Gravitação Universal 3 - Vestibular1

Gravitação Universal 3

Revisão de Física: Gravitação Universal 3

 

Física: Gravitação Universal 3

Resumão – Revisão da Matéria de Física – Revisando seus conhecimentos
Física: Gravitação Universal 3

 

Revisão de Física: Gravitação Universal 3

Gravitação Universal 3 – parte TRÊS

 

Rotação

Cada planeta gira sobre si mesmo enquanto revolve em volta do Sol. O período de rotação (o tempo necessário para um planeta girar uma vez sobre si mesmo) de um planeta varia de menos de 10 h para Júpiter há 243 dias para Vênus. A Terra gira uma vez sobre si mesma todas às 24 h, ou um dia.
Cada planeta gira em torno de seu eixo de rotação, uma linha imaginaria através de seu centro. Eixo de rotação não é perpendicular (forma um angulo de 90 graus) ao rumo da órbita do planeta.

Inclina-se a um angulo determinado da posição perpendicular. O eixo da Terra, pôr exemplo, inclina-se aproximadamente 23 graus. Pôr causa da inclinação, os equadores dos planetas nem sempre estão diretamente voltados para o Sol. Como consequência, as metades norte e sul do planeta não são uniformemente aquecidas pelo Sol através do ano.

 

O Estudo dos Planetas

Os homens começaram a estudar os planetas ha milhares de anos. Guardaram registros de como os planetas se moviam e de como sua luminosidade variava. O movimento dos planetas não foi bem compreendido ate o sec. XVII. Atualmente, ainda muitas perguntas permanecem sem resposta sobre as condições nos planetas.

A explicação do movimento dos planetas acarretou uma das mais interessantes controvérsias da história da ciência. O debate envolveu duas teorias importantes.
Uma teoria do movimento dos planetas foi proposta pôr volta de 150 D.C. por Ptolomeu, astrônomo grego. Ptolomeu acreditava que a Terra era o centro do universo. Pensava que o Sol e os planetas se deslocavam em torno da Terra uma vez pôr dia. Sua teoria explicava o que as pessoas viam no céu, e guiou o pensamento pôr mais de mil anos.

A controvérsia começou em 1543, quando o astrônomo polonês Nicolau Copérnico sugeriu que a Terra e os outros planetas se moviam em volta do Sol. Essa teoria facilitou a descrição do movimento dos planetas, e os astrônomos logo começaram a adota-la. Contudo, os lideres religiosos acusaram Copérnico de insensato pôr afirmar que a Terra era somente mais um planeta. Proibiram o uso de seus escritos ate 1757.
As descobertas de outros astrônomos convenceram gradualmente o povo de que a teoria de Copérnico era correta. A teoria de Copérnico adquiriu base quando Isaac Newton, da Inglaterra, descobriu sua lei da gravitação universal pôr volta de 1665. Essa lei descrevia a Atração do Sol sobre os outros planetas.

 

Observações aperfeiçoadas

Depois que o movimento dos planetas foi compreendido, os astrônomos iniciaram estudos detalhados sobre os planetas em separado. Com melhores telescópios, que tinham maior capacidade de aumento, mediram as dimensões, descobriram as cores e outras características dos planetas. Também foram revelados os planetas mais distantes – Urano, Netuno e Plutão.

A descoberta de que os planetas emitiam ondas de rádios e os estudos dessas ondas levaram a um maior conhecimento das condições de cada planeta. Durante a era espacial, medida mais exata tem sido efetuadas e alguns dos planetas foram fotografados do espaço.

Os Satélites

Para um satélite ser colocado em órbita, ele é levado, pôr meio de foguetes até a altura desejada. Esta altura varia de satélite para satélite, mas não deve ser inferior a cerca de 150 km, para que, na região onde o satélite se movimenta, a atmosfera terrestre já esteja altamente rarefeita e assim, a força da resistência do ar não perturbe o movimento do satélite.

Para que a trajetória do satélite seja uma órbita circular em torno da Terra, a velocidade horizontal v deverá ser um valor determinado. Isto porque a força F de atração da Terra deve proporcionar a força centrípeta necessária para este movimento.
Uma vez colocado em órbita e não existindo nenhuma perturbação, o satélite continuara girando, indefinidamente, em torno da Terra.

 

Cálculo da Velocidade do Satélite

Para se calcular a velocidade que se deve ser dada a um satélite para que ele entre em órbita circular em torno da terra, o raio, r, de sua órbita é dado por: r = R + h. Onde R é o raio da Terra e h é a altura do satélite.
A força F, de atração da Terra sobre o satélite; é dada por F = G . M . N \ T . Onde m é a massa do satélite e M é a massa da terra. Esta força por proporcionar a força centrípeta que mantém o satélite em órbita podemos concluir que seu valor é igual à mv/r, que é a expressão geral de uma força centrípeta.
Temos portanto: mv/r=G Mm/r onde v= GM/r.

 

Período dos Satélites
E o tempo que um satélite gasta para dar uma volta em torno do centro da Terra. Durante este tempo T, a distancia percorrida pelo satélite será dada por 2.r (comprimento de sua órbita circular). Então por se tratar de um movimento uniformemente, temos: 2.r = vT onde T = 2.r/v.
Esta expressão nos permitira calcular o período do satélite.

Satélite Estacionário: Um campo gravitacional do Sol.

 

Voltar a ler Revisão de Física: Gravitação Universal parte DOIS

Revisão de Física: Gravitação Universal 3

Vestibular1

O melhor site para o Enem e de Vestibular é o Vestibular1. Revisão de matérias de qualidade e dicas de estudos especiais para você aproveitar o melhor da vida estudantil. Todo apoio que você precisa em um só lugar!

Deixe uma resposta