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Projecto Faraday Textos de Apoio

Por que é que a Lua não cai? 11º Ano de Escolaridade

Porto, Outubro de 2009

Ficha T´ ecnica

Projecto Faraday Projecto de interven¸ca˜o no ensino da F´ısica no secund´ ario.

Financiamento Funda¸ca˜o Calouste Gulbenkian.

Execu¸ c˜ ao Departamento de F´ısica, Faculdade de Ciˆencias da Universidade do Porto.

Escolas Participantes • ES Filipa de Vilhena • ES Fontes Pereira de Melo • ES Garcia de Orta • ES da Maia • ES de Santa Maria da Feira Coordena¸ c˜ ao • J. M. B. Lopes dos Santos • Manuel Joaquim Marques i

ii Portal URL: http://www.fc.up.pt/faraday

Texto do 11º Ano Redactor Principal J. M. B. Lopes dos Santos Colabora¸ c˜ ao e revis˜ ao • Elisa Arieiro • Carlos M. Carvalho • Manuel Joaquim Marques

iii

Conte´ udo Ficha T´ecnica . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

Movimento e Leis de Newton

5 Por que ´ e que a Lua n˜ ao cai?

5 7

5.1

Introdu¸ca˜o

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

5.2

Movimentos planet´ arios e gravita¸ca˜o . . . . . . . .

5.2.1

Acelera¸ca˜o dos planetas . . . . . . . . . . .

5.2.1.1

Acelera¸ca˜o centr´ıpeta . . . . . . .

5.2.2

Acelera¸ca˜o dos Planetas e distˆ ancia ao Sol .

5.2.3

A queda da Lua e de um corpo . . . . . . .

5.2.4

Lei da Gravita¸ca˜o Universal . . . . . . . . .

5.2.5

Terceira Lei de Kepler . . . . . . . . . . . .

5.2.6

Resumo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

Energia e o´rbitas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . ´ 5.3.1 Orbitas fechadas e abertas . . . . . . . . . .

5.3.2

Energia no campo grav´ıtico . . . . . . . . . ´ Orbitas abertas e energia . . . . . . . . . .

5.4

Movimento assistido por gravita¸ca˜o . . . . . . . . .

5.5

Conclus˜ oes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

5.6

Actividades, Quest˜ oes e Problemas . . . . . . . . .

5.6.1

Actividades . . . . . . . . . . . . . . . . . .

5.6.2

Quest˜ oes

. . . . . . . . . . . . . . . . . . .

5.6.3

Problemas . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

5.3

5.3.3

21 26

´ CONTEUDO

Lista de Figuras 5.1

Uma ilustra¸ca˜o dos Principia de Newton. . . . . .

5.2

Se os semi-eixos menor, b, e maior, a, da elipse forem iguais esta ´e uma circunferˆencia. . . . . . . . .

5.3

Se o Sol desaparecesse quando o planeta est´ a em O, este passaria a deslocar-se ao longo de uma recta; ao fim de 1 segundo teria andado uma distˆ ancia igual a que estava a percorrer na o´rbita em cada segundo. 11 `

5.4

A velocidade do planeta rodou entre O e Q. vy é nula em O e negativa em Q, logo h´ a uma acelera¸caõ na direçcaõ do centro da o´rbita. . . . . . . . . . . .

5.5

Movimento de um proj´ectil a` superf´ıcie da Terra. .

5.6

haver´ a alguma rela¸caõ entre a acelera¸caõ da gravidade a` superf´ıcie da Terra e a acelera¸caõ centr´ıpeta da Lua na sua o´rbita? . . . . . . . . . . . . . . . .

5.7

´ Orbitas poss´ıveis em torno da Terra. . . . . . . . .

5.8

No mesmo intervalo de tempo, a ”queda”, ∆h, ´e a mesma, mas a velocidade ´e maior na o´rbita b; a orbita tem menor curvatura. . . . . . . . . . . . . . ´

Uma o´rbita aberta. . . . . . . . . . . . . . . . . . .

5.10 Capa da novela,Rendez-Vous with Rama uma novela de Arthur C. Clark. . . . . . . . . . . . . . . .

5.11 Para varia¸co˜es de altitude muito menores que o raio da Terra, o peso pode ser considerado constante. .

5.12 Para varia¸co˜es de altitude da ordem, ou superiores, ao raio da Terra, o peso n˜ ao pode ser considerado um for¸ca constante. . . . . . . . . . . . . . . . . .

5.9

LISTA DE FIGURAS 5.13 Com a velocidade imprimida pelo foguet˜ ao de lan¸camento, e sujeitas a` atrac¸ca˜o do Sol, as sondas Voyager teriam ficado num o´rbita el´ıptica, com um afastamento m´ aximo do Sol da ordem da distˆ ancia Sol-J´ upiter. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

5.14 (a) Posi¸co˜es da Voyager relativamente a J´ upiter espa¸cadas de 20 horas; (b) Posi¸co˜es de J´ upiter em rela¸ca˜o ao Sol nos mesmos instantes. . . . . . . . .

5.15 Para obter o deslocamento da sonda em rela¸caõ ao Sol temos que somar ao deslocamento em rela¸caõ a J´ upiter, (1 → 2) e (8 → 9), o deslocamento de J´ upiter em rela¸caõ ao Sol, (c). O deslocamento em 20 horas é maior ap´ os o encontro, (b), do que antes, (a). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

5.16 Qual das traject´ orias segue o autom´ ovel ao despistarse? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

5.17 Um circuito autom´ ovel. . . . . . . . . . . . . . . .

Parte I

Movimento e Leis de Newton

Cap´ıtulo 5

Por que ´ e que a Lua n˜ ao cai? 5.1

Introdu¸ c˜ ao

Todas as crian¸cas (ou pelo menos aquelas que tˆ em oportunidade de se desenvolverem em circunstˆ ancias normais) passam por uma fase de intensa curiosidade sobre o mundo natural. Querem saber a raz˜ ao de tudo, questionando sem parar os adultos do porquˆ e das coisas. Ou seja, todos fomos cientistas numa altura das nossas vidas. Uma pergunta frequente nessa fase da vida e´ a seguinte: Por que é que a Lua n˜ ao cai para a Terra? Esta pergunta volta a surgir, com alguma frequˆ encia, mais tarde, ao estudar a Lei da Gravita¸caõ Universal: se a Terra atrai a Lua, se o Sol atrai os planetas, por que é que a Lua n˜ ao cai para a Terra e os planetas para o Sol? A evolu¸caõ para uma vis˜ ao cient´ıfica do mundo exige quase sempre uma nova maneira de ver aquilo que j´ a nos é familiar. A resposta de Newton a este respeito foi clara: a Lua cai para a Terra e os planetas para o Sol. A maneira como Newton viu est´ a ilustrada na Fig. 5.1, que surge nos Principia em 1687. Nela se mostram v´ arias traject´ orias de projécteis, lan¸cados do alto de uma montanha, com velocidades horizontais sucessivamente maiores. Os projécteis atingem a superf´ıcie da Terra a distˆ ancias crescentes do ponto de lan¸camento (D, E, F, C, B, A). A figura sugere que, com velocidade suficiente, o proj´ ectil poder´ a passar 7

´ QUE A LUA NAO ˜ CAI? CAP´ITULO 5. POR QUE E

Figura 5.1: Uma ilustra¸c˜ao dos Principia de Newton.

a orbitar a Terra, apesar de a sua traject´ oria se encurvar de um modo semelhante a` dos proj´ecteis que ”acabam por cair”.

entrico: com o ! heliocˆ Sol (H´elios em grego) no centro.

