W roku 1687 Izaak Newton sformułował prawo powszechnej grawitacji (powszechnego ciążenia).
Mówi ono, że każde dwa ciała przyciągają się wzajemnie siłami grawitacji.
Wartość siły grawitacji jest wprost proporcjonalna do iloczynu mas ciał i odwrotnie proporcjonalna do kwadratu odległości między ich środkami.
𝐹 =𝐺 ∙ 𝑚1∙ 𝑚2 𝑟2 Stała grawitacji 𝐺 = 6,67 ∙ 10−11 [𝑁∙𝑚2
𝑘𝑔2] niewielką wartość, dlatego otaczające nas przedmioty działają na siebie niewielkimi siłami grawitacji. Skutki oddziaływań grawitacyjnych widzimy, gdy masa przynajmniej jednego z ciał jest bardzo duża.
Przejawem oddziaływania grawitacyjnego jest np. spadanie swobodne.
Puszczone ciało spada swobodnie, jeśli jedyną działającą siłą jest siła grawitacji (nie ma oporów ruchu).
Spadające swobodnie ciało porusza się ruchem jednostajnie przyspieszonym, a jego przyspieszenie nazywamy przyspieszeniem grawitacyjnym. Nie zależy ono od masy spadającego ciała. Wartość tego przyspieszenia g≈10m/s2 można obliczyć z zależności:
𝑔 =𝑔 ∙ 𝑀𝑍 𝑅𝑍2
Analogiczny wzór pozwala obliczyć wartość przyspieszenia grawitacyjnego dla każdego ciała niebieskiego.
Jeśli jedyną siłą działającą na ciało jest siła grawitacji, mówimy, że ciało jest w stanie nieważkości. Ciała w stanie nieważkości nie wywierają na siebie żadnego nacisku. W stanie nieważkości znajdują się np. ciała w poruszającym się bez napędu statku kosmicznym.
Na początku XVII w. Johannes Kepler podał trzy prawa rządzące ruchem planet.
I prawo Keplera mówi, że planety krążą wokół Słońca po elipsach, Słońce znajduje się w jednym z ognisk elipsy, wspólnym dla wszystkich planet.
Z tego prawa wynika, że planety nie znajdują się stale w tej samej odległości od Słońca. Punkt na orbicie najbliższy Słońcu nazywa się peryhelium, a najdalszy: aphelium.
II prawo Keplera mówi, że odcinek łączący planetę ze Słońcem (promień wodzący planety) zakreśla w takim samym czasie jednakowe pola.
Podczas ruchu planety po eliptycznym torze zmienia się jej szybkość. Gdy planeta znajduje się najbliżej Słońca, ma największą szybkość, im dalej od Słońca tym coraz mniejszą.
III prawo Keplera mówi, że iloraz kwadratu okresu obiegu planety i trzeciej potęgi jej średniej odległości od Słońca jest jednakowy dla wszystkich planet Układu Słonecznego:
𝑇2
𝑟3 = 𝑐𝑜𝑛𝑠𝑡.
Prawa Keplera można stosować nie tylko do ruchu planet, ale do każdego układu satelitów krążących wokół tego samego ciała.
Ruchem jednostajnym po okręgu nazywamy ruch, którego torem jest okrąg, a wartość prędkości się nie zmienia. Zmienia się ciągle kierunek i zwrot wektora prędkości. Wektor prędkości jest styczny do okręgu (prostopadły do promienia).
Czas jednego okrążenia nazywamy okresem, a liczbę okrążeń w jednostce czasu – częstotliwością ruchu.
Ciało poruszające się po okręgu – mimo, że wartość jego prędkości nie zmienia się – posiada przyspieszenie, zwane przyspieszeniem dośrodkowym (zwrócone jest w stronę środka okręgu). Jego wartość obliczamy ze wzoru:
𝑎 =𝑣2 𝑟
Warunkiem ruchu po okręgu jest działanie siły dośrodkowej. Wartość siły dośrodkowej w ruchu jednostajnym po okręgu nie ulega zmianie. Obliczamy ją ze wzoru:
𝐹 =𝑚 ∙ 𝑣2 𝑟
Rolę siły dośrodkowej mogą pełnić różne siły, np. siła grawitacji. Ciało poruszające się wokół jakiegoś obiektu pod wpływem siły grawitacji nazywamy satelitą. Prędkość satelity krążącego wokół Ziemi obliczamy ze wzoru:
𝑣 = √𝐺 ∙ 𝑀𝑍 𝑟
Prędkość satelity krążącego tuż przy powierzchni Ziemi nazywamy I prędkością kosmiczną:
𝑣 = √𝐺 ∙ 𝑀𝑍
𝑅 = 7,9𝑘𝑚 𝑠
W rzeczywistości satelity nie krążą tuż przy powierzchni Ziemi, bo siła oporu powietrza hamowałaby ich ruch.
II prędkością kosmiczną nazywamy prędkość, jaką trzeba nadać ciału na powierzchni Ziemi, aby pokonało siłę grawitacji Ziemi i oddaliło się od niej. Dla Ziemi ma ona wartość 11,2 km/s.
Jednym z rodzajów satelitów jest satelita geostacjonarny. Znajduje się on ciągle nad jednym punktem powierzchni Ziemi, w odległości 42 200 km od środka Ziemi. Okres obiegu takiego satelity wokół Ziemi trwa 1 dobę (tyle, ile okres obrotu Ziemi wokół własnej osi), a jego orbita musi leżeć w płaszczyźnie równika.
Satelity takie wykorzystuje się np. do przekazu sygnału telewizyjnego.
