H - высота спутника над поверхностью Земли

R - радиус Земли

M - масса спутника

М - масса Земли

Мая 1958 года запущен 3-й ИСЗ с научной аппаратурой

Ноября 1957 года - запущен 2-й ИСЗ с собакой Лайкой на борту

Октября 1957 г. - Выведен на орбиту 1-й искусственный спутник Земли

Искусственные спутники Земли

2 января 1959 года запуск космической станции «Луна». Достигнута вторая космическая скорость

12 февраля 1961 года вышла за пределы земного притяжения автоматическая межпланетная станция «Венера-1»

Космическая скорость	Значение км/с	Вид траектории	Движение тела
Первая	7,9	окружность	Спутник Земли
	11,2>v>7,9	эллипс
Вторая	11,2	парабола	Покидает пределы Солнечной системы
	> 11,2	гипербола

Вывод: Скорость спутника зависит от его высоты над поверхностью Земли. Скорость не зависит от массы спутника

Заключение

Итак, в данной работе мы рассмотрели тему: Закон всемирного тяготения.

Закон всемирного тяготения был установлен Исааком Ньютоном путем обобщения результатов, полученных известными астрономами ранее. Важную роль сыграли закономерности движения планет, обнаруженные немецким астрономом И.Кеплером в результате обработки астрономических наблюдений информации датского астронома Тихо Браге. Кеплер сформулировал их в виде трех законов.

1. Все планеты движутся по эллипсам, в одном из фокусов которых находится Солнце.

2. Площади, описываемые радиусами-векторами планет за одно и то же время, равны.

3. Отношение квадратов периодов обращения планет вокруг Солнца равно отношению кубов больших полуосей их орбит.

Ньютон выдвинул предположение, что между любыми телами в природе существуют силы взаимного притяжения. Эти силы называют силами гравитации, или силами всемирного тяготения. Сила всемирного тяготения проявляется в Космосе, Солнечной системе и на Земле. Ньютон обобщил законы движения небесных тел и выяснил, что сила F равна:

Ньютон закон тяготения вывел в своём основном труде «Математические начала натуральной философии», и показал, что:

- наблюдаемые движения планет свидетельствуют о наличии центральной силы;

- обратно, центральная сила притяжения приводит к эллиптическим (или гиперболическим) орбитам.

В результате данный закон звучит следующим образом: между любыми материальными точками существует сила взаимного притяжения, прямо пропорциональная произведению их масс и обратно пропорциональная квадрату расстояния между ними, действующая по линии, соединяющей эти точки.

Теория Ньютона, в отличие от гипотез предшественников, имела ряд существенных отличий. Ньютон опубликовал не просто предполагаемую формулу закона всемирного тяготения, но фактически предложил целостную математическую модель:

- закон тяготения;

- закон движения (второй закон Ньютона);

- система методов для математического исследования (математический анализ).

В совокупности эта триада достаточна для полного исследования самых сложных движений небесных тел, тем самым создавая основы небесной механики. До Эйнштейна никаких принципиальных поправок к указанной модели не понадобилось, хотя математический аппарат оказалось необходимым значительно развить.

В дальнейшем мы убедились, что законы Кеплера и закон тяготения Ньютона имеют всемирный характер, причем закон всемирного тяготения не только является основным законом небесной механики, но и играет решающую роль в анализе различных космогонических и космологических процессов.

Теория тяготения Ньютона уже не была, строго говоря, гелиоцентрической. Уже в задаче двух тел планета вращается не вокруг Солнца, а вокруг общего центра тяжести, так как не только Солнце притягивает планету, но и планета притягивает Солнце. Наконец, выяснилась необходимость учесть влияние планет друг на друга. Открытие закона всемирного тяготения выявило способность тела «гравитировать» -- притягивать к себе и притягиваться к другим телам.

Со временем оказалось, что закон всемирного тяготения позволяет с огромной точностью объяснить и предсказать движения небесных тел, и он стал рассматриваться как фундаментальный.

