Física 2ba. Unidad 2. Los Planetas Y Satélites.pdf

2  |  Los planetas y satélites

Desde la más remota antigüedad, el hombre se ha esfor­ zado en conocer y comprender el Universo, pero ha sido necesario que transcurra la mayor parte de la historia de la humanidad para que se dé cuenta de su descomunal magnitud. Ahora sabemos que el Sol es una de las estrellas de una galaxia, la Vía Láctea, que contiene unos doscientos mil millones de estrellas. El tamaño de nuestra galaxia es tal que su diámetro tiene, aproximadamente, una longitud igual a la distancia que la luz recorre en ¡mil siglos! En los viajes espaciales realizados por los astronautas en la segunda mitad del siglo xx, la máxima distancia a la que un hombre se ha alejado de la Tierra corresponde a la que recorre la luz en menos de dos segundos. Com­ parando estos datos se hace evidente que la Vía Láctea tiene una extensión extremadamente desproporcionada para nosotros. Sin embargo, a escala cósmica, una galaxia es algo insignificante, puesto que el Universo existen cientos de miles de millones de ellas. Pero ¿ por qué se forman las galaxias y todos los astros que las pueblan?, ¿cómo se explica su movimiento?, ¿es posi­ ble viajar desde la Tierra a otros astros de nuestra galaxia?, ¿cuál sería la forma más efectiva de hacerlo?, .... En el fondo de las respuestas a estas preguntas y a otras similares está siempre la fuerza que gobierna la forma­ ción y el movimiento de los astros y las galaxias: la fuer­ za de la gravedad. Su conocimiento, por lo tanto, es esencial para comprender y explorar el Universo. En esta unidad abordaremos el estudio teórico de la fuerza de la gravedad a partir de la mecánica clásica y lo aplicaremos después a los planetas y satélites del siste­ ma solar y a la navegación espacial.

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C O N O C I M I E N T O S P R E V I O S D E M AT E M Á T I C A S Círculos máximos de una esfera La intersección de una esfera con un plano que la cor ta es siempre un círculo. Si el plano pasa por el centro de la esfera, el radio del círculo es el mayor posible, por lo que se denomina círculo máximo. El radio de un círculo máximo es igual al radio de la esfera.

La elipse. Focos de una elipse La elipse es la línea formada por los puntos cuya suma de distancias a dos puntos fijos, llamados focos, es constante.

B

P b

Los segmentos PF y PF’ que unen un punto de la elipse con los focos se llaman radios vectores. La elipse tiene dos ejes de simetría perpendiculares entre sí, AA’(eje mayor) y BB’(eje menor), y un centro de simetría, O, en el punto donde se cor tan.

A’

F’

O

A

A’

F’

B’

Las longitudes de OA (semieje mayor), OB (semieje menor) y OF (semieje focal) se designan respectivamente por a, b y c. B P Estas tres longitudes cumplen:

B

A’

F’

P a

b

a 2 = b 2 + c 2. La suma de los dos radios vectores de cualquier punto de la elipse A’ F’ O F A es: PF + PF’ = 2a.

F

c O

c a

F

A

La excentricidad de una elipse es el cociente ε = . Su valor puede variar entre 0 y 1: 0 ≤ ε ≤ 1.

B’

B’

En la siguiente figura se ve cómo el valor de la excentricidad afecta a la forma de una elipse.

F

F’

ε=0:c=0

F’

F

ε = 0,6

F’

F

ε = 0,8

F’

F

ε=1:c=a

Cuando la excentricidad es nula se cumple c = 0; por lo tanto, ambos focos se confunden en un solo punto: el centro. La elipse es, en ese caso, una circunferencia de radio a. Cuando la excentricidad es 1 se cumple c = a; por lo tanto, los focos coinciden con los extremos de eje mayor. La elipse se transforma, en ese caso, en el segmento AA’.

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1  | La esfera celeste Cuando miramos al cielo, lo vemos como una inmensa cúpula que nos rodea. Durante el día aparece de un luminoso color azul y podemos ver en ella el Sol y, en muchos momentos, la Luna. De noche la cúpula es casi negra, está poblada por numerosos puntos brillantes que llamamos estrellas y también suele verse la Luna. A todos estos cuerpos que podemos contemplar en el firmamento les damos el nombre genérico de astros. Para representar las direcciones en que se ven los diversos astros del firmamento, independientemente de la distancia a que se encuentran de nosotros, se define en Astronomía la esfera celeste. Es una esfera imaginaria tan grande que, comparada con ella, la Tierra puede considerarse un punto. Precisamente en ese punto imaginamos situado el centro O de la esfera celeste (Fig. 1). Nosotros, como estamos en la Tierra, obser vamos el firmamento desde el punto O y vemos los astros como si estuviesen situados en la super ficie de la esfera celeste. Por ejemplo, si miramos desde O a los astros a y b, la luz que proviene de ellos nos llega en las direcciones de los segmentos Oa y Ob, llamados visuales de a y de b.

a b

A B O

1. Si la Tierra se reduce al punto O, para un observador situado sobre ella, las posiciones aparentes de los astros a y b son los puntos A y B en la superficie de la esfera celeste. El ángulo central AOB correspondiente al arco de cículo máximo AB expresa la distancia angular entre ambos astros.

Vemos los astros a y b representados en la figura 1 como si ocuparan las posiciones A y B de la esfera celeste (intersecciones de la super ficie de esta con las visuales Oa y Ob). Los puntos A y B se denominan posiciones aparentes de los astros a y b. El ángulo central AOB, que es el valor angular del arco de círculo máximo AB, se llama distancia angular entre los astros a y b. Por medio de estas distancias angulares determinamos las posiciones relativas de unos astros respecto a otros. Cuando obser vamos el firmamento desde un terreno per fectamente llano, lógicamente, solo podemos ver la mitad de la esfera celeste.

Z

La circunferencia NESW de la figura 2, llamada horizonte astronómico, es la intersección de la esfera celeste con el plano horizontal del lugar desde donde observamos el firmamento. Sus puntos N, S, E y W son los llamados puntos cardinales: Nor te, Sur, Este y Oeste. La mitad de la esfera celeste situada por encima del horizonte astronómico es la que podemos ver en su totalidad si no lo impiden obstáculos como casas, montañas, etc. La semiesfera situada por debajo del horizonte astronómico es la zona no visible. El punto de la esfera celeste más alto para nosotros es el que se encuentra en la ver tical sobre nuestra cabeza. Corresponde al punto Z de la figura y se denomina el cenit. El punto Z’, opuesto al cenit en la esfera celeste, se halla en la zona no visible y se llama el nadir. La circunferencia EQWQ’, intersección de la esfera celeste con el plano del Ecuador de la Tierra, recibe el nombre de Ecuador celeste. Cor ta al horizonte astronómico en los puntos este y oeste. El segmento PP’, perpendicular al plano del Ecuador, es el eje de rotación de la Tierra y se le llama eje del mundo. Sus intersecciones con la esfera celeste son los puntos P, Polo Norte celeste, y P’, Polo Sur celeste. La mayoría de las estrellas está tan lejos de nosotros que el movimiento relativo de unas respecto a otras resulta imperceptible. Decimos que son estrellas fijas.

Q P E N

S W P’ Q’ Z’

Figura 2. PP’: eje del mundo. P: polo norte celeste P’: polo sur celeste ZZ’: vertical del lugar de observación Z: cenit Z’:nadir Circunferencia NESW: horizonte astronómico N: punto norte S: punto sur E: punto este W: punto oeste Circunferencia EQWQ’: ecuador celeste

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Para facilitar su identificación, unimos con segmentos rectilíneos las estrellas más destacadas para formar con ellas diversas figuras imaginarias. Estas agrupaciones de estrellas son las llamadas constelaciones. Algunas de las constelaciones más fáciles de reconocer son: la Osa Mayor, Casiopea, Orión, el Cisne, la Lira, Andrómeda y Pegaso. Si dirigimos un telescopio hacia una estrella y lo mantenemos fijo, observaremos que el astro desaparece en poco tiempo del campo visual. La fotografía de la figura 3 nos muestra lo que ocurre: todas las estrellas describen un movimiento circular. Podemos imaginar que las estrellas están fijas sobre la super ficie de la esfera celeste y que es esta la que realiza el movimiento de rotación. 3. Esta fotografía del cielo nocturno, realizada con larga exposición, muestra claramente el movimiento circular de las estrellas. El centro de todas las circunferencias que describen es el Polo Norte celeste.

Este movimiento es circular uniforme. Se produce de forma que la esfera celeste da una vuelta completa cada 24 horas alrededor del eje del mundo y se denomina movimiento diurno. Para una persona situada en el Hemisferio Norte, el sentido de rotación de la esfera celeste es el mismo en que giran las agujas de un reloj. Se llama sentido retrógrado. En la figura 4 se puede ver el movimiento diurno de tres astros sobre la esfera celeste. Uno está situado en el Hemisferio Nor te celeste, otro en el Ecuador celeste y el tercero en el Hemisferio Sur celeste. Los astros son visibles cuando se hallan en la zona situada sobre el horizonte astrronómico. Se ha señalado esa par te de sus órbitas rellenándola de color amarillo.

Z P

S1

N

S2 S3

P1

P2

S P3 P’

Z’ 4. Movimiento diurno de tres astros. La rotación de la esfera celeste, en sentido retrógrado como indica la flecha, les hace describir las circunferencias en trazo rojo, en planos paralelos entre sí y perpendiculares al eje del mundo PP’. El primero, en el Hemisferio Norte celeste, sale en S1 y se pone en P1; la mayor parte del tiempo está en zona visible, sobre el horizonte astronómico. El segundo, en el Ecuador celeste, sale en S2 y se pone en P2 ; está 12 horas en zona visible y otras 12 en zona no visible. El tercero, en el Hemisferio Sur celeste, sale en S3 y se pone en P3; la mayor parte del tiempo está en zona no visible, bajo el horizonte astronómico.