!Actividade 5.1

! geocˆ entrico: Terra no centro.

Com esta maneira de ver Newton estava a raciocinar sobre o movimento dos astros (a Lua) e dos corpos na Terra, usando os mesmos conceitos. Hoje isso parece-nos inteiramente natural. No s´ eculo XVII era ainda muito controverso. Na altura j´ a era conhecido o modelo heliocêntrico de Copérnico. Kepler tinha mostrado que, num sistema de referência em que o Sol est´ a em repouso, os movimentos dos planetas s˜ ao elipses, ocupando o Sol um foco. Os movimentos dos planetas em rela¸caõ a` Terra (num sistema em que a Terra est´ a em repouso) s˜ ao muito mais complexos por causa do pr´ oprio movimento da Terra em rela¸caõ ao Sol. Contudo, o modelo heliocêntrico n˜ ao era de modo nenhum consensual. As autoridades religiosas, em particular, resistiram a abandonar as concep¸co˜es geocêntricas de Ptolomeu e Arist´ oteles, que julgavam mais de acordo com algumas passagens da B´ıblia. Os trabalhos de Newton contribu´ıram decisivamente para a ideia de que as mesmas leis governam o movimento na Terra e nos c´ eus, um aspecto fundamental da vis˜ ao do mundo que hoje partilhamos. O movimento dos planetas no Sistema Solar foi muito importante na descoberta da Lei da Gravita¸caõ Universal e ser´ a o primeiro t´ opico deste cap´ıtulo. Depois, discutiremos os v´ arios tipos de o´rbitas poss´ıveis em torno de um astro, relacionando-as com o conceito de energia potencial grav´ıtica. Finalmente, faremos uma breve introdu¸caõ ao conceito de movimento assistido por gravita¸caõ, referido no cap´ıtulo 1 a prop´ osito da viagem das Voyager.

˜ 5.1. INTRODUC ¸ AO

Cop´ ernico e Kepler

Nicolaus Copernicus (1473-1543)

Johannes Kepler(1571-1630)

Nicolaus Copernicus (ou Mikolaj Kopernik na forma original do seu nome) nascido em Frauenburg, na actual Pol´ onia, publicou em 1543, no ano da sua morte, a obra De revolutionibus orbium coelestium (Sobre as revolu¸cões dos corpos celestes) em que defendia que o movimento de rota¸cão da Terra explicava o movimento di´ ario aparente das estrelas (incluindo o Sol); que o ciclo anual de movimentos do Sol, se devia a` revolu¸cão da Terra em torno dele; e que a aparente invers˜ ao dos movimentos dos planetas no céu (movimento retr´ ogrado), se devia igualmente ao movimento da Terra de onde eram observados. Johannes Kepler, matem´ atico e astr´ onomo, nascido em 1571, em Wurttemberg, na actual Alemanha, usando dados observacionais do astr´ onomo Tycho Brahe, mostrou que o modelo heliocˆ entrico de Copérnico implicava o´rbitas planet´ arias el´ıpticas com foco no Sol. Quando observadas relativamente a` Terra essas o´rbitas parecem curvas muito mais complexas. Outro ardente defensor da hip´ otese de Copérnico, como representa¸cão do real e n˜ ao apenas hip´ otese de c´ alculo, foi Galileu. Por essa razão entrou em conflito com a Igreja, que defendia que a vis˜ ao ptolomaica e aristotélica (Terra no centro do Universo) era a u ´ nica compat´ıvel com certas passagens b´ıblicas. Galileu foi julgado e condenado pelo tribunal da Inquisi¸cão, tendo sido obrigado a renunciar publicamente a`s suas ideias, e proibido de as ensinar.

Caixa 5.1: Nicolau Cop´ernico e Johannes Kepler.

5.2

´ QUE A LUA NAO ˜ CAI? CAP´ITULO 5. POR QUE E

Movimentos planet´ arios e gravita¸ c˜ ao

Para simplificar a nossa discuss˜ ao, vamos supor que as o´rbitas dos planetas s˜ ao circulares. Na realidade, trata-se de uma excelente aproxima¸ca˜o para quase todos os planetas do Sistema Solar, pois os semi-eixos maiores e menores das elipses s˜ ao quase iguais. No caso da o´rbita da Terra, por exemplo, a raz˜ ao entre os semi-eixos menor e maior da o´rbita ´e

b = 0,99986, a

a Figura 5.2: Se os semi-eixos menor, b, e maior, a, da elipse forem iguais esta ´e uma circunferˆencia.

ou seja b ≈ a.

Uma outra simplifica¸caõ importante resulta do facto de a massa do Sol, M! , ser muitas vezes superior a` massa combinada de todos os planetas do Sistema Solar. Embora a for¸ca que o Sol exerce num planeta e a que este exerce sobre o Sol tenham a mesma intensidade, pela terceira lei de Newton, a acelera¸caõ do Sol é muito ´ pois, menor que a dos planetas, devido a` sua grande massa. E, uma boa aproxima¸caõ supor que o Sol n˜ ao se move por efeito das for¸cas exercidas pelos planetas. Uma situa¸caõ semelhante ocorre para o´rbitas de satélites, ou mesmo da Lua, em torno da Terra.

5.2.1

Acelera¸ c˜ ao dos planetas

Afinal, por que andam os planetas a` volta do Sol? Naturalmente, por que ele est´ a l´ a! Que outra raz˜ ao, que n˜ ao a presen¸ca do Sol, pode explicar que todos os planetas se movimentem em o´rbitas (quase) circulares, centradas, precisamente, no centro do Sol? A presen¸ca de uma estrela no centro do sistema solar determina esta dan¸ca dos planetas. E se o Sol n˜ ao existisse? Se desaparecesse de repente, isto e´, se deslig´ assemos a sua interaçcaõ com os planetas? O que aconteceria aos seus movimentos? Parariam? Manter-se-iam inalterados? O que Newton respondeu, com base na primeira lei de movimento, foi que os planetas passariam a deslocar-se em linha recta, segundo a tangente a` sua órbita. A sua velocidade seria a que tinham no momento de desaparecimento da interaçcaõ grav´ıtica. A Fig. 5.3 ilustra o pensamento de Newton. Imaginemos um sistema de eixos Oxy com origem num ponto qualquer da o´rbita. A direçcaõ Ox é tangente a` traject´ oria em O e Oy é a direçcaõ radial. Se o Sol desaparecesse quando o planeta est´ a em O, ao fim de

´ ˜ 5.2. MOVIMENTOS PLANETARIOS E GRAVITAC ¸ AO

y O

!x P !h

R+ !h

Figura 5.3: Se o Sol desaparecesse quando o planeta est´ a em O, este passaria a deslocar-se ao longo de uma recta; ao fim de 1 segundo teria andado uma distˆ ancia igual a` que estava a percorrer na o´rbita em cada segundo.

algum tempo, ele estaria em P e n˜ ao sobre a o´rbita. A distˆ ancia ao Sol seria R + ∆h. A atraçcaõ do Sol fez com que a distˆ ancia seja R (´ orbita circular). Logo, a queda foi de ∆h. Ao passar em O, a velocidade do Planeta tem a direçcaõ do eixo Ox, tangente a` traject´ oria. A sua componente vy é nula. Um pouco mais a` frente, no ponto Q, a velocidade rodou ligeiramente e já tem uma componente negativa segundo Oy. Se vy é nula em O e negativa em Q, ent˜ ao h´ a uma acelera¸caõ na direçcaõ negativa do eixo Oy no ponto O da o´rbita. Esta ideia, apesar de muito simples, é uma maneira totalmente nova de pensar sobre o movimento circular dos planetas. O movimento livre, natural, seria em linha recta com velocidade uniforme. Mas o Sol atrai os planetas e estes, sob a açcaõ dessa atraçcaõ, encurvam o movimento em direçcaõ ao Sol. O movimento circular implica uma “queda” em direçcaõ ao Sol. Na pr´ oxima seçcaõ vamos apresentar um argumento baseado em geometria elementar que permite mostrar que o m´ odulo desta acelera¸caõ, dita centr´ıpeta, vale ac =

v2 R

(5.1)

em que v ´e o m´odulo da velocidade do planeta e R o raio da traject´ oria circular1 . O argumento ilustra o modo como se desenvolvem 1

Esta f´ ormula vale, tamb´ em, para outros tipos de traject´ oria, se R for

v(O) !v

v(Q) O

Figura 5.4: A velocidade do planeta rodou entre O e Q. vy é nula em O e negativa em Q, logo h´ a uma acelera¸cão na direçcão do centro da órbita.

