Gravidade

em Educação


Gravitação ou Gravidade é um fenômeno natural pelo qual todos os corpos físicos atraem. Gravidade dá peso aos objetos físicos e os faz cair em direção ao outro.
 
Na moderna física , a gravitação é descrito com mais precisão pela teoria da relatividade geral (proposto por Einstein ), que descreve a gravitação como uma consequência da curvatura do espaço-Tempo . Para a maioria das situações de gravidade é bem aproximada pela lei de Newton da gravitação universal , que postula que o gravitacional força de dois corpos de massa é diretamente proporcional ao produto de suas massas e inversamente proporcional ao quadrado da distância entre eles.
 
Em busca de uma teoria de tudo , a fusão da relatividade geral ea mecânica quântica (ou teoria quântica de campos) em uma teoria mais geral da gravidade quântica tornou-se uma área de pesquisa ativa. É a hipótese de que a força gravitacional é mediada por um sem massa spin-2 partícula chamada gráviton , e que a gravidade teria separado da força electronuclear durante a grande época da unificação.
 
A gravidade é a mais fraca das quatro forças fundamentais da Natureza. A força gravitacional é de aproximadamente 10 -38 vezes a intensidade da força forte (ou seja, a gravidade é 38 ordens de magnitude mais fraca), 10 -36 vezes a força da força eletromagnética, e 10 -29 vezes a força da força fraca. Como conseqüência, a gravidade tem uma influência desprezível sobre o comportamento das partículas sub-atômicas, e não desempenha nenhum papel na determinação das propriedades internas do assunto todos os dias. Por outro lado, a gravidade é a força dominante na escala macroscópica, que é a causa da formação, forma e trajetória (órbita) de corpos astronômicos, incluindo os de asteróides , cometas , planetas , Estrelas e galáxias . Ele é responsável por causar a Terra e os outros planetas para orbitam o Sol; por causar a Lua a orbitar a Terra; para a formação de marés ; para naturais de convecção , pelo qual ocorre o fluxo de fluido sob a influência de um gradiente de densidade e gravidade; para aquecer o interior de formação de estrelas e planetas a temperaturas muito altas; para sistema solar , galáxia , stellar formação e evolução; e para vários outros fenômenos observados na Terra e em todo o Universo. Este é o caso por diversas razões: a gravidade é a única força que actua sobre todas as partículas; ele tem uma gama infinita; é sempre atraente e nunca repulsiva; e que não pode ser absorvida, transformada ou protegidos contra. Mesmo que o eletromagnetismo é muito mais forte do que a gravidade, o eletromagnetismo não é relevante para objetos astronômicos, uma vez que tais organismos têm um número igual de prótons e elétrons que cancelar (ou seja, uma carga elétrica líquida de zero).
 
Conteúdo  [ hide ] 
1 História da teoria gravitacional
1.1 Revolução científica
1.2 A teoria da gravitação de Newton
1.3 Princípio da Equivalência
1.4 A relatividade geral
1.5 A gravidade ea mecânica quântica
2 Specifics
2.1 gravidade da Terra
2.2 As equações para um corpo que cai perto da superfície da Terra
2.3 Gravidade e Astronomia
2.4 radiação gravitacional
2.5 Velocidade de gravidade
3 Anomalias e discrepâncias
4 Teorias alternativas
4.1 teorias alternativas histórico
4.2 teorias alternativas recentes
5 Veja também
6 Notas de Rodapé
7 Referências
8 Leitura
9 Ligações externas
História da teoria gravitacional
Ver artigo principal: História da teoria gravitacional
A mecânica clássica
\ Vec {F} = m \ vec {a}
Segunda lei do movimento
História Timeline
Ramos [show]
Fundamentos [show]
Formulações [show]
Temas centrais [mostrar]
Rotação [show]
Cientistas [show]
v t e
Revolução científica
Trabalho moderno na teoria gravitacional começou com o trabalho de Galileu Galilei , nos séculos 17 e início do 16. Em seu famoso (apesar de possivelmente apócrifo [ 1 ] ) experimento soltando bolas da Torre de Pisa , e mais Tarde com medidas cuidadosas de bolas rolando inclina , Galileu mostrou que a gravitação acelera todos os objetos com a mesma taxa. Esta foi uma grande partida de Aristóteles Crença é de que os objetos mais pesados ​​acelerar mais rápido. [ 2 ] Galileu postulou a resistência do ar como a Razão que os objetos mais leves podem cair mais lento em uma atmosfera. Trabalho de Galileu preparou o palco para a formulação da teoria da gravitação de Newton.
 
Teoria da gravitação de Newton
Ver artigo principal: a lei da gravitação universal de Newton
 
Sir Isaac Newton , físico Inglês que viveu 1.642-1.727
Em 1687, Inglês matemático Sir Isaac Newton publicou Principia , o que levanta a hipótese de a lei do inverso do quadrado da gravitação universal. Em suas próprias palavras, "Eu deduzi que as forças que mantêm os planetas em suas órbitas deve [ser] reciprocamente como os quadrados de suas distâncias do centro sobre o qual eles giram em: e, assim, comparou a força necessária para manter a Lua em seu Orb . com a força da gravidade na superfície da Terra, e encontrou-os a responder bem quase " [ 3 ] A equação é a seguinte:
 
F = G \ frac {m_1 m_2} {r ^ 2} \ 
 
Onde F é a força, m 1 e m 2 são as massas dos objectos que interagem, r é a distância entre os centros das massas e L é a constante gravitacional .
 
