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Kapitel 6 Keplergesetze und Gravitation 6. Keplergesetze und Gravitation 6.1 Geo- und heliozentrisches Weltbild Lies im Buch Basiswissen 1+2 Seite 98 und.

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1 Kapitel 6 Keplergesetze und Gravitation 6. Keplergesetze und Gravitation 6.1 Geo- und heliozentrisches Weltbild Lies im Buch Basiswissen 1+2 Seite 98 und 99! Tabelle mit der Gegenüberstellung der beiden WB.

2 Kapitel 6 Keplergesetze und Gravitation A2 Welche Mondphasen kennst du?

3 Kapitel 6 Keplergesetze und Gravitation Bei Neumond geht der Mond in etwa zusammen mit der Sonne am Morgen auf und am Abend unter. Im ersten Viertel geht der Mond gegen Mittag auf und gegen Mitternacht unter. bei Vollmond geht er in der Abenddämmerung auf und in der Morgendämmerung unter und ist die ganze Nacht sichtbar. im letzten Viertel geht er gegen Mitternacht auf und gegen Mittag unter. A3 Zu welchen Tageszeiten kann der Mond beobachtet werden? Zu welchen Tageszeiten ist der zunehmende Mond und zu welchen Tageszeiten ist der abnehmende Mond zu beobachten?

4 Kapitel 6 Keplergesetze und Gravitation Aristoteles 384 – 322 v. Chr.

5 Kapitel 6 Keplergesetze und Gravitation Claudius Ptolemäus (ca. 87 – 165 n. Chr.) – „Almagest“ Geozent risches Weltbild

6 Kapitel 6 Keplergesetze und Gravitation Nikolaus Kopernikus (1473 – 1543) 1543 “De revolutionibus orbium coelestium” (“Über die Bewegungen im Himmelsraum”) Nikolaus Kopernikus

7 Kapitel 6 Keplergesetze und Gravitation Nikolaus Kopernikus (1473 – 1543) Heliozentri sches Weltbild

8 Kapitel 6 Keplergesetze und Gravitation Beachte: Die angeführten WB sind geometrische Modelle ohne Anspruch auf physikalische Erklärung. Woran erkennt man, dass ein Himmelskörper zum Sonnensystem gehört? A: Schleifenbahnen. Erklärung im ptolemäischen WB: mit Epizykeln im Kopernikanischen: Kreisbahnen; Die Erde bewegt sich schneller als Mars um die Sonne. Bewegt sich die Erde an Mars vorbei, scheint dieser rückwärts zu laufen.

9 Kapitel 6 Keplergesetze und Gravitation Planetenrückläufigkeit

10 Kapitel 6 Keplergesetze und Gravitation Mars retrograd

11 Kapitel 6 Keplergesetze und Gravitation Hinweise auf das Kopernikanische WB: nach Galilei: Jupitermonde, also Erde nicht einziger Körper, um den sich andere drehen. Venusphasen Problem bei Kopernikus: Die Vorausberechnungen waren ungenau, er musste auch Epizykel dazunehmen. Grund: Verharren auf Kreisbahnen. Lösung: Kepler. ( ) ( Seit 1612 in Linz) Er wurde 1600 zu Tycho de Brahe, einem damals berühmten Astronomen nach Prag gerufen, um das Datenmaterial seiner Beobachtungen vom Mars auszuwerten. Er ermittelte eine Ellipsenbahn.

12 Kapitel 6 Keplergesetze und Gravitation Aristoteles, Ptolemäus und Kopernikus Der Dialogo wurde 1632 gedruckt. Galileo Galilei (1564 – 1642) Galileo Galilei

13 Kapitel 6 Keplergesetze und Gravitation Johannes Kepler (1571 – 1630) 1596: Mysterium Cosmographicum 1609: 1. und 2. Keplersches Gesetz 1619: 3. Keplersches Gesetz 1627: Rudolphinische Tabellen

14 Kapitel 6 Keplergesetze und Gravitation Keplergesetze: 1.Die Bahnen der Planeten sind Ellipsen, in deren einem Brennpunkt die Sonne steht. (1605) 2.In gleichen Zeiten werden gleiche Flächen überstrichen. (1605) 3.Die Quadrate der Umlaufzeiten zweier Planeten verhalten sich wie die Kuben der großen Halbachsen. (1615) Diese Gesetze beschreiben zwar den Planetenverlauf gut, lieferten aber keine physikalische Erklärung. Warum sind die Bahnen gekrümmt? Die physikalische Erklärung lieferte Newton.