! Actividade 5.2

´ QUE A LUA NAO ˜ CAI? CAP´ITULO 5. POR QUE E

racioc´ınios te´ oricos em f´ısica, mas pode ser omitido sem preju´ızo do material que se segue. Na actividade 5.2 explora-se o conceito de acelera¸ca˜o centr´ıpeta com um m´etodo gr´ afico. 5.2.1.1

Acelera¸ c˜ ao centr´ıpeta

Um pouco de geometria elementar permite-nos saber quanto cai a Terra num intervalo de tempo ∆t em direc¸ca˜o ao Sol. Atentemos na Fig. 5.3 da p´ agina 11. Pelo teorema de Pit´ agoras: (R + ∆h)2 = R2 + (∆x)2 , o que d´ a, desenvolvendo o quadrado do primeiro membro, (∆h)2 + 2R∆h + R2 = R2 + (∆x)2 ou seja, (∆h)2 + 2R∆h = (∆x)2 .

(5.2)

O raio da o´rbita da Terra ´e conhecido e pode ser lido numa tabela de dados astron´ omicos, R = 1,5 × 1011 m ≡ 1 UA. Por outro lado, uma vez que ∆x ´e o deslocamento que a Terra teria se a sua velocidade passasse a ser uniforme ao passar em O, temos v=

∆x ⇒ ∆x = v∆t ∆t

em que v é o módulo da velocidade orbital da Terra (ver Caixa 5.2). Conhecidos ∆x e R, poder´ıamos calcular ∆h resolvendo a Eq. 5.2, uma equa¸caõ de segundo grau para ∆h. Mas nem isso é necess´ ario. Para intervalos de tempo, ∆t, muito menores que um ano, a Terra percorre distˆ ancias muito menores que o raio da sua o´rbita. Num segundo, por exemplo, percorre menos de 30 km, uma fraçcaõ pequen´ıssima do raio da o´rbita da Terra, 1, 5 × 1011 m (150 milh˜ oes de quil´ ometros). A distˆ ancia de queda, ∆h, é ainda menor que ∆x, logo muito menor que R, o raio da o´rbita da Terra: ∆h & R. Multiplicando ambos os membros por ∆h, obtemos (∆h)2 & ∆hR interpretado como o raio de curvatura da traject´ oria. Contudo, este conceito n˜ ao ser´ a discutido nestas notas.

´ ˜ 5.2. MOVIMENTOS PLANETARIOS E GRAVITAC ¸ AO

Velocidade orbital da Terra O m´ odulo da velocidade orbital da Terra pode determinar-se a partir do per´ıodo da sua o´rbita e da sua distˆ ancia média ao Sol. Neste c´ alculo estamos a considerar que a o´rbita é circular, que como vimos acima, é uma excelente aproxima¸cão. O per´ıodo da orbita é de um ano: ´ T = 1 ano = 365, 3 × 24 × 60 × 60 = 3, 16 × 107 s. A distˆ ancia percorrida nesse intervalo de tempo é o per´ımetro da orbita. Como o raio da o´rbita é 1,5 × 1011 m: ´ ∆s = 2πR = 9, 42 × 1011 m O m´ odulo da velocidade é ent˜ ao v=

9, 42 × 1011 2πR = = 2, 98 × 104 m s−1 . T 3, 16 × 107

Em cada segundo a Terra percorre quase 30 km ao longo da sua orbita. ´

Caixa 5.2: C´ alculo da velocidade orbital da Terra Portanto, podemos desprezar na Eq. 5.2 o termo em (∆h)2 comparado com 2∆hR, e resolver em ordem a ∆h: (∆x)2 . (5.3) 2R Mas por que raz˜ ao estamos a considerar valores pequenos de ∆x ou ∆t? A verdade é que velocidades ou acelera¸co˜es instantˆ aneas envolvem sempre o limite ∆t → 0. Como o nosso objectivo é calcular a acelera¸caõ instantˆ anea do corpo no ponto O podemos considerar valores pequenos de ∆t e, consequentemente, de ∆x. ∆h =

Usando ∆x = v∆t,

v2 (∆t)2 . 2R Para ∆t pequeno (∆t → 0), a direçcaõ do deslocamento ∆h confunde-se com a direçcaõ do eixo Oy e podemos escrever ∆h =

∆y = −

1 v2 (∆t)2 . 2R

(5.4)

Voltemos agora a` compara¸ca˜o com o movimento de um proj´ectil lan¸cado na horizontal a` superf´ıcie da Terra, conforme ilustrado na figura 5.1 dos Principia (p´ agina 8).

´ QUE A LUA NAO ˜ CAI? CAP´ITULO 5. POR QUE E

Com a escolha de eixos representada na figura 5.5 o movimento do proj´ectil pode ser escrito na forma:

∆x = v∆t 1 ∆y = − a(∆t)2 2

(5.5)

em que v é a velocidade do projéctil na direçcaõ horizontal e −a a acelera¸caõ na direçcaõ vertical. Figura 5.5: Movimento de um projéctil a` superf´ıcie da Terra.

Reparemos, como Newton, na semelhan¸ca entre as equa¸co˜es 5.5 e 5.4. Newton concluiu que um movimento circular de raio R com m´ odulo da velocidade v, tem uma acelera¸ca˜o, dita acelera¸ca˜o centr´ıpeta, dirigida para o centro da traject´ oria, de m´ odulo ac =

v2 . R

Em resumo, o movimento circular uniforme é acelerado porque a direç c˜ ao da velocidade varia. A acelera¸caõ é dirigida para o centro da traject´ oria. Pela segunda lei e Newton, uma acelera¸caõ implica um for¸ca: os planetas têm que ser atra´ıdos em direçcaõ ao Sol para se manterem nas suas o´rbitas. A correcta an´ alise do movimento circular foi um passo decisivo na descoberta da Lei da Gravita¸caõ Universal Exerc´ıcio: Calcular ∆h para um intervalo de tempo ∆t = 1 s e verificar que, tal como previmos, (∆h)2 & 2hR. A velocidade orbital da Terra é aproximadamente v = 30 km s−1 e o raio da o´rbita, R = 1,5 × 1011 m; a acelera¸cão é ! "2 30 × 103 ac = = 6 × 10−3 = 6 mm s−2 1,5 × 1011

A “queda” da Terra em direçcão ao Sol em cada segundo é ∆h =

5.2.2

! Actividade 5.3.

ac × 12 = 3 mm. 2

Acelera¸ c˜ ao dos Planetas e distˆ ancia ao Sol

Recorrendo a uma tabela de dados astron´ omicos, podemos calcular as acelera¸co˜es centr´ıpetas de todos os planetas do Sistema Solar, conforme se sugere na Actividade 5.3. Esse estudo permite tirar a seguinte conclus˜ ao:

´ ˜ 5.2. MOVIMENTOS PLANETARIOS E GRAVITAC ¸ AO

/home/jlsantos/trabalhos/cursos/faraday/figs/cap5_11_lua_terra.eps

Figura 5.6: haver´ a alguma rela¸cão entre a acelera¸cão da gravidade a` superf´ıcie da Terra e a acelera¸cão centr´ıpeta da Lua na sua o´rbita?