A teoria de Newton teve seu maior sucesso quando foi utilizado para prever a existência de Netuno com base em movimentos de Urano que não puderam ser contabilizados pelas ações dos outros planetas. Cálculos por tanto John Couch Adams e Urbain Le Verrier previu a posição geral do Planeta, e os cálculos de Le Verrier são o que levou Johann Gottfried Galle para a descoberta de Netuno.
 
A discrepância no Mercury órbita apontou falhas na teoria de Newton. Até o final do Século 19, sabia-se que sua órbita mostrou ligeiras perturbações que não puderam ser contabilizados inteiramente sob a teoria de Newton, mas todas as pesquisas para um outro corpo perturbadora (como um planeta que orbita o Sol ainda mais perto do que Mercúrio) tinha sido infrutífera. O problema foi resolvido em 1915 por Albert Einstein nova teoria 's da relatividade geral , que representou a pequena discrepância na órbita de Mercúrio.
 
Embora a teoria de Newton foi substituída, mais moderno não-relativistas cálculos gravitacionais ainda são feitas utilizando a teoria de Newton, porque é uma teoria muito mais simples do que trabalhar com a relatividade geral, e dá resultados suficientemente precisos para a maioria das aplicações que envolvem suficientemente pequenas massas, velocidades e energias .
 
Princípio da Equivalência
O princípio da equivalência , explorado por uma sucessão de pesquisadores, incluindo Galileu, Loránd Eötvös , e Einstein, expressa a idéia de que todos os objetos caem no mesmo caminho. A maneira mais simples para testar o princípio de equivalência fraco é a queda de dois objetos de diferentes massas ou composições em um vácuo e ver se eles baterem no chão ao mesmo tempo. Estas experiências demonstram que todos os objectos de cair na mesma taxa de atrito quando (incluindo a resistência do ar) é insignificante. Exames mais sofisticados usar uma balança de torção de um tipo inventado por Eötvös. Experimentos de satélite, por exemplo STEP , estão previstas para experimentos mais precisos no espaço. [ 4 ]
 
Formulações de princípio da equivalência incluem:
 
O princípio da equivalência fraco: A trajetória de um ponto de massa em um Campo gravitacional depende apenas de sua posição inicial e velocidade, e é independente de sua composição. [ 5 ]
O princípio da equivalência de Einstein: O resultado de qualquer experimento não-gravitacional local em um laboratório em queda livre é independente da velocidade do laboratório e sua localização no espaço-tempo. [ 6 ]
O princípio da equivalência forte exigindo ambos acima.
A relatividade geral
Veja também: Introdução à relatividade geral
 
Analogia bidimensional de distorção gerada pelo espaço-tempo a massa de um objecto. A Matéria altera a geometria do espaço-tempo, este (curva) geometria que está sendo interpretada como a gravidade . Linhas brancas não representam a curvatura do espaço, mas sim representar o sistema de coordenadas imposta ao espaço-tempo curvo, o que seria retilínea em um espaço-tempo plano.
A relatividade geral
Spacetime esquemática curvatura
G _ {\ mu \ nu} + \ Lambda g _ {\ mu \ nu} = {8 \ pi G \ over c ^ 4} T _ {\ mu \ nu}
Introdução História
Formulação Matemática
Recursos Testes
Conceitos fundamentais [mostrar]
Fenômenos [show]
Equações Formalismos
[Show]
Soluções [show]
Cientistas [show]
v t e
Na relatividade geral , os efeitos da gravitação são atribuídas a espaço-tempo a curvatura , em vez de uma força. O ponto de partida para a relatividade geral é o princípio de equivalência , o que equivale a queda livre com o movimento inercial e descreve em queda livre objetos inerciais como sendo acelerado em relação aos observadores não-inerciais no terreno. [ 7 ] [ 8 ] Em física newtoniana , no entanto, tal aceleração não pode ocorrer a não ser que, pelo menos, um dos objectos está a ser operado por uma força.
 
Einstein propôs que o espaço-tempo é curvo pela matéria, e que os objetos em queda livre estão se movendo ao longo de caminhos localmente retas no espaço-tempo curvo. Estes caminhos retos são chamados geodésicas . Como primeira lei do movimento de Newton, a teoria de Einstein afirma que, se uma força é aplicada em um objeto, seria desviar-se uma geodésica. Por exemplo, nós já não estão a seguir geodésicas em pé porque a resistência mecânica da Terra exerce uma força para cima de nós, e nós somos não-inercial no chão, como um resultado. Isso explica por que se deslocam ao longo das geodésicas no espaço-tempo é considerado inercial.
 
Einstein descobriu as equações de campo da relatividade geral, que se referem a presença de matéria e a curvatura do espaço-tempo e são nomeados após ele. As equações de campo de Einstein são um conjunto de 10 simultâneo , não-lineares , equações diferenciais . As soluções das equações de campo são as componentes do tensor métrica do espaço-tempo. Um tensor métrico descreve a geometria do espaço-tempo. Os caminhos geodésicos para um espaço-tempo são calculados a partir do tensor métrico.
 
