справедливы только при условии, что наблюдатель находится в инерциальной системе отсчета. Определение Ньютона для инерциальной системы отсчета: это любая система, которая покоится или движется равномерно и прямолинейно по отношению к неподвижным звездам.
Определение: импульсом (количеством движения) тела p называется произведение массы тела на его скорость:
Закон сохранения импульса
В отсутствие внешних сил сумма импульсов системы частиц (тел) остается неизменной.
При столкновении двух частиц, имеющих массы mA и mB, закон сохранения импульса записывается так:
или
где vA и vB – скорости частиц до соударения, а v'A и v'B – их скорости после соударения.
Другой вариант: две частицы первоначально покоятся, т. е. vA = vB = 0. Затем между ними происходит взаимодействие (например, из одной частицы выскакивает упругая пружина и расталкивает частицы). Закон сохранения импульса показывает, что после взаимодействия мы должны получить
где знак «минус» означает, что векторы параллельны, но направлены в противоположные стороны. Отсюда следует, что
где v'A и vB – абсолютные величины векторов скорости после взаимодействия.
Тогда любую неизвестную массу mB можно найти, приведя ее во взаимодействие с известной массой mA с помощью пружины, находящейся между ними, и измеряя отношение скоростей после взаимодействия. Масса частицы (тела), определенная таким образом, называется инертной массой. Закон сохранения импульса позволяет определить инертную массу тела.
Закон всемирного тяготения
Ньютоновский закон всемирного тяготения для силы, действующей между двумя телами с массами m1 и m2, записывается следующим образом:
где r—расстояние между телами, G = 6,67 × 10-11 Н × м2/кг2 – гравитационная постоянная (1 Н = 1 ньютон – это величина силы, с которой Земля притягивает тело массой 0,1 кг, находящееся на ее поверхности).
Гравитационная постоянная является мировой константой, ее определение возможно при проведении прямых лабораторных опытов по измерению силы гравитационного притяжения двух известных масс. Впервые опыт по определению G был поставлен Г. Кавендишем в 1797 г. Зная величину G, можно определить массу Земли, массы других планет Солнечной системы, массу Солнца. Для определения массы Солнца необходимо знать расстояние от Земли до Солнца и время, за которое Земля совершает один оборот вокруг Солнца.
Следствия закона всемирного тяготения
Еще до того как Ньютон постулировал закон всемирного тяготения, И. Кеплер, анализируя движения планет Солнечной системы, предложил три простых закона, очень точно описывающих эти движения не только для всех планет, но и для их спутников.
Первый закон Кеплера
Все
