Astronomía (AST 0111-1)http://astro.puc.cl/~npadilla/Docencia/Docencia.html
Prof. Padilla
• Isidora Fletcher 11/4,
Primera Ley o Ley de inercia
Un cuerpo en reposo se mantendrá en reposo mientras no exista una fuerza ejercida sobre él.
Un cuerpo moviéndose con velocidad constante en una línea recta mantendrá su movimiento mientras no exista una fuerza aplicada sobre él.
Leyes de NewtonComo se mueven los cuerpos?
n Usando la 1a ley de Newton definimos: FUERZA es la causa de que un objeto en reposo o moviéndose con velocidad constante se desvíe. Si F=0, a=0.
n Ejemplos de fuerzas: Fricción, gravedad, resorte, etc.
n Los planetas deben estar sometidos a una fuerza ya que no están en reposo ni se mueven en línea recta.
n Si aplicamos una fuerza continua sobre un objeto, éste se acelera. Recordamos que la aceleración es el cambio de velocidad por unidad de tiempo (en magnitud, dirección, o ambas).
n Pregunta: ¿Se acelera un cuerpo que está moviéndose en una órbita circular?
Si, hacia el centro de la órbita, NO, Si, en la dirección de movimiento
Leyes de Newton
Leyes de NewtonDistancia: camino recorrido ΔX = X1 – X2 [m]
Tiempo: ΔT = T1 – T2 [s]
Rapidez: cambio de posición dividido por el tiempo. Es un número: distancia / tiempo [m/s]
Velocidad: cambio de posición en una dirección dividido por el tiempo. Es un vector que consta de rapidez y dirección:
distancia / tiempo V = ΔX/ΔT [m/s]
Momentum o cantidad de movimiento o momento lineal (vector): masa por velocidad: P = masa x V [kgm/s]
FIA 0111- Astronomía Nelson Padilla (P. U. Catolica)
Leyes de Newton• Aceleración (vector): Cambio de velocidad (rapidez o dirección
o ambos) dividido por el tiempo:
velocidad / tiempo A = ΔV/ ΔT = ΔX/ ΔT2 [m/s2]
• Fuerza (vector): masa por aceleración de un cuerpo F = masa x A [kgm/s2]
• Masa (no vector): cantidad de materia de un cuerpo, no confundir con peso.
FIA 0111- Astronomía Nelson Padilla (P. U. Catolica)
Momentum, Momento Lineal, Cantidad de Movimiento
Un cuerpo en movimiento trata de mantenerse en movimiento, p=mv El momento depende de la velocidad del cuerpo y de la cantidad de
materia (masa) que contiene. Por la primera ley, si no hay fuerza aplicada entonces el momento
lineal se mantiene constante (ley de la inercia). El camino natural de un objeto es la línea recta.
Momento Angular
Es la medida del momentum de un cuerpo que está girando alrededor de un punto, L = mvr
Leyes de Newton
FIA 0111- Astronomía Nelson Padilla (P. U. Catolica)
Segunda Ley o Ley de Fuerzas
La aceleración de un objeto es proporcional a la fuerza ejercida sobre él e inversamente proporcional a su masa, y tiene la misma dirección que la fuerza.
F = m a = m dv/dt = m d2x/dt2
Definición de masa: cantidad de materia, es independiente de la posición del objeto. Es la medida de la resistencia que ejerce el cuerpo a una fuerza aplicada sobre él.
Leyes de Newton
FIA 0111- Astronomía Nelson Padilla (P. U. Catolica)
Leyes de NewtonGalileo había llegado a las primeras dos leyes, pero no las enunció
tan precisamente como Newton. Esas leyes eran más profundas que lo que Galileo imaginaba. Por ejemplo, son mucho más generales que las leyes de Kepler.
Cómo se mueven los objetos? Para entender estas dos primeras leyes de la mecánica newtoniana,
definimos conceptos básicos: • Distancia • Tiempo • Velocidad • Momentum • Aceleración • Fuerza
FIA 0111- Astronomía Nelson Padilla (P. U. Catolica)
Tercera Ley o Ley de Acción y Reacción
Cuando un objeto ejerce una fuerza sobre otro, éste último ejerce una fuerza igual pero de sentido contrario sobre el primero.
Si el Sol ejerce una fuerza sobre un planeta para mantenerlo en órbita, éste ejerce una fuerza igual y opuesta sobre el Sol:
F12 = F21 m1a1 = m2a2 m1/m2 = a2/a1
Leyes de Newton
Leyes de Newton Para entender esta tercera
ley de la mecánica newtoniana, usamos conceptos básicos que definimos: • Masa • Peso • Velocidad • Aceleracion • Momento angular • Energía
Densidad = M/V
Momento Angular
El momento angular L depende de tres cantidades: 1. 1. masa 2. 2. velocidad 3. 3. distancia al punto de rotación
Si la combinación de estas tres cantidades es constante entonces el momento angular L es constante.
