Grade 11
  1. Mecânica  1.1. dinâmicas  1.1.1. Movimento em uma dimensão  1.1.2. Movimento em duas e três dimensões  1.1.3. Deslocamento e Distância  1.1.4. Velocidade e Rapidez  1.1.5. Aceleração e desaceleração  1.1.6. Análise gráfica do movimento  1.1.7. Equações do movimento (derivações avançadas)  1.1.8. Queda livre e velocidade terminal  1.1.9. Movimento de projéteis  1.1.10. Velocidade relativa em uma e duas dimensões  1.1.11. Movimento de um carro em um plano inclinado  1.2. Dinâmica  1.2.1. As leis do movimento de Newton e suas aplicações  1.2.2. Inércia e a primeira lei de Newton  1.2.3. Força e tipos de força  1.2.4. Atrito estático e cinético  1.2.5. Movimento circular e aceleração centrípeta  1.2.6. Movimento circular não uniforme  1.2.7. Bancagem de estradas e curvas  1.2.8. Momento e Impulso  1.2.9. Conservação do momento em uma e duas dimensões  1.2.10. Aplicações da Terceira Lei de Newton  1.3. Work, Energy and Power  1.3.1. Trabalho realizado por uma força constante e variável  1.3.2. Teorema trabalho-energia  1.3.3. Energia cinética e potencial  1.3.4. Energia potencial gravitacional e elástica  1.3.5. Conservação da energia mecânica  1.3.6. Poder e potência instantânea  1.3.7. Eficiência das máquinas  1.3.8. Trabalho realizado por forças conservativas e não conservativas  1.4. Movimento rotacional  1.4.1. Torque e aceleração angular  1.4.2. Equilíbrio rotacional  1.4.3. Momento de inércia e suas aplicações  1.4.4. Momento angular e sua conservação  1.4.5. Energia cinética de movimento de rotação e rotação  1.4.6. Teorema dos Eixos Paralelos e Perpendiculares  1.4.7. Dinâmica do movimento rotacional
  2. Gravitational force  2.1. Gravitação universal  2.1.1. Lei da gravitação universal de Newton  2.1.2. Campo gravitacional e potencial  2.1.3. Mudança na aceleração devido à gravidade  2.1.4. Leis do movimento planetário de Kepler  2.1.5. Mecânica orbital e satélites  2.1.6. Velocidade de escape e velocidade orbital  2.1.7. Ausência de peso e queda livre  2.1.8. Energia potencial gravitacional e energia em órbitas  2.1.9. Buracos negros e lente gravitacional
  3. Propriedades da matéria  3.1. Mecânica dos fluidos  3.1.1. Densidade e pressão em líquidos  3.1.2. A teoria de Pascal e aplicações  3.1.3. O Princípio de Arquimedes e a flutuação  3.1.4. A equação de Bernoulli e aplicações  3.1.5. Equação de continuidade e o efeito Venturi  3.1.6. Tensão superficial e capilaridade  3.1.7. Viscosidade e Lei de Poiseuille  3.1.8. Número de Reynolds e turbulência  3.2. Elasticidade e deformação  3.2.1. Lei de Hooke e a relação tensão-deformação  3.2.2. Módulo de elasticidade e aplicações  3.2.3. Deformação e limite de escoamento de sólidos
  4. Física térmica  4.1. Calor e temperatura  4.1.1. Propriedades termométricas e escala de temperatura  4.1.2. Expansão térmica de sólidos, líquidos e gases  4.1.3. Sistema de transferência de calor  4.1.4. Capacidade calorífica específica e calorimetria  4.1.5. Calor latente e mudança de fase  4.2. Kinetic theory of gases  4.2.1. Modelo molecular dos gases  4.2.2. Explicação cinética da temperatura  4.2.3. Equação do Gás Ideal e Desvios  4.2.4. Caminho livre médio e distribuição de Maxwell-Boltzmann  4.3. Leis da Termodinâmica  4.3.1. Lei Zero e Equilíbrio Térmico  4.3.2. Primeira Lei e Energia Interna  4.3.3. A Segunda Lei e Entropia  4.3.4. Ciclo de Carnot e motores térmicos  4.3.5. Refrigeradores e Bombas de Calor
  5. Ondas e oscilações  5.1. Movimento Harmônico Simples  5.1.1. Equações do MHS  5.1.2. Energia no MHS  5.1.3. Oscilações amortecidas e forçadas  5.1.4. Ressonância e aplicações  5.1.5. Pêndulo e sistema massa-mola  5.2. Movimento ondulatório  5.2.1. Tipos de ondas mecânicas  5.2.2. Movimento das ondas e transporte de energia  5.2.3. Princípio da Superposição e Ondas Estacionárias  5.2.4. Reflexão, Refração e Difração  5.2.5. Efeito Doppler em som e luz  5.2.6. Pulsos e interferência
  6. Eletricidade e Magnetismo  6.1. Eletrostática  6.1.1. Carga elétrica e conservação  6.1.2. A lei de Coulomb e suas aplicações  6.1.3. Campo elétrico e fluxo elétrico  6.1.4. Potencial elétrico e energia potencial  6.1.5. Capacitance and Energy Stored in a Capacitor  6.2. Eletricidade Atual  6.2.1. Lei de Ohm e resistência elétrica  6.2.2. Resistência e dependência de temperatura  6.2.3. Leis de Kirchhoff e Análise de Circuitos  6.2.4. Potência elétrica e eficiência  6.2.5. Combinação de resistores  6.3. Magnetismo e Eletromagnetismo  6.3.1. Campos magnéticos e suas fontes  6.3.2. Força magnética em cargas em movimento  6.3.3. Indução eletromagnética  6.3.4. Leis de Faraday e Lenz  6.3.5. Indutância e Transformador  6.3.6. Corrente alternada e suas aplicações
  7. Óptica  7.1. Reflexão e Refração  7.1.1. leis da reflexão e refração  7.1.2. Espelhos e lentes  7.1.3. Reflexão interna total e fibra óptica  7.2. Óptica de ondas  7.2.1. Interferência e Difração  7.2.2. Experimento da dupla fenda de Young  7.2.3. Polarização da luz
  8. Física Moderna  8.1.1. Efeito fotoelétrico e a teoria de Einstein  8.1.2. Dualidade onda-partícula  8.1.3. Princípio da Incerteza de Heisenberg  8.1.4. Compton Effect  8.2. Física Atômica e Nuclear  8.2.1. Modelo atômico e níveis de energia  8.2.2. Decaimento radioativo e meia-vida  8.2.3. Fissão Nuclear e Fusão
  9. Eletrônica e Comunicação  9.1. Semicondutores  9.1.1. junção pn e diodo  9.1.2. Transistores e Portas Lógicas  9.1.3. Circuitos Integrados e Aplicações  9.2. Sistemas de Comunicação  9.2.1. Noções básicas de Comunicação Analógica e Digital  9.2.2. Comunicação Sem Fio e Óptica  9.2.3. Modulação e Demodulação