5. Trayectoria del Sol cerca del Polo Norte en verano. Este Sol que no llega a ponerse nunca, se conoce como Sol de medianoche.

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2  | El sistema solar desde la Tierra Acabamos de ver que las estrellas fijas, por estar inmóviles con relación a la esfera celeste, poseen el mismo movimiento que esta (movimiento diurno).

Z P

Pero hay astros más cercanos que no permanecen en una posición fija de la esfera celeste, sino que se desplazan sobre ella (movimiento propio). El movimiento resultante de estos astros es, por tanto, la superposición de dos movimientos simultáneos: el diurno (de la esfera celeste) y el propio (del astro respecto a la esfera celeste). Eso es lo que sucede con los astros del sistema solar, entre los cuales, los más fácilmente obser vables a simple vista son el Sol, la Luna y los planetas Venus, Mar te, Júpiter y Saturno. Ninguno de ellos es un astro fijo, ya que cada uno posee movimiento propio con relación a la esfera celeste. Veamos cómo son esos movimientos. El Sol, en su movimiento propio, recorre cada año la circuferencia correspondiente a un círculo máximo de la esfera celeste. Esta trayectoria se denomina eclíptica y el Sol la describe en sentido directo (contrario al de las agujas del reloj, tal como indica la flecha de la figura 6). El plano de la eclíptica forma un ángulo de 23º 27’ con el plano del Ecuador.

σ

Q

S γ’

N

S

γ

P’ Q’ σ’

Z’

6. A lo largo de un año, el Sol (S) recorre en sentido directo un círculo máximo de la esfera celeste: la eclíptica. Las intersecciones de la eclíptica con el Ecuador celeste son el punto Aries o equinoccio de primavera (g) y el punto Libra o equinoccio de otoño (g’).

Se ha de distinguir el movimiento propio del Sol de su movimiento diurno. Por el movimiento diurno, el Sol sale cada mañana, se desplaza por el firmamento hasta alcanzar su máxima altura sobre el horizonte y se pone al anochecer. Podemos imaginar que este movimiento es el de la esfera celeste, que arrastra al Sol con ella. Por su movimiento propio, el Sol no está fijo sobre la esfera celeste sino que se desplaza sobre ella recorriendo la eclíptica. Es un movimiento muchísimo más lento que el diurno, ya que emplea un año en completar una vuelta. Pero, en períodos de varios días o semanas, son claramente perceptibles sus efectos, ya que altera la posición de la salida y de la puesta del Sol, así como la duración del día. El movimiento diurno del Sol tiene sentido retrógrado y da lugar a las diversas par tes del día, como la mañana, la tarde o la noche. El movimiento propio tiene sentido directo y da lugar a las cuatro estaciones del año.

7. La salida del Sol sobre el mar muestra la intersección del movimiento propio del astro con el horizonte astronómico.

Obser va en la figura 6 los puntos g, g’, σ y σ’ de la eclíptica. El punto g, conocido como punto Aries, se encuentra en la intersección de la eclíptica con el Ecuador celeste y es un impor tante punto de referencia en astronomía. Los puntos g, g’, σ y σ’ dividen a la eclíptica en cuatro arcos iguales de 90º. El paso del Sol por estos puntos determina el comienzo de las cuatro estaciones del año, por lo que reciben las siguientes denominaciones: Punto Aries g: equinoccio de primavera, σ: solsticio de verano, g’: equinoccio de otoño, σ’: solsticio de invierno. La Luna, como todos los astros, se desplaza con la esfera celeste en su movimiento diurno, describiendo cada día una circunferencia alrededor del 63

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eje del mundo. Pero posee, además, un movimiento propio por el que recorre en 27,32 días, en sentido directo, la circunferencia correspondiente a un círculo máximo de la esfera celeste. La trayectoria de la Luna no está en el mismo plano que la eclíptica, sino que forma un pequeño ángulo con ella de 5º, aproximadamente. Una consecuencia de los movimientos propios del Sol y de la Luna es que cada 29,53 días hay plenilunio o Luna llena, es decir, podermos ver totalmente iluminada la cara visible de nuestro satélite.

8. El proyector de un planetario. Sobre la cúpula semiesférica, que representa la zona visible de la esfera celeste, se proyectan las imágenes de los astros tal como se verían en cualquier hora, fecha y lugar de la superficie terreste. Se reproduce también su movimiento, acelerándolo convenientemente para que pueda observarse en un tiempo corto.

Los planetas del sistema solar tienen un movimiento propio cuyas trayectorias, obser vadas desde la Tierra, son complicadas. En la figura 8 se pueden ver, proyectadas en un planetario, las imágenes de las trayectorias descritas por algunos planetas a lo largo de varios años.

3  | Sistema de referencia heliocéntrico En lugar de considerar los movimientos de los planetas vistos desde la Tierra, es muy conveniente referirlos al Sol. Para ello se utiliza un sistema de referencia heliocéntrico, es decir, con el origen de coordenadas en el centro del Sol. De este modo, el movimiento de los planetas se simplifica enormemente. Johannes Kepler (1571-1630) determinó que todos los planetas describen elipses con el Sol en uno de sus focos. Las órbitas de la mayoría de los planetas del sistema solar tienen una excentricidad pequeña; son casi circunferencias. Pero las órbitas de Mercurio y del planeta enano Plutón son de mayor excentricidad (0,206 y 0,249). Aun así, si dibujáramos la órbita de Plutón con su eje mayor de 10 cm, el eje menor mediría 9,7 cm; tan solo 3 mm menos. A simple vista, esta órbita también nos parecería una circunferencia.

9. Trayectorias de un planeta del sistema solar en la esfera celeste, proyectadas en un planetario sobre un fondo de estrellas fijas.

23º 27’

La Tierra describe alrededor del Sol una elipse de muy pequeña excentricidad (0,017). En la figura 10 no lo parece, porque se supone que se ve en perspectiva. Pero hay un detalle que lo indica: el Sol, en uno de los focos de la elipse, aparece prácticamente en el centro de esta. La Tierra posee, además, un movimiento de rotación alrededor de la recta que pasa por los polos (eje del mundo). En este movimiento todos los puntos de nuestro planeta describen cicunferencias paralelas al Ecuador. Por eso decimos que el plano de rotación de la Tierra es el plano del Ecuador. Por otra par te, el movimiento de traslación de la Tierra alrededor del Sol, visto desde nuestro planeta, es el movimiento propio del Sol sobre la eclíptica. No se trata de dos movimientos diferentes, sino de uno solo, pero descrito desde dos sistemas de referencia distintos. Así pues, la órbita de la Tierra alrededor del Sol está en el plano de la eclíptica.

10. El eje de rotación de la Tierra no es perpendicular a su órbita aldedor del Sol. Forma un ángulo de 23º 27’ con la perpendicular a esta.

Los planos de los dos movimientos de la Tierra no coinciden, ya que forman un ángulo de 23º27’, tal como se ha señalado al explicar los elementos de la esfera celeste. Como el ángulo de dos planos es el que forman las perpendiculares a ambos, en la figura 10 el ángulo del Ecuador y la eclíptica aparece como el que forma el eje del mundo (perpendicular al Ecuador) con la perpendicular al plano de la órbita terrestre (plano de la eclíptica).

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Los planetas no giran alrededor del Sol en el mismo plano que la Tierra. Sus órbitas poseen cierta inclinación respecto a la órbita terrestre (Fig. 11). Esa inclinación es pequeña, excepto en el caso de Mercurio, que es de 7º, y en el de Plutón, que supera los 17º. La extraña forma de las órbitas planetarias vistas desde la Tierra (Fig. 9) se comprende si se tiene en cuenta que se trata de un cuerpo que describe una elipse, visto desde otro cuerpo (la Tierra) que está recorriendo una elipse diferente, en otro plano y con distinta velocidad. La Luna describe, asimismo, una trayectoria elíptica de pequeña excentricidad (0,055) en torno a nuestro planeta. La órbita de la Luna respecto a la Tierra no se encuentra en el mismo plano que la de la Tierra respecto al Sol, sino que forma con ella un ángulo de unos 5º (Fig. 12). A pesar de su diversidad, las órbitas de los planetas y de sus satélites tienen algo en común: todas son elipses. La causa está en la fuerza que gobierna el movimiento de los astros: la fuerza de la gravedad. El estudio de las órbitas condujo a Newton al conocimiento de las propiedades de esta fuerza, cuya naturaleza sigue siendo objeto de investigación en nuestros días.

11. Todos los planetas describen elipses alrededor del Sol. Pero son órbitas de distinta longitud y excentricidad, están en planos diferentes y no son recorridas con la misma velocidad.

Luna

Sol So ol

5º 5º

Tierra

12. La órbita de la Luna alrededor de la Tierra está algo inclinada respecto al plano de la eclíptica.

4  | Ley de la gravitación universal Isaac Newton, en el siglo xvii, par tiendo de sus conocimientos sobre el movimiento de los cuerpos, que se expresan en las tres leyes de la dinámica, halló la forma de calcular la fuerza de atracción gravitatoria entre la Tierra y la Luna. Y tuvo, además, el acier to de generalizarla a todos los cuerpos en la llamada ley de Newton de la gravitación universal. Según esta ley, la intensidad de la fuerza de atracción entre dos partículas de masas m y m’ separadas por una distancia r es: F =G

m m’ r2

G es una constante llamada constante de gravitación universal.