En general, el L es constante, o se conserva en un sistema que rota cuando no hay fuerzas externas actuando o cuando las únicas fuerzas están dirigidas hacia el punto de origen (fuerzas centrales)
La segunda ley de Kepler es un ejemplo de esta conservación. Ejemplos: bailarina que gira y que sube y baja los brazos; rotación de un
pulsar, que es una estrella normal cuyo núcleo colapsa. Es un concepto muy importante en Astronomía
⇒ Formación del sistema solar, planetas, galaxias
Leyes de Newton
Importancia de las leyes de Newton
El entendimiento de los movimientos y fuerzas motivó a distintos inventores a producir máquinas para usar esas fuerzas provechosamente.
Esto condujo a la revolución industrial, unos 100 años después del trabajo de Newton.
Además, finalmente entendimos los movimientos en el Sistema Solar.
Leyes de Newton
Gravedadn Newton: ¿Qué es la fuerza de gravedad?
Fuerza que nos mantiene pegados a la Tierra
Fuerza que mantiene a la Luna en su órbita
Fuerza que mantiene a la Tierra ligada al Sol
Fuerza que mantiene al Sol girando alrededor de la Vía Láctea
etc.
Gravity
Tu peso en otros mundos: Tierra = 80 kg Luna = 13 kg Marte = 30 kg Saturno = 85 kg Jupiter = 190 kg Sol = 2160 kg WD = 104.000.000 kg NS = 11.000.000.000.000 kg
Energía GravitacionalEnergía Total = Cinetica + Potencial = constant (sist. cerrado)
Energía de ligadura es la energía mecánica necesaria para separar completamente el sistema.Un sistema ligado tiene energía cinética menor a su energía potencial.
Cinética= 1/2 m1v2 Potencial= -G m1m2/R
E=∫Fdx
18Velocidad de escape => v = sqrt(-2Gm2/R)
Órbitas
Demostración de leyes de Kepler
Ejemplos de ÓrbitasTierra y Luna
Apogeo 406420km 358313km Perigeo
22 Abril 12 7 Abril
FIA 0111- Astronomia Nelson Padilla (P. U. Catolica)
SatélitesLa órbita de un satélite depende
de la velocidad de lanzamiento.
Órbitas ligadas y no ligadas.
Low-Earth orbit: Vcirc=8 km/s, con altura = 200 km, y un período = 90 min.
Órbita geosincrónica: a 36000 km de altura, tiene un período de 1 día = 23h56m
Velocidad de escape: para la Tierra, Vesc = 11 km/s = 40000 km/h.
Nota: Ve=1.4 Vcirc
Para el Sol, Ve = 42 km/s = 150000 km/h. Es la velocidad alcanzada por las Pioneer 10 y 11, y las Voyager 1 y 2.
FIA 0111- Astronomia Nelson Padilla (P. U. Catolica)
Suponga que queremos viajar a Marte y llegar con VMarte.
Órbita de menor energía entre Tierra y Marte
a=1.26 UA (semi-eje mayor), P=1.4 años, tiempo de viaje 0.7 años (0.3?).
Usar VE=30 km/s, necesita Vsat=33 km/s.
Viaje interplanetarioè cambio de órbita= cambio de energía de la nave.
1.5ua 1ua
Marte
Tierra
Ventana de lanzamiento cada 780 d
Satélites interplanetarios
aphelio
www.science.nasa.gov/realtime/jtrack/3d/JTrack3D.html
Posiciones de ~1000 satélites en tiempo real
~ 13000 “objetos” grandes en el espacio (~1500 rusos, 1000 EEUU)
~2000 en funcionamiento
Satélites Terrestres
Satélites InterplanetariosOrbitas asistidas. Eg: Flybys de los planetas por la Voyager.
V = 42 km/s = 150.000 km/h
FIA 0111- Astronomia Nelson Padilla (P. U. Catolica)
Gravitational slingshot, Gravity assist maneuver, or Swing-by
U: velocidad planeta
La velocidad de escape de un objeto depende de…
A. la masa del objeto en el que queramos escapar (ejemplo: cohete) B. la masa del objeto del que queremos escapar (ejemplo: Tierra) C. Qué tan lejos está el objeto al que queremos llegar (como la Luna) D. La cantidad y tipo de energía que se entrega al objeto, E. Más de una opción anterior.
Órbitas de Sistemas Binarios
m=M
Centro del sistema (centro de masa)
FIA 0111- Astronomia Nelson Padilla (P. U. Catolica)
Órbitas de Sistemas Binarios
m<M
FIA 0111- Astronomia Nelson Padilla (P. U. Catolica)
Órbitas de Sistemas Binarios
m<<M
e.g. estrella con planeta
FIA 0111- Astronomia Nelson Padilla (P. U. Catolica)
Conceptos• Históricamente se avanzó desde ideas geométricas hacia
explicaciones físicas del movimiento de los planetas.
• Las observaciones sistemáticas y precisas (Tycho) fueron fundamentales
• Interpretaciones parciales (Kepler) cumplieron un rol igual de importante.
• La ley de Gravedad universal de Newton (y sus leyes), fueron influenciadas por estos resultados anteriores, y también por ideas como as de Galileo.
• Tenemos un modelo dinámico del sistema solar.
• Presentación papers:
• Natalia Gallo 13/4
• Valentina Garrido 14/4
• Ariel Gonzalez 18/4