Notáveis ​​soluções das equações de campo de Einstein incluem:
 
A solução de Schwarzschild , que descreve o espaço-tempo em torno de uma esfericamente simétrica não- rotativo uncharged enorme objeto. Para objetos suficientes compactas, esta solução gerou um buraco negro com uma central de singularidade . Para distâncias radiais a partir do centro, que são muito maiores do que o raio de Schwarzschild , as acelerações preditos por a solução de Schwarzschild são praticamente idênticas às previsto pela teoria da gravidade de Newton.
A solução Reissner-Nordström , em que o objeto central tem uma carga elétrica. Para as cargas com um geometrizado comprimento, que são menos do que o comprimento geometrizado da massa do objecto, esta solução produz buracos negros com dois horizontes de eventos .
A solução Kerr para rodar objectos maciças. Esta solução também produz buracos negros com vários horizontes de eventos.
A solução de Kerr-Newman para carregada, girando objetos maciços. Esta solução também produz buracos negros com vários horizontes de eventos.
O cosmológica solução Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker , que prevê a expansão do universo .
Os testes da relatividade geral incluiu o seguinte: [ 9 ]
 
A relatividade geral explica a anômala precessão do periélio de Mercúrio . [ 10 ]
A previsão de que o tempo corre mais devagar em potenciais inferiores foi confirmada pela experiência Pound-Rebka , o experimento Hafele-Keating , e o GPS .
A previsão da deflexão da Luz foi primeiro confirmada por Arthur Stanley Eddington de suas observações durante o Eclipse solar de 29 de Maio de 1919 . [ 11 ] [ 12 ] Eddington medido desvios Starlight duas vezes aqueles previstos pela teoria corpuscular de Newton, de acordo com as previsões da relatividade geral. No entanto, sua interpretação dos resultados foi posteriormente contestada. [ 13 ] testes mais recentes usando medições interferométrico de quasares que passam por trás da Sun têm mais precisa e consistente confirmou a deflexão da luz com o grau previsto pela relatividade geral. [ 14 ] Veja também lente gravitacional .
O tempo de espera da luz que passa perto de um objeto maciço foi identificado pela primeira vez por Irwin I. Shapiro em 1964 em sinais de espaçonaves interplanetárias.
Radiação gravitacional foi indiretamente confirmado por meio de estudos de binários pulsares .
Alexander Friedmann , em 1922, descobriu que equações de Einstein tem soluções não-estacionários (mesmo na presença da constante cosmológica ). Em 1927, Georges Lemaître mostrou que as soluções estáticas das equações de Einstein, que são possíveis na presença da constante cosmológica, são instáveis ​​e, portanto, o universo estático previsto por Einstein não poderia existir. Mais tarde, em 1931, o próprio Einstein concordou com os resultados de Friedmann e Lemaître. Assim, a relatividade geral prevê que o Universo tinha de ser não-estático, ele tinha que quer expandir ou contrair. A expansão do universo descoberto por Edwin Hubble em 1929 confirmou esta previsão. [ 15 ]
A previsão do teoria de arrastamento era consistente com os recentes Gravity Probe B resultados. [ 16 ]
A relatividade geral prevê que a luz deve perder a sua energia quando viajam longe dos corpos maciços. O Grupo de Radek Wojtak do Instituto Niels Bohr da Universidade de Copenhagen coletaram dados de 8000 aglomerados de galáxias e descobriu que a luz proveniente dos centros dos grupos tendiam a ser Vermelho-mudou em comparação com as bordas de cluster, confirmando a perda de energia devido à gravidade . [ 17 ]
Gravidade ea mecânica quântica
Artigos principais: Graviton e Quantum gravidade
Nas décadas após a descoberta da relatividade geral, percebeu-se que a relatividade geral é incompatível com a mecânica quântica . [ 18 ] É possível descrever a gravidade no quadro da teoria quântica de campos como as outras forças fundamentais , de modo que a força de atração da gravidade surge devido a troca de virtuais gravitões, da mesma maneira como a força electromagnética resulta de troca de virtuais fotões . [ 19 ] [ 20 ] Isto reproduz relatividade geral no limite clássico . No entanto, esta abordagem falha a curtas distâncias da ordem do comprimento de Planck , [ 18 ] , onde uma teoria mais completa da gravidade quântica é necessária (ou uma nova abordagem da mecânica quântica).
 
Especificidades
A gravidade da Terra
Ver artigo principal: a gravidade da Terra
Cada corpo planetário (incluindo a Terra) é rodeado pelo seu próprio campo gravitacional, que exerce uma força atrativa em todos os objetos. Assumindo um planeta esfericamente simétrico, a força deste campo, em qualquer ponto é proporcional à massa do corpo planetário e inversamente proporcional ao quadrado da distância a partir do centro do corpo.
 
A força do campo gravitacional é numericamente igual à aceleração de objectos sob a sua influência, e o seu valor na superfície da Terra, denotado g , é expressa como o abaixo da média normal . De acordo com o Bureau Internacional de Pesos e Medidas , no âmbito do Sistema Internacional de Unidades (SI), a aceleração padrão da Terra devido à gravidade é:
 
g = 9,80665 m / s 2 (32,1740 pés / s 2 ). [ 21 ] [ 22 ] Isto significa que, ignorando a resistência do ar, um objecto em queda livre perto da superfície da Terra aumenta a sua velocidade de 9,80665 m / s (32,1740 pés / s ou 22 mph) para cada segundo de sua descida. Assim, um objecto a partir de resto se atingir uma velocidade de 9,80665 m / s (32,1740 pés / s) depois de um segundo, cerca de 19,62 m / s (64,4 pés / s) após dois segundos, e assim por diante, adicionando 9,80665 m / s (32,1740 pés / s) para cada velocidade resultante. Além disso, mais uma vez ignorando a resistência do ar, toda e todos os objetos, quando caiu da mesma altura, vai bater no chão ao mesmo tempo. É relevante notar que a gravidade da Terra não tem exatamente o mesmo valor em todas as regiões. Há pequenas variações em diferentes partes do Globo, devido à latitude, a superfície apresenta, como montanhas e cumes, e densidades, talvez, excepcionalmente altas ou baixas sub-superfície. [ 23 ]
 