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La ley de Newton permite calcular la fuerza de atracción entre par tículas, es decir, entre cuerpos cuyo tamaño es despreciable frente a la distancia que los separa. Pero también se puede aplicar a cuerpos de forma esférica y densidad uniforme (igual densidad en todos sus puntos), considerando r como la distancia entre sus centros. Newton no llegó a determinar la constante de gravitación universal, aunque tenía una idea aproximada de su valor. Fue el físico y químico inglés Henr y Cavendish quien lo hizo en 1798. Para ello tuvo que detectar y medir la pequeñísima fuerza con que dos pesadas bolas de plomo atraían a otras dos de menor tamaño colocadas en los extremos de una varilla horizontal colgada de un hilo. El valor de G obtenido por Cavendish difería en menos de un 1 % del actualmente aceptado, que es: G = 6,67  10–11 N m2 kg–2 (Las unidades de G se deducen fácilmente de la ecuación que expresa la ley de la gravitación universal.)

13. Lord Cavendish determinó la constante de gravitación universal a finales del siglo xviii.

El valor numérico de la constante de gravitación universal es extremadamente pequeño. Eso explica que la fuerza de atracción entre dos cuerpos solo sea apreciable cuando al menos uno de ellos posee una masa enormemente grande. Así, notamos per fectamente el peso de una silla, por ser la fuerza con que es atraída por la Tierra; pero la fuerza de atracción entre dos sillas, aunque existe, nos resulta totalmente indetectable.

e j emplo 1. C  onociendo el radio de la Tierra (6 380 km), calcula su masa mediante la ley de la gravitación universal. Sabemos que, en la super ficie de la Tierra, el peso de un cuerpo de masa m = 1 kg es P = 1 kp = = 9,8 N. Por otra par te, la distancia que lo separa del centro de la Tierra es el radio de la Tierra RT = 6 380 km = 6,38  106 m. La fuerza con que la Tierra atrae a ese cuerpo es su peso: P =G

MT m R T2

.

Despejando la masa de la Tierra, resulta:

5  | Satélites Todos sabemos que, si se suelta un cuerpo desde alguna altura sin comunicarle una velocidad inicial, cae ver ticalmente hasta chocar con el suelo. Pero si lo lanzamos en dirección horizontal con cier ta velocidad inicial, cae describiendo un arco de parábola. Imaginemos que en la Tierra no hubiera atmósfera, de forma que el rozamiento con el aire no frenase el movimiento de los cuerpos, y que se lanza horizontalmente un proyectil a gran velocidad desde un punto P (Fig. 14) a cierta 66

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altura sobre la superficie terrestre. La atracción gravitatoria del planeta le hará describir una curva PA hasta chocar con el suelo en un punto A. En un movimiento tan amplio, la gravedad no es constante en todo el recorrido, por lo que la trayectoria PA no es un arco de parábola, sino de elipse, como se indica en la figura. Si se aumenta la velocidad inicial del proyectil, el arco de elipse que describirá será mayor, como el PB y PC de la figura. La velocidad inicial del lanzamiento podría aumentarse hasta que la elipse descrita por el proyectil fuese tan grande que no cor tara en ningún punto a la super ficie terrestre. El planeta entero quedaría entonces en el interior de la trayectoria, que se cerraría sobre sí misma (línea morada de la figura  14). El proyectil permanecería, así, describiendo indefinidamente la misma elipse. Se habría satelizado, es decir, se habría conver tido en un satélite de la Tierra. Un cuerpo satelizado sigue una trayectoria cur vilínea a causa de la atracción gravitatoria de la Tierra. Si no existiera esta atracción, no actuaría ninguna fuerza sobre él y su trayectoria sería recta. Por lo tanto, se puede afirmar que está cayendo, como los proyectiles que acaban chocando con el suelo. La diferencia con estos es que la trayectoria del satélite, debido a su forma y tamaño, no cor ta a la super ficie de la Tierra y llega a cerrarse sobre sí misma.

P

A B

C

14. Trayectorias elípticas de un proyectil lanzado horizontalmente desde un punto elevado P. Los puntos A, B y C de impacto con la Tierra corresponden a velocidades iniciales de lanzamiento cada vez mayores. Si esta velocidad es suficientemente grande, la trayectoria no corta a la superficie terrestre y el proyectil queda satelizado (órbita morada).

Si la velocidad del satélite es la adecuada, su trayectoria puede ser una circunferencia (elipse de excentricidad nula) y, en este caso, su movimiento es circular uniforme. Con los conocimientos adquiridos sobre la dinámica y la gravitación se puede calcular fácilmente la velocidad de un satélite cuando su órbita es circular. Efectivamente, en el movimiento circular uniforme, la resultante de las fuerzas sobre el móvil es la fuerza centrípeta: Fc = –

m v2 r

Pero, por otra parte, la única fuerza que actúa sobre el satélite es su peso, P, debido a la atracción del planeta (Fig. 15). Si la masa del planeta es M, el peso del satélite, según la ley de la gravitación universal, será: P =–

v

Fc r

GM m r2

En este caso, la única fuerza que actúa es el peso, luego la fuerza centrípeta es P: –

m v2 GM m =– r r2

Despejando v se obtiene: v =

r

15. La fuerza centrípeta F c, que actúa sobre el satélite en órbita circular, es la r atracción gravitatoria P que ejerce el planeta sobre él.

GM r

Así pues, la velocidad de un satélite en órbita circular alrededor de un determinado planeta depende exclusivamente del radio, r, de su órbita. Cuanto mayor es este, menor es la velocidad orbital del satélite. Todo lo explicado aquí se puede aplicar también a todo cuerpo que gire en órbita circular alrededor de otro cuerpo que lo atrae. Estos podrían ser los casos de un planeta doble, una estrella doble o un planeta que gira alrededor de una estrella. 67

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e j emplos 2. a  ) ¿Qué velocidad debe poseer un satélite artificial de la Tierra para que describa una órbita circular a h = 500 km de altura? b) ¿Cuál será su período orbital (tiempo que emplea en dar una vuelta completa a la Tierra)?

Datos: masa de la Tierra: M = 5,98  1024 kg. Radio de la Tierra: RT = 6,38  106 m.

a) La distancia del satélite en órbita al centro de la Tierra es el radio de la órbita: R = RT + h = 6,36  106 m + 0,5  106 m = 6,86  106 m

El peso del satélite en su órbita es: P = –

. La fuerza centrípeta del movimiento circular del satéli-

r2 m v2 te es: Fc = – . Como hemos visto, la velocidad del satélite es: r v =



GM m

GM = r

6,67  10 –11 N m 2 kg –2  5,98  10 24 kg 6

6,86  10 m

= 7,63  10 3 m/s

Esta velocidad equivale a 27 500 km/h.

b) La longitud del arco recorrido es la longitud de la órbita completa: ∆s = 2π r.

Despejando ∆t de la ecuación v = ∆s/∆t obtenemos: ∆t =



∆s 2π r 2π  6,86  10 6 m = = = 5 649 s v v 7,63  10 3 m/s

El satélite tarda en dar una vuelta a la Tierra 5 649 s, que es 1 hora y 34 minutos.

3. S  abemos que la Tierra se encuentra a 1,5  108 km del Sol y tarda 1 año en dar una vuelta alrededor de este siguiendo una órbita aproximadamente circular. Calcula, con estos datos, un valor aproximado de la masa del Sol. La velocidad con que la Tierra recorre su órbita es:



v =

∆s 2π r 2π  6,86  10 6 m = = = 29 900 m/s 365  24  60  60 s ∆t ∆t

Igualando la fuerza de atracción del Sol a la fuerza centrípeta del movimiento circular de la Tierra, como en el ejemplo anterior, llegamos a la misma igualdad: – m la de la Tierra y r la distancia entre ellos.

m v2 GM m =– , donde M es la masa del Sol, r r2

Despejando M resulta: M =



v2 r 2π r (29 900 m/s)2  1,5  10 11 m = = = 2,0  10 30 Kg G ∆t 6,67  10 –11 N m 2 Kg 2

6  | Campo gravitatorio En la figura 16 se han representado algunas de las fuerzas de atracción gravitatoria que un cuerpo de masa M, en una posición fija, ejerce sobre una par tícula de masa m situada en diferentes puntos. En cada posición actúa una fuerza sobre la partícula. Decimos que la masa M ha creado a su alrededor un campo de fuerzas gravitatorias. 68

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Llamaremos campo gravitatorio a un campo vectorial en el que a cada punto del espacio le corresponde un vector, denominado intensidad de campo gravitatorio. Se llama intensidad del campo gravitatorio en un punto a la fuerza gravitatoria que actúa sobre la unidad de masa situada en ese punto. r

M

Si, en un punto, actúa una fuerza F sobre una partícula de masa m, la intensidad del campo gravitatorio en ese punto es: r r F g = m

r

Dado que la masa m siempre es positiva, la intensidad r de campo g es un vector de la misma dirección y sentido que la fuerza F . En el SI, el módulo del vector intensidad de un campo gravitatorio se expresa en newtons por kilogramo (N/kg). La intensidad de un campo gravitatorio en un punto es de 1 N/kg cuando actúa una fuerza de 1 N sobre una masa de 1 kg situada en ese punto.

16. Fuerza de atracción gravitatoria que ejerce la masa M sobre una masa puntual en diferentes posiciones. El conjunto de todas estas fuerzas constituye un campo de fuerzas gravitatorias.

