Země kolem své osy.

Tíhová síla se mění se zeměpisnou šířkou a je vždy menší než gravitační síla a nemá (kromě na rovníku a na pólech) s ní ani stejný směr. Rozdíl mezi tíhovou a gravitační silou není příliš velký a v běžných případech jej lze zanedbat.

Tíhová síla FG udílí tělesu tíhové zrychlení g

\mathbf{F_G} = m \mathbf{g}.

Související články[editovat | editovat zdroj]

Logo Wikimedia Commons
Wikimedia Commons nabízí obrázky, zvuky či videa k tématu