15 Kapitel 6 Keplergesetze und Gravitation 6.2 Das Newtonsche Gravitationsgesetz. Newton ( ) Die Schwerkraft ist nicht nur auf der Erde wirksam, sondern auch zwischen den Himmelskörpern. Zwischen zwei beliebigen Massen herrscht eine Anziehungskraft.

16 Kapitel 6 Keplergesetze und Gravitation Newtonsches Gravitationsgesetz: Newtonsches Gravitationsgesetz: G=6,67·10 –11 Nm 2 kg –2... Gravitationskonstante Newtonsches Gravitationsgesetz M, m … Massen r … Abstand der beiden Massen

17 Kapitel 6 Keplergesetze und Gravitation Bestimmung der Gravitationskonstante Drehwaage von Cavendish    Cavendish ( )

18 Kapitel 6 Keplergesetze und Gravitation    Die Gravitationskonstante ist sehr klein, daher sehr schwierig im Labor zu messen. Die Massen sind in den jeweiligen Massenmittelpunkten zu denken. Daher kann man die Entfernungen von diesen nehmen. In der ersten Position heben sich die beiden Drehmomente auf. In der zweiten Position wird die Masse auf der Waage von der größeren Masse angezogen, weil die Entfernung kleiner geworden ist. Der Torsionsfaden bewirkt ein Rückstellmoment. Es stellt sich ein Gleichgewichtszustand ein. Setzt man für F die Gravitationskraft ein, lässt sich daraus die Gravitationskonstante bestimmen. Sie ist vom Material unabhängig und an jedem Ort gleich. Θ·φ = 2·F·r Messung der Gravitationskonstante - Drehwaage von Cavendish

19 Kapitel 6 Keplergesetze und Gravitation 6.3 Anwendungen des Gravitationsgesetzes Bestimmung der Erdmasse: Aus Fallmessungen wissen wir: F G = m·g andrerseits gilt: Wir setzen gleich: M = 5,98·10 24 kg bei r = 6,37·10 6 m ·

20 Kapitel 6 Keplergesetze und Gravitation Bestimme die Dichte der Erde! Setzt man in die Formel für die Dichte, erhalten wir für sie obigen Wert; auf der Erdoberfläche beträgt sie ca kgm -3. → Der Kern ist viel dichter.

21 Kapitel 6 Keplergesetze und Gravitation Bestimmung der Sonnenmasse: Überlegung: Zentripetalkraft = Gravitationskraft │: m = 1, kg

22 Kapitel 6 Keplergesetze und Gravitation Wie sind die Keplergesetze mit dem Newtonschen Gravitationsgesetz vereinbar? Zu 1. KG: Nach Newton: Die Bahnen, die ein Körper unter dem Einfluss der Gravitation ausführt, sind Kegelschnitte. Modelle zeigen.

23 Kapitel 6 Keplergesetze und Gravitation

24 Wann beschreibt der Körper eine Kreisbahn? Zentripetalkraft = Gravitationskraft │: m. r = 7,9 km/s 1. kosmische Geschwindigkeit Kreisbahn- geschwindigkeit Ist die Geschwindigkeit kleiner als die Kreisbahngeschw., ergibt sich eine Ellipse., die zum Teil innerhalb der Erde verläuft (Annäherung "Wurfparabel" (Voraussetzung g = konst.)) Ist die Geschwindigkeit größer als die Kreisbahngeschwindigkeit, erhalten wir Ellipsen.

25 Kapitel 6 Keplergesetze und Gravitation Aber: Ist sie zu groß, verlässt der Körper den Anziehungsbereich der Erde. Fluchtgeschwindigkeit: Der Körper muss eine so große kinetische Energie haben, dass die Gesamtenergie (Kin + Pot ) größer als 0 ist. (Herleitung der pot. Energie später.) = 11,2 km/s 2. kosmische Geschwindigkeit oder Fluchtgeschwindigkeit. Bei dieser Geschwindigkeit beschreibt der Körper eine Parabel.

