Capitulo 9: Leyes de Kepler, Gravitación y Fuerzas Centrales

Transcripción

1 Capitulo 9: Leyes de Keple, Gavitación y Fuezas Centales Índice. Las 3 leyes de Keple 2. Campo gavitacional 4 3. Consevación de enegía 6 4. Movimiento cicula 8 5. Difeentes tayectoias 0 6. Demosta Leyes de Keple 2 7. Cuantización de momento angula y Átomo de Boh 3

2 . Las 3 leyes de Keple Después de muchas obsevaciones, Keple escibió sus tes leyes:. Los planetas se mueven en obitas elípticas alededo del sol 2. La obita bae áeas iguales en tiempos iguales 3. La elación ente el peiodo T y el eje mayo a de la elipse satisface T 2 = ca 3 La pimea y segunda ley se pueden obseva en la Fig. 2a Figua : Movimiento elíptico Las mediciones de Keple paa llega a la 3a ley, se pueden apecia en esta tabla y la Fig. 2a-b. Acodemonos que la aceleación centípeta paa movimiento cicula tiene magnitud a c = ω 2 En la Tabla tenemos los valoes del peiodo y la distancia de los planetas al sol. En la Fig. 2a y Fig. 2b tenemos el gáfico de a c vs y a c vs ω espectivamente. Po lo tanto podemos deci que la fueza que mantiene a los planetas dando vuelta alededo del sol satisface T 2 = c 3 esta elación fue utilizada po Newton paa escibi su famosa fueza de la gavedad. 2

3 Planeta Peiodo Distancia Mecuio 87,97 días km Venus 224,7 días km Tiea 365,256 días km Mates 686,98 días km Júpite,86 años km Satuno 29,46 años km Uano 84,0 años km Neptuno 64,8 años km Plutón 248,54 años km Ω Ω Ω 0 7 Figua 2: (a) ω 2 3 vs. (b)ω 2 3 vs ω Paa obitas ciculaes, la fueza que mantiene a los planetas giando alededo del sol se puede escibi entonces como a c = a o donde a o es una constante que se puede enconta. Po lo tanto la fueza que ejece el sol sobe un planeta es en la diección adial ente los dos cuepos y con magnitud F S,P = m p a c = m pa o donde m p es la masa del planeta. Si asumimos que el pincipio de acción y eacción se da, entonces podemos deci que la fueza que siente el sol debido a un planeta debeía tene la misma foma F P,S = m Sa peo como las dos fuezas tiene la misma magnitud, entonces F P,S = F S,P = Gm Sm P con la diección definida po se una fueza de atacción ente los cuepos y po la linea ente los dos cuepos (adial). Esto se le denomina una Fueza cental. La constante G se puede deiva si 3

4 conocemos la masa del sol (m S =, ), la masa de la tiea (m P = 5, kgs), y la distancia ente la tiea y el sol, lo que da G = 6,67 0. La fueza de gavitación univesal, popuesta po Newton, es ˆ F,2 = Gm m 2 = Gm m independiente si la tayectoia es cicula o no. Poblema: Cual es el peiodo en años de Júpite, si su distancia del sol es a 5,2 AU. Dado que paa la tiea tenemos T E = año y a = AU, podemos usa T 2 J = T 2 E a 3 J a 3 E T j =,85 2. Campo gavitacional Supongamos que tenemos una distibución de masas, podemos escibi la fueza sobe la masa i como F i = j i j Gm i m j i j 3 Genealmente, se define el campo gavitacional poducido po una distibución de masa como la fueza po unidad de masa que sentiía una masa puesta en algún punto del espacio. Esto es En téminos de una distibución de masa g( ) = m F g( ) = j Gm j j j 2 = G j ˆ i = G dm ˆ El caso de dos masas puntuales, inmediatamente nos dice que la fueza es en la diección ente las dos masas. Lo mismo aplica paa el campo en el eje de un ciculo como se ve en la Fig. 3a. Po lo tanto el campo fuea de una esfea es en la diección adial como se ve en la Fig. 3b, ya que es la suma de muchos cículos. De hecho fuea de la esfea tenemos g( ) = GM m i i ˆ 4

