Работа в поле тяготения. Потенциал поля тяготения
Рассмотрим, чему равна работа, совершаемая силами поля тяготения при перемещении в нем материальной точки массой т. Вычислим, например, какую надо затратить работу для удаления тела массой т от Земли. На расстоянии R (рис. 39) на данное тело действует сила
F=GmM/R2.
При перемещении этого тела на расстояние dR затрачивается работа
Знак минус появляется потому, что сила и перемещение в данном случае противоположны по направлению (рис.39).
Если тело перемещать с расстояния R1 до R2, то затрачивается работа
Из формулы (25.2) вытекает, что затраченная работа в поле тяготения не зависит от траектории перемещения, а определяется лишь начальным и конечным положениями тела, т. е. силы тяготения действительно консервативны, а поле тяготения является потенциальным (см. § 12).
Согласно формуле (12.2), работа, совершаемая консервативными силами, равна изменению потенциальной энергии системы, взятому со знаком минус, т. е.
А = -DП = -(П2-П1)= П1-П2.
Из формулы (25.2) получаем
П1-П2= - m(GM/R1 - GM/R2).
(25.3)
Так как в формулы входит только разность потенциальных энергий в двух состояниях, то для удобства принимают потенциальную энергию при R2®¥ равной нулю ( lim П2=0 при R2®¥). Тогда (25.3) запишется в виде П1= - GmM/R1. Так как первая точка была выбрана произвольно, то
П=-GmM/R.
Космические скорости
Для запуска ракет в космическое пространство надо в зависимости от поставленных целей сообщать им определенные начальные скорости, называемые космическими.
Первой космической(или круговой) скоростьюv1называют такую минимальную скорость, которую надо сообщить телу, чтобы оно могло двигаться вокруг Земли по круговой орбите, т. е. превратиться в искусственный спутник Земли. На спутник, движущийся по круговой орбите радиусом r, действует сила тяготения Земли, сообщающая ему нормальное ускорение v21/r. По второму закону Ньютона,
GmM/r2=mv21/r.
Если спутник движется недалеко от поверхности Земли, тогда r»R0 (радиус Земли) и g=GM/R20(cм. (25.6)), поэтому у поверхности Земли
Первой космической скорости недостаточно для того, чтобы тело могло выйти из сферы земного притяжения. Необходимая для этого скорость называется второй космической. Второй космической(или параболической) скоростьюv2 называют ту наименьшую скорость, которую надо сообщить телу, чтобы оно могло преодолеть притяжение Земли и превратиться в спутник Солнца, т. е. чтобы его орбита в поле тяготения Земли стала параболической. Для того чтобы тело (при отсутствии сопротивления среды) могло преодолеть земное притяжение и уйти в космическое пространство, необходимо, чтобы его кинетическая энергия была равна работе, совершаемой против сил тяготения:
Третьей космической скоростьюv3называют скорость, которую необходимо сообщить телу на Земле, чтобы оно покинуло пределы Солнечной системы, преодолев притяжение Солнца. Третья космическая скорость v3=16,7 км/с. Сообщение телам таких больших начальных скоростей является сложной технической задачей. Ее первое теоретическое осуществление начато К. Э. Циолковским, им была выведена уже рассмотренная нами формула