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https://youtu.be/SXScpCtfNxU?si=ucAaf4ezzXwMw-2L

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Cantidad de movimiento angular

El momento angular o momento cinético es una magnitud física importante en todas físervación .

Esta magnitud desempeña respecto a la rotación un papel análogo al momento lineal en las traslaciones. Sin embargo, eso no implica que sea una magnitud exclusiva de las rotaciones; por ejemplo, el momento angular de una partícula que se mueve libremente con velocidad constante (en modulo y dirección), también se conserva.

Objetos de ejecución de movimiento alrededor de un punto poseen una cantidad llamada momento angular. Este es una magnitud física importante, ya que toda la evidencia experimental indica que el momento angular es rigurosamente conservado en nuestro universo: puede ser transferido, pero no puede ser creado o destruido.

La cantidad de movimiento angular es una medida de propiedad racional del movimiento. Así como una masa que se mueve en línea recta tiene cantidad de movimiento que en ocasiones se especifica como cantidad de movimiento traslacional o movimiento lineal.

Ejemplos. · Los planetas que orbitan al sol. · Una roca que gira atada al extremo de una cuerda. · Los diminutos electrones que revolucionan alrededor

integrantes:

Paula sanchez

Kevin Sanchez

Sofia Rodriguez

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https://www.goconqr.com/es/ficha/13717675/gravedad-simulada

https://www.fundacionaquae.org/la-fuerza-centrifuga/

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Ups. Algo salió mal. Por favor inténtalo otra vez. | Khan Academy

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Fuentes de información para Condiciones de equilibrio en Cuerpos Rígidos.

http://webdelprofesor.ula.ve/ingenieria/nayive/mr10_web/tema4_equilibrio_2.pdf

https://contenidos.sucerman.com/nivel1/fisica/unidad4/leccion4.html

Laura Rodríguez

Paula Rodríguez

Fedérico Sánchez

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https://blog.astroingeo.org/fundamentos-de-la-astronomia/fisica-y-astronomia?utm_source=chatgpt.com.

https://es.wikipedia.org/wiki/Astronom%C3%ADa?utm_source=chatgpt.com

VIDEOS:

https://youtu.be/MiIBM1uFSxg?feature=shared

https://youtu.be/6G9RQixDAIo?feature=shared

Ñapa :D

https://youtu.be/XDcS623yVC8?feature=shared

Tema del grupo: Desarrollo de la Astronomía

Ingredientes:

Leticia Blanco

Julieth Beltrán

Alejandro Mancera

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Colaboradores de los proyectos Wikimedia

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Historia de la física - Wikipedia, la enciclopedia libre

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La historia de la física abarca los esfuerzos y estudios realizados por los maestros que han tratado de entender el porqué de la naturaleza y los fenómenos que en ella se observan: el paso de las estaciones, el movimiento de los cuerpos y de los astros, los fenómenos climáticos, las propiedades de los materiales, entre otros. Gracias a su vasto alcance y a su extensa historia, la física es clasificada como una ciencia fundamental.
La mayoría de las civilizaciones de la antigüedad trataron desde un principio explicar el funcionamiento de su entorno; miraban las estrellas y pensaban cómo ellas podían regir su mundo. Esto llevó a muchas interpretaciones de carácter más filosófico que físico; no en vano en esos momentos a la física se le llamaba filosofía natural. Muchos filósofos se encuentran en el desarrollo primitivo de la física, como Aristóteles, Tales de Mileto o Demócrito, ya que fueron los primeros en tratar de buscar algún tipo de explicación a los fenómenos que les rodeaban.[1]​ Las primeras explicaciones que aparecieron en la antigüedad se basaban en consideraciones puramente filosóficas, sin verificarse experimentalmente. Algunas interpretaciones equivocadas, como la hecha por Claudio Ptolomeo en su famoso Almagesto —«La Tierra está en el centro del Universo y alrededor de ella giran los astros»— perduraron durante miles de años. A pesar de que las teorías descriptivas del universo que dejaron estos pensadores eran erradas en sus conclusiones, estas tuvieron validez por mucho tiempo, casi dos mil años, en parte por la aceptación de la Iglesia católica de varios de sus preceptos, como la teoría geocéntrica.[2]​

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Gravitación universal.

https://www.fisicalab.com/apartado/ley-gravitacion-universal

https://www.fisicalab.com/apartado/ley-gravitacion-universal

https://youtu.be/rwZopkaGHtI?si=Ym5Uf5k68nDJFilK

Santiago González.