7  | Campo gravitatorio creado por una masa puntual A par tir de la ley de Newton se puede deducir fácilmente el módulo de la intensidad del campo gravitatorio creado por una masa puntual. Efectivamente, la fuerza de atracción gravitatoria que una par tícula de masa m ejercería sobre otra par tícula de masa m’ situada a una distancia r de la primera, es: F =

G m m’ r2

El módulo de la intensidad del campo gravitatorio creado por m en el punto donde se encuentra m’ será, por lo tanto: r F g = = m’

G m m’ m r2 =G 2 m’ r

O

Para expresar vectorialmente esta intensidad de campo estableceremos unos convenios previos: • En cada semirrecta con origen en el punto O, donde se halla la par tícula de masa m, adoptaremos como sentido positivo el que se sigue al alejarse de O (Fig. 17).

Figura 17.

P

r

• Llamaremos r al vector posición del punto P, donde se encuentra la partícula de masa m’ (Fig. 18). r

• Simbolizaremos por r la distancia del punto O al P, que siempre es positir va, por lo que coincide con el módulo del vector r .

r

r

• Representaremos por u r el vector unitario en la dirección y sentido del r vector r : r r r ur = r

ur O Figura 18.

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g

P

ur

La intensidad del campo gravitatorio creado en un punto cualquiera P por una par tícula de masa m, situada en un punto O, se puede expresar vectorialmente como: r M r g = – G 2 ur r

r

O

r 19. El vector g representa la intensidad, en el punto P, del campo gravitatorio creado por una masa puntual situada en O.

r

El signo negativo se debe a que el sentido del vector g es contrario al del r vector unitario u r , porque la fuerza que actúa sobre toda par tícula situada en P siempre tiene sentido hacia O (Fig. 19). Como las líneas de campo han de tener la dirección y el sentido del vector r g , son un conjunto de semirrectas concurrentes en el punto O con sentido hacia ese punto (Fig. 20). La expresión de la intensidad del campo creado por una masa puntual es válida también para el campo gravitatorio en el espacio que rodea a una masa esférica homogénea. ur r

F

Hemos visto que la intensidad de un campo gravitatorio es g = , donde r F es la fuerza que ejerce el campo sobre un cuerpo de masa m. um r F

Pero, según el principio fundamental de la dinámica, el cociente es igual r m a la aceleración que la fuerza F comunica al cuerpo. 20. Líneas de campo correspondientes al campo gravitatorio creado por una masa puntual.

Así pues, la intensidad de un campo gravitatorio equivale a una aceleración y su valor se puede expresar tanto en N/kg como en m/s2.

EjEMPLo 4. E  n el punto O, cuyas coordenadas se dan en Mm, situado en (3, 1), hay una partícula de masa m = 9  1023 kg. Expresa vectorialmente la intensidad del campo gravitatorio que crea en el punto P (11, 7). El vector posición del punto P es:

r r r r r r = rp – r0 = (11, 7) – (3, 1) = 8 i + 6 j (Mm)

P

7 g

La distancia de O a P es:

r r = r =

rp

8 2 + 6 2 = 10 (Mm)

El módulo de la intensidad del campo gravitatorio en P será: r 9  10 23 kg g = 6,67  10 –11 N m 2 Kg –2  = 0,60 N/kg (10  10 6 m)2 r r El vector unitario u r en la dirección y sentido de r es:

r 1 ro

O m 3

11

r r r r r r r 8i +6j = = 0,8 i + 0,6 j ur = r 10 r r Como la intensidad de campo g tiene sentido de P hacia O (contrario al del vector unitario u r ) será: r r r r r r r g = – g u r = –0,60 (0,8 i + 0,6 j ) = 0,48 i – 0,36 j (N/kg)



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Para calcular la intensidad del campo gravitatorio en la super ficie de la Tierra, consideraremos esta como un cuerpo per fectamente esférico y homogéneo. El campo es, entonces, equivalente al creado por una partícula de igual masa que la Tierra, situada en su centro. g

g

M

R

r 21. La intensidad g del campo gravitatorio de la Tierra en su super ficie es la misma que la del campo de una masa puntual igual a la de la Tierra colocada en su centro.

Si la masa de la Tierra es M = 5,98  1024 kg y su radio, R = 6,38  106 m, la intensidad del campo gravitatorio tendrá como módulo en su super ficie: r 5,98  10 24 kg g = 6,67  10 –11 N m 2 kg –2  = 9,8 N/kg (6,38  10 6 m)2

Esto equivale a decir que la aceleración de la gravedad en la super ficie de la Tierra es de 9,8 m/s2. Como la Tierra no es un cuerpo per fectamente esférico y homogéneo, la intensidad del campo gravitatorio no es exactamente igual en todos los puntos de su super ficie. Se ha acordado aceptar cómo valor normal de la gravedad 9,80665 m/s2, que corresponde a un lugar de latitud de 45º al nivel del mar. En la tabla adjunta se puede ver cómo varía el valor de la aceleración de la gravedad (o intensidad del campo gravitatorio) con la latitud geográfica, desde el Ecuador hasta el polo. De la misma forma, se puede calcular la intensidad del campo gravitatorio en la super ficie de cualquier planeta o de sus satélites, siempre que podamos suponerlos homogéneos y esféricos.

Aceleración de la gravedad al nivel del mar Latitud

Gravedad

0º (Ecuador)

9,780 ms–2

10º

9,782 ms–2

20º

9,786 ms–2

30º

9,793 ms–2

40º

9,802 ms–2

50º

9,811 ms–2

60º

9,819 ms–2

70º

9,826 ms–2

80º

9,831 ms–2

90º (Polo)

9,832 ms–2

E j E M P L os 5. E  l radio del planeta Marte es R = 3 400 km y su masa M = 6,42  1023 kg. Suponiendo que este planeta es homogéneo y perfectamente esférico, calcula el valor de la aceleración de la gravedad en su superficie. La intensidad del campo gravitatorio en la super ficie de Mar te es: r M 6,42  10 23 kg g = G  2 = 6,67  10 –11 N m 2 kg –2  = 3,7 N/kg (3,4  10 6 m)2 R

Como N/kg equivale a m/s2, podemos considerar que la aceleración de la gravedad en la super ficie de Mar te es 3,7 m/s2.

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6. U  n cuerpo que cae sin velocidad inicial desde una altura de 10 m sobre la superficie de la Luna tarda 3,46 s en llegar al suelo. ¿Cuál es el valor de la intensidad del campo gravitatorio en la superficie lunar? ¿Cuántos kp pesaría en la Luna una persona de masa 60 kg? Como la Luna carece de atmósfera, no hay rozamiento durante la caída del cuerpo, por lo que su movimiento será uniformemente acelerado, de ecuación: ∆s = v0 ∆t + ½ a (∆t)2. 1 a (∆t)2. 2

Como v0 = 0, la anterior ecuación se reduce a: ∆s =

Despejando la aceleración a se obtiene: a = 2 ∆s / (∆t)2 = 2  10 m / (3,46 s)2 = 1,67 m/s2. Como la aceleración de la gravedad en m/s2 es igual a la intensidad del campo gravitatorio en N/kg, podemos afirmar que esta es de 1,67 N/kg. El anterior resultado expresa que una masa de 1 kg pesa 3,67 N en la super ficie de la Luna; por consiguiente, una persona de 60 kg pesaría: 60 kg 



1,67 N 1 kp = 100 N, que en kp es: 100 N  = 10,2 kp 1 Kg 9,8 N

7. En la superficie de un planeta la aceleración de la gravedad es g1 = 12 m/s2. Determina cuál sería su valor en la superficie de otro planeta de triple masa y: a) doble radio que el primero, b) igual densidad que el primero. a) Si llamamos M1 a la masa del primer planeta y R1 a su radio, sabemos que: g 1 = G Para el segundo planeta se cumplirá, asimismo, que: g 2 = G Dividiendo ambas igualdades, resulta:

g1 g2

=

M 1  R 22 M 2  R 12

M2 R 22

M1 R 12

.

.

.

Despejando g2, resulta: g2 = g1

M 2  R 12 M1  R

2 2

= g1

3M 1  R 12 M 1  (2R 1 )

2

= g1

3M 1  R 12 4M 1  R

2 1

=

3 g1 4

Sustituyendo g1 por su valor, obtenemos: g 2 = 12 m/s2  

b) El volumen de una esfera V = 

3 = 9 m / s2 . 4

 4 = π R 3  es proporcional al cubo de su radio. 3 

Por lo tanto, si el segundo planeta tiene doble radio que el primero, su volumen es 23 = 8 veces mayor. Y, como ambos planetas poseen igual densidad, la masa del segundo será también 8 veces mayor que la del primero: M2 = 8 M1. g2 = g1

M 2  R 12 M 1  R 22

= g1

8M 1  R 12 M 1  (2R 1 )2

= 2 g1

8M 1  R 12 4M 1  R 12

= 2  12 m/s2 = 24 m / s 2

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8  | Energía potencial gravitatoria Todo cuerpo atraído gravitatoriamente por otro posee una energía que depende de su posición, es decir, una energía potencial. A par tir de la ley de gravitación universal se demuestra que la energía potencial de un cuerpo de masa m’, situado a una distancia r de otro cuerpo de masa m que lo atrae gravitatoriamente, es: Ep = – G

m m’ r

La anterior expresión, como la ley de Newton, se puede aplicar, no solo a masas puntuales, sino también a cuerpos de forma esférica. En este caso, ha de interpretarse r como la distancia entre los centros. Como m, m’ y r son cantidades positivas, la energía potencial gravitatoria, según la anterior expresión, es negativa. Pero, si la distancia r es infinitamente grande, es nula. Esto no significa que el cuerpo en el infinito no posea energía potencial gravitatoria. De hecho, podemos asignar a la energía potencial en una posición cualquiera el valor que queramos y, al hacerlo, quedará determinado su valor en cada uno de los restantes puntos del espacio. Esa arbitrariedad no supone ningún inconveniente, ya que el valor de la energía potencial en una posición es irrelevante; solo importan las diferencias de energía entre las distintas posiciones, y estas no dependen del valor arbitrario que hayamos asignado a una determinada posición.

m

m’

Ep r

La energía potencial en el infinito, aunque le asignemos el valor 0, es máxima, ya que en los restantes puntos del espacio es negativa. En la figura 22 se puede ver cómo varía la energía potencial con la distancia entre los cuerpos que se atraen mutuamente. En el curso anterior se calculaba la energía potencial gravitatoria de un cuerpo situado a una altura h como: EP = m g h. Pero esta expresión solo es aplicable si el cuerpo se mantiene en una zona del espacio tan pequeña que la intensidad del campo gravitatorio (g) puede considerarse constante.