Grade 11 → Gravitational force → Gravitação universal ↓


Mecânica orbital e satélites


A mecânica orbital, também às vezes referida como mecânica celeste, é a aplicação das leis da física e da matemática para explicar como os corpos celestes se movem através do espaço. Quando falamos sobre corpos em órbita, como satélites, planetas e cometas, nos deparamos com a fascinante intersecção entre física e astronomia.

Compreendendo a gravidade

Primeiro, é importante entender o que é gravidade. Gravidade é uma força que atrai dois corpos um para o outro. Um grande exemplo disso é como a Terra atrai uma maçã quando ela cai de uma árvore. Este conceito foi descoberto por Sir Isaac Newton.

A lei da gravitação universal de Newton afirma que cada ponto de massa no universo atrai todos os outros pontos de massa com uma força proporcional ao produto de suas massas e inversamente proporcional ao quadrado da distância entre seus centros. Isso pode ser representado pela equação:

F = G * (m1 * m2) / r^2

Onde:

  • F é a força de atração entre dois corpos.
  • G é a constante gravitacional, aproximadamente 6.674 × 10^-11 N(m/kg)^2.
  • m1 e m2 são as massas dos dois corpos.
  • r é a distância entre os centros das duas massas.

Classes explicadas

Quando falamos sobre órbitas, queremos dizer o caminho que um corpo percorre quando gira em torno de outro corpo devido à força da gravidade. Por exemplo, a Lua orbita a Terra, e a Terra orbita o Sol. A órbita é geralmente elíptica em forma.

Vamos imaginar uma sala de aula:

Corpos primários Satélite

Na figura acima, o círculo azul representa um planeta, e o círculo vermelho representa um satélite. O caminho percorrido pelo círculo vermelho é sua órbita.