 
Se um objecto com massa comparável à da Terra fosse caia em direcção a ela, em seguida, o correspondente aceleração da Terra seria observável.
De acordo com a 3ª lei de Newton , a própria Terra experimenta uma força igual em magnitude e em frente em direção ao que exerce sobre um objeto em queda. Isto significa que a Terra também acelera no sentido do objecto até colidirem. Porque a massa da Terra é enorme, no entanto, a aceleração transmitida para a terra por esta força oposta é negligenciável em comparação com o objecto da. Se o objeto não balançar, depois de ter colidido com a Terra, cada um deles, em seguida, exerce uma repulsiva força de contato do outro que, efetivamente, equilibra a força atrativa da gravidade e impede uma maior aceleração.
 
A força da gravidade na Terra é a resultante (soma vetorial) de duas forças: (a) A atração gravitacional de acordo com a lei universal da gravitação de Newton, e (b) a força centrífuga, que resulta da escolha de um preso à Terra, girando quadro de referência. No Equador, a força da gravidade é o mais fraco, devido à força centrífuga provocada pela rotação da Terra. A força da gravidade varia com a latitude e aumentos de cerca de 9.780 m / s 2 no equador a cerca de 9,832 m / s 2 nos pólos.
 
O valor padrão de 9,80665 m / s 2 é a única originalmente adotado pelo Comitê Internacional de Pesos e Medidas em 1901 para 45 ° de latitude, embora tenha se mostrado muito alto por cerca de cinco partes em dez mil. [ 24 ] Este valor tem persistido em meteorologia e em alguns ambientes padrão como o valor para 45 ° de latitude mesmo que se aplica de forma mais precisa a latitude de 45 ° 32'33 ". [ 25 ]
 
Equações para um corpo que cai perto da superfície da Terra
 
Bola em queda livre, por gravidade. Veja o texto para descrição.
Ver artigo principal: Equações para um corpo em queda
De acordo com uma hipótese da constante da gravidade, lei da gravidade universal de Newton simplifica a F = mg , onde m é a massa do corpo e g é uma constante com um vector de magnitude média de 9,81 m / s 2 . A aceleração da gravidade é igual a este g . Um objecto inicialmente estacionário que é permitido cair livremente por acção da gravidade cai uma distância que é proporcional ao quadrado do tempo decorrido. A imagem à direita, medindo meio segundo, foi capturado com um flash estroboscópico em 20 flashes por segundo. Durante o primeiro 1 / 20 de um segundo a bola cai uma unidade de distância (aqui, uma unidade é de cerca de 12 mm); por 2 / 20 que caiu no total de 4 unidades; por 3 / 20 , 9 unidades e assim por diante.
 
Sob as mesmas premissas constantes gravidade, a energia potencial , E p , de um corpo na altura h é dada por E p = mgh (ou E p = Wh , com W significando peso). Esta expressão é válida apenas por pequenas distâncias h a partir da superfície da Terra. Do mesmo modo, a expressão h = \ tfrac {v ^ 2} {} 2gpara a altura máxima atingida por um corpo da projecção vertical com velocidade inicial v é útil apenas para pequenas alturas e pequenas velocidades iniciais.
 
Gravidade e astronomia
A descoberta e aplicação da lei da gravidade de Newton explica a informações detalhadas que temos sobre os planetas do nosso sistema solar, a massa do Sol, a distância para as estrelas, quasares e até mesmo a teoria da matéria escura . Apesar de não ter viajado para todos os planetas nem para a Sun, sabemos suas massas. Estas massas são obtidos através da aplicação das leis da gravidade com as características de medição da órbita. No espaço de um objecto mantém a sua órbita devido à força de gravidade que age sobre ela. Planetas orbitam estrelas, estrelas órbita núcleos galácticos , galáxias orbitam um centro de massa em clusters, e clusters de orbitar em superaglomerados . A força da gravidade exercida sobre um objecto por outro é directamente proporcional ao produto de massas desses objectos e inversamente proporcional ao quadrado da distância entre elas.
 
Radiação gravitacional
Ver artigo principal: ondas gravitacionais
Na relatividade geral, a radiação gravitacional é gerado em situações em que a curvatura do espaço-tempo é oscilante, tal como é o caso dos objectos de co-orbital. A radiação gravitacional emitida pelo Sistema Solar é muito pequena para medir. No entanto, a radiação gravitacional foi indiretamente observado como uma perda de energia ao longo do tempo em sistemas binários pulsar como PSR B1913 + 16 . Acredita-se que estrelas de nêutrons fusões e buraco negro formação pode criar quantidades detectáveis ​​de radiação gravitacional. Observatórios radiação gravitacional, como o Observatório Interferômetro Laser Onda Gravitacional ( LIGO ) foram criados para estudar o problema. Não há detecções confirmadas foram feitas dessa radiação hipotético.
 