• os planetas do Sistema Solar têm uma acelera¸caõ, em direçcaõ ao Sol, que n˜ ao depende da massa de cada planeta, mas apenas da respectiva distˆ ancia ao Sol; • A acelera¸caõ de cada planeta é inversamente proporcional ao quadrado da respectiva distˆ ancia ao Sol: ac =

1, 33 × 1020 m s−2 R2

O produto ac × R2 vale o mesmo para todos os planetas do Sistema Solar. Este estudo sugere uma observa¸caõ e uma quest˜ ao: • Observa¸ c˜ ao: A acelera¸caõ da gravidade a` superf´ıcie da Terra, é a mesma para todos os corpos. Acabamos de ver que este resultado vale, também, para o movimento dos planetas em rela¸caõ ao Sol. A respectiva acelera¸caõ depende da distˆ ancia ao Sol, n˜ ao da massa dos planetas. • Quest˜ ao: um corpo a` superf´ıcie da Terra e a Lua (ou um satélite) est˜ ao ambos sujeitos a` atraçcaõ da Terra. Ser´ a que ac × R2 é o mesmo para a queda dos graves na Terra e para a Lua na sua o´rbita? Ser´ a que a atraçcaõ da Terra segue a mesma lei que a do Sol?

5.2.3

A queda da Lua e de um corpo

Um corpo sujeito apenas ao seu peso, a` superf´ıcie da Terra, cai com um acelera¸ca˜o constante. O seu deslocamento na vertical e´

´ QUE A LUA NAO ˜ CAI? CAP´ITULO 5. POR QUE E

dado pela lei do movimento uniformemente acelerado. Usando um eixo vertical, sentido ascendente podemos escrever, para uma velocidade inicial nula: 1 y = y0 − gt2 . 2 A acelera¸caõ, g, vale: g = 9, 81 m s−2 . O raio da Terra é de vários milhares de quil´ ometros: RT = 6, 38 × 103 km. Por isso, mais metro menos metro, podemos considerar que, para um corpo pr´ oximo da superf´ıcie da Terra, a distˆ ancia ao centro da Terra é RT e g × RT2 = 3, 99 × 1014 m3 s−2 . (5.6) De acordo com o racioc´ınio que fizemos acima, a Lua também acelera em direçcaõ ao centro da Terra. A velocidade orbital da Lua é 2πR v= = 1, 02 × 103 m s−1 , T sendo R = 3, 84 × 108 m e T o per´ıodo da o´rbita da Lua em torno da Terra (27, 3 dias). Assim sendo, ac =

v2 = 2, 71 × 10−3 m s−2 , R

e ac × R² = 4,00 × 1014 m3 s−2

(5.7)

Foi a igualdade dos valores das equa¸co˜es 5.6 e 5.7 (a menos de inevit´ aveis erros de aproxima¸caõ) que convenceu Newton da justeza das suas ideias: Os movimentos da Lua e dos corpos a ` superf´ıcie da Terra s˜ ao regidos pelas mesmas leis. Curiosamente, a publica¸caõ da Lei da Gravita¸caõ Universal foi atrasada de v´ arios anos porque, no primeiro c´ alculo que fez, Newton usou um valor errado da distˆ ancia Terra-Lua. Este resultado tem uma importˆ ancia que n˜ ao pode ser exagerada. Trata-se de grandezas relativas a movimento na Terra (Eq. 5.6) e no c´ eu (Eq. 5.7). A sua igualdade simboliza a unifica¸caõ entre o movimentos celestes e terrestres, que alterou para sempre a nossa maneira de ver e de nos situar no Universo.

´ ˜ 5.2. MOVIMENTOS PLANETARIOS E GRAVITAC ¸ AO

5.2.4

Lei da Gravita¸ c˜ ao Universal

Podemos, ent˜ ao, concluir da an´ alise dos movimentos nos campos grav´ıticos do Sol e da Terra os seguintes factos: a) Os planetas, no seu movimento circular, tˆ em uma acelera¸caõ na direçcaõ do centro do Sol que é inversamente proporcional a R2 , 1,33 × 1020 m s−2 R2

ac =

(campo grav´ıtico do Sol)

(5.8)

b) A Lua e qualquer corpo sujeito predominantemente a` atraçcaõ da Terra, têm uma acelera¸caõ dirigida para o centro da Terra dada por ac =

4, 00 × 1014 m s−2 R2

(campo grav´ıtico da Terra). (5.9)

em que R é a distˆ ancia ao centro da Terra. Por que raz˜ ao os numeradores destas duas leis tˆ em valores diferentes? Segundo Newton, estas acelera¸co˜es s˜ ao diferentes porque a massa do Sol é superior a` da Terra. A lei da Gravita¸caõ Universal afirma que a for¸ca exercida pelo Sol num corpo de massa m, a` distˆ ancia R, tem a direçcaõ do centro do Sol e m´ odulo GmM! F = . R2 Esta for¸ca origina uma acelera¸caõ (segunda lei): ac =

F GM! = m R2

(campo grav´ıtico do Sol).

No caso do campo grav´ıtico da Terra ac =

F GMT = m R2

(campo grav´ıtico da Terra).

Estas express˜ oes correspondem exactamente a`s leis que obtivemos da an´ alise dos movimentos em torno do Sol (Eq. 5.8) e da Terra (Eq. 5.9) . Devemos, ent˜ ao ter: GM! = 1,33 × 1020 m3 s−2 e GMT = 4,00 × 1014 m3 s−2

´ QUE A LUA NAO ˜ CAI? CAP´ITULO 5. POR QUE E

De facto, a raz˜ ao entre a Massa do Sol e da Terra ´e M! 1, 99 × 1030 = = 3, 33 × 105 MT 5, 97 × 1024 que ´e, muito aproximadamente, o valor da raz˜ ao das constantes encontradas nas Eqs. 5.8 e 5.9: 1,33 × 1020 = 3, 33 × 105 4,00 × 1014

A constante G, tanto quanto sabemos, descreve o movimento no campo grav´ıtico do Sol, da Terra, ou de qualquer corpo e vale G=

1, 33 × 1020 4,01 × 1014 = = 6, 67 × 10−11 m3 s−2 kg−1 . M! MT

´ conhecida como a Constante de Gravita¸ E c˜ ao Universal. O percurso que fizemos para chegar aqui foi, no essencial o do pr´ oprio Newton no s´eculo XVII.

5.2.5

! Terceira Lei de Kepler

Terceira Lei de Kepler

Um das consequências que Newton imediatamente retirou da sua an´ alise do movimento circular e da Lei da Gravita¸caõ Universal foi a rela¸caõ entre o per´ıodo e o raio das o´rbitas planet´ arias expressa pela terceira Lei de Kepler: O cubo do raio da o´rbita de um planeta, R3 , é proporcional ao quadrado do respectivo per´ıodo, T 2 : R3 = KT 2

(5.10)

A constante K (constante de Kepler) é a mesma para todos os planetas do sistema solar. Newton sabia que um planeta numa o´rbita de raio R com velocidade v, tem uma acelera¸caõ em direçcaõ ao Sol, ac =

v2 . R

A segunda lei de movimento implica que o Sol exer¸ca uma for¸ca sobre o planeta dada por F = mac .

