по крутой параболе – на землю поблизости от башни. А если скорость очень велика, парабола станет очень пологой, и шар улетит очень далеко от Земли.
Спрашивается, с какой скоростью надо бросить шар, чтобы, свободно падая, он оставался на той же высоте от земной поверхности, уходящей закругленно “вниз”?
На этот вопрос ныне может ответить и школьник, нарисовав указанную схему, применив теорему Пифагора и учтя, что радиус Земли R ≈ 6000 км, а ускорение свободного падения g ≈ 10 м/сек2. Эти величины, как и теорему Пифагора, знал также и Галилей. И мог получить, что искомая скорость связана с g и R соотношением
V2= gR
и равна примерно 8 км/сек. Летя с такой скоростью, шар оставался бы на постоянном удалении от земной поверхности. Совсем как Луна.
Однако Галилей легко обнаружил бы, что лунные величины Rл ≈ 400 000 км и Vл ≈ 1 км/сек никак не укладываются в полученное соотношение. А чтобы уложились, нужно значение gл, примерно в 3600 раз меньшее измеренного Галилеем на поверхности Земли. Расстояние до Луны больше радиуса Земли примерно в 60 раз, а 60 60 = 3600. Отсюда Галилей мог предположить, что ускорение свободного падения g меняется с удалением от Земли обратно пропорционально квадрату расстояния R:
g ~ 1/ R 2.
Отсюда, с учетом предыдущего соотношения, следует, что скорость спутника меняется с расстоянием R от небесного тела:
V ~ 1/ R 1/2.
А если небесное тело имеет несколько спутников, то для них всех величина VR 1/2 одна и та же.
Подтвердить это свойство Галилей мог на им же открытых спутниках Юпитера:
Подтвердили бы это и спутники Солнца, то есть планеты (орбиты которых близки к круговым).
Так закон свободного падения, установленный в земных физических опытах, поднялся бы до астрономических высот. И так Галилей пришел бы к новому закону природы, который мог назвать общим законом свободного падения: ускорение свободного падения на расстоянии R от центра небесного тела
g(R) = A/R 2,
где А – некая константа, определяемая свойствами небесного тела.
Из наблюдательных данных Галилей мог вычислить соотношения таких констант для Земли, Юпитера и Солнца:
AЮпитера ≈ 300 AЗемли,
AСолнца ≈ 300 000 AЗемли.
Глядя на эти три величины, характеризующие Землю, Юпитер и Солнце, естественно было спросить, какие различия небесных тел ведут к различиям их констант A. Из явных различий в размере, в количестве вещества (массе) и в состоянии светимости легче всего предположить, что величина A пропорциональна массе небесного тела M: A = GM с неким коэффициентом G (который тоже можно грубо оценить, считая среднюю плотность Земли близкой к плотности ее твердых пород).
В результате Галилей получил бы общую зависимость сразу для всех трех небесных тех – Земли, Юпитера и Солнца:
g (R) = GM/R 2,
и здесь константа G – не простая,