Teoria da Relatividade Geral de Einstein

Em sua teoria da Relatividade Geral, Einstein procura avaliar o que acontece em referenciais não inerciais (que possuem aceleração). Ele chega a algumas importantes conclusões:

• Um referencial que sofre aceleração é equivalente a um referencial submetido a uma força atuando à distância.
• A Força Gravitacional é provocada por uma distorção na relação entre espaço e tempo.

Por exemplo, quando um elevador sobe, o passageiro não tem como distinguir se o elevador realmente iniciou o movimento ou se alguma força começa a empurrá-lo para baixo (exceto pelo indicador dos andares).

Isso pode ser observado por um corpo em queda que percorre espaços maiores em tempos cada vez menores. Toda massa provoca essa distorção e quanto maior a massa maior a distorção.

As teorias de Einstein revolucionaram a Física e foram sendo comprovadas com experiências e observações. Entre essas observações está o eclipse do sol, visto na cidade de Sobral, no Ceará. Uma estrela posicionada atrás do sol não poderia ser vista, segundo as teorias antigas. Mas se a gravidade distorce o próprio espaço-tempo, até mesmo a luz poderia ser atraída e desviada. Se Einstein estivesse correto, uma estrela escondida atrás do sol seria vista quando ocorresse um elipse total. Ele veio pessoalmente ao Brasil e a prova foi obtida: o astro que deveria estar oculto pelo sol tinha sua luz desviada e foi visto durante o eclipse.

Porém, antes de Einstein conseguir provar sua teoria, houve muita resistência da sociedade científica de sua época já que sua teoria contradizia Newton, então Einstein teve que convencê-los de que sua teoria estava certa, então para isso, Einstein teve que prová-la através de fotos do Sol durante um eclipse solar para mostrar o distorção da trajetória da luz de estrelas que estavam atrás do Sol.

Einstein viajou para vários países para tentar provar sua teoria, em vários houve problemas que lhe “ajudaram” a ver os erros de equações de sua teoria. Após corrigir esses erros, ele continuou a fotografar eclipses solares com o objetivo de provara teoria, até que ele conseguiu.

Leis de Kepler

Johannes Kepler (1571 - 1630), ao criar suas leis, se baseou nas medições de órbitas planetárias realizadas por seu "mestre" Tycho Brahe (1546 - 1601), que havia observado erros no heliocentrismo proposto por Nicolau Copérnico (1473 - 1543). Antes, achava-se que a Terra era o centro do Universo e tudo girava ao seu redor, e isso era chamado de geocentrismo, porém foi Nicolau Copérnico e Galileu Galilei (1564 - 1642) que provaram o contrário através de telescópios, e então criaram o heliocentrismo. O heliocentrismo defendia a ideia de que o Sol era o centro do universo, e tudo girava ao seu redor com suas próprias órbitas circulares.

O erro que Tycho e Kepler acharam no heliocentrismo, era o fato de dizer que as órbitas eram circulares, então Tycho mediu com enorme precisão a trajetória de órbita de Marte, e provou então que as órbitas eram elípticas (ou semicirculares). À partir disso, Kepler criou 3 leis relacionadas às órbitas dos planetas:

1ª Lei: "Lei das Órbitas"
        Cada planeta revolve em uma órbita elíptica em torno do Sol, com o Sol ocupando um dos focos da elipse.

2ª Lei: "Lei das Áreas"
         Do centro do Sol ao centro do planeta que o orbita, pode-se criar uma reta que terá intervalos de tempo iguais e varre áreas iguais.

3ª Lei: "Lei do Períodos"

        Os quadrados dos períodos orbitais dos planetas são proporcionais aos cubos dos semi-eixos maiores das órbitas (P² = ka³).

a = afélio (ponto na órbita em que o planeta estará mais distante do Sol)

p = periélio (ponto na órbita em que o planeta estará mais próximo do Sol)

Média aritmética entre a e p   -------------->   r = a + p/2 

r³/T² = Kp

r = maior semieixo da elipse

T = período

Kp = constante de proporcionalidade