´ ˜ 5.2. MOVIMENTOS PLANETARIOS E GRAVITAC ¸ AO

Esta for¸ca a´ dada pela lei de Gravita¸ca˜o Universal, pelo que G

v2 mM! = m . R2 R

(5.11)

A massa do planeta cancela nos dois lados da equa¸ca˜o e obtemos v 2 R = GM!

(5.12)

Para relacionar com o per´ıodo da o´rbita recordemos que v=

4π 2 R2 2πR ⇒ v2 = , T T2

que, substitu´ıdo na equa¸caõ anterior, d´ a: 4π 2 R3 = GM! . T2 Resolvendo em ordem a R3 , obtemos a terceira lei de Kepler na forma: GM! 2 R3 = T . (5.13) 4π 2 Kepler chegou a` sua leis de movimento planet´ ario através da procura de regularidades matem´ aticas nas observa¸co˜es astron´ omicas de Tycho Brahe. A an´ alise de Newton levou-o muito mais longe: • A constante de Kepler ficou determinada em termos de G e da massa do Sol: GM! (5.14) K= 4π 2 No século XVIII, Cavendish, usando uma balan¸ca muito precisa, conseguiu medir directamente a atraçcaõ gravitacional entre duas esferas de massas conhecidas e determinar o valor de G. Usando a rela¸caõ deduzida por Newton, Eq. 5.14, ficou a conhecer a massa do Sol. • O racioc´ınio de Newton é universal: vale para o´rbitas em torno de qualquer corpo. Assim para o´rbitas em torno da Terra: GMT R3 = . (5.15) 2 T 4π 2 Em particular, esta rela¸caõ permite-nos relacionar os per´ıodos e raios das o´rbitas dos satélites da Terra.

´ QUE A LUA NAO ˜ CAI? CAP´ITULO 5. POR QUE E

Exerc´ıcio: um satélite em o´rbita no plano do Equador, com um per´ıodo orbital igual ao per´ıodo de rota¸cão da Terra, mantém uma posi¸cão fixa em rela¸cão a qualquer ponto da Terra. Estes satélites dizem-se geo-estacionários e são muito importante nas redes de comunica¸cões por satélite. A que altura deve orbitar um satélite geo-estacionário? Uma vez que T = 24 h, T 2 = (24 × 60 × 60)2 = 7,5 × 109 s2 Usando a eq. 5.15 R3 =

GMT 2 T 4π 2

obtemos R3

6,7 × 10−11 × 6, 0 × 1024 × 7,5 × 109 4π 2 22 3 = 7,6 × 10 m =

extraindo a raiz c´ ubica R = 4,2 × 107 m = 4,2 × 104 km Esta ´e a distˆ ancia ao centro da Terra. Subtraindo o raio da Terra, RT = 6,4 × 103 km obtemos uma altura relativamente a superf´ıcie da Terra: ` h = 3,6 × 104 km ou seja, cerca de 36 000 quil´ ometros (quase seis vezes o raio da Terra).

5.2.6

Resumo

Quais foram as ideias principais introduzidas nesta seçcaõ? Por que n˜ ao escrevê-las num papel, antes de ler para a frente, para depois comparar com o que se segue? • O movimento circular uniforme tem uma acelera¸caõ dirigida para o centro da traject´ oria, de m´ odulo: ac =

v2 . R

• Pela segunda lei de Newton, esta acelera¸ca˜o implica a existˆencia de uma for¸ca atractiva exercida pelo Sol nos planetas do Sistema Solar e pela Terra na Lua e em todos os corpos na sua proximidade.

´ 5.3. ENERGIA E ORBITAS

• O estudo das acelera¸co˜es dos planetas do Sistema Solar mostra que a respectiva acelera¸caõ é inversamente proporcional ao quadrado da respectiva distˆ ancia ao Sol; de modo semelhante, a raz˜ ao entre a acelera¸caõ da Lua e de um corpo a` superf´ıcie da Terra é igual ao inverso da raz˜ ao dos quadrados das respectivas distˆ ancias ao centro da Terra: R2 alua = T2 . g R • Estes resultados encontram a sua explica¸caõ natural na Lei da Gravita¸caõ Universal; – como a for¸ca gravitacional sobre um corpo, F# , tem um m´ odulo proporcional a` respectiva massa, a sua acelera¸caõ devida a essa for¸ca, F# /m, n˜ ao depende dessa massa; é a mesma para qualquer corpo nessa posi¸caõ. – A for¸ca gravitacional é inversamente proporcional ao quadrado da distˆ ancia entre os corpos em interaçcaõ: logo, as respectivas acelera¸co˜es também s˜ ao.

5.3 5.3.1

Energia e o ´rbitas ´ Orbitas fechadas e abertas

Por que raz˜ ao s˜ ao quase circulares as o´rbitas dos planetas do Sistema Solar? Ser´ a que as leis de Newton s´ o permitem este tipo de órbitas? ´ f´ De modo nenhum. E acil de ver que as leis de Newton permitem órbitas muito diferentes das circulares. Consideremos o´rbitas em torno da Terra como exemplo. Imaginemos uma sonda na o´rbita circular a da figura 5.7; seja v a sua velocidade. Suponhamos que, ao passar em P , a sonda liga propulsores durante um curto intervalo de tempo e aumenta a sua velocidade, sem alterar a direçcaõ. Que acontece a` sua o´rbita? A atraçcaõ da Terra n˜ ao foi alterada, logo, a distˆ ancia de ”queda” em direçcaõ a` Terra, em cada segundo, é a mesma que na o´rbita a. Contudo, a distˆ ancia percorrida no mesmo intervalo de tempo é maior, porque a velocidade é maior: o resultado é uma traject´ oria com menor curvatura; na linguagem do automobilismo, uma ”curva menos apertada” em P . A o´rbita resultante ser´ a do tipo

A a b

´ Figura 5.7: Orbitas poss´ıveis em torno da Terra.

´ QUE A LUA NAO ˜ CAI? CAP´ITULO 5. POR QUE E

da o´rbita b: uma ´orbita el´ıptica. Por outro lado, se a sonda diminuir a sua velocidade em P , a traject´ oria ter´ a maior ”curvatura” e ser´ a do tipo da o´rbita c. Se a velocidade em P for suficientemente pequena, pode at´e acontecer que a o´rbita resultante intersecte a superf´ıcie da Terra. A sonda ”cai”!

b a

Quest˜ ao: Por que ´e que um automobilista que entre numa curva com velocidade excessiva se pode despistar? Imaginemos que a curva ´e um arco de c´ırculo de raio R. Para se manter na estrada, o carro ter´ a que estar sujeito a uma for¸ca dirigida para o centro do c´ırculo, de m´ odulo

Figura 5.8: No mesmo intervalo de tempo, a ”queda”, ∆h, ´e a mesma, mas a velocidade ´e maior na o´rbita b; a o´rbita tem menor curvatura.

! Perigeu e apogeu: pontos de uma o´rbita em torno da Terra com distˆ ancias a` Terra m´ınima e m´ axima, respectivamente. d

Figura 5.9: Uma o´rbita aberta.