22. Variación de la energía potencial gravitatoria con la distancia.

EjEMPLo 8. S  uponiendo nula la resistencia del aire, calcula la velocidad con que llegaría al suelo un cuerpo de masa m que se dejara caer sin velocidad inicial desde una altura de: a) h = 160 m; b) h = 1 600 km. Datos: masa de la Tierra: M = 6  1024 kg. Radio de la Tierra: R = 6 400 km. Constante de gravitación universal: G = 6,67  10–11 N m2 kg–2. Como la única fuerza que actúa sobre el cuerpo es su peso, se conser vará su energía mecánica: Ek1 + EP1 = Ek2 + EP2 a) En el primer caso es: Ek1 = 0, EP1 = m g h, E k2 =

1 m v 2 y EP2 = 0. 2

Por lo tanto, podemos escribir: mgh =

1 m v 2. 2

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2  |  Los planetas y satélites



Despejando v se obtiene: v =

2gh =

2  9,8 m/s2  160 m = 56 m/s.

b) En una caída de 1 600 km no se puede considerar constante el peso del cuerpo, por lo que no es correcto calcular su energía potencial como m g h.

En este caso, sería:



–G

Mm 1 Mm = m v2 – G R+h 2 R

Despejando v, se obtiene:



Mm 1 Mm , E k2 = m v 2 y E P2 = – G . R+h 2 R

Así pues, la conservación de la energía mecánica se tiene que expresar ahora de la siguiente forma:



Ek1 = 0, E P1 = – G

v =

2GM

h = 5 000 m/s. R (R + h)

Al caer desde 1 600 km de altura, el cuerpo llegaría al suelo con una velocidad de 5 000 m/s.

9  | Deducción del valor de la energía potencial gravitatoria El conjunto de todas las fuerzas de atracción gravitatoria que ejerce una masa puntual m sobre otra masa puntual m’ al situar a esta en diferentes posiciones, constituye un campo central de fuerzas. La expresión de la fuerza que actúa sobre m’ en función de su distancia a m (centro del campo) viene dada por la ley de Newton: F (r ) = – G

m m’ r2

Para determinar la energía potencial en un punto de este campo conser vativo escogeremos el infinito como posición de energía potencial nula. En ese caso, la energía potencial de la masa m’ en un punto cualquiera P será, por definición, el trabajo cambiado de signo de la fuerza del campo desde el infinito hasta el punto P. Si el punto P está situado a una distancia r del centro del campo, será: Ep = – W = –



r ∞

F (r ) dr =

 –1  = G m m’    r 

r

∞



r ∞

–G

m m’ r

2

dr = G m m’



r ∞

r –2 dr =

 1  m m’ = G m m’  – – 0  = – G r r  

Así pues, la energía potencial de un cuerpo de masa m’, situado a una distancia r de otro cuerpo de masa m que lo atrae gravitatoriamente, es: Ep = – G

m m’ r

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10  | Energía mecánica orbital Hemos visto que la velocidad de un satélite en órbita circular es: v =

GM r

De modo que su energía cinética es: Ek =

1 1 M 1 Mm m v2 = mG = G 2 2 r 2 r

También conocemos el valor de su energía potencial: E p = – G

Mm . r

Por lo tanto, la energía mecánica total del satélite en órbita es: EM = Ek + Ep =

1 Mm Mm 1 Mm G –G =– G 2 r r 2 r

Este resultado muestra que la energía mecánica de un satélite en órbita es siempre negativa. Obser va que, debido a su signo negativo, la energía mecánica del satélite es mayor cuanto más grande es el radio de la órbita. Lo mismo sucede con su energía potencial gravitatoria. Por el contrario, la energía cinética, que es positiva, es menor cuanto mayor es el radio de la órbita. Para que un cuerpo sobre el que solo actúa la atracción gravitatoria de un planeta se mueva siguiendo una curva cerrada (circunferencia o elipse) la única condición que debe cumplirse es que su energía mecánica sea negativa (EM < 0). Si dicha trayectoria corta a la superficie del planeta, se estrellará contra él; pero, en caso contrario, permanecerá indefinidamente en su órbita como satélite. En estas condiciones podemos decir que el cuerpo está capturado por el campo gravitatorio del planeta, ya que no puede separarse de él alejándose indefinidamente. Para que un cuerpo pueda escapar por su propio impulso del campo gravitatorio de un planeta, es necesario que posea la energía mecánica suficiente para separarse de él hasta una distancia infinita. Para eso ha de poseer, como mínimo, la energía potencial que tendría en el infinito Esta energía es 0. Por lo tanto, la condición para que un cuerpo se pueda alejar indefinidamente de un planeta es que su energía mecánica sea nula o positiva (EM ≥ 0). Si EM > 0, la trayectoria es una rama de hipérbola con su foco en el centro del planeta. En este caso, el cuerpo se aleja indefinidamente, a no ser que su trayectoria cor te en un punto a la super ficie del planeta y se estrelle contra él. En el caso de que la energía mecánica del cuerpo fuese nula (EM = 0), el cuerpo tendría la energía mínima necesaria para escapar del campo gravitatorio del planeta que lo atrae y su trayectoria sería una parábola con su foco en el centro del planeta. Pero este es un caso solo teórico, imposible en la práctica, pues requeriría que la energía mecánica fuese exactamente cero, y sabemos que no existen medidas exactas, ya que todas poseen un margen de incer tidumbre. Todo lo explicado para los satélites de un planeta es también aplicable a los planetas que se mueven en torno a una estrella bajo la acción del campo gravitatorio de esta. 75

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E j E M P L os 9. U  n objeto se mueve con una velocidad de 3 km/s cuando se halla a 100 000 km de la superficie de la Tierra, pero no choca con ella. ¿Es un satélite de nuestro planeta? Datos: masa de la Tierra: M = 5,98  1024 kg. Radio de la Tierra: R = 6 400 km. La distancia del objeto al centro de la Tierra es: R + h = 108 m + 6,4  106 m = 1,064  108 m. La energía mecánica del objeto se calcula como:

EM =

1 Mm m v2 – G 2 R+r

Su valor es:

EM =

1 5,98  10 24 kg  m m (3 000 m/s)2 – 6,67  10 –11 N m 2 Kg –2  2 1,064  10 8

Efectuando las operaciones indicadas obtenemos la energía mecánica en función de la masa m del objeto (no conocida): EM = 7,51 m (J). Como su energía mecánica es positiva, el objeto no está satelizado alrededor de la Tierra y se alejará indefinidamente, siguiendo una trayectoria que es una rama de hipérbola. 10. Una nave espacial de masa m = 5 000 kg se mueve en una órbita circular a h = 500 km de altura sobre la superficie terrestre. Determina la energía que se le ha de comunicar para que abandone su órbita y se aleje indefinidamente de la Tierra. Datos: masa de la Tierra: M = 5,98  1024 kg. Radio de la Tierra: R = 6 400 km. El radio de la órbita es:

r = R + h = 6 400 km + 500 km = 6 900 km = 6,9  106 m

La nave en su órbita posee una energía mecánica de:

EM = –

1 Mm 1 5,98  10 24kg  5  10 3 kg G = –  6,67  10 –11 N m 2 Kg –2  = – 1,45  10 11 J 2 r 2 6,9  10 8 m

A una distancia infinita el valor mínimo de la energía mecánica es 0. Por lo tanto, se han de suministrar a la nave, como mínimo, 1,45  1011 J = 145 GJ.

11  | Velocidad de escape V2 V1 V0

23. Velocidad de un cuerpo que se está alejando de la Tierra. En rojo se representa, la fuerza con que es atraído por la Tierra.

Si lanzamos un cuerpo ver ticalmente hacia arriba, sube hasta que su velocidad se anula y después cae. Cuanto mayor es la velocidad inicial que se le comunica, mayor altura alcanza antes de caer. Podemos proponer entonces una sorprendente pregunta: ¿es posible lanzar un cuerpo con tal velocidad inicial que no caiga nunca, es decir, que se aleje indefinidamente de la super ficie de la Tierra? La respuesta es afirmativa. En efecto, si no hay rozamiento, la única fuerza que actúa a partir del momento en que el cuerpo sale lanzado con una velocidad inicial v0, es su peso, es decir, la atracción de la Tierra. Esta fuerza frenará el movimiento (Fig. 23). Pero, como se trata de una fuerza conservativa, la energía mecánica del móvil no variará en todo el recorrido. Así pues, la energía mecánica inicial del móvil será igual a la que poseería en el infinito (ya que suponemos que se aleja indefinidamente de la Tierra).

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Si M es la masa de la Tierra, R su radio y m, la masa del móvil, su energía mecánica en el instante inicial del lanzamiento será: EM = Ek + Ep = 0

0

0

1 Mm m v 02 – G 2 R

Hemos visto que, a una distancia infinita del centro de la Tierra, la energía potencial gravitatoria del móvil es nula. Pero como el móvil, a lo largo de su recorrido, va perdiendo velocidad, si se ha lanzado con la mínima energía para que se aleje indefinidamente, su velocidad en el infinito será cero. Por consiguiente su energía mecánica final (en el infinito) sería: 24. Lanzamiento del Apolo XI hacia la Luna.