5 Hay un caso que es extemadamente inteesante. Supongamos que estamos dento de un cascaon hueco de masa M y adio R. Podemos demosta que el campo gavitacional g adento es ceo usando el siguiente agumento. Miemos la Fig. 3c, vemos inmediatamente que la elación ente las masas m y m 2 es m m 2 = 2 2 y como estas masas genean fuezas en diecciones opuestas, obtenemos que el efecto neto es ceo. Sumando sobe el cascaon nos da finalmente g( ) = 0 < R Paa > R sabemos que el potencial cae como / y es en la diección adial. Entonces paa el cascaon tenemos lo cual se puede escibi como [ 0 < R g( ) = > R GM g( ) = GM() donde M() es la masa dento del adio. Paa el caso de una esfea llena (un planeta) tenemos entonces y el campo gavitacional es [ M 3 M() = R 3 M g( ) = [ GM R 3 GM < R > R < R > R d F F m m 2 Figua 3: (a) Dento del cascaon. (b) Fuea del cascaon. El campo gavitacional en la supeficie de un planeta define su aceleación gavitacional 5

6 g = GM R 2 y paa el caso de la tiea tenemos g T = 9,8. Recodemos que la masa del planeta esta elacionada con su densidad M = ρ 4π 3 R3 con lo cual uno puede elaciona aceleaciones gavitacionales en vaios planetas. Poblema: Cual es la aceleación de gavedad en la supeficie de la luna si su densidad pomedio es la mitad de la tiea y tiene un tecio del adio teeste. Usando dado que podemos enconta g L = M ( ) 2 L RT g R M T R L M L M T = ρ L ρ T g L g R = ρ L ρ T ( ) 3 RL ( RL R T R T ) = 6 3. Consevación de enegía Usemos el pincipio de consevación de enegía 2 mv2 f f 2 mv2 o = m g d o Paa el caso de un cuepo ceca de un planeta esféico, podemos usa Po lo tanto lo que define el potencial gavitatoio g = GM 2 mv2 f f ( 2 mv2 o = GMm d = GMm ) o 2 f o ˆ 6

7 U() = GMm y el pincipio de consevación de enegía 2 mv2 f GMm f = 2 mv2 o GMm o Notemos que ceca de la tiea = R + h tenemos U() = GMm R + h GMm R + GMmh +... R 2 que apate de la constante es U() = mgh como teníamos anteiomente. Poblema: Calcula la velocidad de escape de la tiea. La velocidad de escape es la velocidad inicial necesaia en la supeficie de la tiea paa que el cohete llegue al infinito con velocidad ceo. Osea 2 mv2 = GMm R Po lo tanto desde la supeficie de la tiea v E = 2R GM R 2 v 2 s = 2GM R = Km/seg Poblema: Calcule el hoizonte de un hoyo nego de la masa de la tiea. El hoizonte de un hoyo nego se define como el adio donde ni siquiea la luz puede escapa. Esto, la velocidad de escape de v s = c, y po lo tanto R S = 2GM c 2 = 0,8 cm Poblema: Cuanto cambia la velocidad de escape si el objeto pate del cento de la tiea En este caso tenemos que hace la integal en dos pates poque g( ) = [ GM R 3 GM < R > R 7

8 Y po lo tanto Entonces, usando W (0 ) = GMm R = GMm 2R = 3GMm 2R 0 GMm R d GMm R 3 R d 2 mv2 s = W (0 ) obtenemos v 2 s = 3GM R 4. Movimiento cicula En geneal cuando tenemos un cuepos haciendo un movimiento cicula alededo de oto, en geneal los dos hacen el movimiento cicula como se muesta en la Fig. 4a. Dado que el cento de masa no acelea (poque no hay fuezas extenas) podemos danos cuenta que el cento de los cículos es el cento de masa y los adios se elacionan como = m 2 m En el caso en que una de las masas es mucho mayo que las otas (como el sol y los planetas), podemos asumi que la masa mayo esta en el cento del ciculo y lo que elaciona ma c = mω 2 = GMm ω 2 = GM 3 Esta es ealmente la elación de Keple como hemos visto anteiomente. Poblema: Cual es el peiodo de un satélite dando vuelta ceca de la tiea ( R) La fecuencia es po lo tanto ω 2 = GM R 2 R 2 3 = 9,8 T = 2π ω =,4 hs 8

