WikiDer > Ускорение свободного падения - Википедия

Эта статья нужны дополнительные цитаты для проверка. Пожалуйста помоги улучшить эту статью к добавление цитат в надежные источники. Материал, не полученный от источника, может быть оспорен и удален Найдите источники: «Ускорение свободного падения» – Новости · газеты · книги · ученый · JSTOR (Декабрь 2010 г.) (Узнайте, как и когда удалить этот шаблон сообщения)

В физика, гравитационное ускорение свободное падение ускорение объекта в вакууме - без тащить. Это постоянный прирост скорости, вызванный исключительно силой гравитационный Привлечение. При заданных координатах GPS на поверхности Земли и заданной высоте все тела ускоряются в вакууме с одинаковой скоростью.^[1] Это равенство верно независимо от массы или состава тел.

В разных точках на поверхности Земли свободное падение ускорение колеблется от 9.764 РС² к 9,834 м / с^2[2] в зависимости от высота и широта, с общепринятый стандартное значение ровно 9.80665 м / с² (приблизительно 32,17405 фут / с²). При этом не учитываются другие эффекты, такие как плавучесть или же тащить.

Отношение к универсальному закону

Закон всемирного тяготения Ньютона утверждает, что между любыми двумя массами существует гравитационная сила, равная по величине для каждой массы и выровненная так, чтобы притягивать две массы друг к другу. Формула:

${ displaystyle F = G { frac {m_ {1} m_ {2}} {r ^ {2}}} }$

куда ${ displaystyle m_ {1}}$ и ${ displaystyle m_ {2}}$ любые две массы, ${ displaystyle G}$ это гравитационная постоянная, и ${ displaystyle r}$ расстояние между двумя точечными массами.

Два тела вращаются вокруг своих центр массы (красный Крест)

Используя интегральную форму закона Гаусса, эту формулу можно распространить на любую пару объектов, один из которых чрезвычайно массивнее другого - например, планета относительно любого артефакта человеческого масштаба. Расстояния между планетами и между планетами и Солнцем (на много порядков) больше, чем размеры Солнца и планет. Вследствие этого и Солнце, и планеты могут рассматриваться как точечные массы, и одна и та же формула применяется к движению планет. (Поскольку планеты и естественные спутники образуют пары сравнимой массы, расстояние 'r' измеряется от общего центры масс каждой пары, а не прямое общее расстояние между центрами планет.)

Если одна масса намного больше другой, удобно принять ее за эталон наблюдений и определить ее как источник гравитационного поля, величина и ориентация которого задаются формулой:^[3]

${ displaystyle mathbf {g} = - {GM over r ^ {2}} mathbf { hat {r}}}$

куда '${ displaystyle M}$'- масса источника поля (больше), а ${ displaystyle mathbf { hat {r}}}$ - единичный вектор, направленный от источника поля к массе образца (меньшей). Отрицательный знак просто указывает на то, что сила притягивает (указывает назад, в сторону источника).

Тогда сила притяжения ${ displaystyle mathbf {F}}$ вектор на массу образца '${ displaystyle m}$'можно выразить как:

${ Displaystyle mathbf {F} = м mathbf {g}}$

Здесь ${ displaystyle mathbf {g}}$ ускорение свободного падения без трения, поддерживаемое массой образца '${ displaystyle m}$'под действием гравитационного источника - это вектор, ориентированный к источнику поля, величина которого измеряется в единицах ускорения. Вектор ускорения свободного падения зависит от Только от того, насколько массивен источник поля »${ displaystyle M}$'is и на расстоянии' r 'до массы образца'${ displaystyle m}$'. Это не зависит от величины малой массы образца.

Эта модель представляет гравитационное ускорение "дальнего поля", связанное с массивным телом. Когда размеры тела нетривиальны по сравнению с интересующими расстояниями, принцип суперпозиции может использоваться для дифференциальных масс для предполагаемого распределения плотности по всему телу, чтобы получить более подробную модель гравитационного поля «ближнего поля». ускорение. Для спутников на орбите модели дальнего поля достаточно для грубых расчетов зависимости высоты от периода, но не для точной оценки будущего местоположения после нескольких орбит.

Более подробные модели включают (среди прочего) выпуклость на экваторе Земли и нерегулярные концентрации массы (из-за ударов метеоров) Луны. В Восстановление силы тяжести и климатический эксперимент миссия, запущенная в 2002 году, состоит из двух зондов по прозвищам «Том» и «Джерри», находящихся на полярной орбите вокруг Земли, которые измеряют разницу в расстояниях между двумя зондами, чтобы более точно определить гравитационное поле вокруг Земли и отслеживать изменения. которые происходят с течением времени. Точно так же Лаборатория гравитационного восстановления и интерьера миссия 2011-2012 гг. состояла из двух зондов («Отлив» и «Поток») на полярной орбите вокруг Луны для более точного определения гравитационного поля для будущих навигационных целей и для получения информации о физическом составе Луны.

Модель гравитации для Земли

Тип гравитационной модели, используемой для Земли, зависит от степени точности, необходимой для данной проблемы. Для многих задач, таких как моделирование самолета, может быть достаточно рассматривать гравитацию как постоянную величину, определяемую как:^[4]

${ displaystyle g =}$ 9.80665 метров (32.1740 футов) в секунду²

на основе данных из Мировая геодезическая система 1984 (WGS-84), куда ${ displaystyle g}$ считается направленным «вниз» в местной системе координат.

