Гравитация на венере

Поверхностная гравитация

Поверхностная гравитация (англ. surface gravity) — ускорение свободного падения, испытываемое на поверхности астрономического или иного объекта. Поверхностную гравитацию можно рассматривать как ускорение вследствие притяжения, испытываемое гипотетической пробной частицей, находящейся вблизи поверхности объекта и обладающей пренебрежимо малой массой, чтобы не вносить возмущения.

Поверхностная гравитация измеряется в единицах ускорения, которые в системе СИ равны м/с2. Иногда её удобно выражать в единицах земного ускорения свободного падения g = 9,80665 м/с2. В астрофизике поверхностную гравитацию иногда выражают в виде lg g, который представляет собой десятичный логарифм от значения ускорения, выраженного в системе единиц СГС, в которой ускорение измеряется в см/с2. Следовательно, поверхностная гравитация Земли в системе СГС равна 980,665 см/с2, а десятичный логарифм этой величины равен 2,992.

Гравитация на поверхности белого карлика очень сильна, а для нейтронных звёзд она ещё сильнее. Компактность нейтронной звезды приводит к тому, что для неё поверхностная гравитация составляет около 7·1012 м/с2, типичные значения имеют порядок 1012 м/с2, что в 100 000 000 000 раз превышает значение земной поверхностной гравитации. При этом скорость убегания с поверхности нейтронной звезды имеет порядок 105 км/с (треть скорости света).

Масса, радиус и поверхностная гравитация

Поверхностная гравитация различных тел Солнечной системы
(1g = 9,81 м/с2, ускорение свободного падения на Земле)

Название Поверхностная гравитация
Солнце 28,02g
Меркурий 0,38g
Венера 0,904g
Земля 1,00g
Луна 0,1654g
Марс 0,376g
Фобос 0,0005814g
Деймос 0,000306g
Церера 0,0275g
Юпитер 2,53g
Ио 0,183g
Европа 0,134g
Ганимед 0,15g
Каллисто 0,126g
Сатурн 1,07g
Титан 0,14g
Энцелад 0,0113g
Уран 0,89g
Нептун 1,14g
Тритон 0,0797g
Плутон 0,067g
Эрида 0,0677g
67P-CG 0,000017g

В теории гравитации Ньютона сила притяжения, создаваемая объектом, пропорциональна его массе: объект с вдвое большей массой создаёт вдвое большую силу. Сила притяжения в теории Ньютона обратно пропорциональна квадрату расстояния, поэтому удалившийся на вдвое большее расстояние объект создаёт в четыре раза меньшую силу. По аналогичному закону изменяется с расстоянием освещённость, создаваемая точечным источником.

Крупный объект, такой как планета или звезда, обычно имеет круглую форму вследствие достижения гидростатического равновесия (все точки на поверхности обладают одинаковой гравитационной потенциальной энергией). На малых масштабах более высокие области подвергаются эрозии, а осыпающееся вещество откладывается на более низких областях. На больших масштабах планета или звезда целиком деформируется до момента достижения равновесия. Для большинства небесных тел результатом является то, что рассматриваемую планету или звезду можно считать почти идеальной сферой в случае малой скорости вращения. Для молодых массивных звёзд экваториальная скорость вращения может достигать 200 км/с и более, что может приводить к значительной сплюснутости. Примерами таких быстро вращающихся звёзд являются Ахернар, Альтаир, Регул A и Вега.

Тот факт, что многие крупные небесные тела имеют почти шарообразную форму, позволяет относительно несложно вычислять их поверхностную гравитацию. Сила притяжения вне сферически симметричного тела равна силе притяжения точечного тела той же массы, помещённого в центр исходного тела, что было доказано И. Ньютоном. Следовательно, поверхностная гравитация планеты или звезды данной массы примерно обратно пропорциональна квадрату радиуса, а поверхностная гравитация планеты или звезды с заданной средней плотностью приблизительно пропорциональна радиусу. Например, недавно открытая планета Глизе 581 c превосходит Землю по массе в 5 раз, но маловероятно, что поверхностная гравитация также в 5 раз превосходит земную. Если масса данной планеты превосходит земную не более, чем в 5 раз и планета является каменистой с крупным железным ядром, то её радиус примерно на 50% больше земного. Гравитация на подобной планете приблизительно в 2,2 раза будет превышать земную. Если же планета ледяная или водная, то радиус вдвое может превышать радиус Земли, вследствие чего гравитация на поверхности превысит земную не более чем в 1,25 раза.

