Leyes de Kepler
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EJERCICIOS - SOLUCIONES
EJERCICIOS - SOLUCIONES. LEYES DE KEPLER. 1. Compara la velocidad orbital de dos planetas A y B
Ejercicios de rotaciones y gravitación con solución
Leyes de Kepler. 1) Utilizando la tercera ley de Kepler calculen el radio y la altura de la órbita de un satélite geosincrónico. Datos: Distancia Tierra
Copia de GUÍA DE FÍSICA LEYES DE KEPLER 3E.pdf
2.- La figura de este ejercicio representa la trayectoria de Mercurio alrededor del sol. Sabiendo que la velocidad de este planeta es máxima al pasar por E
Objetivo: Comprender la aplicación cuantitativa de la tercera Ley de
5) Escoge UNO de los siguinetes problemas de aplicación de la tercera Ley de Kepler y resuelvelo justificando. Se utilizará la misma pauta del ejercicio 4 para
La Tierra en el Universo: Leyes de Kepler
Febrero de 2006. Paco Villegas. Leyes de Kepler. Page 2. Modelos. Leyes de Kepler. Ejercicios. Multimedia. Índice. 1. Modelos. Paco Villegas. Leyes de Kepler
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y proponer sus tres leyes del movimiento planetario. Page 11. 1ª Ley de Kepler (1609). Todos los planetas se desplazan alrededor del Sol describiendo órbitas
Las leyes de Kepler
14 oct 2023 Las leyes de Kepler. La primera ley es: "La órbita de un planeta es una ... Ejercicios. 1 Calcula la fuerza de atracción gravitatoria entre la ...
Leyes de kepler - ejercicios
Ejemplos de Ejercicios Resueltos de Las Leyes de Kepler Los ejercicios sobre las leyes de Kepler se suelen centrar en hallar la distancia del planeta al sol
Ejercicios resueltos
Ejercicios resueltos. Bolet´?n 1. Leyes de Kepler y Ley de gravitación universal. Ejercicio 1. Dos planetas de masas iguales orbitan alrededor de una
Leyes de Kepler
Partimos de la tercera ley de Kepler: T2 = k r3 y despejamos la incógnita (r): El ejercicio puede resolverse sin usar notación vectorial.
GUÍA Nº 15 DE FÍSICA “ EJERCICIOS LEYES DE KEPLER
Aplicar las leyes de Kepler y Universal de Newton. Indicaciones: Estudie los siguientes ejercicios de la presente guía y analice los videos aquí sugeridos:.
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DE SERWAY - EJERCICIO 26 Las Leyes de Kepler - Ejercicios Resueltos. Estática Ejercicios Resueltos Nivel 1C Primera ley de NewtonPrimera Ley de Newton -.
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Problemas Resueltos_tema6
Para dicha fuerza se satisfacen las leyes de Kepler. La tercera ley nos dice que el período de una órbita sólo está relacionado con la energía.
DINÁMICA(II).GRAVITACIÓN.4ºESO 1. INTRODUCCIÓN
LEYES DE KEPLER. Fueron probablemente enunciadas en el año 1609 y se refieren a los movimientos que describen los planetas alrededor del Sol.
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28 ene 2010 Leyes de Kepler. 1) Utilizando la tercera ley de Kepler calculen el radio y la altura de la órbita de un satélite geosincrónico.
Índice
Astronomía matemática: teoría problemas y ejercicios resueltos con MATLAB Ejercicios propuestos sobre movimiento planetario y leyes de Kepler.