Velocidade de gravidade
Ver artigo principal: velocidade de gravidade
Em dezembro de 2012, uma equipe de pesquisa na China anunciou que havia produzido medições do atraso de fase de marés da Terra durante as luas cheias e novas, que parecem provar que a velocidade da gravidade é igual à velocidade da luz. [ 26 ] Isso significa que se o Sol desapareceu de repente, a Terra iria manter orbitando normalmente durante 8 minutos, que é o tempo de luz leva para percorrer essa distância. Os resultados da equipe foram divulgados no Boletim de Ciências Chinesa , em Fevereiro de 2013. [ 27 ]
 
Anomalias e discrepâncias
Existem algumas observações que não são devidamente contabilizadas, que podem apontar para a necessidade de melhores teorias de gravidade ou talvez ser explicada de outras maneiras.
 
 
Curva de rotação de uma galáxia Espiral típica: previsto ( A ) e observados ( B ). A discrepância entre as curvas é atribuída a matéria escura .
Estrelas Extra-rápidas : as estrelas em galáxias seguir uma distribuição de velocidades onde as estrelas na periferia estão se movendo mais rápido do que deveriam de acordo com as distribuições observadas da matéria normal. Galáxias dentro de aglomerados de galáxias apresentam um padrão semelhante. A matéria escura , que iria interagir gravitacionalmente mas não eletromagneticamente, explicaria a discrepância. Várias modificações a dinâmica newtoniana também têm sido propostos.
Flyby anomalia : Various espaçonave experimentaram maior aceleração do que o esperado durante a gravidade auxiliar manobras.
Acelerar a expansão : A expansão métrica do espaço parece estar se acelerando. A energia escura foi proposta para explicar isso. Um recente explicação alternativa é que a geometria do espaço não é homogêneo (devido a aglomerados de galáxias) e que, quando os dados são reinterpretadas para levar isso em conta, a expansão não está se acelerando afinal, [ 28 ] no entanto, esta conclusão é contestada . [ 29 ]
Aumento anômala da unidade astronômica : Medidas recentes indicam que as órbitas planetárias estão se ampliando mais rápido do que se fosse apenas pelo sol perdendo massa, irradiando energia.
Fótons energéticos extras : fotão atravessem aglomerados de galáxias deve ganhar energia e depois perdê-lo novamente no caminho para fora. A expansão acelerada do universo deve parar os fótons que retornam toda a energia, mas mesmo tendo isso em conta fótons da radiação cósmica de fundo ganho duas vezes mais energia do que o esperado. Isso pode indicar que a gravidade cai mais rápido do que o inverso do quadrado em certas escalas de distância. [ 30 ]
Extras enormes nuvens de hidrogênio : As linhas espectrais da Floresta Lyman-alpha sugerem que as nuvens de hidrogênio são mais aglutinados em determinadas escalas do que o esperado e, como fluxo escuro , pode indicar que a gravidade cai mais lento do que o inverso do quadrado em certas escalas de distância. 
 
A gravidade é uma das quatro interacções fundamentais . Faz com que a aceleração experimentada por um corpo físico na proximidade de um objecto astronómico . Também chamado de interação gravitacional ou gravitação .
 
Por gravidade nos sentimos peso . Se estão localizados na vizinhança de um planeta, uma aceleração dirigida para a zona central do planeta se não estão sujeitos ao efeito de outras forças -. Na superfície da Terra, a aceleração causada pela gravidade é 9,81 m / s, aproximadamente.
 
Albert Einstein mostrou que: "Esta força é uma ilusão, um efeito da geometria do espaço-tempo . Terra distorce o espaço-tempo ao redor de nós, de modo que o próprio espaço nos empurra para o chão. " 1 Embora possa ser representado como um campo tensor de forças fictícias .
 
Gravidade tem características atraentes, enquanto a chamada energia escura seria repulsiva características da força gravitacional, fazendo com que a aceleração da expansão do universo .
 
Índice  [ hide ] 
1 Introdução
2 lei Mecânica Clássica da gravitação universal de Newton
2.1 problema Two-corpo e as órbitas planetárias
2.2 problema dos três corpos
3 Mecânica Relativista Teoria Geral da Relatividade
3.1 Cálculo Relativística da aparente força
3.2 ondas gravitacionais
3.3 efeitos gravitacionais
4 Mecânica Quântica procurar uma teoria unificada
4.1 A interação gravitacional como uma força fundamental
5 Veja também
6 Referências
6.1 Bibliografia
6.2 Links Externos
Introdução [ editar ]
A gravidade é uma das quatro interacções fundamentais observadas na natureza. Faz com que movimentos em grande escala observadas no universo : a órbita da Lua em torno da Terra , as órbitas dos planetas ao redor do sol , e assim por diante. A escala cosmológica é a interação dominante, governa a maioria dos fenômenos de grande escala (os outros três interações fundamentais são predominantes em escalas menores, eletromagnetismo explica o resto dos fenômenos macroscópicos, enquanto a interação forte e a interação fraca são importantes apenas escala subatômica).
 
O termo "gravidade" também é usado para descrever o fenómeno gravitacional sobre a superfície de planetas ou satélites. Isaac Newton foi o primeiro a expor, que é da mesma natureza da força que faz cair objectos com aceleração constante Tierra (gravidade da Terra) e a força motriz que mantém os planetas e as estrelas . Essa idéia levou a formular a primeira teoria geral da gravitação, a universalidade do fenômeno, expressa em sua obra Philosophiae Naturalis Principia Mathematica .
 