9 Poblema: Cual es el adio paa tene una obita geoestacionaia (T = T T = s). En este caso y ω = 2π T ( ) 9,8R 2 /3 = = 6,6R E ω 2 con R E como el adio de la tiea. Lo que coesponde a una altua de H = 5,6R E km. Figua 4: (a) Movimiento cicula. (b) Galaxia espial. Notemos que esta es una de las azones po la cual tenemos galaxias espiales, ya que el mateial que esta mas lejos tiene una fecuencia angula ω meno que el mateia que esta mas ceca del cento, ve Fig. 4b. Cuando tenemos un objeto en un ciculo con con v = ω, obtenemos que ω 2 = GM 3 E = 2 mv2 GMm que también se puede escibi como = GMm 2 E = U 2 = KE Po ejemplo la enegía que tenemos que popociona paa cambia de una obita cicula o = 2R a una obita f = 3R es (con v = ω) 9

10 5. Difeentes tayectoias [ ] W = E f E o = GMm 2 f + o ] R f + R o = mr GM 2 = mgor 2 Cuando la masa de uno de los cuepos es mucho mayo que el oto, entonces podemos asumi que que el cuepo mas masivo esta en el cento de masa sin movese, y el segundo cuepo siente una fueza cental. R 2 [ F = GMm ˆ El toque poducido po fuezas centales es ceo ya que la fueza es en la diección de τ = F = 0 y po lo tanto L es constante. La tayectoia sucede en el plano pependicula a L. La tayectoia se puede entonces descibi como y Notemos que = (t) cos θ(t)î + (t) sin θ(t)ĵ = (t)ˆ v = d(t) ˆ + (t)ω(t)ˆt dt ( ) 2 d(t) v(t) 2 = + (t) 2 ω 2 dt La consevación de momento angula puede se calculada como y po lo tanto L = m(t) 2 ω(t)ˆk L = L = m(t) 2 ω(t) = const 2 m v(t) 2 = 2 m ( ṙ 2 + (t) 2 ω 2) = 2 mṙ2 + L2 2m El pincipio de consevación de enegía nos pemitiá demosta el tipo de tayectoias que tenemos, y la clasificación se hace con la enegía total mecánica E = 2 m v(t) 2 GMm = ( L 2 mṙ2 + 2m GMm ) 2 0

11 Po lo tanto tenemos un potencial efectivo U eff (t) = L2 2m GMm 2 En la Fig. 5a vemos este potencial efectivo paa un valo especifico de L. Obsevemos que tanto el valo de L y E se pueden evalua con las condiciones iniciales v(0) y (0), y nos pemiten clasifica las posibles tayectoias:. La situación de mínima enegía es la obita cicula que tiene dando du eff d = 0 o = L2 Gm 2 M No existe una solución de enegía meno. E c = GMm = G2 m 3 M 2 2 o 2L 2 2. Si la enegía E c < E e < 0 entonces tenemos obitas elípticas con un adio mayo y un adio meno, donde 2a = +. Estos valoes se pueden obtene de o de du eff d = 0 U eff = E e Esta situación aplica paa los planetas. El caso del movimiento cicula sucede cuando c = =. 3. Si E = 0 tenemos la situación de una obita paabólica tal que la tayectoia se aceca desde el infinito, llega al punto de máximo acecamiento p y luego se devuelve al infinito llegando con v = Si E > 0 tenemos la situación de una obita hipebólica tal que en infinito v > 0. Esto aplica paa algunos cometas. Las difeencias se pueden obseva en la Fig. 5a. Las tayectoias se pueden escibi como