Ejercicios resueltos
Bolet´ın 1
Leyes de Kepler y Ley de gravitaci´on universalEjercicio 1
Dos planetas de masas iguales orbitan alrededor de una estrella de masa mucho mayor. El planeta 1 describe una ´orbita circular de radior1= 108km con un periodo de rotaci´on T1= 2 a˜nos, mientras que el planeta 2 describe una ´orbita el´ıptica cuya distancia m´as
pr´oxima esr1= 108km y la m´as alejada esr2= 1,8·108km tal y como muestra la figura. ¿Cu´al es el periodo de rotaci´on del planeta 2?Soluci´on 1 Para un objeto que recorre una ´orbita el´ıptica su distancia media al astro central coincide con el valor del semieje mayor de la elipse. De la figura adjunta se deduce que la distancia media del planeta 2 a la estrella es: r=r1+r22 =108+ 1,8·1082 = 1,4·108kmAplicando la tercera ley de Kepler:
T 21r31=T22r
3Y sustituyendo:
2 2(108)3=T22(1,4·108)3
Despejando el periodo de rotaci´on del planeta 2 es:T2= 3,3 a˜nos.Ejercicio 2
Calcula la masa del Sol, considerando que la Tierra describe una ´orbita circular de150 millones de kil´ometros de radio.
Soluci´on 2
Aplicando la segunda ley de Newton al movimiento de traslaci´on de la Tierra, se cumple que:F=mT·aN
G·mS·mTr
2=mT·v2r
G·mSr
=v2 Sustituyendo la velocidad de la Tierra por su relaci´on con el periodo de traslaci´on, se tiene:G·mSr
=4·π2·r2T 2 mS=4·π2G
·r3T
2 El periodo es (tomando el a˜no como 365,25 d´ıas):T= 3,156·107sSustituyendo:
m S=4·π26,67·10-11·(150·109)3(3,156·107)2= 2,01·1030kmEjercicio 3
La masa de la Luna es 1/81 de la masa de la Tierra y su radio es 1/4 del radio de la Tierra. Calcula lo que pesar´a en la superficie de la Luna una persona que tiene una masa de 70 kg.Soluci´on 3
Aplicando la ley de gravitaci´on universal en la superficie de la Luna, se tiene: PL=G·mL·mR
2L=G·(mT/81)·m(RT/4)2=1681
·G·mTR
2T·m=1681
·g0,T·m
Sustituyendo:
PL=1681
·9,8·70 = 135,5N
Ejercicio 4
Expresa en funci´on del radio de la Tierra, a qu´e distancia de la misma un objeto que tiene una masa de 1 kg pesar´a 1 N. 2Soluci´on 4
Aplicando la ley de gravitaci´on universal:
P=FT,obj=G·mT·mr
2 r=?G·mT·mPAplicando la relaci´on:
g0=G·mTR
2TG·mT=g0·R2T, se tiene:
r=?g0·R2T·mP
=RT·?9,8·11 = 3,13·RTEjercicio 5
Calcula el momento angular de la Tierra respecto al centro del Sol, despreciando elmovimiento de rotaci´on de la Tierra sobre s´ı misma y considerando a la ´orbita de la Tierra
como circular. Datos:MT= 6·1024kg;r´orbita= 1,5·108kmSoluci´on 5
La velocidad de traslaci´on de la Tierra alrededor del Sol es: v=2·π·rt =2·π·1,5·108365·24·3600= 30 km/s Considerando a la Tierra y al Sol como objetos puntuales y suponiendo que la ´orbita de la Tierra es circular alrededor del Sol, entonces el vector de posici´on y el vector velocidad de la Tierra respecto al Sol son siempre perpendiculares. Por tanto, el momento angular de la Tierra respecto del Sol es un vector perpendicular al plano de la ´orbita del planeta, cuyo m´odulo es:?L|=|?r×m·?v|=r·m·v·sin90◦= 1,5·1011·6·1024·3·104= 2,7·1040kg·m2/ s
Ejercicio 6
La Tierra en su perihelio est´a a una distancia de 147 millones de kil´ometros del Sol y lleva una velocidad de 30,3 km/s. ¿Cu´al es la velocidad de la Tierra en su afelio, si dista152 millones de kil´ometros del Sol?
