Hukum gravitasi umum newton
Sebuah apel jatuh di bawah sebatang pohon apel di pekarangan rumah newton. Kemudian, kejadian ini mengilhaminya untuk menemukan hukum yang kemudian terkenal dengan nama “Hukum Gaya Berat (Gravitasi) Newton (1687)”. Hukum ini menyatakan, Dua benda yang terpisah oleh jarak tertentu cenderung tarik-menarik dengan gaya (atau kekuatan) alamiah yang sebanding dengan massa (atau ukuran kepadatan atau berat) masing-masing benda dan juga berbanding terbalik dengan kuadrat jarak antara keduanya.
<!–[if gte msEquation 12]>F=Gm1 x m2r2<![endif]–>
Tiga hal yang harus diperhatikan dalam penggunaan hukum gravitasi umum adalah
A. Benda dianggap berbentuk bola seragam atau berupa partikel (titik materi) sehingga r adalah jarak pisah antara kedua pusat benda 2.
B. Garis kerja gaya gravitasi terletak pada garis hubung yang menghubungkan pusat benda m1 dan m2.
C. F12 adalah gaya gravitasi pada benda 1 yang dikerjakan oleh benda 2(aksi), sedangkan F21 adalah gaya gravitasi pada benda 2 yang dikerjakan oleh benda 1 (reaksi). Jadi F12 dan F21 adalah dua gaya yang bekerja pada benda berbeda sama besar dan berlawanan arah pasanagan gaya aksi-reaksi.
Teori Gaya Berat Newton yang mengungkapkan adanya gaya tarik Matahari pada planet yang massanya jauh lebih kecil dibandingkan dengan massa Matahari, dan oleh hukum geraknya yang menerangkan bagaimana perubahan gerak planet akibat pengaruh gaya berat ini. Jadi gaya berat inilah yang berperan mengubah keadaan gerak planet dari keadaan geraknya yang semula cenderung diam atau bergerak dengan kecepatan tetap sepanjang garis lurus. Hukum gerak selanjutnya menerangkan, planet pada saat semula tidak boleh dalam keadaan diam karena bila demikian, planet yang bersangkutan akan tertarik dan jatuh ke permukaan Matahari. Jadi ia tentulah bergerak dengan kecepatan awal tertentu terhadap Matahari dan tentulah menyimpang dari arah yang menuju kedudukan Matahari. Maka dalam keadaan gerak yang demikian, lintasan atau garis edarnya dapat berupa salah satu dari keempat irisan kerucut berikut yakni lingkaran, elips, hiperbola atau parabola.
Hukum Newton Kedua atau Hukum Gerak
Hukum ini dasarnya menyatakan hubungan antara gaya dan gerak yang menempatkan keduanya sebagai suatu hubungan sebab-akibat. Di sini gaya dikaitkan dengan kekuatan mendorong atau menarik yang berperan sebagai penyebab “perubahan gerak” sebuah benda atau lebih terinci lagi, gaya adalah penyebab perubahan besar kecepatan (laju) dan arah gerak (arah kecepatan) benda dan Hukum Newton kedua ini menyatakan, Besarnya perubahan gerak benda yang secara pengukuran disebut percepatan berbanding terbalik dengan massa benda itu dan berbanding lurus dengan gaya penyebabnya.
Sistem Ptolemaeus dan Kopernik
Sebelum abad 15 para ilmuwan astronomi menganut pandangan yang menyatakan bahwa Bumi adalah pusat jagat raya dan semua benda langit bergerak mengelilinginya. Sistem jagat raya dalam pandangan ini disebut sistem Ptolemaeus untuk menghormati ilmuwan astronomi Mesir kuno kenamaan yang pertama kali secara tertulis mengumumkan pandangan di atas dalam abad ke-2 sebelum Masehi. Pandangan Ptolemaeus ini memang sesuai dengan apa yang kita amati, dan memang tidak ada yang salah dalam pandangan ini. Akan tetapi bila sistem Ptolemaeus digambarkan di atas kertas, maka gerak benda langit menjadi sulit dan rumit untuk ditelusuri.
