Gravitacija: razlika između inačica

[[datoteka:Newton Cannon.svg|mini|300px|desno|'''Newtonova zamišljena topovska kugla''': ukolikoako bi [[top]] na nekoj uzvisini ispalio kuglu s brzinom manjom od [[orbitalna brzina|brzine kruženja]] (''v_k'' = 7.,9 km/s) ona bi imala putanju A ili B i pala bi na [[Zemlja|Zemlju]]; ukolikoako bi kugla išla brzinom kruženja ona bi imala kružnu putanju C i gibala bi se stalnom brzinom; ukolikoako bi kugla krenula brzinom većom od brzine kruženja ona bi putovala po [[elipsa|elipsi]] D; ukolikoako bi kugla krenula brzinom većom od [[brzina oslobađanja|brzine oslobađanja]] (''v_o'' = 11.,2 km/s) ona bi putovala po [[hiperbola|hiperboli]] E i napustila bi Zemlju.]]

[[datoteka:Cassini-science-br.jpg|mini|300px|desno|[[Pokus]] visoke točnosti iz [[Opća teorija relativnosti|opće teorija relativnosti]] sa svemirskom letjelicom [[Cassini-Huygens]] (umjetničko viđenje): [[Radio valovi|radio signal]] poslan s letjelice prema Zemlji (zeleni val) kasni zbog zakrivljenosti [[Prostorvrijeme|kontinuuma prostor–vrijeme]] (plave linijecrte) koje nastaje zbog [[Sunce|Sunčeve mase]].]]

[[Newtonov zakon gravitacije]] ili '''opći zakon gravitacije''' iskazuje da se svaka dva tijela privlače uzajamno [[sila|silom]] koja je proporcionalna (u skladu)razmjerna [[Množenje|umnošku]] njihovih [[masa]], a obrnuto proporcionalna [[kvadrat]]u njihove međusobne udaljenosti: <ref> "Tehnička enciklopedija", glavni urednik Hrvoje Požar, Grafički zavod Hrvatske, 1987.</ref>

* ''G'' - univerzalna [[gravitacijska konstanta]] koja otprilike iznosi 6.,67428 × 10⁻¹¹ [[njutn|N]] [[Četvorni metar|m²]] kg⁻²,

Iako je u svakidašnjem životu sila teža stalno prisutna, a već je i [[Klaudije Ptolemej|Ptolemej]] (oko 150.) naslućivao da postoji neka [[sila]] koja je uzrok održavanju [[planet]]a na njihovim stazama ([[Planetarna putanja|planetarnim putanjama]]), trebalo je ipak više od 15 stoljeća da se te dvije pojave međusobno povežu i izgradi pojam gravitacije. Prvi korak u rješavanju problema padanja tijela učinio je u 17. stoljeću [[Galileo Galilei]]. Matematičkom analizom pokusa napravljenih u [[Pisa|Pisi]], Galilei je utvrdio da je [[gravitacijsko ubrzanje|ubrzanje zemljine sile teže]] bilo kojega padajućeg tijela na površini Zemlje konstantno i da je jednako za sva tijela.

* ''G'' - univerzalna [[gravitacijska konstanta]] koja otprilike iznosi 6.,67428 × 10⁻¹¹ [[njutn|N]] [[Četvorni metar|m²]] kg⁻²,

U ovom obliku prepoznaje se Galilejev zakon, a Newtonova je zasluga što je dokazao da taj isti zakon vrijedi i za gibanje [[Mjesec]]a oko Zemlje te za gibanje [[planet]]a oko [[Sunce|Sunca]]. Zbog [[Zemljina rotacija|rotacije]], Zemlja je poprimila oblik geoida[[geoid]]a, tj. nije savršena [[kugla]], nego je sploštenaspljoštena na polovima i izdužena na [[ekvator]]u. Zbog rotacije i takva oblika Zemlje [[težina]] nekog tijela na polovima je oko 0,5&nbsp;% veća od njegove težine na ekvatoru. Raspored masa na površini Zemlje ([[ocean]]a, [[planina]]), sastav [[Zemljina kora|Zemljine kore]], visina od morske površine, itd., zajedno s rotacijom i sploštenošću Zemlje, uzrokuju da se ubrzanje sile teže mijenja od jedne do druge točke na Zemlji. Prihvaćena vrijednost za ''g₀'', ubrzanje sile teže na morskoj površini, iznosi 9.,80665 [[Metar u sekundi na kvadrat|m s^–2]].