Указанные выше пропорциональности можно выразить формулой

g = m r 2 , {\displaystyle g={\frac {m}{r^{2}}},}

где g равно поверхностной гравитации, выраженной в единицах ускорения свободного падения для поверхности Земли, m равно массе объекта в единицах массы Земли (5,976·1024 кг), r равно радиусу объекта, выраженному в единицах среднего радиуса Земли (6371 км). Например, Марс имеет массу 6,4185·1023 кг = 0,107 массы Земли и средний радиус 3390 км = 0,532 радиуса Земли. Тогда поверхностная гравитация Марса равна

0 , 107 0 , 532 2 = 0 , 38 {\displaystyle {\frac {0,107}{0,532^{2}}}=0,38}

в единицах значения для Земли. Если не использовать Землю в качестве тела отсчёта, то поверхностную гравитацию можно определять напрямую из закона всемирного тяготения:

g = G M r 2 , {\displaystyle g={\frac {GM}{r^{2}}},}

где M — масса объекта, r — его радиус, G — гравитационная постоянная. Если ρ = M/V показывает среднюю плотность объекта, то выражение можно переписать в виде

g = 4 π 3 G ρ r , {\displaystyle g={\frac {4\pi }{3}}G\rho r,}

поэтому для фиксированной средней плотности поверхностная гравитация g пропорциональна радиусу r.

Поскольку гравитация обратно пропорциональна квадрату расстояния, то космическая станция на высоте 400 км над поверхностью Земли испытывает почти такую же силу притяжения, как и мы на поверхности Земли. Причина, по которой космическая станция не падает на землю, состоит не в том, что на неё не действует притяжение, а в том, что станция находится на орбите в свободном падении.

Объекты, не являющиеся сферически-симметричными

Большинство астрономических объектов не являются абсолютно сферически-симметричными. Одной из причин является то, что данные объекты обычно вращаются, то есть на их форму оказывают совместное влияние сила притяжения и центробежная сила, вследствие чего звёзды и планеты приобретают сплюснутую форму. На экваторе при этом поверхностная гравитация будет меньше, чем на полюсе. Данное явление использовал Хол Клемент в новелле «Экспедиция „Тяготение“», в которой упоминается массивная быстро вращающаяся планета, на которой гравитация на полюсах значительно превышала гравитацию на экваторе.

Поскольку распределение внутреннего вещества объекта может отклоняться от симметричной модели, то мы можем использовать поверхностную гравитацию для получения сведений о внутреннем строении объекта. В 1915-1916 годах на основе данного вывода по методу Лоранда Этвёша осуществлялся поиск нефти около города Гбелы в Словакии., стр. 1663;, стр. 223. В 1924 году аналогичный метод использовался для уточнения положения нефтяных полей Nash Dome в Техасе., стр. 223.

Иногда полезно вычислять поверхностную гравитацию простых гипотетических объектов, которые не встречаются в природе. Поверхностная гравитация бесконечных плоскостей, трубок, тонких оболочек и других нереалистичных фигур может использоваться при построении моделей гравитации реальных объектов.

Поверхностная гравитация чёрной дыры

В теории относительности ньютоновское понятие ускорения перестаёт быть чётко определённым. Для чёрной дыры поверхностную гравитацию нельзя определить как ускорение, испытываемое пробным телом на поверхности объекта, поскольку на горизонте событий ускорение стремится к бесконечности. Обычно используется понятие местного собственного ускорения (стремится к бесконечности вблизи горизонта событий), умноженного на коэффициент, связанный с гравитационным замедлением времени (стремится к нулю вблизи горизонта событий).

При рассмотрении поверхностной гравитации чёрной дыры следует определить понятие, аналогичное случаю ньютоновской поверхностной гравитации. Гравитация на поверхности чёрной дыры в общем случае определяется плохо. Можно определить поверхностную гравитацию для чёрной дыры, горизонт событий которой является горизонтом Киллинга.

