Gravitasjon, tiltrekningskraft som virker mellom alle legemer. Ved jordoverflaten omtales gjerne gravitasjon som tyngdekraft. Man kan imidlertid skjelne mellom "tyngde" og "gravitasjon" på følgende måte: tyngden er den kraften vi måler med fjærvekt, mens gravitasjon er tiltrekningskraften mellom legemer gitt ved Newtons gravitasjonslov. For eksempel vil tyngden være mindre på ekvator av et kuleformet legeme som roterer enn ved polene, mens gravitasjonen er like stor. Ved rask nok rotasjon kan man være "tyngdeløs" ved ekvator selv om man påvirkes av en gravitasjonskraft.

Tyngdekraften er ikke like stor på forskjellige steder på jordoverflaten. Det kommer bl.a. av Jordens rotasjon, flattrykning og høyden over havet. Tyngdens akselerasjon ved Nordpolen er 9,83 m/s2 og ved ekvator 9,78 m/s2. Forskjellig densitet av bergartene i jordskorpen fører til lokale variasjoner av tyngdekraften. Ungareren Eötvös har konstruert et instrument, Eötvös torsjonsvekt, til å måle små forandringer i tyngden, og følsomheten er så stor at man kan måle en variasjon i tyngdens akselerasjon på mindre enn 10–11m/s2. Slike målinger kan gi opplysninger om sammensetningen av jordskorpen. (Se også tyngdens akselerasjon.)

I Ptolemaios verdensbilde finner man antydninger om en kraft som virker inn mot Jordens sentrum, og som bidrar til å styre himmellegemenes gang. J. Kepler sluttet av sine observasjoner at det må være en kraft som styrer planetbevegelsene, men han kunne ikke angi noen lov for kraften.

Gravitasjonsloven ble først formulert av I. Newton i hans bok Principia, som kom ut i 1687: \[F = \gamma \frac{m_1m_2}{r^2}\] To legemer med masser m1 og m2 og avstand r, tiltrekker hverandre med en kraft F som er rettet langs den rette linjen mellom legemene, og som er proporsjonal med produktet av massene og omvendt proporsjonal med kvadratet av avstanden, Her er γ Newtons gravitasjonskonstant. Den har verdien 6,67·10–11m3kg–1s–2. Kjenner man γ og Jordens radius og tyngdens akselerasjon, kan man beregne jordklodens masse og midlere densitet. Newton anslo densiteten til 5–6·103kg/m3. Senere målinger har gitt 5,527·103kg/m3.

I 1797–98 målte Henry Cavendish gravitasjonskraften mellom en liten blykule og en stor blykule i nærheten av den, og fant at kraften stemte med gravitasjonsloven.

Newton uttrykte kraften slik at himmellegemene beveger seg som om det virker en tiltrekningskraft mellom dem. Han fant det vanskelig å forstå at gravitasjonskraften kunne virke på avstand slik loven synes å tyde på, og han forsøkte uten hell å forstå kraften som en følge av virkninger i rommet mellom legemene.

Etter at Einstein i 1905 hadde kommet frem til den spesielle relativitetsteorien, fant han ut at Newtons gravitasjonslov ikke passer med relativitetsteorien. Han innså at gravitasjonsteorien måtte bygges på et helt nytt grunnlag. Allerede i 1907 fant han dette i de to prinsippene: relativitetsprinsippet, RP, og ekvivalensprinsippet, EP. RP sier at fysikkens lover er de samme for alle observatører uansett hvordan de beveger seg, og EP er et uttrykk for at tyngdens virkning på et legemes bevegelse er identisk med virkningen av å være i et akselerert rom. Om man f.eks. er i en lukket kasse som er akselerert, vil man føle et skyv fra en av veggene, akkurat som skyvet fra gulvet når man er i ro i et tyngdefelt. En antydning av dette oppleves under start og stopp i en heis eller i en bil. I en romstasjon hvor passasjerene føler vektløshet, kan det lages kunstig tyngde ved å la romstasjonen rotere. Da vil retningen inn mot rotasjonsaksen oppleves som «oppover».

I 1915 fullførte Einstein arbeidet med konstruksjonen av sin nye gravitasjonsteori; den generelle relativitetsteorien, GR. Dette er en teori, ikke bare for gravitasjon, men også for tid og rom. Ifølge GR er det vi vanligvis oppfatter som et legemes bevegelse under påvirkning av tyngdekraften, den rettest mulige bevegelsen av et fritt legeme i et krumt, firedimensjonalt tidrom. GR har flere observerbare konsekvenser som er forskjellige fra de man får ved å bruke Newtons gravitasjonsteori. De viktigste er: avbøyning av stjernelys som passerer nær Solen, frekvensendring av lys som beveger seg i et tyngdefelt, at tiden går langsommere lengre nede i tyngdefeltet, en forskyvning av det punkt i planetenes ellipsebaner som er nærmest Solen (planetenes perihelium-presesjon). Disse fenomener er alle observert. Målingene viser overensstemmelse med GR.

Nær tilstrekkelig store massekonsentrasjoner er tyngdefeltet så sterkt at selv lys ikke slipper unna. En slik massekonsentrasjon kalles et sort hull. Dersom Solen skulle bli til et sort hull, måtte den kollapse til en kule med radius på ca. 2 km. Et sort hull med samme masse som Jorden ville ikke ha større radius enn ca. 2 cm. For legemer som beveger seg langsomt i forhold til lyshastigheten, i områder langt fra sorte hull der gravitasjonsfeltet er svakt, gir GR og Newtons gravitasjonsteori praktisk talt like resultater. Blant annet ved beregninger av satellittbaner i solsystemet er det tilstrekkelig nøyaktig å bruke Newtons gravitasjonsteori. Men f.eks. innenfor kosmologien, der man beskriver universets egenskaper i stor skala, er det nødvendig å bruke GR.

Foreslå endringer i tekst

Foreslå bilder til artikkelen

Kommentarer

Har du spørsmål til artikkelen? Skriv her, så får du svar fra fagansvarlig eller redaktør.

Du må være logget inn for å kommentere.