Tipos de classes

Existem vários tipos de órbitas, dependendo de sua forma e orientação:

  • Órbitas circulares: Estas são o tipo mais simples de órbitas onde a distância entre o satélite e o corpo que ele orbita permanece constante. A órbita é um círculo perfeito.
  • Órbitas elípticas: A maioria dos caminhos orbitais são elípticos, o que significa que parecem círculos alongados ou ovais. Satélites em órbitas elípticas movem-se mais perto e mais longe da Terra em diferentes pontos.
  • Órbitas geostacionárias: Nestas órbitas o satélite parece permanecer sobre o mesmo ponto na superfície da Terra. Isso acontece porque o período orbital do satélite coincide com o período orbital da Terra.
  • Órbitas polares: Esses caminhos permitem que satélites passem sobre os polos da Terra, dando ao satélite uma visão de cada parte da Terra enquanto ela gira.

Como os satélites permanecem em órbita?

O satélite permanece em órbita porque está se movendo lateralmente tão rápido que a curva de sua queda coincide com a curva da Terra. Imagine que você está arremessando uma bola. Ela viaja em um arco antes que a gravidade a puxe ao chão. Se você conseguir arremessar a bola rápido o suficiente, seu caminho irá mais longe, e ela nunca tocará o chão - isso é uma órbita.

arremesso Terra

Calculando a velocidade orbital

A velocidade necessária para que um satélite permaneça em órbita é chamada de velocidade orbital. Ela pode ser calculada usando a seguinte fórmula:

v = √(G * M / r)

Onde:

  • v é a velocidade orbital.
  • G é a constante gravitacional.
  • M é a massa da Terra (ou do corpo celeste central).
  • r é a distância do centro da Terra (ou do corpo celeste central) ao satélite.

Cálculo de exemplo

Vamos calcular a velocidade que um satélite deve ter para se manter em órbita baixa da Terra, cerca de 200 quilômetros acima da superfície da Terra.

  • O raio médio da Terra é de cerca de 6.371 km.
  • A massa da Terra é aproximadamente 5,972 × 10^24 kg.
  • A distância do satélite r é 6.371 km + 200 km = 6.571.000 metros.

Substitua esses valores na equação:

v = √(6,674 × 10^-11 N(m/kg)^2 * 5,972 × 10^24 kg / 6,571,000 m) = 7,8 km/s

Portanto, o satélite precisa manter uma velocidade de cerca de 7,8 quilômetros por segundo para permanecer nesta órbita.

Leis do movimento planetário de Kepler

O movimento dos planetas e satélites também obedece às leis do movimento planetário de Kepler, que podem nos ajudar a entender como os objetos viajam em órbitas:

  1. Primeira Lei (Lei da Órbita Elíptica): Esta lei afirma que os planetas se movem em órbitas elípticas com o Sol como seu ponto focal.
  2. Segunda Lei (Lei das Áreas Iguais): O segmento de reta que une um planeta ao Sol varre áreas iguais em intervalos de tempo iguais. Isso significa que quando um planeta se aproxima do Sol, sua velocidade é rápida e, quando se afasta, sua velocidade é lenta.
  3. Terceira Lei (Lei da Harmonia): O quadrado do período orbital de um planeta é proporcional ao cubo do semi-eixo maior de sua órbita. Isso significa que existe uma relação previsível entre a distância de um planeta ao Sol e seu período orbital.

Fórmula da terceira lei de Kepler

A terceira lei de Kepler pode ser expressa matematicamente da seguinte forma:

T^2 = k * r^3

Onde:

  • T é o período orbital (o tempo que um planeta ou satélite leva para completar uma órbita).
  • k é uma constante.
  • r é o semi-eixo maior (a distância média do objeto até o corpo central).

Aplicações da mecânica orbital

A mecânica orbital não é apenas teoria; é prática e essencial em uma variedade de campos:

  • Satélites: Entender órbitas é importante para o lançamento de satélites, que têm muitas aplicações, incluindo GPS, comunicações, monitoramento do tempo e observação da Terra.
  • Exploração espacial: Missões espaciais, incluindo missões a outros planetas ou luas, requerem conhecimento detalhado da mecânica orbital para garantir caminhos de voo adequados e sucesso da missão.
  • Astronomia: Estudar as órbitas dos objetos celestes ajuda os astrônomos a entender a dinâmica do nosso sistema solar e além.

Conclusão

A mecânica orbital desvenda a dança dos corpos celestes, revelando as forças e princípios que sustentam o universo. Desde entender por que satélites permanecem em órbita até prever os caminhos dos planetas, a matemática e a física das órbitas fornecem percepções teóricas e práticas necessárias para aproveitar a tecnologia dos satélites e expandir nossa exploração do espaço.

À medida que você continua seus estudos em física, lembre-se de que os princípios que você aprendeu sobre gravidade e órbitas são a base fundamental de tudo, desde as espaçonaves mais simples até os telescópios mais distantes explorando o universo. As mesmas regras que mantêm os satélites em órbita também orientam as jornadas das estrelas pelo universo.


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