GRAWITACJA

Pole centralne- linie pola zbiegają się do jednego punktu; jest to pole które obserwujemy z punktu widzenia obserwatora znajdującego się w przestrzeni kosmicznej

Pole jednorodne- to pole w którym linie pola są do siebie równoległe i takie pole obserwujemy z powierzchni Ziemi

$\text{Fg} = G\frac{M*m}{r^{2}}$ [N]

Jest to wzór z którego możemy skorzystać zawsze i wszędzie.

PRAWO POWSZECHNEGO CIĄŻENIA

Siła grawitacyjna wzajemnego oddziaływania dwóch mas jest wprost proporcjonalna do iloczynu tych mas a odwrotnie proporcjonalna do kwadratu odległości pomiędzy środkami tych mas.

Natężenie pola grawitacyjnego jest to wielkość mówiąca o tym jak silne jest pole

$\gamma = \frac{G*M}{r^{2}}$ [$\frac{N}{\text{kg}}$]

Praca w polu grawitacyjnym centralnym

$w_{a \rightarrow b} = \text{GMm}(\frac{1}{r_{a}} - \frac{1}{r_{b}})$ Jest to wzór na prace jaką wykonują siły zewnętrzne przesuwające ciało o masie-m w polu grawitacyjnym centralnym masy źródłowej-M z punktu „a” do punktu „b”

$\text{Ep} = \frac{\text{GMm}}{r}$ wzór na energię potencjalną w polu grawitacyjnym centralnym

$$\text{Fg} = \frac{m1*m2}{r^{2}}$$

Fg- siła grawitacji

m1- masa ciała 1

m2-masa ciała 2

r- odległość między nimi

G=6,67*10^-11 $\frac{Nm^{2}}{\text{kg}^{2}}$ stała grawitacji

V-potencjał

$V = \frac{\text{Ep}}{m} = \frac{\text{GMm}}{\text{rm}} = \frac{\text{GM}}{r}$ [$\frac{J}{\text{kg}}$]

I prędkość kosmiczna jest to prędkość z jaką musi poruszać się ciało aby znaleźć się na orbicie okołoziemskiej.

$V_{1} = \sqrt{\frac{\text{GM}}{R}}$ = 7,9 km/s

II prędkość kosmiczna (prędkość ucieczki)- jest to prędkość minimalna jaką trzeba nadać ciału aby mogło oddalić się od danej planety na nieskończenie dużą odległość.

$V_{2} = \sqrt{\frac{2\text{GM}}{R}}$ =11,2km/s

I prawo Keplera

Wszystkie planety krążą wokół Słońca po orbitach eliptycznych a Słońce znajduje się w jednym z ognisk elipsy (r- promień wodzący)

II prawo Keplera

Promień wodzący (czyli odcinek łączący planetę ze Słońcem) zakreśla w tym samym czasie takie same pola

III prawo Keplera

R- średnia odległość planety od Słońca [km]

T- okres obiegu planety wokół słońca [s]

Sześcian średniej długości planety od słońca jest wprost proporcjonalny do kwadratu obiegu planety wokół słońca.

$$\frac{R^{3}}{T^{2}} = \text{const}$$