Для случая статического горизонта Киллинга поверхностная гравитация κ {\displaystyle \kappa } представляет собой ускорение, необходимое для удержания объекта на горизонте событий. Если k a {\displaystyle k^{a}} представляет нормированный вектор Киллинга, то поверхностная гравитация определяется как

k a ∇ a k b = κ k b , {\displaystyle k^{a}\,\nabla _{a}k^{b}=\kappa k^{b},}

уравнение записывается для горизонта. Для статичного и асимптотически плоского пространства-времени нормализацию следует выбирать так, чтобы k a k a → − 1 {\displaystyle k^{a}k_{a}\rightarrow -1} при r → ∞ {\displaystyle r\rightarrow \infty } , а также κ ≥ 0 {\displaystyle \kappa \geq 0} . Для решения Шварцшильда мы принимаем такое k a {\displaystyle k^{a}} , что k a ∂ a = ∂ ∂ t {\displaystyle k^{a}\partial _{a}={\frac {\partial }{\partial t}}} , для решения Керра — Ньюмена мы принимаем k a ∂ a = ∂ ∂ t + Ω ∂ ∂ φ {\displaystyle k^{a}\partial _{a}={\frac {\partial }{\partial t}}+\Omega {\frac {\partial }{\partial \varphi }}} , где Ω {\displaystyle \Omega } показывает угловую скорость.

Решение Шварцшильда

Поскольку k a {\displaystyle k^{a}} является вектором Киллинга, то k a ∇ a k b = κ k b {\displaystyle k^{a}\,\nabla _{a}k^{b}=\kappa k^{b}} соответствует − k a ∇ b k a = κ k b {\displaystyle -k^{a}\,\nabla ^{b}k_{a}=\kappa k^{b}} . В координатах ( t , r , θ , φ ) {\displaystyle (t,r,\theta ,\varphi )} k a = ( 1 , 0 , 0 , 0 ) {\displaystyle k^{a}=(1,0,0,0)} . Переход к системе координат Эддингтона-Финкельштейна v = t + r + 2 M ln ⁡ | r − 2 M | {\displaystyle v=t+r+2M\ln |r-2M|} приводит к виду метрики

d s 2 = − ( 1 − 2 M r ) d v 2 + 2 d v d r + r 2 ( d θ 2 + sin 2 ⁡ θ d φ 2 ) . {\displaystyle ds^{2}=-\left(1-{\frac {2M}{r}}\right)\,dv^{2}+2\,dv\,dr+r^{2}\left(d\theta ^{2}+\sin ^{2}\theta \,d\varphi ^{2}\right).}

В общем случае изменения системы координат вектор Киллинга преобразуется как k v = A t v k t {\displaystyle k^{v}=A_{t}^{v}k^{t}} , что даёт вектора s k a ′ = ( 1 , 0 , 0 , 0 ) {\displaystyle k^{a’}=(1,0,0,0)} и k a ′ = ( − 1 + 2 M r , 1 , 0 , 0 ) . {\displaystyle k_{a’}=\left(-1+{\frac {2M}{r}},1,0,0\right).}

Если b = v для k a ∇ a k b = κ k b {\displaystyle k^{a}\,\nabla _{a}k^{b}=\kappa k^{b}} , то получаем дифференциальное уравнение − 1 2 ∂ ∂ r ( − 1 + 2 M r ) = κ . {\displaystyle -{\frac {1}{2}}{\frac {\partial }{\partial r}}\left(-1+{\frac {2M}{r}}\right)=\kappa .}

Следовательно, поверхностная гравитация для решения Шварцшильда при массе M {\displaystyle M} равна κ = 1 4 M . {\displaystyle \kappa ={\frac {1}{4M}}.}

Решение Керра

Поверхностная гравитация для незаряженной вращающейся чёрной дыры равна

κ = g − k , {\displaystyle \kappa =g-k,}

где g = 1 4 M {\displaystyle g={\frac {1}{4M}}} является поверхностной гравитацией решения Шварцшильда, k := M Ω + 2 {\displaystyle k:=M\Omega _{+}^{2}} , Ω + {\displaystyle \Omega _{+}} равна угловой скорости у горизонта событий. Данное выражение приводит к температуре Хокинга 2 π T = g − k {\displaystyle 2\pi T=g-k} .

Решение Керра — Ньюмена

Поверхностная гравитация для решения Керра — Ньюмена равна

κ = r + − r − 2 ( r + 2 + a 2 ) = M 2 − Q 2 − J 2 / M 2 2 M 2 − Q 2 + 2 M M 2 − Q 2 − J 2 / M 2 , {\displaystyle \kappa ={\frac {r_{+}-r_{-}}{2(r_{+}^{2}+a^{2})}}={\frac {\sqrt {M^{2}-Q^{2}-J^{2}/M^{2}}}{2M^{2}-Q^{2}+2M{\sqrt {M^{2}-Q^{2}-J^{2}/M^{2}}}}},}

где Q {\displaystyle Q} — электрический заряд, J {\displaystyle J} — угловой момент, r ± := M ± M 2 − Q 2 − J 2 / M 2 {\displaystyle r_{\pm }:=M\pm {\sqrt {M^{2}-Q^{2}-J^{2}/M^{2}}}} — расположение двух горизонтов, a := J / M {\displaystyle a:=J/M} .