Einstein, sobre a teoria da relatividade geral faz uma análise diferente da interação gravitacional. De acordo com esta teoria, a gravidade pode ser entendida como um efeito geométrico da matéria no espaço-tempo . Quando certa quantidade de matéria ocupa uma região de espaço-tempo, fazendo com que ele se deforme. Visto desta forma, a força gravitacional não é mais uma "força misteriosa que atrai", mas o efeito da deformação do espaço-tempo -de geometria não-euclidiana - sobre o movimento dos corpos. De acordo com esta teoria, uma vez que todos os objetos se movem no espaço-tempo, para deformá-la, o caminho daqueles serão desviados produzindo sua aceleração, que é o que chamamos de gravidade.
 
Lei Mecânica Clássica da gravitação universal de Newton [ editar ]
Ver artigo principal: Lei da gravitação universal
 
Mútuos forças de atração entre duas esferas de diferentes tamanhos. De acordo com a mecânica newtoniana as duas forças são iguais em magnitude, mas oposta; para ser aplicada em diferentes organismos não cancelar e o seu efeito combinado não altere a posição do centro de gravidade de ambos os campos definidos.
Em teoria newtoniana da gravitação, os efeitos da gravidade são sempre atraente, e a força resultante é calculado para o centro de gravidade de ambos os objectos (no caso da Terra, o centro de gravidade é o seu centro de massa, a Como na maioria dos corpos celestes com características homogêneas). Gravidade newtoniana tem um alcance teórico infinito; mas a força é maior se os objetos estão perto, e enquanto eles disseram força desaparece. Também Newton postulou que a gravidade é uma ação à distância (e, portanto, nível relativista não é uma descrição correta, mas apenas uma primeira aproximação para corpos em movimento muito lento em comparação com a velocidade da luz ).
 
A lei da gravidade universal formulada por Isaac Newton postulado que a força exercida por uma partícula com ponto de massa m_1sobre uma outra massa m_2é directamente proporcional ao produto das massas e inversamente proporcional ao quadrado da distância que os separa:
 
\ Mathbf {F} _ {21} = -G \ frac {m_ m_ {1} {2}} {| \ mathbf {r_2} - \ mathbf {r_1} | ^ 2} \ mathbf {\ hat {u}} _ {21}
 
onde \ Mathbf {\ hat {u}} _ {21}é o vector de unidade dirigida partícula que 1 a 2, ou seja, na direcção do vector \ Mathbf {r} _ {21} = \ mathbf {r} _2- \ mathbf {r} _1, e G \, \!é a constante gravitacional , alcançando o valor de cerca de 6,674 x 10 -11 N · m² / kg².
 
Por exemplo, usando a lei da gravitação universal, podemos calcular a força de atração entre a Terra e um corpo de 50 kg. A massa da Terra é de 5,974 x 10 24 kg e a distância entre o centro de gravidade da Terra (centro da Terra) e o centro de gravidade é 6378,14 km (m igual a 6.378.140, e assumindo o corpo é acima da linha do Equador). Então, a força é:
 
F = G \ frac {m_ m_ {1} {2}} {d ^ 2} = 6,67428 \ x 10 ^ {- 11} \ frac {50 \ times 5. 974 \ x 10 ^ {24} {6378140} ^ 2} = 490 0,062 \ text {N}
 
A força com que a Terra atrai e corpo de 50 kg é de 490 062 N ( Newtons , Sistema Internacional de Unidades ), representando 50 kgf ( quilograma-força , Técnico do Sistema ), como esperado, por isso dizemos simplesmente que o corpo pesa 50 kg.
 
Dentro desta lei empírica , temos estas conclusões importantes:
 
As forças gravitacionais são sempre atraente. O fato de que os planetas descrevem uma órbita ao redor do Sol fechado indica esse fato. Uma força atrativa também pode produzir órbitas abertas, mas uma força repulsiva nunca pode produzir órbitas fechadas.
Eles têm alcance infinito. Dois corpos, por mais longe que possam ser, sentir essa força.
A força associada à interação gravitacional é central.
Força mais longe menos atraente, e uma maior distância vigor menos atraente.
Apesar dos séculos, hoje é rotineiramente utilizado esta lei no domínio do movimento dos corpos, incluindo a escala do sistema solar, embora seja teoricamente desatualizado. Para estudar o fenômeno em sua integralidade temos de recorrer à teoria da Relatividade Geral .
 
Veja também: massa inercial e massa gravitacional .
Problema Two-corpo e as órbitas planetárias [ editar ]
Ver artigo principal: problema Two-corpo
 
Dois corpos que orbitam em torno de seu centro de massa em órbitas elípticas.
A lei de Newton aplicado a um sistema de duas partículas ou dois corpos, cujas dimensões físicas são pequenas em comparação com as distâncias entre eles, realizados ambos os corpos descrita uma curva cónica (elipse, parábola ou hipérbole) com respeito a uma referência inercial com origem no centro de massa do sistema, que coincidem também com um foco de cónica. (Energia potencial, mais energia cinética dos corpos) Se a energia total do sistema é negativa, então as curvas cônicas dando a trajetória de ambos os órgãos são elipses. Este resultado foi o primeiro dedução teórica de planetas reais movem em caminhos que muito de perto, são elipses, e permitiu explicar várias observações empíricas resumidos em leis de Kepler .
 
