KMT/MCH1 – Mechanika 1 pro učitele

Prezentace na téma: "KMT/MCH1 – Mechanika 1 pro učitele"— Transkript prezentace:

1 KMT/MCH1 – Mechanika 1 pro učitele
Přednáška, Jiří Kohout Katedra matematiky, fyziky a technické výchovy, Fakulta pedagogická, Západočeská univerzita v Plzni

2 Obsah přednášky Zákon všeobecné gravitace
Intenzita a potenciál gravitačního pole Pohyby v radiálním gravitačním poli, Keplerovy zákony Gravitační pole Země, tíhová síla

3 Zákon všeobecné gravitace
Newton (1687): Každá dvě tělesa na sebe působí gravitační silou, která je přímo úměrná součinu jejich hmotnosti a nepřímo úměrná druhé mocnině jejich vzdálenosti. Gravitační síla je vždy přitažlivá, působí ve směru spojnice těles (jde o tzv. centrální sílu). Matematicky: Fg = G*m1*m2/r2, kde G je tzv. gravitační konstanta – G = 6,67*10-11 m3*kg-1*s-2 Odvození rozměru G: kg*m*s-2 = x (neznámý rozměr)*kg*kg/m2 → x = m3*kg-1*s-2 Poznámka 1: Uvedený tvar platí jen v případě, že tělesa můžeme pokládat za hmotné body nebo jsou tato tělesa přibližně ve tvaru koule! Poznámka 2: Obecná teorie relativity přináší nový pohled na gravitaci, vysvětluje jí jako důsledek zakřivení časoprostoru vyvolaného přítomností hmotných těles. Odstraňuje tím některé slabiny klasické mechaniky

4 Zákon všeobecné gravitace 2
Vektorové vyjádření zákona: Fg12 = - G*m1*m2*r/r3, kde r je vektor směřující od tělesa 1 k tělesu 2 a Fg12 gravitační síla, kterou působí 1. těleso na 2. Podle zákona akce a reakce pak tedy 2. těleso působí na první stejně velkou a opačně orientovanou gravitační silou Fg21. Vektorově platí: Fg21 = - Fg12 Gravitační síla je silou konzervativní, což nám umožní zavést pojem potenciál gravitačního pole. Zároveň pro popis gravitačního pole používáme pojmy jako siločáry a ekvipotenciální plochy (viz minulá přednáška) m1 Fg21 r Fg12 Fg12 = Fg21 m2 Siločáry a ekvipotenciály radiálního gravitačního pole

5 Určování gravitační konstanty
Gravitační konstantu G (pozor, neplést s tíhovým zrychlením g) je možné určit jedině experimentem Určování je v porovnání s jinými univerzálními konstantami (rychlost světla, Planckova konstanta…) poměrně náročné a nepřesné (nemá velký smysl uvádět hodnotu G na více než dvě desetinná místa) Základní metody určování G: Odklon od svislice v blízkosti hory (1740 – Chimboraso, značné chyby) Měření v hlubinném dole (určeno g z periody kyvadla na povrchu a v dole, z toho výpočet G – nepřesnost v odhadnutí hmotnosti povrchové vrstvy Země) Cavendishova metoda (torzní váhy) Jollyho metoda (z výchylky pákových vah)

6 Intenzita gravitačního pole
Při popisu gravitačního pole jednoho tělesa je nutné zajistit, aby tento popis nezávisel na hmotnosti tělesa druhého, který do něj vložíme. Popis pomocí síly záleží na hmotnostech obou těles, tedy není vhodný… Sílu proto vydělíme hmotností druhého (referenčního) tělesa, tím získáme veličinu závislou pouze na hmotnosti 1. tělesa – tzv. intenzitu gravitačního pole: K = Fg/m2 = (G*m1*m2/r2)/m2 = G*m1/r2 Vektorově (intenzita je vektorová veličina!) poté platí: K = -G*m1*r/r3 Intenzita gravitačního pole je do velikosti i do směru rovna gravitační síle, kterou pole působí na těleso o hmotnosti 1 kg a udává v souladu s 2. NZ rovněž zrychlení referenčního tělesa  v SŠ učebnicích pojem gravitační zrychlení Fyzikální rozměr jednotky intenzity: K = Fg/m2 → jednotka = N/kg = kg*m*s-2/kg = m*s-2 (logicky stejná jednotka jako u zrychlení !)