Soluci´on 6
La direcci´on de la fuerza con la que act´ua el Sol sobre la Tierra coincide con la direcci´on
del vector de posici´on de la Tierra respecto del Sol, por lo que el momento angular de la Tierra respecto del Sol permanece constante a lo largo de toda la trayectoria.Lperihelio=?Lafelio
3 Aplicando la definici´on de momento angular y como el vector de posici´on es perpendicular a la velocidad, se tiene: ?r p×m·?vp=?ra×m·?va r p·vp=ra·vaSustituyendo:
147·106·30,3 = 152·106·va
v a= 29,3 km/sEjercicio 7
Calcula el periodo de la estaci´on espacial internacional (ISS), sabiendo que gira en una ´orbita situada a una distancia media de 400 km sobre la superficie de la Tierra. Datos: RT= 6370 km;g0= 9,8 m/s2
Soluci´on 7
El radio de la ´orbita es:r=RT+ 400 km = 6370·103+ 400·103= 6,77·106m. Aplicando la segunda ley de Newton y considerando la ´orbita circular, se tiene: ??F=mISS·?aNG·MT·mISSr
2=mISS·v2r
G·mTr
=v2=4·π2·r2T 2Despejando y como
g0=G·mTR
2T se tiene que el periodo es:T= 2·π·?r
3G·mT= 2·π·?r
3g0·R2T= 2·π·?
???(6,77·106)39,8·(6,37·106)2= 5,6·103s = 93 minEjercicio 8
Un sat´elite artificial se dice que es geoestacionario si est´a siempre en la vertical de uncierto punto de la Tierra. ¿A qu´e altura est´an los sat´elites geoestacionarios? ¿Cu´al es el
momento angular respecto del centro de la Tierra de un sat´elite geoestacionario de 500 kg de masa? ¿Puede haber sat´elites geoestacionarios en la vertical de un punto de Espa˜na?Datos:RT= 6370 km;g0= 9,8 m/s2
4Soluci´on 8
Para que un sat´elite sea geoestacionario su periodo de revoluci´on tiene que ser el mismo que el de la Tierra:T= 24 h. Aplicando la segunda ley de Newton a la ´orbita, de radior, y como v=2·π·rT se tiene: ??F=m·?aNG·MT·mr
2=m·v2r
G·mTr
=4·π2·r2T 2Despejando y operando:
g0=G·mTR
2T queda: r3=G·mT·T24·π2
r=3?g0·R2T·T24·π2
Sustituyendo y comoT= 8,6·104s, se tiene:
r=3?9,8·(6370·103)2·(8,64·104)24·π2= 4,22·107m = 42200 km La altura del sat´elite sobre la superficie de la Tierra es: h=r-RT= 42200-6370 = 35830 km36000 km La ´orbita geoestacionaria est´a situada sobre el ecuador, por lo que el momento angular del sat´elite es un vector perpendicular al plano del ecuador terrestre.La velocidad del sat´elite es:
v=2·π·rT =2·π·4,22·1078,64·104= 3,07·103m/sComo los vectores de posici´on y velocidad del sat´elite son perpendiculares, su m´odulo es:
?L0|=|?r×m·?v|=r·m·v= 4,22·107·500·3,07·103= 6,48·1013 kg·m2/s Para que una ´orbita sea estable debe pasar por el centro de la Tierra, ya que en casocontrario la direcci´on del vector fuerza y del vector de posici´on del sat´elite respecto del
centro de la ´orbita no son paralelos y el momento angular del sat´elite respecto del centro de la ´orbita no se conserva. Para que el sat´elite sea geoestacionario su periodo tiene que ser el mismo que el de la Tierra. Por Tanto, un sat´elite geoestacionario est´a en la vertical de un punto del ecuador terrestre, no puede estar situado sobre la vecrtical de un punto de Espa˜na, ni de ning´un lugar fuera de la l´ınea ecuatorial. 5quotesdbs_dbs1.pdfusesText_1[PDF] leyes de kepler tesis
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