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No século XVI, Nicolau Copérnico propôs o modelo heliocêntrico em sua obra De Revolutionibus Orbium Coelestium, desafiando a visão geocêntrica de Ptolomeu, predominante na Europa medieval. A substituição do modelo geocêntrico pelo
heliocêntrico envolveu importantes avanços teóricos e empíricos, sendo posteriormente refinado por Johannes Kepler, que
introduziu as leis dos movimentos planetários, e por Galileu Galilei, que utilizou evidências observacionais. Com base nesse
contexto, assinale a alternativa que melhor explica uma contribuição científica essencial do modelo heliocêntrico no
desenvolvimento da ciência moderna.
A Lei da Gravitação Universal, formulada por Isaac Newton, descreve a força de atração gravitacional entre dois corpos com
massa no universo. Ela é amplamente utilizada em situações práticas, como engenharia e astronomia, devido à sua
simplicidade e precisão em muitos contextos cotidianos. Considere um ponto distante da Terra onde a aceleração da gravidade é 25% da aceleração da gravidade na Terra. A distância entre o centro da Terra e esse ponto é:
O planeta fictício “alpha 500” com massa “m” executa uma órbita circular com período 3T ao redor de uma estrela de massa
“M”. Se uma estrela com 4 vezes a massa da primeira estrela estivesse em órbita à mesma distância, o novo período seria:
O experimento de Cavendish foi a primeira tentativa para medir a força da gravidade entre as massas em um laboratório e a
primeira a produzir valores precisos para a constante gravitacional. A massa m1 de uma das esferas pequenas da balança de
Cavendish é igual a 0,0100 kg, a massa m2 de uma das esferas grandes é igual a 0,500 kg e a distância entre o centro de massa
da esfera pequena e o centro de massa da esfera grande é igual a 0,0500 m. A força gravitacional Fg sobre cada esfera é:
As três leis de Kepler fornecem uma descrição
matematicamente precisa do movimento dos planetas. Em
particular, a Terceira Lei de Kepler ou Lei das Harmonias,
estabelece que o raio médio (R) da órbita de um planeta ao cubo é
proporcional ao quadrado do período (T) de translação do planeta
ao redor do Sol. Para dois planetas (1) e (2) em particular,
descrevendo órbitas circulares concêntricas em torno do Sol e de
raios R(1) e R(2), respectivamente, onde R(1)= 4R(2), a razão entre
as velocidades de translação dos planetas V(2)/V(1) é dada por