7 Intenzita gravitačního pole 2
Pro gravitační pole více těles platí princip superpozice: Intenzita celkového gravitačního pole v daném bodě je dána vektorovým součtem intenzit od jednotlivých těles. Příklad: Stanovte intenzitu gravitačního pole 3 těles o hmotnostech m1 = 2 kg, m2 = 2 kg a m3 = 7 kg umístěných ve vrcholech rovnostranného trojúhelníka o straně r = 1 m ve středu tohoto trojúhelníka (bod S) Řešení: Postupně určíme velikost intenzit K1, K2 a K3 (od těles s hmotnostmi m1, m2 a m3) v bodě S. Tyto intenzity poté vektorově sečteme (využijeme vlastností rovnostr. trojúhelníka) m1 K1 S Ks K2 K3 m2 m3 Ks = K1 + K2 + K3 K1 = G*m1/a2, kde a = √3/3 * r (a je vzdálenost středu od vrcholu v daném trojúhelníku !) K2 a K3 se určí analogicky

8 Potenciál gravitačního pole
Díky konzervativnosti gravitačních sil můžeme určit v daném bodě potenciální energii jako práci vykonanou gravitační silou při přenesení z nulové hladiny (tj. u radiálního gravitačního pole z nekonečna) Problém: Práce bude záviset na hmotnosti přenášeného tělesa Řešení problému: Stejně jako u intenzity vydělíme hmotností a získáme skalární veličinu potenciál gravitačního pole (značíme φ), která je závislá pouze na poloze a na hmotnosti těles, jenž pole vyvolávají! φ = Epot/m, kde m je hmotnost referenčního tělesa (tj. toho, které do gravitačního pole vkládáme) a Epot je jeho potenciální energie v daném bodě. Body se stejným potenciálem se jmenují ekvipotenciální plochy, vektor intenzity gravitačního pole je vždy kolmý na tyto plochy!

9 Potenciál gravitačního pole 2
Pro gravitační pole vyvolané jedním tělesem o hmotnost M lze určit potenciál φ ve vzdálenosti r od tohoto tělesa vztahem φ = - G*M/r (minus je dáno dohodou, k odvození vzorce je třeba integrace). Potenciál je tedy nepřímo úměrný vzdálenosti od budícího tělesa, v nekonečnu se dostáváme na nulu (nulová hladina). Ekvipotenciální plochy jsou koule se středem ve středu daného tělesa. Pro případ gravitačního pole tvořeného více tělesy uplatníme princip superpozice: Určíme jednotlivé potenciály φ1, φ2, φ3 apod, celkový potenciál určíme jako skalární součet jednotlivých dílčích potenciálů: φ = φ1 + φ2 + φ3 +… Ekvipotenciální plochy mají složitější tvar M φ = konst. M3 φ = konst. M1 M2

10 Pohyby v gravitačním poli jednoho tělesa
Uvažujme situaci, kdy jedno těleso svojí hmotností natolik převyšuje svojí hmotností ostatní tělesa, že ta ostatní lze v prvním přiblížení zanedbat a je možné uvažovat gravitační pole pouze tohoto jednoho tělesa (typický případ: Sluneční soustava – pohyby planet v gravitačním poli Slunce) V této situaci se tělesa pohybují zásadně po kuželosečkách (elipsa, kružnice-speciální případ elipsy, parabola, hyperbola, ale i přímka). Konkrétní křivka závisí na celkové mechanické energii pohybujícího se tělesa (ta zůstává díky konzervativnosti pole stálá!)

11 Pohyby v gravitačním poli jednoho tělesa 2
E < 0 → Ekin + Epot < 0, tedy ½*m*v2 – G*M*m/r < 0, jde o pohyb po elipse (čím blíže je součet k nule, tím více je protáhlá) – příklad: pohyb planet Sluneční soustavy E = 0 → Ekin + Epot = 0, tedy ½*m*v2 – G*M*m/r = 0, jde o pohyb po parabole (hraniční situace – příklad: pohyb některých komet) E > 0 → Ekin + Epot > 0, tedy ½*m*v2 – G*M*m/r > 0, jde o pohyb po hyperbole – příklad: opět některé komety Pokud je v = 0 (bez ohledu na potenciální energii), padá uvažované těleso po části přímky na těleso, které pole vyvolává) 4) v = 0 1) E < 0 3) E > 0 2) E = 0 Asymptota hyperboly

12 Keplerovy zákony Kepler (1609) odpozoroval, že pro pohyb planet kolem Slunce platí 3 základní zákony. Tyto zákony je možné dokázat i náročnějším teoretickým výpočtem 1.Keplerův zákon – Planety se pohybují po elipsách, v jejichž společném ohnisku je Slunce 2. Keplerův zákon – Plošná rychlost (tj. plocha opsaná průvodičem za jednotku času) je pro danou planetu konstantní (dá se ukázat, že jde o důsledek zákona zachování momentu hybnosti) 3. Keplerův zákon – 2. mocniny oběžných dob planet jsou ve stejném poměru jako 3. mocniny jejich hlavních poloos (matematicky: T12/T22 = a13/a23 planeta s dobou oběhu T2 planeta s dobou oběhu T1 a1 a2 Slunce – společné ohnisko