Динамические чёрные дыры

Поверхностная гравитация для стационарных чёрных дыр определяется, поскольку все стационарные чёрные дыры обладают горизонтом Киллинга. Недавно были предприняты попытки определения поверхностной гравитации динамических чёрных дыр, чьё пространство-время не является полем Киллинга. На протяжении нескольких лет различными авторами предлагались разные варианты определения. На настоящий момент нет окончательного решения о справедливости каких-либо из определений.

Примечания

Гравитационная сила на разных планетах

Гравитационная сила на Нептуне
Газовый гигант Нептун лишь в семнадцать раз массивнее Земли, можно ожидать, что сила тяжести на его поверхности будет в семнадцать раз сильнее. Тем не менее, радиус Нептуна в 3,89 раза больше, чем радиус Земли на экваторе, поэтому, используя закон тяготения Ньютона, вы увидите, что гравитация на поверхности Нептуна всего лишь примерно на 14 процентов больше, чем на поверхности Земли (записывается так: 1.14G).

Гравитационная сила Солнца
Тело с высокой гравитационной силой на поверхности в Солнечной системе — это Солнце. Поскольку его масса в 333 000 раз больше, чем у нашей планеты, его поверхностная гравитация мощнее нашей в 28 раз. Центрифуга не может двигаться так быстро, потому что при такой G-нагрузке у вас не было бы совершенно никаких шансов на выживание.
Чтобы найти еще более сильные гравитационные поля, мы должны отправиться за пределы нашей Солнечной системы и искать более экзотические объекты, чем просто звезды.

Эксперименты с гравитацией на Земле
Гравитацию чувствуют на себе все жители Планеты, особенно если необходимо перенести с места на место, что-нибудь тяжелое. Чтобы носить тяжести, например, школьные учебники и принадлежности, было более удобно, лучше всего приобрести рюкзаки Hummingbird и тогда ваши дети будут чувствовать себя более комфортно при посещении школы.

Для изучения воздействия гравитации на человека, ученые изобрели центрифугу.
Центрифуга при отделе физиологии Королевских военно-воздушных сил Нидерландов была одним из первых устройств, построенных для того, чтобы вращать человека по кругу на большой скорости. Ее цель состояла и в том, чтобы обеспечить летчиков-истребителей высокими перегрузками, какие они испытывают в бою, и в том, чтобы научить их сохранять ясность сознания и присутствие духа. Кроме того, эта центрифуга должна была принять участие и в научных исследованиях. Ускорение и гравитация — две стороны одного и того же явления, и вращение — хороший способ достижения высоких ускорений в небольшом пространстве. Когда человек находится в центрифуге, ускорение направлено в сторону центра вращения и вызвано центростремительной силой, которая действует на организм через сиденье, заставляя вас кружиться в замкнутом пространстве.

Гравитационная постоянная

Гравитационная постоянная G лежит в основе закона всемирного тяготения.

Гравитацио́нная постоя́нная, постоянная Ньютона (обозначается обычно G, иногда GN или γ) — фундаментальная физическая постоянная, константа гравитационного взаимодействия.

Согласно Ньютоновскому закону всемирного тяготения, сила гравитационного притяжения F между двумя материальными точками с массами m1 и m2, находящимися на расстоянии r, равна:

F = G m 1 m 2 r 2 . {\displaystyle F=G{\frac {m_{1}m_{2}}{r^{2}}}.}

Коэффициент пропорциональности G в этом уравнении называется гравитационной постоянной. Численно она равна модулю силы тяготения, действующей на точечное тело единичной массы со стороны другого такого же тела, находящегося от него на единичном расстоянии.

Точность измерений гравитационной постоянной на несколько порядков ниже точности измерений других физических величин.

В единицах Международной системы единиц (СИ) рекомендованное Комитетом данных для науки и техники (CODATA) на 2018 год значение гравитационной постоянной:

G = 6,67430(15)·10−11 м3·с−2·кг−1, или Н·м²·кг−2.

Гравитационная постоянная является основой для перевода других физических и астрономических величин, таких, например, как массы планет во Вселенной, включая Землю, а также других космических тел, в традиционные единицы измерения, например, килограммы. При этом из-за слабости гравитационного взаимодействия и результирующей малой точности измерений гравитационной постоянной отношения масс космических тел обычно известны намного точнее, чем индивидуальные массы в килограммах.