§ 28. Давление в жидкости и газе
Молекулы газа, совершая беспорядочное, хаотическое движение, не связаны или весьма слабо связаны силами взаимодействия, поэтому они движутся свободно и в результа­те соударений стремятся разлететься во все стороны, заполняя весь предоставлен­ный им объем, т. е. объем газа определяется объемом того сосуда, который газ занимает.
Жидкость же, имея определенный объем, принимает форму того сосуда, в который она заключена. Но в жидкостях в отличие от газов среднее расстояние между молекула­ми остается практически постоянным, поэтому жидкость обладает практически неиз­менным объемом.

Единица давления — паскаль (Па): 1 Па равен давлению, создаваемому силой 1 Н, равномерно распределенной по нормальной к ней поверхности площадью 1 м² (1 Па=1 Н/м²).
Давление при равновесии жидкостей (газов) подчиняется закону Паскаля*: давле­ние в любом месте покоящейся жидкости одинаково по воем направлениям, при­чем давление одинаково передается по всему объему, занятому покоящейся жидкос­тью.
* Б. Паскаль (1623—1662) — французский ученый.
Рассмотрим, как влияет вес жидкости на распределение давления внутри покоящей­ся несжимаемой жидкости. При равновесии жидкости давление по горизонтали всегда одинаково, иначе не было бы равновесия. Поэтому свободная поверхность покоящейся жидкости всегда горизонтальна вдали от стенок сосуда. Если жидкость несжимаема, то ее плотность не зависит от давления. Тогда при поперечном сечении S столба жид­кости, его высоте h и плотности r весP=rgSh, а давление на нижнее основание
(28.1)
т. е. давление изменяется линейно с высотой. Давление rgh называется гидростатичес­ким давлением
Согласно формуле (28.1), сила давления на нижние слои жидкости будет больше, чем на верхние, поэтому на тело, погруженное в жидкость, действует сила, определя­емая законом Архимеда: на тело, погруженное в жидкость (газ), действует со стороны этой жидкости направленная вверх выталкивающая сила, равная весу вытесненной телом жидкости (газа):
F_А=PgV,
где р — плотность жидкости, V— объем погруженного в жидкость тела.
^§ 29. Уравнение неразрывности
Движение жидкостей называется течением, а совокупность частиц движущейся жид­кости — потоком. Графически движение жидкостей изображается с помощью линий тока, которые проводятся так, что касательные к ним совпадают по направлению с вектором скорости жидкости в соответствующих точках пространства (рис. 45). Линии тока проводятся так, чтобы густота их, характеризуемая отношением числа линий к площади перпендикулярной им площадки, через которую они проходят, была больше там, где больше скорость течения жидкости, и меньше там, где жидкость течет медленнее. Таким образом, по картине линий тока можно судить о направлении и модуле скорости в разных точках пространства, т. е. можно определить состояние движения жидкости. Линии тока в жидкости можно «проявить», например, подмешав в нее какие-либо заметные взвешенные частицы.
Часть жидкости, ограниченную линиями тока, называют трубкой тока. Течение жидкости называется установившимся (или стационарным), если форма и расположение линий тока, а также значения скоростей в каждой ее точке со временем не изменяются.
Рассмотрим какую-либо трубку тока. Выберем два ее сечения S₁ и S₂, перпен­дикулярные направлению скорости (рис. 46).
DЗа время t через сечение S проходит объем жидкости SvDt; следовательно, за 1 с через S₁ пройдет объем жидкости S₁v₁, где v₁ — скорость течения жидкости в месте сечения S₁. Через сечение S₂ за 1 с пройдет объем жидкости S₂v₂, где v₂— скорость течения жидкости в месте сечения S₂. =const), то через сечениеrЗдесь предполагается, что скорость жидкости в сечении постоянна. Если жидкость несжимаема (S₂ пройдет такой же объем жидкости, как и через сечение S₁, т. е.
(29.1)
Следовательно, произведение скорости течения несжимаемой жидкости на попереч­ное сечение трубки тока есть величина постоянная для данной трубки тока. Соотноше­ние (29.1) называется уравнением неразрывности для несжимаемой жидкости.
^

Дата добавления: 2015-04-24