Fc = m

v2 . R

Essa for¸ca resulta do atrito entre os pneus do autom´ ovel e o piso da estrada. Mas a for¸ca de atrito ´e limitada. Se v for demasiado grande, o valor de Fc excede o m´aximo valor poss´ıvel da for¸ca de atrito. Se a for¸ca aplicada ao carro for oria mais aberta inferior a Fc , o carro realiza uma traject´ (raio de curvatura maior que o da estrada) e despista-se.

Quanto maior for o aumento de velocidade em P , maior ser´ a a distˆ ancia m´ axima a` Terra que a sonda atinge (ponto A, apogeu da orbita), antes de ”voltar para tr´ ´ as”devido a` atraçcaõ da Terra. Se a velocidade for suficiente, a sonda pode mesmo escapar a` vizinhan¸ca da Terra e continuar a afastar-se. Na figura 5.9 mostra-se uma orbita deste tipo (d). Representa um corpo que, vindo de grande ´ distˆ ancia, é desviado pela atraçcaõ grav´ıtica da Terra e que volta a afastar-se para sempre. Se o aumento de velocidade em P for suficiente, a sonda pode passar da o´rbita circular, a, para uma orbita aberta, deste tipo, d. ´ Escusado ser´ a dizer que as mesmas considera¸co˜es valem para o´rbitas no campo grav´ıtico de qualquer outro planeta ou estrela. A for¸ca gravitacional e as leis de movimento apenas determinam a acelera¸caõ, isto é, a maneira como varia a velocidade. A posi¸caõ e a velocidade de um corpo podem ser especificadas arbitrariamente num dado instante. As o´rbitas consideradas nesta seçcaõ têm em comum o ponto P , a direçcaõ da velocidade (tangente a` circunferência em P ), mas diferem no m´ odulo da velocidade no mesmo ponto P . Voltando agora a` quest˜ ao no in´ıcio desta seçcaõ, a raz˜ ao das o´rbitas planet´ arias serem quase circulares n˜ ao est´ a nas leis de Newton, mas nas condi¸co˜es iniciais de forma¸caõ do Sistema Solar. Ser´ a

´ 5.3. ENERGIA E ORBITAS

nos modelos de forma¸ca˜o do Sistema Solar que, eventualmente, encontraremos resposta a essa pergunta. Saber se um determinado corpo est´ a numa o´rbita aberta ou fechada ´e uma quest˜ ao mais simples, que vamos abordar a seguir.

5.3.2

Energia no campo grav´ıtico

No in´ıcio da novela Rendez-vous with Rama, de Arthur C. Clark, astr´ onomos na Terra detectam um enorme objecto (Rama, um fant´ astico cilindro constru´ıdo por outra civiliza¸caõ) em movimento em direçcaõ ao Sol. Facilmente determinam a sua posi¸caõ e velocidade com alguns dias de observa¸caõ. Com base nesses dados, poderiam determinar se a sua o´rbita, no campo grav´ıtico do Sol, era fechada ou aberta? A nave estava de passagem ou ia ficar a orbitar o Sol? A resposta a esta pergunta depende de um c´ alculo simples de energia. Para percebermos porquê temos que recordar alguns conceitos de 10º ano.

Figura 5.10: Capa da novela,Rendez-Vous with Rama uma novela de Arthur C. Clark.

No ano passado discutimos a energia potencial de um corpo a` superf´ıcie da Terra. Para elevarmos um corpo de massa m de uma #e , altura h, sem o acelerar, temos que exercer uma for¸ca externa, F # de módulo igual ao do peso, mg. O trabalho realizado por Fe é a varia¸caõ de energia do corpo no campo grav´ıtico da Terra: We = for¸ca x deslocamento = mg∆h. Como o corpo n˜ ao é acelerado, s´ o h´ a varia¸caõ de energia potencial, ∆EP = mg ( h.

(5.16)

Depois de viajarmos com a Voyager, de discutirmos o´rbitas de planetas e satélites, sejamos atrevidos e continuemos a elevar o corpo até alturas compar´ aveis ou maiores que o raio da Terra. Nesse caso, a express˜ ao da equa¸caõ 5.16 deixa de estar correcta, pois o peso do corpo varia com a distˆ ancia ao centro da Terra.

m !EP = mg !h !h

Com efeito, para um corpo a` distˆ ancia R do centro da Terra, o peso, a for¸ca com que a Terra o atrai, vale em m´ odulo, P =

GmMT . R2

Como o raio da Terra a´ de RT = 6380 km, em varia¸co˜es de altura at´e alguns quil´ ometros, a distˆ ancia R quase n˜ ao varia e P ≈

GmMT = mg, R2

Figura 5.11: Para varia¸c˜oes de altitude muito menores que o raio da Terra, o peso pode ser considerado constante.

24 Rf

! EP = ??

´ QUE A LUA NAO ˜ CAI? CAP´ITULO 5. POR QUE E

com g=

Nestas situa¸co˜es a express˜ ao da equa¸ca˜o 5.16 est´ a correcta. J´ a um corpo a uma distˆ ancia 2RT (a uma altura de 6380 km acima da superf´ıcie) tem um peso, P # P# =

Terra

Figura 5.12: Para varia¸c˜oes de altitude da ordem, ou superiores, ao raio da Terra, o peso n˜ ao pode ser considerado um for¸ca constante.

GMT . RT2

GmMT GmMT 1 = = mg, 2 4 (2RT ) 4 4RT

apenas um quarto do seu peso a` superf´ıcie da Terra. Sendo assim, ao o trabalho necess´ ario para elevar um corpo de RT para 2RT n˜ pode ser dado pela express˜ ao da equa¸caõ 5.15, pois a for¸ca externa necess´ aria diminui com o aumento de R. A express˜ ao correcta da varia¸caõ de energia potencial grav´ıtica quando um corpo passa de uma distˆ ancia Ri → Rf é: ∆EP = m(

GmMT GMT − ). Ri Rf

Se levarmos o corpo de R at´e uma distˆ ancia infinita da Terra, Rf → ∞, temos EP (∞) − EP (R) = m

GMT . R

´ habitual tomar como estado de referˆencia o de afastamento infiE nito, isto ´e, considerar energia potencial nula quando o corpo est´ a infinitamente afastado da Terra (peso nulo), EP (∞) = 0. Sendo assim, EP (R) = −m

GMT . R

O facto da energia potencial grav´ıtica ser negativa significa apenas que ´e menor que o seu valor no infinito, EP (∞) = 0. De facto, ´e necess´ ario realizar trabalho externo (aumentar a energia) para afastar dois corpos que se atraem.

´ 5.3. ENERGIA E ORBITAS

Energia Potencial Grav´ıtica No texto afirma-se, sem demonstra¸cão, que a varia¸cão de energia potencial grav´ıtica de um corpo que passa de uma distˆ ancia Ri para Rf do centro da Terra é # $ GMT GMT − ∆Ep = m . Ri Rf Esta expressão pode escrever-se na forma # $ 1 1 − . ∆Ep = mGMT Ri Rf Reduzindo ao mesmo denominador as duas fraçcões, # $ Rf − Ri GMT (Rf − Ri ) . =m ∆Ep = mGMT Ri Rf Ri Rf O termo entre parêntesis é a varia¸cão de altura ∆h = Rf − Ri . Se ∆h & Ri Ri Rf = Ri (Ri + ∆h) ≈ Ri2

e obtemos uma express˜ ao semelhante a` usada no 10º ano: ∆Ep = mg∆h g=

GMT . Ri2

Em resumo, a express˜ ao usada no 10º ano é uma aproxima¸cão v´ alida quando a varia¸cão de altura é muito menor que a distˆ ancia ao centro da Terra.

