1 a série Técnico em Informática.
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Gravitação
1a série Técnico em Informática
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Comparação
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Corpos conhecidos do Cinturão de Kuiper
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Posição do Sistema Solar na galáxia
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O Sistema Solar
http://www.cgul.ul.pt/docs/Cap1_SIstema_Solar.pdf
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O Sistema Solar
http://www.cgul.ul.pt/docs/Cap1_SIstema_Solar.pdf
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Os modelos geocêntricos foram predominantes na Antigüidade e na idade média. Notadamente o sistema de Ptolomeu foi o de vida mais longa (séc. II d.C. a XIV d.C.) Mas não foi o único criado na Antigüidade.
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Platão (427-367 a.C.) Sustentava que o
círculo, por não ter começo nem fim, era uma forma perfeita e, conseqüentemente, os movimentos celestes deviam ser circulares, uma vez que o universo tinha sido criado por um ser perfeito, Deus.
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Modelo Heliocêntrico
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Copérnico (1473-1543)
Propôs um sistema heliocêntrico, mas que não abolia o movimento circular dos planetas, nem dispensava o auxílio de epiciclos. O sistema de Ptolomeu ainda era mais preciso.
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Galileu Galilei (1564 – 1642)
Ajuda a desmontar a idéia de universo vigente. Ele descobre luas em Júpiter, cujo centro do movimento, obviamente, não era a Terra. Descobre também montanhas na Lua, que segundo a concepção platoniana deveria ser perfeita e portanto lisa pelo fato de estar nos céus.
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Johannes Kepler (1571 – 1630) Assistente de Tycho Brahe, propôs as leis
que descrevem o movimento planetário.
Kepler Tycho
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• Tycho Brahe (1546 - 1601)
Observatório de Uraniborg, que Tycho Brahe construiu em 1576 na ilha de Hvee, com estimulo e amparo financeiro do Rei Frederico da
Dinamarca
Instrumentos utilizados por Tycho Brahe
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Modelo proposto por Tycho Brahe
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Johannes Kepler (1571 – 1630) Propõe as leis do movimento planetário,
contudo faltava uma teoria física que justificasse as causas do mesmo.
É curioso notar a existência de uma “quarta” lei de Kepler sobre o movimento planetário. Seria uma aproximação simples à lei das áreas, Kepler afirma que uma linha que passe por qualquer planeta e pelo foco vazio da elipse descrita por ele gira uniformemente, ou o faz com elevada precisão. Verificou-se, mais tarde, que essa proposição não é correta.
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Isaac Newton (1643 – 1727) Formula uma teoria
que descreve o movimento dos corpos tanto na Terra como nos céus.
Pode-se deduzir as três leis de Kepler a partir da lei da gravitação universal de Newton. E a Física de Aristóteles pode, finalmente, ser deixada de lado.
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–Newton ressalva os limites da sua teoria. As leis de Kepler, se aplicam a sistemas de dois corpos. Num sistema com mais corpos, devido as interações entre eles, é impossivel precisar a órbita a ser descrita. A cada revolução do corpo sua órbita se muda. Newton afirma:
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“Considerar simultaneamente todas estas causas do movimento e definir estes movimentos por leis exatas convenientes ao cálculo excede, a menos que eu esteja enganado, a capacidade de todo o intelecto humano”.
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Primeira Lei de Kepler
A órbita de cada planeta é de forma elíptica, com o Sol situado num dos focos.
Quando Isaac Newton deduz as Leis de Kepler, ele faz uma observação importante: a trajetória de um corpo em órbita é uma cônica, ou seja, pode ser elíptica, parabólica, ou hiperbólica.
Órbita Elíptica
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Segunda Lei de Kepler
Uma linha que se estenda do planeta ao Sol varre áreas iguais em intervalos de tempos iguais.
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Esta Lei também pode ser descrita de mais duas formas:
As áreas varridas pelo segmento imaginário que une o planeta ao Sol são proporcionais aos tempos gastos em varrê-las.
A velocidade areolar de um planeta é constante. ( A velocidade areolar e o quociente entre a área varrida e o intervalo de tempo gastos em varrê-las.
Assim, na posição do periélio, A velocidade linear do planeta éMáxima. Na posição do afélio,Mínima.
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Terceira Lei de Kepler
Os quadrados dos tempos de revolução de quaisquer dois planetas em torno do Sol são proporcionais aos cubos das suas distâncias médias ao Sol.
T2
r 3 =K
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Lei da Gravitação Universal - Newton Entre dois corpos
quaisquer, de massas M e m, que estejam separados por uma distância d, há uma força mútua, e cada corpo atrai o outro com uma força de mesma intensidade, diretamente proporcional ao produto das massas e inversamente proporcional ao quadrado da distância entre eles.FG=
G.m.Mr2
G= 6,6742 × 10−11 N.m2/kg2
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Órbita Geoestacionária
Os satélites geoestacionários necessitam estar sempre no mesmo ponto do céu, para o qual estão voltadas as antenas parabólicas de emissão de sinais de rádio, tv.Assim como a Terra tem um período de 24h, o seu período também é 24h.