Barulah menjelang pertengahan abad 16 seorang ilmuwan astronomi berkebangsaan Polandia, Nicolaus Kopernik (1473-1543) mengemukakan, gerak benda langit akan menjadi lebih sederhana apabila Matahari yang dipandang sebagai pusat jagat raya. Secara tegas ia mengatakan, bukan Matahari yang bergerak mengelilingi Bumi seperti dalam pandangan Ptolemaeus yang dianut selama itu, tetapi justru sebaliknya, Bumilah bersama benda langit lainnya yang bergerak mengelilingi Matahari.
Karena dalam sistem Kopernik gerak benda langit tampak menjadi lebih sederhana dan pula memudahkan pengelompokan keluarga benda langit secara bersistem, maka sejak diumumkannya pandangan ini para ilmuwan astronomi segera beralih ke pandangan Kopernik. Dalam pandangan Kopernik ini para ilmuwan kemudian mengemukakan apa yang dikenal dengan Sistem Tata Surya, yaitu kelompok atau keluarga benda langit yang bergerak mengelilingi Matahari.
Orbit planet
Khusus mengenai peredaran Bumi kita beserta sejumlah planet lain mengelilingi Sang Surya. Tycho Brahe (1546-1601), seorang ilmuwan astronomi kenamaan berkebangsaan Denmark, secara tekun berhasil mengumpulkan data pengamatan yang cukup lengkap mengenai perubahan kedudukan planet pada saat-saat tertentu terhadap Matahari. Data ini kemudian dipelajari oleh salah seorang muridnya yang terkenal, Johanes Kepler (1571-1630). Berkat ketekunannya selama dua puluh tahun, akhirnya Kepler memperoleh kesimpulan menarik bahwa Orbit atau garis edar planet ternyata bentuknya tidaklah sembarang tetapi berupa suatu jorong atau elips dengan Sang Surya berada pada salah satu titik apinya. Kesimpulannya ini dikenal sebagai Hukum Orbit atau hukum pertama kepler. Orbit planet yang berbentuk elips dapat kita gambarkan seperti pada gambar yang memperlihatkan Matahari (M) berada pada salah satu titik apinya. Hukum kedua Keppler menyatakan Garis hubung planet dengan matahari akan menyapu luas yang sama dalam waktu yang sama.
Selain itu Kepler menemukan pula hukum periode yaiti Kuadrat periode revolusi planet mengelilingi matahari sebanding dengan pangkat tiga jarak rata-ratanya ke matahari, yang dikenal sebagai hukumnya yang ketiga. Ketiga Hukum Kepler di atas mengungkapkan suatu kenyataan alam yang sungguh menarik yang sama sekali tidak diduga sebelumnya. Hukum-hukum tersebut dapat di jelaskan sebagai berikut:
- P adalah planet
- M adalah matahari
- Lintasan P mengitari M berbentuk Elips
- M berada pada salah satu titik api elips
- Perihelium adalah titik pada garis edar Planet yang terjauh dari M
- Aphelium adalah titik pada garis edar Planet yang terdekat dari M
- Perhatikan Gambar berikut ini
Berdasarkan Hukum II Keppler, jika luas daerah I sama dengan luas daerah II, maka waktu yang diperlukan oleh planet untuk bergerak dari A ke B sama dengan waktu yang diperlukan oleh planet untuk bergerak dari C ke D, meskipun lintasan CD tidak sama dengan lintasan AB. Ini menunjukkan bahwa ketika planet berada di titik perihelium kelajuan revolusinya semakin besar, dan ketika planet berada di titik aphelium kelajuannya semakin kecil. Penerapakan hukum III Keppler adalah
<!–[if gte msEquation 12]>T2R2<![endif]–>
jika planet A berjarak RA dari matahari memiliki periode revolusi TA, sedangkan planet B yang jaraknya RB memiliki periode TB, maka :
TA = periode revolusi planet A
TB = periode revolusi planet B
RA = jarak planet A dengan matahari
RB = jarak planet B dengan matahari
