Gravitācija

Vikipēdijas lapa
Pārlēkt uz: navigācija, meklēt
Šis raksts ir par mijiedarbību. Par filmu skatīt rakstu Gravitāte (filma).
Parabola, gravitācijas parādība

Fizikā gravitācija ir dabas parādība, kas izpaužas kā savstarpēja pievilkšanās starp fizikāliem ķermeņiem. Tā piešķir svaru fizikāliem objektiem un izpaužas kā mijiedarbība starp tiem. Gravitācja iedarbojas uz visiem objektiem vai daļiņām neatkarīgi no to veida. Pastāv hipotēze, ka gravitācijas pārnesi nodrošina elementārdaļiņas bez masas - gravitoni.

Gravitācija ir viena no četrām fundamentālajām elementārdaļiņu mijiedarbībām dabā (pārējās trīs ir vājā, stiprā un elektromagnētiskā). Zināmo mijiedarbību vidū gravitācijas spēki ir visvājākie. Gravitācijas mijiedarbībai nav lielas ietekmes atoma iekšienē starp elementārdaļiņām, bet tā izpaužas starp objektiem makroskopiskā līmenī, kļūst noteicoša lielu kosmisku objektu gadījumā.

Vēsture[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

Antīkā pasaule[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

Problēma par to, kas ir ķermeņu savstarpējās gravitēšanas pirmcēlonis, izsenis ir bijusi dabaszinātnieku un filozofu redzeslokā. Jau Aristotelis (384.-322. p.m.ē.) savā traktātā “Fizika” rakstīja, ka kosmosa smagās stihijas (zeme un ūdens) tiecas uz tā centru — Zemi. Aristotelis ir arī viens no ģeocentriskās pasaules sistēmas pamatlicējiem. Mūsu ēras 2. gadsimtā Aleksandrijā darbojās Klaudijs Ptolemajs, kura ievērojamākais darbs ir “Astronomijas lielā matemātiskā koncepcija” (arābiskais nosaukums — “Almagest”). Tajā pausts uzskats, ka Zeme ir nekustīga, jo, ja tā grieztos ap savu asi, tad, pateicoties centrbēdzes efektam, kas bija pazīstams jau senatnē, Zeme sadalītos gabalos. Šāds ģeocentriskās kosmoloģijas iespaids saglabājās līdz pat Kopernika laikam.

Renesanse[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

Nikolajs Koperniks (1473-1543) ir heliocentriskā pasaules uzskata pamatlicējs (darbi “Mazais komentārs” 1515. g. un “Par debesu sfēru griešanos” 1543. g.). Atšķirībā no antīkās pasaules pārstāvjiem, kas debess ķermeņu redzamo kustību uzskatīja par neapstrīdamu patiesību, N. Koperniks ignorēja “ietiepīgos empīriskos faktus” un izveidoja intelektuālu modeli, kas arī spēj aprakstīt un izskaidrot novērojamās dabas parādības. Viņa izveidotajā pasaules ainā smagums tiek uzskatīts par visu ķermeņu dabisko tiekšanos savienoties ideālā lodveida ķermenī; tādējādi izskaidroja arī to, ka Saulei u.c. debess ķermeņiem ir lodveida forma. Pagāja gandrīz gadsimts, līdz Kopernika ideju sāka uztvert nopietni.

Ļoti svarīgu lomu astronomijas attīstībā (un līdz ar to arī gravitācijas likuma atklāšanā) spēlēja dāņu astronoms Tiho Brahe (1564-1601). Visu savu dzīvi viņš bija ļoti darbīgs un veica pārsteidzoši precīzus zvaigžņu un planētu stāvokļa mērījumus. T. Brahem teleskopa nebija! Taču uz savu vizuālo novērojumu pamata viņš spēja atrisināt daudzus tolaik nenoskaidrotus jautājumus.

Itālietis Galileo Galilejs (1564-1642), tā vietā lai atbildētu jautājumu “Kāpēc ķermeņi krīt?”, meklēja atbildes uz ļoti svarīgo “Kā ķermeņi krīt?”. Lūk kādi šinī sakarībā bija galvenie viņa secinājumi:

  • ķermeņu krišanas ātrums nav atkarīgs no to masas;
  • krītošu ķermeņu kustība ir paātrināta kustība;
  • krišanas augstums ir proporcionāls krišanas laika kvadrātam.