EM = EK + EP = 0 + 0 = 0 Como la energía mecánica se conserva, podemos igualar sus valores inicial y final: 1 Mm m v 02 – G =0 2 R

Despejando v0 se obtiene: v0 =

2GM R

La velocidad inicial mínima para que un cuerpo lanzado desde la super ficie de un planeta se aleje indefinidamente de él se llama velocidad de escape o segunda velocidad cósmica. De su expresión matemática se deduce que esta velocidad es independiente de la masa del móvil. Solo depende de la masa y del radio del planeta. Así pues, la velocidad de escape es una característica propia de cada planeta. Teniendo en cuenta que la masa de la Tierra es de 5,98  1024 kg y su radio, 6,38  106 m, la velocidad de escape de nuestro planeta resulta: vo = 11 200 m/s ≈ 40 000 km/h Si un proyectil se lanza desde la super ficie de la Tierra hacia el espacio, en dirección no perpendicular al suelo con una velocidad superior a la de escape, su trayectoria es una hipérbola y el cuerpo no se sateliza, sino que se aleja indefinidamente.

DOCUMENTo

Posibilidad de atmósfera en los planetas Como sabes, las moléculas de los gases están en constante y desordenado movimiento. Su velocidad media es tanto mayor cuanto más elevada es la temperatura y cuanto menor es su peso molecular. Las moléculas de los gases que podrían formar la atmósfera de algunos planetas, a la temperatura que se alcanza en su superficie, poseen una velocidad que llega a superar la velocidad de escape. Los gases se difunden entonces en el espacio sin poder ser retenidos por la atracción gravitatoria del planeta. Los planetas solo pueden tener atmósfera cuan-

do su velocidad de escape es superior a la velo­ cidad de las moléculas gaseosas existentes en su super ficie. Para ello es necesario que la masa del planeta sea suficientemente grande. La Luna y los asteroides, por ejemplo, carecen de atmósfera porque su masa es demasiado pequeña. Para que en un planeta se desarrolle la vida, es necesario algún tipo de atmósfera. Por eso puede afirmarse que uno de los factores que determinan la posibilidad de que exista vida en un planeta es su velocidad de escape.

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12  | Órbitas elípticas El astrónomo alemán Johannes Kepler, en el siglo xvii, logró describir correctamente el movimiento de los planetas. El resultado de su trabajo quedó enunciado en las tres leyes siguientes: Primera ley de Kepler Las órbitas de los planetas son elipses, uno de cuyos focos está situado en el centro del Sol. Segunda ley de Kepler El segmento cuyos extremos son los centros del Sol y de un planeta barre áreas iguales en tiempos iguales. Cuando un planeta se desplaza alrededor del Sol, el segmento rectilíneo que une sus centros cambia de dirección y de longitud. Todos los puntos por los que pasa ese segmento a lo largo de un inter valo de tiempo constituyen la super ficie que denominamos el área barrida (Fig. 26).

25. Johannes Kepler.

P5

P4

Si corresponden a iguales inter valos de tiempo, las áreas barridas representadas en la figura han de tener áreas iguales. Para que sea así, en las zonas donde el planeta está más alejado del Sol, el arco de trayectoria que recorre debe ser más cor to, es decir, su velocidad será menor.

P3

Tercera ley de Kepler

P6 P2 P1

Figura 26.

El cuadrado del tiempo que tarda un planeta en describir su órbita es directamente proporcional al cubo del semieje mayor de su órbita. El tiempo que tarda un planeta en completar una órbita alrededor del Sol se llama período y se designa por T. Así pues, la tercera ley de Kepler se puede expresar matemáticamente de la siguiente forma: T2 a3

= C (constante)

La tercera ley de Kepler se puede demostrar muy fácilmente para una órbita circular. En efecto, la velocidad de un satélite en órbita circular es igual al cociente entre la longitud de la órbita (2 π r) y el tiempo empleado en recorrerla, es decir el, período (T): v =

2πr T

Sustituyendo v por este cociente en la expresión de la velocidad del satélite, tenemos: v0 =

GM r

Y elevándola al cuadrado resulta: (2 π r )2 T

2

=

GM r

Haciendo operaciones se obtiene: r3 T2

=

GM 4 π2

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El segundo miembro de esta igualdad es constante, por lo que queda comprobado que T2 es directamente proporcional a r3, tal como afirma la tercera ley de Kepler. Las leyes de Kepler no solo son válidas para los planetas del sistema solar, sino también para otros cuerpos que se mueven en órbita en torno un astro que los atrae gravitatoriamente, como los cometas alrededor del Sol y los satélites naturales o ar tificiales alrededor de los planetas.

EjEMPLo 11. El radio medio de la órbita que describe alrededor del Sol el asteroide Gaspra es de 2,21 UA. Calcula el período de revolución de Gaspra. UA significa unidad astronómica, que es una longitud muy aproximadamente igual a la distancia media de la Tierra al Sol: 1 UA = 1,496  1011 m Simbolizaremos por RG y RT los radios medios de las órbitas de Gaspra y la Tierra, y por TG y TT sus respectivos períodos de revolución alrededor del Sol. Por la tercera ley de Kepler se cumplirá que:

RG3

=

TG 2

RT3 TT 2

Dado que esta fórmula es homogénea, podemos expresar los valores de las magnitudes que inter vienen en cualquier unidad (naturalmente, ha de ser la misma en ambos miembros de la igualdad).

Gaspra es una roca de unos 20 km de longitud que forma parte del cinturón de asteroides que giran en órbita alrededor del Sol. La sonda Galileo se aproximó a él en octubre de 1991 y envió esta fotografía.

Expresaremos los radios de las órbitas en UA, con lo que será RT = 1 UA (por definición). Y, expresando en años los períodos de revolución, es TT = 1 año. Sustituyendo valores en la anterior igualdad tendremos:

(2,21 UA)3 T

2 G

=

(1 UA)3 (1 any)2

Despejando TG se obtiene:

TG =

2,213 = 3,29 años.

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vmáx c A’ vmín

F’

F a

A

La energía mecánica de un satélite de masa m que se mueve alrededor de un planeta de masa M en una órbita elíptica se calcula de la misma forma que en una órbita circular, pero sustituyendo el radio del círculo por el semieje mayor de la elipse: EM = –

a

1 Mm G 2 a

La longitud a se denomina tambíen radio medio de la órbita. 27. Satélite en órbita elíptica alrededor de la Tierra, situada en el foco F de la elipse. En A (perigeo) la distancia a la Tierra (a – c) es la mínima y la velocidad es la máxima. En A’ (apogeo) la distancia a la Tierra (a + c) es máxima y la velocidad mínima.

En uno de los extremos del eje mayor de las órbitas elípticas la distancia entre el satélite y el planeta, situado en uno de los focos de la elipse, es mínima (punto A de la figura 27) e igual a la diferencia a – c entre el semieje mayor y el semieje focal. Si el planeta es la Tierra, ese punto se llama perigeo. En él la energía potencial es mínima y la cinética es máxima. En el otro extremo del eje mayor de la órbita la distancia entre el satélite y el planeta es máxima (punto A’ de la figura 27) e igual a la suma a + c del semieje mayor y el semieje focal. Para los satélites de la Tierra ese punto se llama apogeo. En él es máxima la energía potencial y mínima la cinética. Conociendo las distancias máxima, rmáx, y mínima, rmín, entre un planeta y su satélite se pueden determinar fácilmente las valores de los semiejes mayor, menor y focal de la órbita así como su excentricidad. Para ello basta tener en cuenta que: rmáx = a + c   rmín = a – c 

De donde se deduce: a =

rmáx + rmín 2

y c =

rmáx – rmín 2

A par tir de los valores de a y c podemos calcular la longitud del semieje menor de la órbita (b) y su excentricidad (ε): b =

a2 – c2 y ε =

c a

Todo lo dicho se puede aplicar a cualquier astro que gire en órbita aldedor de otro. En el caso de los planetas, asteroides y cometas del sistema solar, la posición de máxima distancia al Sol se denomina afelio y la de mínima distancia, perihelio (ambas palabras proceden del vocablo griego helios, que significa ‘Sol’).

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EjEMPLo 12. En el año 2005 se descubrió un nuevo planeta del sistema solar al que se ha dado el nombre de Eris. Su afelio se encuentra a 97,5 UA del Sol y su perihelio a 37,8 UA. Determina: a) El radio medio en m y la excentricidad de su órbita. b) El valor de la energía orbital de Eris en función de su masa m. c) Su velocidad orbital máxima en km/s.

Datos: 1 UA = 1,496  1011 m. Masa del Sol: M = 1,99  1030 kg.

a) Llamaremos a al semieje mayor y c al semieje focal de la órbita.

La distancia de Eris al Sol en el afelio es a + c = 97,5 UA y, en el perihelio, a – c = 37,8 UA.



De las anteriores igualdades se deduce: a =

(97,5 + 37,8) UA = 67,65 UA y 2

c =

(97,5 – 37,8) UA = 29,85 UA 2



El radio medio de la órbita es: a = 67,65 UA 



La excentricidad de la órbita de Eris es: ε =

1,496  10 11 m = 1,01  10 13 m 1 UA

c 29,85 UA = = 0,441 a 67,65 UA

b) La energía mecánica orbital en función de la masa m de Eris es:



EM = –

1 Mm 1 1,99  10 30 kg  m G = –  6,67  10 –11 N m 2 kg –2  = (6,57  10 6 J/kg)  m 2 r 2 1,01  10 13 m

c) El planeta alcanza su velocidad máxima v en el perihelio, donde su distancia al Sol es la mínima: r = a – c = 37,8 UA = 37,8  1,496  1011 m/UA = 5,655  1012 m.