Caixa 5.3: Energia potencial no campo grav´ıtico da Terra.

´ QUE A LUA NAO ˜ CAI? CAP´ITULO 5. POR QUE E

5.3.3

´ Orbitas abertas e energia

A energia total de um corpo que se move num campo grav´ıtico de outro é a soma da sua energia cinética com a energia potencial grav´ıtica, 1 GM E = mv 2 − m ; (5.17) 2 R m é a massa do corpo e M a massa do planeta ou estrela em cujo campo grav´ıtico ele se move (estamos a supor, como sempre, que M * m). Por conserva¸caõ de energia, a energia total é constante em todos os pontos da o´rbita; R e v variam de tal maneira ao longo da o´rbita que a express˜ ao da equa¸caõ 5.17 se mantém constante. ´ f´ E acil concluir daqui que a energia de uma o´rbita aberta é positiva. Quando os dois corpos est˜ ao infinitamente afastados a energia potencial grav´ıtica é nula: m

GM → 0; R

se R → ∞

Em pontos da o´rbita de grande afastamento (R → ∞) a energia total fica igual a` energia cinética, que é sempre positiva. Como a energia n˜ ao varia na o´rbita, ela é positiva em todos os pontos da orbita. ´ Numa órbita com energia negativa, por outro lado, a distˆ ancia entre os dois corpos ter´ a um valor m´ aximo; se a distˆ ancia pudesse aumentar indefinidamente, a energia potencial grav´ıtica tenderia para zero e a sua soma com a energia cinética n˜ ao poderia manterse negativa: estas o´rbitas s˜ ao fechadas. Assim, os astr´ onomos que observaram Rama teriam apenas que calcular o segundo membro da equa¸caõ 1 GM! E = v2 − mrama 2 R para o que precisavam apenas de saber a velocidade, v, e distˆ ancia ao Sol, R, de Rama: se esta grandeza fosse positiva, a o´rbita seria aberta e Rama voltaria para o espa¸co interestelar; se fosse negativa, Rama estaria numa o´rbita fechada em torno do Sol2 . N˜ ao daremos a resposta: diremos apenas que esta é uma quest˜ ao importante na novela, uma das melhores obras de sempre de fiçcaõ cient´ıfica. 2

Supondo, ´e claro, que a o ´rbita de Rama n˜ ao a levaria a um encontro pr´ oximo com um planeta.

˜ 5.4. MOVIMENTO ASSISTIDO POR GRAVITAC ¸ AO

Exerc´ıcio: Podemos lan¸car um projéctil que nunca mais volte a` Terra, que continue a afastar-se para sempre? A energia total de um projéctil lan¸cado com velocidade v de um ponto da superf´ıcie da Terra é: E=

GMT 1 mv 2 − m . 2 RT

Se esta energia for positiva, a o´rbita ser´ a aberta e o corpo afastar-se-´ a para sempre da Terra. Para isso, a sua velocidade ter´ a que ser tal que 1 2 GMT v > 2 RT ou v > ve =

2GMT = 11, 2 × 103 m s-1 . RT

A velocidade ve é a velocidade de escape da Terra. O projéctil n˜ ao tem que ser lan¸cado na vertical. Desde que n˜ ao colida com a superf´ıcie da Terra pode ser lan¸cado para o espa¸co em qualquer direçcão.

5.4

Movimento assistido por gravita¸ c˜ ao

Júpiter

S Terra

Órbita de lançamento da Voyager

Figura 5.13: Com a velocidade imprimida pelo foguet˜ ao de lan¸camento, e sujeitas a` atrac¸c˜ao do Sol, as sondas Voyager teriam ficado num o´rbita el´ıptica, com um afastamento m´ aximo do Sol da ordem da distˆ ancia Sol-J´ upiter.

Na figura 5.13, reproduzida do Cap´ıtulo I, mostra-se a o´rbita de lan¸camento das Voyager. A velocidade com que s˜ ao lan¸cadas da Terra pelos foguet˜ oes Titan-Centaur soma-se a` velocidade orbital da Terra, e as naves entram numa o´rbita el´ıptica a` volta do Sol,

´ QUE A LUA NAO ˜ CAI? CAP´ITULO 5. POR QUE E

/home/jlsantos/trabalhos/cursos/faraday/figs/aires_voyager_jupiter2_fig

Figura 5.14: (a) Posi¸cões da Voyager relativamente a J´ upiter espa¸cadas de 20 horas; (b) Posi¸cões de J´ upiter em rela¸cão ao Sol nos mesmos instantes.

com afastamento m´ aximo do Sol da ordem do raio da o´rbita de J´ upiter. Como dissemos na altura, a passagem junto a J´ upiter permite aumentar a velocidade das naves relativamente ao Sol, lan¸cando-as numa o´rbita aberta. Como funciona este mecanismo? Como é poss´ıvel aumentar a energia das naves no campo grav´ıtico de J´ upiter? Na figura 5.14a representam-se posi¸co˜es sucessivas da sonda Voyager I, separadas de 20 horas, durante o seu encontro com o planeta[1, 2]. J´ upiter ocupa a origem do referencial, sem se movimentar, o que significa que esta o´rbita est´ a representada tal como seria vista por um observador em J´ upiter (referencial de J´ upiter). A unidade de distˆ ancia usada, unidade joviana (UJ), é o raio do planeta J´ upiter: 1 UJ = 7, 14 × 107 m = 7, 14 × 104 km. O Sol encontra-se muito distante, no eixo Ox, com uma coordenada x = −10700 UJ. O efeito da atraçcaõ grav´ıtica do Sol no movimento da sonda é muito menor que o de J´ upiter no intervalo de tempo representado nas duas figuras. A o´rbita da Voyager em rela¸caõ a J´ upiter é aberta. A sonda aumenta de velocidade ao aproximar-se do planeta, devido a` sua atraçcaõ gravitacional, e reduz a velocidade ao afastar-se, pois continua a ser atra´ıda por J´ upiter. Neste referencial, o encontro com o planeta apenas altera a direçcaõ da velocidade da sonda, n˜ ao altera o respectivo m´ odulo. Se representarmos os deslocamentos entre as posi¸co˜es 1 e 2 e entre 8 e 9, vemos que têm sensivelmente

˜ 5.5. CONCLUSOES

/home/jlsantos/trabalhos/cursos/faraday/figs/aires_voyager_jupiter_v.eps

Figura 5.15: Para obter o deslocamento da sonda em rela¸cão ao Sol temos que somar ao deslocamento em rela¸cão a J´ upiter, (1 → 2) e (8 → 9), o deslocamento de J´ upiter em rela¸cão ao Sol, (c). O deslocamento em 20 horas é maior ap´ os o encontro, (b), do que antes, (a).

o mesmo m´ odulo. Sabemos que este resultado é uma consequência da conserva¸caõ de energia no campo gravitacional de J´ upiter: dois pontos a` mesma distˆ ancia de J´ upiter têm a mesma energia potencial grav´ıtica: como a energia total é conservada, têm também a mesma energia cinética, ou seja, a mesma velocidade. Mas, durante as 20 horas que decorrem entre posi¸co˜es sucessivas, J´ upiter desloca-se relativamente ao Sol na direçcaõ do eixo Oy (fig. 5.14b). O deslocamento da sonda relativamente ao Sol é obtido somando o seu deslocamento relativamente a J´ upiter ao deslocamento deste relativamente ao Sol. Ora, depois do encontro, a velocidade da sonda em rela¸caõ a J´ upiter e deste em rela¸caõ ao Sol têm praticamente a mesma direçcaõ e sentido. Como se vê na figura 5.15, nas 20 horas entre 8 e 9, o deslocamento da sonda relativamente ao Sol é muito superior em m´ odulo ao que ocorre entre 1 e 2. A velocidade da Voyager em rela¸caõ ao Sol aumentou consideravelmente neste encontro. Na actividade 5.4 constr´ oi-se a órbita da Voyager relativamente ao Sol, durante este intervalo de 180 horas, a partir das figuras 5.14.