Pie šādiem slēdzieniem G. Galilejs nonāca veicot eksperimentu sērijas. Interesanti, ka laika mērīšanai viņš izmantoja savu pulsu, un, lai uzlabotu mērījumu precizitāti, kustību palēnināja: pētīja nevis brīvo krišanu, bet gan ķermeņu ripošanu pa slīpo plakni. Izrādās, ka ar abām šīm metodēm iegūtie rezultāti kvalitatīvi ir analoģiski. G. Galilejs bija arī viens no pirmajiem zinātniekiem, kas atzina Kopernika mācības pareizību; to apstiprināja ar pašdarināto tālskati veiktie astronomiskie novērojumi.

Vienlaikus ar G. Galileju darbojās vācu zinātnieks Johanness Keplers (1571-1630). Galvenos sasniegumus viņš guva astronomijā. Simt gadu pēc Kopernika, izmantojot T. Brahes rūpīgos un ilggadējos Marsa novērojumus, J. Keplers formulēja savus slavenos planētu kustības likumus. Riņķa orbītas viņš aizvietoja ar eliptiskām, vienmērīgo kustību ar nevienmērīgu kustību un planētu apriņķošanas periodu izteica atkarībā no šo planētu vidējā attāluma līdz Saulei. J. Keplers pieņēma, ka Saule ir planētu kustības spēka avots, bet tomēr vēl neizprata šo spēku dabu.

Ņūtona gravitācijas likums[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

Uz Kopernika un Keplera heliocentriskās paradigmas bāzes Īzaks Ņūtons darbā "Dabas filosofijas matemātiskie principi" (1687, Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica, pazīstams kā Newton's Principia) radīja Ņūtona mehānikas pamatus un vispasaules gravitācijas koncepciju. Būtībā visa vēlākā 18. un 19. gadsimta tā sauktā klasiskā fizika balstījās uz Ņūtona mehānikas pamatprincipiem.

Populārais stāsts par to, ka I. Ņūtonam sēžot zem ābeles uz galvas uzkritis ābols un viņš pēkšņi atklājis vispasaules gravitācijas likumu, tāpat kā vairums šādu leģendu, droši vien nav patiesība. Daudz ticamāk, I. Ņūtons nodarbojās ar G. Galileja krišanas likumu (kuri regulē arī slaveno ābolu) piemērošanu kādam neparastākam objektam — Mēnesim. Kāpēc Mēness nenokrīt uz zemes kā visi citi neatbalstīti priekšmeti? Vai tas būtu imūns pret gravitāciju? Un Ņūtons saprata, ka Mēness (gluži ka ļoti lielā ātrumā izšauta lielgabala lode) visu laiku krīt gan uz Zemi, bet - nekad nenokrīt. Tādējādi Ī. Ņūtons aptvēra, ka gravitācija darbojas ne tikai uz Zemes. Tā darbojas arī kosmosā un tā bija revolucionāra doma. I. Ņūtons konstatēja, ka, zinot Keplera likums, viņš var izskaidrot visas Saules sistēmas ķermeņu kustību ar vienu gravitācijas likumu (1667): visi ķermeņi savstarpēji pievelkas ar spēku, kas proporcionāls ķermeņu masām un apgriezti proporcionāls to savstarpējā attāluma kvadrātam.

Eksperimentāla pārbaude[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

Universālā gravitācijas konstante tika noteikta eksperimentāli. Pirmais to 1798. g. noteica angļu zinātnieks Henrijs Kevendišs (1731-1810), izmantojot vērpes svarus. Divas vienādas svina lodes, kurām zināma masa m, savienotas ar stienīti un piekārtas elastīgā diegā. Kevendišs svarus rūpīgi graduēja, t.i. noteica sakarību starp spēku un elastīgās stieples vērpes leņķi. Noteiktā attālumā no šim lodēm tika novietotas divas lielas lodes, kuru masa zināma. Lielās lodes pievilka svina lodes un elastīgais diegs savērpās par noteiktu leņķi. Izmērot šo leņķi, Kevendišs noteica gravitācijas konstantes vērtību:

G = 6,67 \cdot 10^{-11} \frac{Nm^2}{kg^2}

Zināms, ka H. Kevendišam izdevās sasniegt 5% precizitāti, salīdzinot ar mūsdienās lietoto konstantes vērtību. To izmantojot, viņš kā pirmais aprēķināja arī mūsu planētas masu.