A lo largo de la órbita se mantiene constante la energía mecánica del planeta: EM = Ek + Ep.



Para calcular su velocidad, despejaremos la energía cinética EM = Ek – Ep, es decir:



Aplicando los valores que conocemos a las magnitudes de esta expresión, tenemos:



 1 M m m v 2 = EM – – G  2 r  

1 1,99  10 30 m m v 2 = 6,57  10 6 m + 6,67  10 –11 2 5,655  10 12

Multiplicando por 2 y dividiendo entre m la anterior ecuación, resulta: v 2 = 2 × 6,57  10 6 + 2  6,67  10 –11



1,99  10 30 5,655  10 12

= 1,314  107 + 4,694  107 = 6,008  107

De donde se deduce: v = 7,75  103 m/s = 7,75 km/s.

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13  | Astronáutica En el mes de octubre del año 1957 tuvo lugar un acontecimiento que causó sensación en el mundo y que marcó el principio de lo que se ha dado en llamar «la era de la navegación espacial»: el lanzamiento del primer satélite ar tificial de la Tierra, el Sputnik I. Era una esfera de 83 kg que se puso en órbita por los técnicos y científicos de la Unión Soviética y que se mantuvo en órbita alrededor de nuestro planeta durante 57 días. Poco después, en enero de 1958, en Estados Unidos también se logró poner en órbita un satélite artificial, el Explorer, un cilindro de 14 kg y unos 2 m de longitud. Desde entonces hasta nuestros días se han puesto en el espacio innumerables ingenios espaciales: • Satélites ar tificiales con o sin tripulación. 28. Estación Espacial Internacional, un ambicioso proyecto cuya infraestrutura se proyectó completar el año 2010.

• Estaciones espaciales en órbita como las Salyut, la Skylab, la MIR y la estación Espacial Internacional IIS. • Sondas no tripuladas que se han aproximado a diversos planetas, satélites, asteriodes y un cometa del sistema solar; incluso, se han posado sobre la super ficie de algunos de ellos. • Naves espaciales tripuladas, como el Apolo XI, que llevó por primera vez al hombre hasta la super fie de la Luna, el 20 de julio de 1969. • El telescopio Hubble, en órbita alrededor de la Tierra, que ha proporcionado valiosa información sobre el universo.

29. El telescopio Hubble ha sido una de las herramientas fundamentales para el conocimiento del universo en los últimos años.

Las aplicaciones de todos estos ingenios espaciales han sido innumerables para la investigación científica, para el desarrollo tecnológico, para las comunicaciones, para la obser vación y obtención de datos sobre nuestro planeta y sobre el universo, etc. Sobre estos temas podrás encontrar interesante y amplia información en Internet.

RECURSOS INFORMÁTICOS Para la obser vación de los astros, su posición y movimiento aparente sobre la esfera celeste se pueden encontrar recursos introduciendo en el buscador de Internet términos como los siguientes: planisferio celeste, astronomía, planetario vir tual, constelaciones, universo. Para encontrar programas de simulación que te permitan experimentar con el movimiento de satélites y, en general, de cuerpos sometidos a fuerzas mutuas de interacción gravitatoria, introduce en el buscador la frecuencia simulador de órbitas. Para encontrar información sobre ingenios espaciales y la historia de la navegación espacial, introduce en el buscador algunos de los siguientes términos o secuencias: astronáutica, astronave, sonda espacial, estación espacial, satélite artificial, o el nombre concreto del ingenio sobre el que quieras obtener información.

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RESUMEN La esfera celeste es una esfera imaginaria concéntrica a la Tierra y de radio mucho mayor que esta, sobre cuya super ficie proyectamos todos los astros del firmamento. La visual de un astro es la recta que une la Tierra (donde se encuentra el obser vador) con el astro, considerando a ambos como masas puntuales. La posición aparente de un astro es el punto de intersección de la visual del astro con la super ficie de la esfera celeste. La distancia angular entre dos astros de posiciones aparentes A y B es el valor angular del arco de circulo máximo de la esfera celeste comprendido entre A y B. El Polo Norte y Polo Sur celestes son los puntos de intersección del eje del mundo con la super ficie de la esfera celeste. El movimiento diurno es el movimiento de rotación de la esfera celeste alrededor del eje del mundo dando una vuelta cada 24 horas en sentido retrógrado (el de las agujas del reloj) para un observador del Hemisferio Nor te. El movimiento propio es el movimiento de algunos astros a respecto a los astros que ocupan una posición fija sobre la esfera celeste. El movimiento propio de los planetas del sistema solar sigue trayectorias complicadas. El sistema de referencia heliocéntrico es el que sitúa su origen de coordenadas en el centro del Sol; en él quedan muy simplificados los movimientos de los planetas. Un satélite es un cuerpo que gira en órbita circular o elíptica en torno a un planeta que lo atrae gravitatoriamente. Si un satélite describe una órbita circular de radio r alrededor de un planeta de masa M, su movimiento es circular uniforme y su fuerza centrípeta es la fuerza de atracción gravitatoria del planeta. La velocidad del satélite es: v =

GM r

Según la ley de Newton de la gravitación universal, dos masas puntuales cualesquiera, m y m’, sepà­ radas por una distancia r, se atraen mutuamente con una fuerza cuya intensidad es F =

G m m’ r2

,

donde G (constante de gravitación universal) es 6,67  10–11 N m2 kg–2.

La intensidad del campo gravitatorio en un punto es la fuerza gravitatoria que actúa sobre la unidad de masa situada en ese punto. Su valor es igual al de la aceleación de la gravedad en ese punto. Se expresa en N/kg, que equivalen a m/s2. El módulo de la intensidad del campo gravitatorio creado por una masa m (puntual o esférica homogénea) en un punto situado a una distancia r de su centro es: r m g =G 2 r

La energía potencial gravitatoria de un cuerpo de masa m’ en el campo creado por otro cuerpo de masa m, si sus centros están a una distancia r, es: Ep = – G

m m’ (si los cuerpos son puntuales o r

esféricos homogéneos).

La energía mecánica orbital de un cuerpo de masa m que describe una órbita circular de radio r alre­ dedor de otro de masa M, es la suma de sus energías cinética y potencial gravitatoria. Su valor es:

EM = –

1 Mm G . 2 r

La velocidad de escape o segunda velocidad cósmica es la velocidad inicial minima para que un cuerpo lanzado desde la super ficie de un planeta se aleje indefinidamente de él. Su valor es: v =

2GM R

Leyes de Kepler: 1. Las órbitas de los planetas son elipses con un foco situado en el centro del Sol. 2. El segmento que une los centros del Sol y de un planeta barre áreas iguales en tiempos iguales. 3. El cuadrado del período un planeta es directamente proporcional al cubo del semieje mayor de su órbita. En órbitas elípticas la posición de máxima distancia de un satálite a la Tierra se llama apogeo y la de mínima distancia, perigeo. En las órbitas alrededor del Sol esas posiciones se denominan afelio y perihelio. Si a es el semieje mayor de la órbita elíptica y c el semieje focal, la distancia máxima es a + c y la mínima, a – c. La energía mecánica orbital en una órbita elíptica es E M = –

1 Mm G , donde a es el semieje mayor 2 a

de la elipse o radio medio de la órbita.

Contenido básico de la unidad en formato hipermedia, en el CD.

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ACTIVIDADES Ley de la gravitación universal 1 Determina la intensidad de la fuerza de atracción gravitatoria entre dos bolas de plomo, de masa m = 200 kg cada una, cuyos centros están separados por una distancia d = 50 cm. 2 Calcula la fuerza con la que el Sol atrae al planeta Mercurio. Razona si Mercurio atrae al Sol con la misma fuerza.

Masa de Mercurio: MM = 3,30  1023 kg. Masa del Sol: MS = 1,99  1030 kg. Distancia entre Mercurio y el Sol: d = 5,97  107 km.

3 Calcula y compara las fuerzas de atracción que ejercen la Tierra y el Sol sobre la Luna a partir de los siguientes datos:

Masa del Sol: 1,99  10 kg; masa de la Tierra: 5,98  1024 kg; masa de la Luna: 7,35  1022 kg; distancia Tierra-Luna: 3,8  108 m; distancia Sol-Luna: 1,50  1011 m. 30

4 Calcula con qué fuerza atrae el Sol a una persona de 60 kg que se encuentra en la Tierra.

Masa del Sol: 2  1030 kg. Distancia Tierra-Sol: 1,5  108 km.

5 ¿Cuánto pesará en la superficie de la Luna una persona de masa m = 60 kg? Compara su peso en la Luna con su peso en la Tierra.

Masa de la Luna: ML = 7,35  1022 kg. Radio de la Luna: RL = 1 600 km.

6 ¿Con qué fuerza atrae el planeta Júpiter a un camión de 10 TM situado en la superficie de la Tierra cuando ambos planetas se aproximan a 600 millones de km?

Masa de Júpiter: 1,9  1027 kg.

7 Si la Tierra se contrajera hasta que su radio fuese de solo 20 km, ¿cuánto pesaría en la super fice terrestre una manzana de masa 200 g?

Masa de la Tierra: 5,98  1024 kg.

8 Una nave espacial viaja de la Tierra a la Luna. Suponiendo que esté alineada con los centros de ambos astros, ¿en qué punto serán iguales las fuerzas de atracción de la Tierra y de la Luna sobre la nave?

Masa de la Tierra: 5,98  1024 kg. Masa de la Luna: 7,35  1022 kg. Distancia Tierra-Luna: 3,8  108 m.