Problema dos três corpos [ editar ]
Ver artigo principal: problema dos três corpos
 
Movimento caótico de três corpos em um campo de forças isoladas.
Segundo a descrição de Newton, quando três corpos se movem sob a influência de seu campo gravitacional mútua, como o sistema Sol-Terra-Lua, a força em cada corpo é apenas a soma vetorial das forças gravitacionais exercidas pelos outros dois. Assim, as equações de movimento são fáceis de escrever, mas difícil de resolver porque não são lineares . Na verdade, é bem conhecido que a dinâmica do problema de três corpos de mecânica clássica é uma dinâmica caótica .
 
Desde a época de Newton tentou encontrar soluções matematicamente exata do problema de três corpos, até o final do século XIX Henri Poincaré mostrou em uma obra Famosa que era impossível uma solução analítica geral (no entanto, também foi mostrado que, por meio série infinita convergente poderia resolver o problema). Apenas em algumas circunstâncias determinadas soluções simples são possíveis. Por exemplo, se a massa de um dos três corpos é muito menor do que os outros dois (um problema conhecido como problema restrito de três corpos ), o sistema pode ser reduzido a um problema de dois corpos outro problema mais simples corpo.
 
Mecânica Relativista Teoria Geral da Relatividade [ editar ]
Artigos principais: a Relatividade Geral e gravidade Linearized .
 
Representação esquemática tridimensional da deformação do espaço-tempo na vizinhança da Terra.
 
A representação do Flamm paraboloid, cuja curvatura geométrica coincide com o plano da eclíptica ou equatorial uma Estrela esfericamente simétrica .
Albert Einstein revista a teoria de Newton em sua teoria da relatividade geral , descrevendo a interação gravitacional como uma deformação da geometria do espaço-tempo , devido à massa de corpos; espaço e tempo assumir um papel pró-ativo.
 
De acordo com Einstein, não há força gravitacional; essa força é uma ilusão, um efeito da geometria . Assim, a Terra deforma o espaço-tempo ao redor de nós, de modo que o próprio espaço nos empurra para o chão. Uma formiga andando em um papel amassado, tem a sensação de que há forças misteriosas que empurram direções diferentes, mas todos há dobras no papel, sua geometria. 1
 
A deformação geométrica é caracterizada pelo tensor métrico que satisfaz as equações de campo de Einstein . A "gravidade" newtoniana está associado apenas com o fato de que um efeito observador em repouso em relação à origem do campo não é um observador inercial e, portanto, tentando aplicar o equivalente relativista de leis de Newton medidas forças fictícias dado pelos símbolos de Christoffel da métrica do espaço-tempo.
 
Cálculo Relativística da aparente força [ editar ]
Na presença de uma massa esférica, espaço-tempo não é plana, mas curvo, e o tensor métrico g que calcula as distâncias são dadas em coordenadas usuais \ Scriptstyle (t, r, \ theta, \ phi), chamado métrica de Schwarzschild :
 
g = c ^ 2 \ left (1- \ frac {2GM} {c ^ 2 r} \ right) \ mathrm {d} t \ otimes \ mathrm {d} t + \ left (1- \ frac {2GM} r {c ^ 2} \ right) ^ {- 1} \ mathrm {d} r \ otimes \ mathrm {d} r + r ^ 2 \ left (\ mathrm {d} \ theta \ otimes \ mathrm {d} \ theta + \ sin ^ 2 \ theta \ \ mathrm {d} \ varphi \ otimes \ mathrm {d} \ varphi \ right)
 
onde G é a constante gravitacional , M é a massa da estrela, e c é a velocidade da luz . A equação da geodésica equação dada caminhos no espaço-tempo curvo. Se considerarmos uma partícula em repouso em relação à massa gravitacional que cria o campo, tem que seguir um caminho dada pelas equações:
 
\ Begin {cases} \ cfrac {d ^ 2 r} {d \ tau ^ 2} = + \ cfrac {GM} {(c ^ 2R-2GM) r} \ left (\ cfrac {dr} {d \ tau} \ right) ^ 2 - \ left (r \ cfrac {2GM} {c ^ 2} \ right) \ cfrac {GM} {r ^ 3} \ left (\ cfrac {dt} {d \ tau} \ right) ^ 2 \\ \\ \ cfrac {d ^ 2 t} = -2 \ cfrac {GM} {(c ^ 2R-2GM) r} \ left (\ cfrac {dr} {d \ d {tau ^ 2 \} tau} \ right) \ left (\ cfrac {dt} {d \ tau} \ right) \ end {cases}
 
A primeira destas equações dá a mudança da coordenada radial, e o segundo dá o tempo de dilatação relação a um observador inercial localizado a uma grande distância da terra para criar o campo. Se estas equações para o instante inicial a partícula está em repouso e começa a se mover a partir da posição inicial são particularizadas, você vem para a força aparente que mediria um observador em repouso é dada por:
 
 
\ Cfrac {d ^ 2 r} {d \ tau ^ 2} = - \ left (r \ cfrac {2GM} {c ^ 2} \ right) \ cfrac {GM} {r ^ 3} \ left (\ cfrac {dt} {d \ tau} \ right) ^ 2 = - \ cfrac {GM} {r ^ 2} \ left [\ left (1- \ cfrac {2GM} {c ^ 2R} \ right) \ left (\ cfrac {dt} {d \ tau} \ right) ^ 2 \ right] \ approx - \ cfrac {GM} {r ^ 2}
 
Esta expressão coincide com a expressão da teoria newtoniano, tendo em conta o tempo de dilatação gravitacional por um observador num campo gravitacional e em repouso em relação à fonte do campo é dado por:
 