Гравитационная постоянная является одной из основных единиц измерения в планковской системе единиц.

История измерения

Основная статья: Эксперимент Кавендиша

Гравитационная постоянная фигурирует в современной записи закона всемирного тяготения, однако отсутствовала в явном виде у Ньютона и в работах других ученых вплоть до начала XIX века. Гравитационная постоянная в нынешнем виде впервые была введена в закон всемирного тяготения, по-видимому, только после перехода к единой метрической системе мер. Возможно впервые это было сделано французским физиком Пуассоном в «Трактате по механике» (1809), по крайней мере никаких более ранних работ, в которых фигурировала бы гравитационная постоянная, историками не выявлено.

В 1798 году Генри Кавендиш поставил эксперимент с целью определения средней плотности Земли с помощью крутильных весов, изобретённых Джоном Мичеллом (Philosophical Transactions 1798). Кавендиш сравнивал маятниковые колебания пробного тела под действием тяготения шаров известной массы и под действием тяготения Земли. Численное значение гравитационной постоянной было вычислено позже на основе значения средней плотности Земли. Точность измеренного значения G со времён Кавендиша увеличилась, но и его результат был уже достаточно близок к современному.

Значение этой постоянной известно гораздо менее точно, чем у всех других фундаментальных физических постоянных, и результаты экспериментов по её уточнению продолжают различаться. В то же время известно, что проблемы не связаны с изменением самой постоянной от места к месту и во времени (неизменность гравитационной постоянной проверена с точностью до ΔG/G ~ 10−17), но вызваны экспериментальными трудностями измерения малых сил с учётом большого числа внешних факторов. В будущем, если опытным путём будет установлено более точное значение гравитационной постоянной, то оно может быть пересмотрено.

В 2000 г. было получено значение гравитационной постоянной G = 6,673 90 × 10 − 8 {\displaystyle G=6{,}67390\times 10^{-8}} см3 г−1 c−2, с погрешностью 0,0014 %.

В 2013 г. значение гравитационной постоянной было получено группой ученых, работавших под эгидой Международного бюро мер и весов:

G = 6,67554(16) × 10−11 м3·с−2·кг−1 (стандартная относительная погрешность 25 ppm (или 0,0025 %), первоначальное опубликованное значение несколько отличалось от окончательного из-за ошибки в расчётах и было позже исправлено авторами).

В июне 2014 года в журнале «Nature» появилась статья итальянских и нидерландских физиков, где были представлены новые результаты измерения G, сделанные при помощи атомных интерферометров. По их результатам

G = 6,67191(99) × 10−11 м3·с−2·кг−1 с погрешностью 0,015 % (150 ppm).

Авторы указывают, что поскольку эксперимент с применением атомных интерферометров основан на принципиально других подходах, он помогает выявить некоторые систематические ошибки, не учитывающиеся в других экспериментах.

В августе 2018 года в журнале «Nature» физиками из Китая и России были опубликованы результаты новых измерений гравитационной постоянной с улучшенной точностью (погрешность 12 ppm, или 0,0012 %). Были использованы два независимых метода — измерение времени качаний торсионного подвеса и измерение углового ускорения, получены значения G, соответственно:

G = 6,674184(78) × 10−11 м3·с−2·кг−1; G = 6,674484(78) × 10−11 м3·с−2·кг−1.

Оба результата в пределах двух стандартных отклонений совпадают с рекомендованным значением CODATA, хотя отличаются друг от друга на ~2,5 стандартных отклонения.

По астрономическим данным постоянная G практически не изменялась за последние сотни миллионов лет, скорость её относительного изменения (dG/dt)/G не превышает нескольких единиц на 10−11 в год.