5.5

Conclus˜ oes

Neste cap´ıtulo explor´ amos uma parte muito pequena das consequências da Lei da Gravita¸caõ Universal. N˜ ao fal´ amos de marés, dos anéis planet´ arios, da forma¸caõ de gal´ axias e estrelas por contraçcaõ gravitacional. Até a dinˆ amica da expans˜ ao do Universo tem aspectos que se podem compreender usando mecˆ anica newtoniana, embora a Relatividade Geral de Einstein seja essencial para uma compreens˜ ao detalhada da estrutura do Universo. Alguns destes problemas s˜ ao bastante mais complexos do que os

´ QUE A LUA NAO ˜ CAI? CAP´ITULO 5. POR QUE E

que discutimos neste cap´ıtulo. Mas é importante perceber que s˜ ao as consequências das mesmas leis que o génio de Isaac Newton desvendou para toda a Humanidade.

5.6 5.6.1

Actividades, Quest˜ oes e Problemas Actividades

5.1. Visualiza¸ c˜ ao da o ´rbita de um planeta relativamente a outro. Ver ficha de Actividade A24. 5.2. Acelera¸ c˜ ao centr´ıpeta. Ver ficha de Actividade A25. 5.3. Queda de planetas em direc¸ c˜ ao ao Sol. Ver ficha de actividade A26. 5.4. Assistˆ encia gravitacional. Ver ficha de actividade A27. 5.5. For¸ ca centr´ıpeta e velocidade angular. Ver ficha de actividade A28.

5.6.2

Quest˜ oes

5.1. Arist´ oteles considerava que o movimento “natural” dos corpos celestes ocorria em o´rbitas circulares. Se interpretarmos “natural” como livre de influências externas, de que modo é que Newton contestou esta concep¸caõ?

B A C

(a) Qual era para Newton o movimento “natural”? (b) Segundo Newton, os planetas do Sistema Solar tinham um movimento natural? (c) Segundo Newton, o movimento circular carecia de uma explica¸ca˜o? Qual? 5.2. A o´rbita de um sat´elite geo-estacion´ ario tem energia negativa, positiva, ou nula? (No campo grav´ıtico da Terra).

Figura 5.16: Qual das traject´ orias segue o autom´ ovel ao despistar-se?

5.3. Um autom´ ovel come¸ca a descrever a curva da figura 5.16, mas encontra gelo no ponto O, perdendo completamente a aderˆencia dos pneus ao piso da estrada. Qual das traject´ orias segue o autom´ ovel ao despistar-se? Justificar.

˜ 5.6. ACTIVIDADES, QUESTOES E PROBLEMAS

5.4. Um aster´ oide est´ a em o´rbita em torno do Sol a uma distˆ ancia de duas UA, duas vezes o raio da o´rbita da Terra. Qual ´e o per´ıodo da sua o´rbita em anos?

5.6.3

Problemas

5.1. A Lei da Gravita¸ca˜o Universal permite-nos calcular o peso de um corpo a` superf´ıcie da Terra, em termos da massa e do raio da Terra. (a) Obter a seguinte express˜ ao para a acelera¸ca˜o da gravidade a` superf´ıcie da Terra: g=

GMT . RT2

(b) Usando uma tabela de dados astron´ omicos, calcular as acelera¸co˜es da gravidade nas superf´ıcies da Lua, de Marte e de J´ upiter. 5.2. Um corpo a` superf´ıcie da Terra também é atra´ıdo pelo Sol. (a) Calcular a for¸ca exercida pelo Sol sobre um corpo de massa m = 1 kg ` a superf´ıcie da Terra e comparar com o respectivo peso (terrestre). 5.3. Num planeta como a Lua, sem atmosfera, n˜ ao se faz sentir a ´ poss´ıvel ter um corpo em resistência do ar, como na Terra. E orbita “rasante” a` superf´ıcie, conforme indica a figura 5.1, na ´ p´ agina 8. (a) Calcular a velocidade de um projéctil em o´rbita em torno da Lua, a uma distˆ ancia do seu centro igual ao raio da Lua. (b) Repetir o c´ alculo da al´ınea (a) para uma o´rbita em torno de um planeta de massa e dimens˜ oes da Terra. (c) Calcular a energia gravitacional de um corpo de massa 1 kg, nas o´rbitas das al´ıneas anteriores. 5.4. Quantos Joule por kg s˜ ao necess´ arios para acelerar um corpo até a` velocidade de escape da Terra? 5.5. Qual é altura m´ axima atingida por um projéctil lan¸cado na vertical com metade da velocidade de escape da Terra? (ignorar o efeito da atmosfera).

´ QUE A LUA NAO ˜ CAI? CAP´ITULO 5. POR QUE E

5.6. Os satélites da rede GPS (Global Positioning System) têm per´ıodos orbitais de cerca de 12 horas. (a) A que altura acima da superf´ıcie terrestre orbitam a Terra? (b) Qual é a respectiva velocidade orbital? 5.7. Calcular a velocidade de escape de um corpo a` superf´ıcie da Lua. 5.8. Calcular a energia de movimento orbital do planeta Terra (cinética mais potencial grav´ıtica, no campo do Sol). 5.9. O Sol tem um movimento orbital, de o´rbita aproximadamente circular, em torno do centro da nossa gal´ axia. A distˆ ancia ao centro é de cerca da 28 000 anos-luz. A velocidade orbital do Sol é cerca de 280 km s−1 .

(a) Qual ser´ a o valor da massa da gal´ axia, interior a` o´rbita do Sol, respons´ avel pela atraçcaõ que mantém este movimento orbital do Sol? (b) A quantas estrelas de massa média igual a` do Sol corresponde essa massa? 5.10. A figura representa um circuito autom´ ovel em planta. O raio das curvas é R = 150 m.

R Figura 5.17: Um circuito autom´ ovel.

(a) Se um autom´ ovel descrever a curva a uma velocidade de 140 km h−1 , qual é a for¸ca, no plano horizontal, em m´ odulo, direçcaõ e sentido, que tem que exercer num ocupante de massa 80 kg para o manter na traject´ oria circular? 5.11. Os astronautas s˜ ao sujeitos a acelera¸co˜es muito elevadas, quer no lan¸camento das naves quer na reentrada na atmosfera. Nos treinos s˜ ao colocados numa “centrifugadora”: uma c´ apsula montada na extremidade de um bra¸co que pode girar a alta velocidade em torno de um eixo na extremidade oposta. (a) Se o bra¸co tiver 5 m de comprimento (distˆ ancia da c´ apsula ao eixo de rota¸caõ), a quantas rota¸co˜es por minuto ter´ a que rodar para que a acelera¸caõ centr´ıpeta dos astronautas na c´ apsula seja ac = 10g? (g, a acelera¸caõ da gravidade).

Bibliografia [1] Aires Francisco. Trabalho de F´ısica Computacional, FCUP, 2003-2004. Projecto da disciplina de F´ısica Computacional, 2002/2003, 2003. [2] Nuno Peres. O encontro do mil´enio. Gazeta de F´ısica, 25(4):4, 2002.