13 Keplerovy zákony - důsldky
Bod, v němž se planeta dostane nejblíže ke Slunci (v případě Země vzdálenost rp = 147,1 mil.km) se nazývá perihélium (přísluní). Podle 2. KZ v něm má Země největší rychlost Bod, v němž se planeta dostane nejdále od Slunce (v případě Země vzdálenost ra = 152,1 mil.km) se nazývá afélium (odsluní). Podle 2. KZ v něm má Země nejmenší rychlost Přísluním prochází Země v době, kdy je u nás zima → zima je u nás kratší než léto! (na jižní polokouli opačně) afélium – nejnižší rychlost perihélium – nejvyšší rychlost rp ra Slunce – ohnisko

14 Gravitační pole Země Planeta Země má přibližně tvar koule (neplatí přesně!), její hmotnost je mZ = 6*1024 kg, její poloměr poté RZ = 6378 km. Intenzita gravitačního pole Země ve výšce h nad povrchem je K = G*mZ/(RZ+h)2, pro h = 0 (povrch Země) máme hodnotu KZ = G*mZ/RZ2 = 9,83 m*s-2 Potenciál gravitačního pole Země je ve výšce h nad povrchem je dán vztahem φ = - G*mZ/(RZ+h). Je vhodné uvažovat rozdíl potenciálů ve výšce h nad povrchem a na povrchu, tj. φ – φZ = - G*mZ/(RZ+h) + G*mZ/RZ. Pro malé výšky h pro tento rozdíl přibližně platí φ – φZ = KZ*h. Při volbě nulové hladiny na povrchu pak pro potenciální energii tělesa o hmotnosti m ve výšce h nad povrchem máme. Epot = m* (φ – φZ) = m*KZ*h. To připomíná klasické m*g*h. Ale proč je místo g psáno KZ… ???

15 Tíhové pole Země Protože naše Země se otáčí, tudíž na těleso o hmotnosti m na jejím povrchu působí odstředivá síla o velikosti Fo = m*ω2*r, kde r je vzdálenost od osy rotace (na pólech 0, na rovníku RZ) Vektorovým součtem gravitační síly Země Fg a odstředivé síly Fo získáváme tíhovou sílu FG, kterou zároveň vyjadřujeme vztahem FG = m*g, kde g je tzv. tíhové zrychlení závisející na zeměpisné šířce Na pólech je g = KZ ≈ 9,83 m*s-2 (odstředivá síla nehraje roli). Naopak na rovníku je g ≈ 9,78 m*s-2. V našich zeměpisných šířkách je g ≈ 9,81 m*s-2. Ve vztahu pro potenciální energii tíhového pole v malých výškách h musíme poté brát místo KZ hodnotu g, čímž máme klasické Epot = m*g*h osa rotace Země Fo Fg FG = Fg + Fo  G = Kz + a0

16 Homogenní pole, tíha, beztížný stav
Homogenní pole = intenzita (zrychlení) všude stejná co do velikosti i do směru. V malých rozměrech je toto dostatečně přesně splněno na povrchu Země  pohyby na povrchu Země chápeme jako pohyby v homogenním tíhovém poli (tzv. vrhy, viz dříve) Pokud chceme být přesní, je třena rozlišovat mezi tíhovou silou a tíhou tělesa. Př. Na objekt padající volným pádem působí tíhová síla, ale tíha je nulová (těleso je v beztížném stavu)

17 Tíhové pole Země - příklad
Příklad: Určete, jaká by musela být perioda rotace Země, aby na rovníku úplně zanikla zemská přitažlivost? Jaká by musela být perioda rotace pro zánik přitažlivosti na pólech? Řešení: Velikost odstředivé síly by na rovníku musela přinejmenším vyrovnat sílu gravitační od Země (směry obou sil jsou opačné). Muselo by tedy platit Fg = Fo → m*KZ = m*ω2*RZ → KZ =(2*π/T)2*RZ → T = 2*π*√RZ/KZ = 2*3,14*√ /9,83 = 5063 s. Perioda rotace Země (doba trvání dne) by tedy musela klesnout na 5063 s. Na pólech je odstředivá síla nulová (jsou na ose otáčení), tudíž přitažlivost nezanikne nikdy osa rotace Země Fg Fo FG = 0 → Fg = - Fo