Dok je [[mjerenje]] ubrzanja sile teže razmjerno lako izvedivo, to nije slučaj s gravitacijskom konstantom. Ipak, do danas su razrađene mnoge metode kojima se ''G'' može više ili manje točno odrediti. [[Pierre Bouguer]] prvi je pokušao (1740.) pokusom odrediti veličinu ''G'', ali je njegov rezultat bio prilično netočan. Najpreciznije rezultate daje metoda koju je prvi upotrijebio [[Henry Cavendish]] (1798.) u poznatom pokusu s [[torzijska vaga|torzijskom vagom]], koju je izradio John Michell. Danas je prihvaćena vrijednost za gravitacijsku konstantu ''G'': <ref> '''gravitacija''', [http://www.enciklopedija.hr/Natuknica.aspx?ID=23172] "Hrvatska enciklopedija", Leksikografski zavod Miroslav Krleža, www.enciklopedija.hr, 2014.</ref>

<math> G = 6.,67259 \times 10^{-11} \ {\rm N}\, {\rm (m/kg)^2}</math>

Newtonova ili, kako se danas naziva, klasična teorija gravitacije dominirala je znanošću sve do početka 20. stoljeća i dala niz izvanrednih rezultata, osobito u nebeskoj mehanici. Tako su na primjer [[Neptun]] i [[Pluton]], dva najudaljenija planeta našega sustava, pronađena na osnovi teoretskih proračuna. U Newtonovoj teoriji gravitacije kao osnovni postulati postoje apsolutni prostor i apsolutno vrijeme. Međutim, razradivši (1905.) svoju teoriju relativnosti, [[Albert Einstein]] prvi je uvidio da je pojam apsolutnoga vremena, koji je na prvi pogled potpuno logičan, zapravo neodrživ. Da bi se usporedilo vrijeme između dvaju promatrača u različitim sustavima referencije, potrebno je poslužiti se nekim signalom. Jedini je fizikalno mogući način upotreba svjetlosnoga signala. No kako je [[brzina svjetlosti]] konstantna i neovisna o sustavu promatranja, Einstein je pokazao da vrijeme mora zavisiti o sustavu. Vrijeme je, a prema tome i pojam istodobnosti dvaju događaja, relativno. Tretirajući vrijeme kao varijablu ekvivalentnu prostornim varijablama, Einstein je, slijedeći put što ga je pokazao [[Hermann Minkowski]], izgradio pojam četverodimenzionalnoga prostora – [[Prostorvrijeme|prostorno vremenskoga kontinuuma]]. Geometriju takva prostora određuje [[materija]], a gravitacija je samo posljedica geometrije fizikalnoga prostora. Drugim riječima, gravitacija je samo posljedica činjenice da kontinuum prostorvrijeme nije ravan, nego zakrivljen. Čestica materije ubačena u svemir ne bi se gibala po pravcu, kako to traže Newtonove jednadžbe, nego po tzv. geodetskoj liniji, koja fizički predstavlja (vremenski) najkraću stazu između bilo kojih dviju točaka u svemiru. Zrake [[svjetlost]]i također se ne šire pravocrtno, nego se i one ponešto savijaju u gravitacijskom polju ([[gravitacijske leće]]).

Einsteinova teorija gravitacije prelazi u prvom približenju (aproksimaciji) u [[Klasična mehanika|klasičnu teoriju]], a kako su posljedice [[Teorija relativnosti|teorije relativnosti]] vrlo malenimalene, to je [[pokus]]om teško dokazati njezinu ispravnost. Dosadašnji eksperimentalno dobiveni podatci, kao npr. oni o odstupanju stvarne putanje Merkura oko Sunca od putanje koju daje klasična teorija, ili pak oni o savijanju zraka svjetlosti u gravitacijskom polju Sunca ([[Crveni pomak|pomak prema crvenomu dijelu spektra]]), u skladu su s Einsteinovom teorijom gravitacije. Iako je ta teorija gravitacije skladna, ona je ipak složena, pa je bilo više pokušaja da se nađu jednostavniji principi na kojima bi se mogla izgraditi teorija gravitacije. Najviše uspjeha postigli su [[George David Birkhoff]] i [[Edward Arthur Milne]]. U novije doba također se mnogo radi na tzv. '''unificiranoj teoriji polja''', kojoj je i Einstein posvetio dugi niz godina istraživanja. Ta teorija trebala bi istim jednadžbama obuhvatiti i gravitacijsko i [[elektromagnetsko polje]]. Dosadašnji pokušaji još nisu dali potpuno zadovoljavajuće rezultate.