12 Ueff p 0 Eh>0 Ep=0 Ee<0 Ec Eo Figua 5: (a) Potencial efectivo. o = + ɛ cos θ en coodenadas polaes, donde ɛ es la excenticidad de la obita. Si ɛ = 0 tenemos un ciculo, si ɛ < tenemos una elipse, si ɛ = tenemos una paábola, y si ɛ > tenemos una hipébola. 6. Demosta Leyes de Keple Ahoa usando la fueza gavitacional es fácil poba las leyes de Keple;. La pimea ley la demostamos en la sección anteio. Paa los planetas aplica la elipse. 2. La segunda ley en ealidad detemina la ley de consevación de momento angula. El toque poducido po fuezas centales es ceo ya que la fueza es en la diección de τ = F = 0 y po lo tanto L es constante. La tayectoia sucede en el plano pependicula a L. Paa el caso del ciculo, en un intevalo dt baemos un áea Po lo tanto da = v dt 2 da dt = v = 2m L el cual es constante. 2

13 3. El caso de la tecea ley, la demostamos vaias veces aiba. El caso geneal de cuando las dos masas son compaables es T 2 = 4π 2 G(m + m 2 ) a3 Vemos que obsevando las tayectoias de un sistema binaio podemos aveigua las masas de las estellas. 7. Cuantización de momento angula y Átomo de Boh El momento angula desempeña un papel impotante en la teoía de átomos. En geneal en la mecánica cuántica se pate obsevando que el modulo del momento angula solo puede tene valoes donde L = l(l + ) h l = 0,, 2,... h =, Dado que h es muy pequeño la discetización del momento angula es muy difícil de obseva, ya que la sepaación ente estado y estado es muy pequeña. Po ejemplo, si tenemos una masa de m = kg, dando vuelta en un ciculo de adio = m a una velocidad de v = m/s, tenemos que Js L = mv l L h 034 Esto también implica que la enegía esta cuantizada, dado que KE = L2 2I = l(l + ) h2 2I Duante mucho tiempo existió un poblema que no se le veía solución y que tenia que ve con el movimiento de un electón alededo de un potón. Cuando una paticula se mueve en un ciculo, debeía adia, y po lo tanto los átomos no debeían se estables. En la mecánica cuántica se dice que el poblema se esuelve al existi pobabilisticamente estados discetos donde el electón puede esta sin pede enegía. Asumamos que tenemos la atacción de un núcleo de caga Z positivo y un electón, donde el potencial se escibe como U = kze2 Este potencial es muy paecido al potencial gavitacional, po lo tanto paa obitas ciculaes tenemos 3

14 E = 2 mv2 kze2 = kze2 el cual es negativo, ya que epesenta la cantidad de enegía que tenemos dale al átomo paa sepaa el núcleo y el electón. A esta enegía se le denomina también enegía de ionización E ion = kze2 2 Si asumimos que el momento angula esta cuantizado como se sugiee aiba, entonces paa una obita cicula mv = n h Dado que podemos enconta que 2 mv2 = kze2 2 v 2 = kze2 m lo que implica que ( ) 2 n h = v 2 = kze2 m m n = n 2 a 0 Z a 0 = h2 m 2 ke 2 = 0,5 A en unidades de Angstoms (0 0 m). La enegía del átomo es entonces E n = kze2 2 n donde la unidad de enegía es ev =,6 0 9 J. = Z 2 E o n 2 E 0 = ke2 a 0 = 3,6 ev Po ejemplo, ahoa nos damos cuenta que si queemos que el átomo pase del estado n = al estado n = 2, tenemos que dale la cantidad [ ] E = E 2 E = Z 2 E o 4 = 3Z 2 E o 4 de enegía. El signo positivo indica que esta enegía tiene que se popocionada al átomo. Si estamos en el estado n = 2, el átomo puede hace la tansición al estado base n = libeando esta enegía en la foma de un fotón que podíamos obseva. La enegía de ionización paa pasa del estado n = al estado n es 4

15 E ion = Z 2 E o Paa esta enegía tenemos un foton ultavioleta dado que ω = E h = 2 06 ad/s λ = 2πc ω = 5 A Esta enegía podía paece minúscula, peo es impotante nota que si esta enegía es popocionada po un electón a tavés de una colisión inelastica con el átomo, este electón necesita tene al menos una enegía cinética KE = 2 m ev 2 = Z 2 E o v = paa Z =. Osea el % de la velocidad de la luz. 2Eo m e m/s 5