Если желательно смоделировать вес объекта на Земле как функцию широта, можно было бы использовать следующие (^[4] п. 41):

${ displaystyle g = g_ {45} - { tfrac {1} {2}} (g _ { mathrm {poles}} -g _ { mathrm {экватор}}) cos left (2 , varphi cdot { frac { pi} {180}} right)}$

куда

• ${ displaystyle g _ { mathrm {полюса}}}$ = 9,832 метра (32,26 фута) в секунду²
• ${ displaystyle g_ {45}}$ = 9,806 м (32,17 фута) в секунду²
• ${ displaystyle g _ { mathrm {экватор}}}$ = 9,780 м (32,09 фута) в секунду²
• ${ displaystyle varphi}$ = широта, от -90 до 90 градусов

Ни один из них не учитывает изменения силы тяжести при изменении высоты, но модель с функцией косинуса учитывает центробежный рельеф, который создается вращением Земли. Что касается самого эффекта притяжения массы, гравитационное ускорение на экваторе примерно на 0,18% меньше, чем на полюсах, из-за того, что оно расположено дальше от центра масс. Если включить вращательную составляющую (как указано выше), сила тяжести на экваторе примерно на 0,53% меньше, чем на полюсах, при этом сила тяжести на полюсах не зависит от вращения. Таким образом, вращательная составляющая изменения из-за широты (0,35%) примерно вдвое значительнее, чем изменение притяжения массы из-за широты (0,18%), но и то, и другое снижает силу гравитации на экваторе по сравнению с силой тяжести на полюсах.

Обратите внимание, что для спутников орбиты не связаны с вращением Земли, поэтому период обращения по орбите не обязательно равен одному дню, но также, что ошибки могут накапливаться на нескольких орбитах, поэтому важна точность. Для таких задач вращение Земли было бы несущественным, если не моделировать вариации с долготой. Кроме того, изменение силы тяжести с высотой становится важным, особенно для высокоэллиптических орбит.

В Гравитационная модель Земли 1996 г. (EGM96) содержит 130 676 коэффициентов, уточняющих модель гравитационного поля Земли (^[4] п. 40). Самый значительный поправочный член примерно на два порядка значительнее, чем следующий по величине член (^[4] п. 40). Этот коэффициент называется ${ displaystyle J_ {2}}$ срок, и учитывает уплощение полюсов или сжатие, земли. (Форма, вытянутая на оси симметрии, как в американском футболе, будет называться вытянутый.) Гравитационная потенциальная функция может быть записана для изменения потенциальной энергии для единицы массы, которая переносится из бесконечности на Землю. Получение частных производных от этой функции по системе координат затем разрешит компоненты направления вектора гравитационного ускорения как функцию местоположения. Затем, при необходимости, можно включить компонент, обусловленный вращением Земли, на основе сидерический суток относительно звезд (≈366,24 суток / год), а не на солнечный день (≈365,24 дня / год). Этот компонент перпендикулярен оси вращения, а не поверхности Земли.

Аналогичную модель с поправкой на геометрию и гравитационное поле Марса можно найти в публикации NASA SP-8010.^[5]

В барицентрический гравитационное ускорение в точке пространства определяется по формуле:

${ displaystyle mathbf {g} = - {GM over r ^ {2}} mathbf { hat {r}}}$

куда:

M - масса притягивающего объекта, ${ displaystyle scriptstyle mathbf { hat {r}}}$ это единичный вектор от центра масс притягивающего объекта к центру масс ускоряемого объекта, р расстояние между двумя объектами, и грамм это гравитационная постоянная.

Когда этот расчет выполняется для объектов на поверхности Земли или самолетов, которые вращаются вместе с Землей, необходимо учитывать тот факт, что Земля вращается, и из этого вычитается центробежное ускорение. Например, приведенное выше уравнение дает ускорение 9,820 м / с.², когда GM = 3.986×10¹⁴ м³/ с², и р=6.371×10⁶ м. Центростремительный радиус р = р cos (φ), а центростремительная единица времени приблизительно равна (день / 2π), уменьшает это, для р = 5×10⁶ метры, до 9,79379 м / с², что ближе к наблюдаемому значению.^{[нужна цитата]}

Общая теория относительности

В теории Эйнштейна общая теория относительности, гравитация - признак искривленной пространство-время вместо того, чтобы быть результатом силы, распространяющейся между телами. В теории Эйнштейна массы искажают пространство-время в непосредственной близости от них, а другие частицы движутся по траекториям, определяемым геометрией пространства-времени. Гравитационная сила - это фиктивная сила. Ускорения свободного падения нет, поскольку правильное ускорение и поэтому четырехскоростной объектов в свободное падение равны нулю. Вместо ускорения объекты в свободном падении движутся по прямым линиям (геодезические) на искривленном пространстве-времени.

Смотрите также

• Воздушная трасса
• Гравиметрия
• Гравитация Земли
• Закон всемирного тяготения Ньютона
• Стандартная гравитация

Рекомендации