Od četiriju poznatih osnovnih sila u prirodi, gravitacija je najslabija, pa je u području [[atom]]a i [[molekula]] potpuno zanemariva prema [[Elektromagnetska sila|elektromagnetskim]] i [[Nuklearna sila|nuklearnim silama]]. U [[svemir]]skim prostranstvima, gdje međusobno djeluju velike nakupine [[masa]], [[Međuzvjezdana tvar|međuzvjezdani plinovi]], [[zvijezde]], [[galaktike]], gravitacija igra važnu ulogu. Astronomska otkrića [[pulsar]]a i [[kvazar]]a i teorije o razvoju zvijezda stavljaju teoriju gravitacije pred nove probleme, kao što su pitanje stalnosti gravitacijske konstante tijekom vremena, mehanizam gravitacijskoga kolapsa koji uzrokuje energetsku degeneraciju zvijezda. Kod gravitacijskoga kolapsa, sile zvjezdane gravitacije posve nadjačaju sile pritiska zračenja i zvijezda se sve više komprimirasažimlje. Nakon porasta gravitacije iznad neke veličine, zvijezda postane za promatrača nevidljivanevidljivom ([[crna rupa]]), jer [[kvant]]i zračenja više ne mogu napustiti zvijezdu. Za objašnjenje tih pojava može se pokazati nužnim da se u gravitacijskoj teoriji provede kvantizacija ([[kvantna mehanika]]). Energija gravitacijskoga polja bila bi kvantizirana i širila bi se kroz polje u gravitacijskim valovima. Kvant gravitacijskoga polja zove se [[graviton]].

Moderni pokusi usmjereni su na precizno određivanje deformacijeizobličenja prostorno-vremenskoga kontinuuma koji Zemlja svojom gravitacijom uzrokuje i prema preciziranju, odnosno mogućem proširenju Einsteinove teorije gravitacije. U tu svrhu konstruiraju se [[satelit]]i (npr. gravitacijska sonda B) koji vrlo osjetljivim [[žiroskop]]ima, kojih je vlastito odstupanje manje od 10^–11 [[Stupanj (kut)|stupnja]] na [[sat]], mjere deformacije gravitacijskoga polja. Također se izvode pokusi interakcijemeđudjevovanja elektromagnetskog i gravitacijskog polja, zasjenjivanja gravitacije štitovima, pokušaji registracijebilježenja gravitacijskoga zračenja itd. Svi ti pokusi daju početne rezultate, zasad nedovoljne za ozbiljniju teorijsku obradbu, ali oni pokazuju da će postojeće teorije trebati dopunjavati. Uostalom, sam Albert Einstein, govoreći o svojoj jednadžbi u kojoj je u općoj teoriji relativnosti obuhvaćena gravitacija, rekao je da je lijeva strana jednadžbe čvrsta kao stijena, ali da je desna pijesak od kojega nešto tek treba oblikovati.

Utjecaj je gravitacije u Newtonovoj teoriji gravitacije trenutačan. Međutim u [[posebna teorija relativnosti|posebnoj teoriji relativnosti]] pojam istovremenosti gubi smisao, a i nemoguće je slati informacije brže od svjetlosti jer bi to dovelo do paradoksa, pa se prema [[Opća teorija relativnosti|općoj teoriji relativnosti]] utjecaj prostorom širi [[Brzina svjetlosti|brzinom svjetlosti]]. Eksperimentalno je potvrđeno da je [[brzina gravitacije]] jednaka [[brzina svjetlosti|brzini svjetlosti]] unutar eksperimentalne pogreške od 1&nbsp;%. <ref> {{cite journal | author = C. Will | title = The confrontation between general relativity and experiment | year = 2001 | journal = Living Rev. Relativity | volume = 4 | url = http://www.livingreviews.org/lrr-2001-4 | pages = 4}}</ref>

[[Gravitacijsko polje]] je [[potencijalno polje|potencijalno]] [[vektorsko polje]] koje se za svaku točku definira kao sila gravitacije na točkasto tijelo u toj točki podijeljena s masom tog tijela. Gravitacijsko polje oko mase ''m''₁ je dano s:

Ova veličina govori kojom silom po jedinici gravitacijsko polje privlači tijelo u nekoj točki prostora određenoj radijvektorom '''r'''. [[Mjerna jedinica]] je njutn po kilogramu (N/kg), a lako se može pokazati da je njutn po kilogramu isto što i [[metar u sekundi na kvadrat]] (m/s²), što je mjerna jedinica [[ubrzanje|ubrzanja]]. [[Ubrzanje Zemljine sile teže|Gravitacijska akceleracija Zemlje]] iznosi prosječno 9,80665 m/s² na površini Zemlje. Stoga je jakost gravitacijskog polja u nekoj točki prostora jednaka gravitacijskom ubrzanju u toj točki. To je zbog činjenice da su teška i troma masa linearno proporcionalnerazmjerne. Ta činjenica se naziva [[princip ekvivalencije|principom ekvivalencije]].

* Za dobivanje jakosti ''g'' svejedno je s kojom će se masom ''m''₂ vršiti dijeljenje jer će ukupna sila uvijek biti proporcionalno veća ili manja.

* Definicija jakosti gravitacijskog polja se matematički može dobiti i na alternativnidrugi način, uvrštavanjem jedinične mase u drugi [[Newtonovi zakoni gibanja|Newtonov zakon]].