> См. также

  • Постоянная Гаусса
  • Планковские единицы
  • Ускорение свободного падения
  1. В общей теории относительности обозначения, использующие букву G, применяются редко, поскольку там эта буква обычно используется для обозначения тензора Эйнштейна.
  2. По определению массы, входящие в это уравнение, — гравитационные массы, однако расхождения между величиной гравитационной и инертной массы какого-либо тела до сих пор не обнаружено экспериментально. Теоретически в рамках современных представлений они вряд ли отличаются. Это в целом было стандартным предположением и со времен Ньютона.
  3. Новые измерения гравитационной постоянной еще сильнее запутывают ситуацию // Элементы.ру, 13.09.2013
  4. CODATA Internationally recommended values of the Fundamental Physical Constants (англ.). Дата обращения 20 мая 2019.
  5. Разные авторы указывают разный результат, от 6,754⋅10−11 м²/кг² до (6,60 ± 0,04)⋅10−11м³/(кг·с³) — см. Эксперимент Кавендиша#Вычисленное значение.
  6. Игорь Иванов. Новые измерения гравитационной постоянной ещё сильнее запутывают ситуацию (13 сентября 2013). Дата обращения 14 сентября 2013.
  7. Так ли постоянна гравитационная постоянная? Архивная копия от 14 июля 2014 на Wayback Machine Новости науки на портале cnews.ru // публикация от 26.09.2002
  8. Brooks, Michael Can Earth’s magnetic field sway gravity?. NewScientist (21 September 2002). 8 февраля 2011 года.
  9. Ерошенко Ю. Н. Новости физики в сети Internet (по материалам электронных препринтов), УФН, 2000 г., т. 170, № 6, с. 680
  10. Quinn Terry, Parks Harold, Speake Clive, Davis Richard. Improved Determination of G Using Two Methods (англ.) // Physical Review Letters. — 2013. — 5 September (vol. 111, no. 10). — ISSN 0031-9007. — DOI:10.1103/PhysRevLett.111.101102.
  11. Quinn Terry, Speake Clive, Parks Harold, Davis Richard. Erratum: Improved Determination of G Using Two Methods (англ.) // Physical Review Letters. — 2014. — 15 July (vol. 113, no. 3). — ISSN 0031-9007. — DOI:10.1103/PhysRevLett.113.039901.
  12. Rosi G., Sorrentino F., Cacciapuoti L., Prevedelli M., Tino G. M. Precision measurement of the Newtonian gravitational constant using cold atoms (англ.) // Nature. — 2014. — June (vol. 510, no. 7506). — P. 518—521. — ISSN 0028-0836. — DOI:10.1038/nature13433.
  13. Li Qing, Xue Chao, Liu Jian-Ping, Wu Jun-Fei, Yang Shan-Qing, Shao Cheng-Gang, Quan Li-Di, Tan Wen-Hai, Tu Liang-Cheng, Liu Qi, Xu Hao, Liu Lin-Xia, Wang Qing-Lan, Hu Zhong-Kun, Zhou Ze-Bing, Luo Peng-Shun, Wu Shu-Chao, Milyukov Vadim, Luo Jun. Measurements of the gravitational constant using two independent methods (англ.) // Nature. — 2018. — August (vol. 560, no. 7720). — P. 582—588. — ISSN 0028-0836. — DOI:10.1038/s41586-018-0431-5.
  14. van Flandern T. C. Is the Gravitational Constant Changing (англ.) // The Astrophysical Journal. — 1981. — September (vol. 248). — P. 813. — DOI:10.1086/159205. — Bibcode: 1981ApJ…248..813V.
    Результат: (dG/dt)/G = (−6,4 ± 2,2)×10−11 год−1
  15. Verbiest J. P. W., Bailes M., van Straten W., Hobbs G. B., Edwards R. T., Manchester R. N., Bhat N. D. R., Sarkissian J. M., Jacoby B. A., Kulkarni S. R. Precision Timing of PSR J0437−4715: An Accurate Pulsar Distance, a High Pulsar Mass, and a Limit on the Variation of Newton’s Gravitational Constant (англ.) // The Astrophysical Journal. — 2008. — 20 May (vol. 679, no. 1). — P. 675—680. — ISSN 0004-637X. — DOI:10.1086/529576.
    Результат: |Ġ/G| ≤ 2,3 × 10−11 год−1
  16. Взрыв звезд доказал неизменность Ньютоновской гравитации в космическом времени

Ссылки

  • Гравитационная постоянная // Большая советская энциклопедия : / гл. ред. А. М. Прохоров. — 3-е изд. — М. : Советская энциклопедия, 1969—1978.
  • Милюков В. К. Гравитационная постоянная // Физическая энциклопедия. — М.: Советская энциклопедия, 1988. — Т. 1. — С. 523.
  • Speake C., Quinn T. The search for Newton’s constant // Physics Today. — 2014. — Vol. 67, № 7. — P. 27—33.
  • Иванов И. Гравитационная постоянная измерена новыми методами // Элементы. — 22.01.2007.
  • Измерение гравитационной постоянной (большой G) как повод для дебатов!

Добавить комментарий

Ваш e-mail не будет опубликован. Обязательные поля помечены *