26 Kapitel 6 Keplergesetze und Gravitation Simulation der Keplerbahnen x y (x,y) Ort des Satelliten Abstand der beiden Körper

27 Kapitel 6 Keplergesetze und Gravitation Eingabe x0, y0, v,α, dt G ME vx← v∙cos(α) vy← v∙sin(α) x ← x0 y ← y0 Wiederhole bis Abbruch Ausgabe x, y Wir rechnen der Einfachheit halber r^3 aus und setzen es r !! Bestandsvariable

28 Kapitel 6 Keplergesetze und Gravitation Der rote Kreis stellt die Erde dar. Start unmittelbar auf der Erdoberfläche bei x = 6,37·10 6 m, y = 0, tangential zur Erdoberfläche. Satellitenbahnen

29 Kapitel 6 Keplergesetze und Gravitation GeschwindigkeitNameBahnform v < 7,9km/sEllipse (Wurfparabel) v = 7,9km/sKreisbahngeschw. (1. kosm.) Kreis 7,9 km/s < v < 11,2 km/sEllipse v = 11,2 km/sFluchtgeschw. (2. kosm.) Parabel v > 11,2 km/sHyperbel Satellitenbahnen

30 Kapitel 6 Keplergesetze und Gravitation Ergänzung: Berechne den Ort eines geostationären Satelliten = 42125,13 km 42125, = 35755,13km über der Erdoberfläche muss sich ein geost. Sat. befinden.

31 Kapitel 6 Keplergesetze und Gravitation Zum 2. Kepler-Gesetz: Der physikalische Hintergrund ist hier der Drehimpulserhaltungssatz. L = Jω = konst mr 2 ω = konst r 2 ω = const r 2 Δφ/Δt = const r 2 Δφ = const · Δ t r.r Δφ. = const ·Δt r ·Δb = const · Δt 2·ΔA = const. Δ t ΔA = k·Δt In gleichen Zeiten finden gleiche Flächenänderungen statt. b  Vgl. den Versuch mit dem Drehschemel und den Hanteln.

32 Kapitel 6 Keplergesetze und Gravitation Zum 3. KG Wir betrachten noch einmal die Berechnung der Sonnenmasse:  Der Quotient bleibt für alle Planeten gleich.

33 Kapitel 6 Keplergesetze und Gravitation Der Feldbegriff 6.4 Das Gravitationsfeld

34 Kapitel 6 Keplergesetze und Gravitation Feldbegriff: Ein Feld ist ein Raum, in dem jedem Punkt ein bestimmter Wert einer physikalischen Größe zugeordnet wird. Theaterplätze, Temperaturwerte in Wetterkarten, Helligkeitsfeld einer Lampe Es gibt Vektor- und Skalarfelder. Wirkt in jedem Punkt eine Kraft, sprechen wir von einem Kraftfeld. z. B. Magnetfeld eines Stabmagneten.

35 Kapitel 6 Keplergesetze und Gravitation Das Gravitationsfeld der Erde: Wie beim Magneten können wir das Gravitationsfeld durch Feldlinien darstellen. Gravitationsfeldstärke = Fallbeschleunigung Jedem Punkt des Gravitationsfeldes ist eine bestimmte Gravitations- beschleunigung zugeordnet. Die Feldliniendichte nimmt nach außen hin ab. ( Feldstärke kann als Maß für die Feldliniendichte angesehen werden. (Modell))

36 Kapitel 6 Keplergesetze und Gravitation Arbeit zum Verschieben eines Körpers im Gravitationsfeld: Sie hängt also nur vom Anfangs- und Endpunkt ab. Dabei ändert sich die kinetische Energie des Körpers: Wir formen um: Das heißt diese Terme bleiben immer konstant.

37 Kapitel 6 Keplergesetze und Gravitation Gesamtenergie Der zweite Term entspricht der potentiellen Energie Potentielle Energie eines Körpers im Abstand r von der Masse M. Im Unendlichen ist sie demnach 0. (Festlegung) Das negative Vorzeichen erklären wir uns als gebundenen Zustand. Je näher der Körper der Erde ist, desto kleiner ist seine potentielle Energie, ganz in Übereinstimmung mit früheren Überlegungen. Ebenso nimmt die kinetische Energie beim Nähern zu. Anwendungsbeispiel: Berechnen der Fluchtgeschwindigkeit (vgl. Seite 4) bei Nachweis des 1. Keplergesetzes.


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