 
\ Left (\ cfrac {dt} {d \ tau} \ right) ^ 2 = \ left [1- \ cfrac {2GM} {c ^ 2R} \ right] ^ {- 1}
 
As ondas gravitacionais [ editar ]
Ver artigo principal: Ondas Gravitacionais
Além disso, a relatividade geral prevê a propagação de ondas gravitacionais . Estas ondas só poderia ser mensurável se originam os fenômenos astrofísicos violentos, como a colisão de duas estrelas de grande massa ou remanescentes do Big Bang . Essas ondas foram detectadas [ carece de fontes? ] indirectamente, na variação do período de rotação de pulsares duplos . Por outro lado, as teorias quântica actuais apontam para uma "unidade de medição de gravidade" da gravitação , como partículas que faz com que este "força", isto é, como a partícula associada ao campo gravitacional.
 
Efeitos gravitacionais [ editar ]
Com a ajuda desta nova teoria, pode-se observar e estudar uma nova série de eventos previamente não observados ou inexplicáveis:
 
Deflexão gravitacional da luz para o vermelho na presença de campos com intensa gravidade: a frequência da luz diminui, passando através de uma região de alta gravidade. Confirmado pela experiência de Pound e Rebka (1959).
Dilatação do tempo gravitacional: os relógios localizados em condições de tempo marca de alta gravidade mais lentos do que os relógios localizados em um ambiente sem gravidade. Demonstrada experimentalmente com relógios atômicos localizados na superfície e relógios orbitando Sistema de Posicionamento Global ( GPS por sua sigla em Inglês). Além disso, embora seja intervalos de tempo muito pequenos, diferentes testes com sondas planetárias têm valores próximos aos previstos pela teoria da relatividade geral.
Atraso Shapiro (dilatação gravitacional de defasagens): sinais diferentes através de um intenso campo gravitacional precisam de mais tempo para fazê-lo.
Decaimento orbital devido à emissão de radiação gravitacional . Observado em pulsares binários.
Precessão geodésica : Devido à curvatura do espaço-tempo, a orientação de um giroscópio em rotação vai mudar com o tempo. Isso está sendo testado pelo satélite Gravity Probe B .
Mecânica Quântica procurar uma teoria unificada [ editar ]
Ver artigo principal: a gravidade quântica
 
Representação gráfica de uma meia-loops que definem o espaço-tempo de acordo com a gravidade quântica em loop .
 
Seção bidimensional projetada em 3D um Calabi-Yau de dimensão 6 incorporado em CP 4 , estas variedades são usados ​​para definir uma teoria das supercordas em dez dimensões, usado como um modelo para a gravidade quântica e teoria de tudo .
Apesar de ainda não ter uma verdadeira descrição quântica da gravidade. Todas as tentativas de criar uma teoria física que satisfaça simultaneamente os princípios quânticos e grandes escalas combinar a teoria da gravitação de Einstein, encontrou grande dificuldade. Atualmente, existem algumas abordagens promissoras, tais como a gravidade quântica em loop , a teoria das supercordas ou teoria twistor , mas nenhum deles é um modelo completo que pode fornecer previsões suficientemente precisas. Também testamos uma série de aproximações semiclássicos sugeriram novos efeitos que deverão prever uma teoria quântica da gravidade. Por exemplo, Stephen Hawking usando uma dessas últimas abordagens sugeriu que os buracos negros devem emitir alguma radiação, um efeito chamado de radiação de Hawking e não foi verificada empiricamente.
 
As razões para as dificuldades de uma teoria unificada são várias. O maior é no resto do teorias quânticas de campos a estrutura do espaço-tempo é fixo completamente independente da matéria, mas em vez disso, em uma teoria quântica da gravidade do espaço-tempo em si deve obedecer aos princípios probabilísticos mas não sei como descrever um espaço de Hilbert para os diferentes estados quânticos do próprio espaço-tempo. Então unificação da força gravitacional com as outras forças fundamentais ainda resistindo física. A aparição no universo de matéria escura ou aceleração da expansão do universo sugere que ainda há uma teoria satisfatória das interações gravitacionais completos das partículas com massa.
 
Outro ponto difícil é que de acordo com princípios quânticos, o campo gravitacional deve manifestar-se em "alguns" ou partículas bosônicos transmissores da influência gravitacional. Dada a natureza do campo gravitacional, o suposto partículas que transmitem a interacção gravitacional, provisoriamente denominado gravitão deve ser uma partícula sem massa (ou com uma massa extremamente pequena) e uma rotação 2 \ hbar. No entanto, a detecção de experimentos de ondas gravitacionais ainda não encontraram provas da existência do gráviton, que por enquanto não é nada mais do que um palpite física que pode não corresponder à realidade.
 
A interação gravitacional como uma força fundamental [ editar ]
A interação gravitacional é uma das quatro forças fundamentais da natureza, ao lado de eletromagnetismo , a força nuclear forte e a interação nuclear fraca . Ao contrário de forças nucleares e eletromagnetismo semelhança, atua em grandes distâncias. No entanto, ao contrário do eletromagnetismo, a gravidade é um tipo de força de atração, mas há casos particulares em que geodésica temporária pode expandir em certas regiões do espaço-tempo, o que faz com que pareça a gravidade como uma força repulsiva, por exemplo, a energia escura . Esta é a razão que a gravidade é o mais importante para explicar a força celestial movimentos.



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