9 Calcula la pérdida de peso que experimenta un hombre de 70 kg al subir a la torre Eiffel (altura: 300 m). Se supone que sube en ascensor, ya que, si lo hiciera por la escalera, perdería mucho más peso, aunque por distinto motivo. Masa de la Tierra = 6  1024 kg. Radio de la Tierra = 6 400 km. Velocidad en órbita circular 10 Un satélite artificial de la Tierra describe una órbita circular a una altura de 1 600 km. Calcula su período. Masa de la Tierra: 5,98  1024 kg. Radio de la Tierra: 6 400 km. 11 Desde un lugar de la Tierra se obser va el paso de un satélite ar tificial cada 100 minutos. Suponiendo que sigue una órbita circular, calcula: a) El radio de su órbita. b) Su altura sobre la superficie terrestre en km. Masa de la Tierra: 5,98  1024 kg. Radio de la Tierra: 6,38  106 m. 12 Un planeta tiene un satélite que describe una órbita de radio 200 000  km en 250  ho­ras. ¿Cuál sería el período de un satélite de ese planeta si describiera una órbita de 500 000 km de radio? 13 Se llama primera velocidad cósmica de un planeta a la velocidad que teóricamente de­bería poseer un satélíte para mantenerse en órbita circular al nivel de la super ficie del planeta.Se ha de suponer que el planeta no posee atmósfera, que frenaría el movimienmto del satélite y que no presenta obstáculos con los que podría chocar. Calcula la primera velocidad cósmica de la Tierra. Masa de la Tierra: 5,98  1024 kg. Radio de la Tierra: 6 400 km. 14 El planeta Júpiter, per fectamente visible a simple vista, posee cuatro grandes satélites: Io, Europa, Ganímedes y Calisto, visibles con prismáticos. Se ha obser vado que Io da una vuelta alrededor del planeta en 42,5 horas. El radio de la órbita se estima en 422 000 km. Suponiendo que la órbita es circular, calcula la masa de Júpiter. G = 6,67  10–11 N m2 kg–2.

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Los planetas y satélites  |  2 dificultad:

SENcILLA

media

ALTa

15 Calcula a qué distancia de la superficie terrestre ha de situarse un satélite en órbita circular para que sea geoestacionario, es decir, para que permanezca constantemente sobre el mismo punto del Ecuador. Para ello, ha de dar una vuelta a la Tierra en 24 horas. Este es el caso de los satélites de televisión.

Masa de la Tierra: MT = 5,98  1024 kg. Radio de la Tierra: RT = 6,38  106 m.

Intensidad de campo gravitatorio 16 Calcula la intensidad del campo gravitatorio en la superficie de Marte sabiendo que su masa es 6,4  1023 kg y su diámetro, 6 790 km. 17 ¿Cuál sería la aceleración de la gravedad en la super ficie de un planeta de la misma densidad que la Tierra, pero de doble radio? 18 El campo gravitatorio en la super ficie de un planeta tiene una intensidad de 7  N/kg. Calcula la masa de un cuerpo que pesa 350 N en la super ficie de ese planeta.

¿Cuánto pesaría el mismo cuerpo en la superficie de otro planeta cuyo campo gravitatorio tiene una intensidad de 20 N/kg?

19 La aceleración de la gravedad en la super ficie del planeta Mercurio es de 2,35 m/s2. ¿Con qué fuerza atraerá a un cuerpo de masa 800 kg que se encuentra a una distancia de su super ficie de 4 960 km?

Radio de Mercurio: 2 480 km.

Energía potencial gravitatoria 20 Calcula la energía potencial de la Luna en el campo gravitatorio de la Tierra.

Masa de la Tierra: 5,98  1024 kg. Masa de la Luna: 7,35  1022 kg.

21 Calcula la energia potencial gravitatoria de un cuerpo de 20 kg de masa en la super ficie de la Luna y a una altura de 400 km sobre el suelo lunar.



¿Con qué velocidad inicial habría que lanzar ver ticalmente ese cuerpo desde la super ficie de la Luna para que llegara a la citada altura de 400 km? Masa de la Luna: ML = 7,35  1022 kg. Radio de la Luna: RL = 1 600 km.

22 Un planeta tiene una masa de M = 3  1025 kg y su radio es R = 107 m. Desde una altura h = 5  106 m sobre la superficie del planeta, se deja caer un cuerpo sin velocidad inicial. Calcula la velocidad que alcanzará al llegar al suelo del planeta. 23 Una nave espacial, cuando se encuentra a 100 000 km del centro de la Tierra, se aleja con una velocidad de 6 km/s. Si se mueve por inercia, sin que se le apor te energía, ¿cuál será su velocidad cuando se halle a una distancia de 200 000 km? Masa de la Tierra: 5,98  1024 kg. 24 Un meteorito se mueve hacia la Tierra con una velocidad de 5 km/s cuando está a 23 600 km de la super ficie terrestre. ¿Con qué velocidad llegaría al suelo si la atmósfera no lo frenase? Masa de la Tierra: 5,98  1024 kg. Radio de la Tierra: 6,38  106 m. 25 Una nave espacial de 2 000 kg de masa se encuentra a 23 000 km de la super ficie de la Tierra, alejándose de ella a 18 000 km/h. Calcula su energía mecánica. ¿Es suficiente esa energía para que escape de la atracción gravitatoria de nuestro planeta? Masa de la Tierra: 5,98  1024 kg. Radio de la Tierra: 6,38  106 m. 26 En 1910 el cometa Halley se movía con una velocidad de 55 km/s cuando se hallaba a 8,8  107 km del centro del Sol. Su velocidad era de 42 km/s cuando se encontraba a la misma distancia del Sol que la Tierra: 1,5  108 km. Aplicando la conservación de la energía mecánica, calcula la masa del Sol. Energia orbital 27 Calcula la energía mecánica orbital de un satélite ar tificial de masa m = 250 kg que recorre una órbita circular a h = 800 km de altura sobre la super ficie de la Tierra. Masa de la Tierra: 5,98  1024 kg. Radio de la Tierra: 6,38  106 m. 28 Un satélite artificial en órbita circular tiene una energía cinética de 2,4    1011  J. Determina, sin más datos, los valores de su energía potencial gravitatoria y de su energía mecánica.

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ACTIVIDADES 29 ¿Qué energía se ha de comunicar a un cuerpo de 500 kg, que está en reposo en la superfi­ cie de la Tierra, sobre el Ecuador, para situarlo en una órbita circular a 4 000 km de altura? Masa de la Tierra = 6  1024 kg. Radio de la Tierra = 6 400 km. 30 Determina la energía que se ha de comunicar a un satélite artificial de la Tierra situado en una órbita de radio r1 = 7 000 km para transferirlo a una segunda órbita circular cuya velocidad sea la mitad que en la primera. Masa de la Tierra: 5,98  1024 kg. Velocidad de escape 31 Calcula el valor de la velocidad de escape de la Luna. Masa de la Luna: 7,35  1022 kg. Radio de la Luna: 1,74  106 m. 32 Una nave de 20 000 kg de masa se encuentra en reposo sobre la superficie de Marte; ¿cuál es la mínima energía necesaria para hacerla alejarse indefinidamente del planeta? La masa de Marte es de 6,4  1023 kg y su diámetro de 6 790 km. 33 Sabiendo que la masa de la Tierra es 81,4 veces la de la Luna y el radio de la Tierra 3,67 veces el de la Luna, compara la energía necesaria para que un cuerpo escape de la atracción gravitatoria de una y otra, suponiendo que se encuentra inicialmente en reposo sobre su super ficie. Tercera ley de Kepler 34 A par tir de la siguiente tabla de datos reales sobre los planetas del sistema solar, comprueba la tercera ley de Kepler.

35 El período de Plutón es de 247,7 años. Cal­ cula su distancia media al Sol.

Distancia media de la Tierra al Sol: 1,5  1011 km.

36 Calcula el período del asteroide Ceres, sabiendo que el radio de su órbita alrededor del Sol es 2,77 veces mayor que el de la órbita terrestre. Órbitas elípticas 37 Un planeta tiene un satélite que recorre su órbita en 5 horas. Su máxima distancia al centro del planeta es de 20 000 km y la mínima, de 12 000 km.

a) Determina la excentricidad de su órbita.



b) ¿A qué distancia del centro del planeta tendría que situarse otro satélite en órbita circular para que recorriese su órbita en el mismo tiempo?

38 El asteroide Ícaro tiene una forma casi esférica de 1,4 km de diámetro. Recorre una elipse de mucha excentricidad que le hace pasar cerca de la órbita terrestre. Sabiendo que su afelio es de 1,9692 UA y su perihelio, de 0,1866 UA, determina su período orbital. 39 Un satélite ar tificial de la Tierra posee una masa de m = 400 kg. Su máxima distancia a la super ficie de la Tierra es de 1 250 km y la mínima, de 370 km.

Calcula la excentricidad de su órbita y su energía mecánica orbital.



Masa de la Tierra: 5,98  1024 kg. Radio de la Tierra: 6,38  106 m.

Planeta

Período (s)

Distancia media al Sol (m)

Venus

1,94  107

1,08  1011

40 Razona en cuál de las dos órbitas cuyas características se dan a contiuación tendría mayor energía mecánica un satélite.

La Tierra

3,16  107

1,50  1011



Mar te

5,94  10

2,28  10

• Órbita 1. Distancia máxima al centro del planeta: 10 000 km Excentricidad: 0,6.

Júpiter

3,74  108

7,78  1011



• Órbita 2. Distancia máxima al centro del planeta: 8 000 km. Excentricidad: 0,2.

Saturno

9,30  108

1,43  1012

Urano

2,65  109

2,87  1012

Neptuno

5,20  109

4,50  1012

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