Līdz 19. gadsimta beigām un Einšteinam[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

Pēc pusgadsimta I. Ņūtona teorija tika atzīta visā pasaulē. Debess mehānikas turpmākie praktiskie sasniegumi bija milzīgi. Izmantojot gravitāciju, Ņūtona draugs astronoms Edmunds Halejs (1656-1742) izskaitļoja 24 komētu orbītas, viena no tām tagad nes viņa vārdu. Viljams Heršels (1738-1822) atklāja divus Urāna un divus Saturna pavadoņus, kā arī pētot dubultzvaigznes parādīja, ka Ņūtona likumi ir spēkā arī ārpus mūsu Saules sistēmas. Ņūtona gravitācijas teorijas triumfs bija vēl neatklātās planētas Neptūna orbītas aprēķināšana. Gravitācijas likums izskaidroja arī Saturna gredzenu struktūru: Džeimss Klārks Maksvels (1831-1879) parādīja, ka tie nevar būt masīvas loksnes kā domāja līdz tam, bet sastāv no atsevišķām daļām. Tomēr visi 18. un 19. gs. zinātnieku centieni izskaidrot gravitācijas būtību ar dažādām hipotēzēm — gan atomārām, gan ētera hipotēzēm — pozitīvus rezultātus nedeva.

Lai arī Ņūtona teorija tika uzlabota un precizēta, 19. gadsimta beigās parādījās pirmie tās trūkumi (piemēram, nespēja izskaidrot Merkura orbītas perihēlija precesiju u.c.). Jaunu koncepciju gravitācijas lauka teorijā radīja Alberta Einšteina (1879-1955) vispārīgā relativitātes teorija (1915).

Ņūtona un Einšteina teoriju atšķirības[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

Ņūtona gravitācijas teorijā pieņemts, ka laiks un telpa ir absolūti un savstarpēji nesaistīti lielumi. Savukārt A. Einšteins, ar relativitātes teoriju parādīja, ka tie ir savstarpēji saistīti. Einšteina teorija balstās uz postulātu, ka gaismas ātrums ir lielākais pasaulē iespējamais ātrums. Kustība notiek četrdimensiju telpā. Saskaņā ar Einšteina teoriju, matērija "izliec" laiktelpu. Līdz ar to, piemēram, gaisma lielas masas ietekmē, nepārvietojas vis pa taisnām līnijām, bet gan pa liektu trajektoriju. Pēc būtības, Ņūtona gravitācijas teorija ir Einšteina teorijas speciālgadījums.

Ņūtona teorija nespēj izskaidrot gravitācijas viļņus vai melnos caurumus (ne vieni, ne otri gan nav tiešā veidā novēroti).

Einšteina teorija paredz, ka gravitācijas izplatīšanās ātrumam būtu jāsakrīt ar gaismas ātrumu. Nav atklātas gravitācijas spēka nesējdaļiņas (elektromagnētiskajam spēkam tās, piemēram, ir fotoni).

Pielietojamības robežas[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

Ja gravitācijas lauki ir relatīvi vāji un ķermeņu ātrumi ir mazi (salīdzinot ar gaismas ātrumu vakuumā) spēkā ir Ņūtona gravitācijas teorija. Mūsu dienās astronomijā uz Ņūtona gravitācijas teoriju balstās aprēķini debess mehānikā. Uz zemes gravitācija izpaužas tādējādi, ka jebkuram ķermenim ir pielikts smaguma spēks, kas izraisa balstvirsmas reakciju vai arī piešķir tam brīvās krišanas paātrinājumu.

Ja gravitācijas lauki ir spēcīgi, gravitācijas parādību aprakstam izmanto vispārīgo relativitātes teoriju jeb Einšteina gravitācijas teoriju, kas izveidota, vispārinot Ņūtona gravitācijas teoriju un balstoties uz speciālās relativitātes teorijas atziņām. Einšteina gravitācijas teorijas eksperimentālā pārbaude (pirmoreiz veikta pilnā Saules aptumsuma laikā 1919. g., novērojot gaismas stara noliekšanos Saules masas ietekmē) turpinās līdz mūsu dienām.

Ārējas saites[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]