Duván Cruz.

Karen Garzón.

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Ley de Gravitación Universal: Contenidos teóricos, ejercicios resueltos, imágenes, animaciones y formularios de Física y Matemáticas.

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Torque o momento de una fuerza

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Torca (artículo) | Torca y momento angular | Khan Academy

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Aprende cómo encontrar la torca ejercida por una fuerza.

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Breynner Jaimes

Yanin Martinez

Eva Pineda

Fuentes de información:

Cuerpos rígidos

1. https://definicion.de/cuerpo-rigido/

2. https://www.focusce.com.ar/post/cuerpo-rigido-conceptos-y-aplicaciones

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Un cuerpo rígido es aquel cuya forma no varía pese a ser sometido a la acción de fuerzas externas. Eso supone que la distancia entre las diferentes partículas que lo conforman resulta invariable a lo largo del tiempo.

El cuerpo rígido es un modelo ideal que se utiliza para realizar estudios de cinemática y de mecánica. Sin embargo, en la práctica, todos los cuerpos se deforman, aunque sea de forma mínima, al ser sometidos al efecto de una fuerza externa. Por lo tanto, las máquinas y las estructuras reales nunca pueden ser consideradas absolutamente rígidas.

La cinemática y la mecánica

La cinemática podemos establecer que es una rama científica, concretamente enmarcada dentro del campo de la física, que tiene como objeto de estudio lo que son los movimientos de los cuerpos, sin tener en consideración lo que son las presiones o fuerzas a las que se ven sometidos.

Asimismo es importante resaltar el hecho de que la mencionada disciplina científica desarrolla sus estudios y análisis teniendo tres pilares fundamentales para ello. Estos no son otros que el tiempo, el espacio y el móvil. Todo ello da lugar a que posteriormente se trabaje con lo que es el movimiento rectilíneo uniformemente acelerado, el movimiento armónico simple, el movimiento rectilíneo, el movimiento circular o el movimiento parabólico, entre otros.

Mientras, por su parte, la citada mecánica lleva a cabo también el estudio del movimiento de los cuerpos pero también el reposo de los mismos. Dos cuestiones en las que sí estudia también lo que son las fuerzas que actúan sobre aquellos.

El estudio de las poleas es uno de los campos de trabajo fundamentales dentro de esta citada rama científica que nos encontramos con el hecho de que cuenta a su vez con varias ramificaciones. De esta manera, existe la mecánica cuántica relativista, la mecánica relativista, la mecánica cuántica y la mecánica clásica. Esta última se divide en dos: la mecánica estadística y la mecánica de medios continuos.

En concreto la última de todas las expuestas es aquella que se centra en estudiar a fondo lo que es la acústica, los sólidos deformables y los fluidos.

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Definición de cuerpo rígido - Definicion.de

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Un cuerpo rígido es aquel cuya forma no varía pese a ser sometido a la acción de fuerzas externas. Eso supone que la distancia entre las diferentes partículas que lo conforman resulta invariable a lo largo del tiempo. El cuerpo rígido es un modelo ideal que se utiliza para realizar estudios de cinemática y de mecánica.

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https://vt.tiktok.com/ZSMPoS58b/

Maria Fernanda Briceño Monroy

Carol Juliana Celemin Castañeda

Miguel Angel Castillo Murillo

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Las leyes de Kepler surgen para explicar matemáticamente el movimiento de los planetas alrededor del Sol. Se pueden considerar las precursoras de la Ley de la gravitación universal de Newton. En este apartado vamos a estudiar:

¿Estás preparado?

Contexto histórico

Desde la Antigüedad clásica los filósofos, matemáticos y astrónomos griegos trataron de explicar el movimiento de los planetas y las estrellas tal y como los vemos desde la Tierra. Existían dos modelos para describir dicho movimiento:

Sistema geocéntrico: La Tierra se encontraba en el centro del Universo y, alrededor, el resto de astros. La mayoría de los filósofos griegos como Platón, Aristóteles o Ptolomeo defendían este modelo

Sistema heliocéntrico: El Sol se encontraba en el centro del Universo y, alrededor, la Tierra y el resto de astros. Galileo fue, en el S. XVII, el principal difusor de esta teoría, basándose en trabajos realizados por Nicolás Copérnico

Ambos sistemas se basaban en la idea de que los cuerpos celestes siempre se movían según el movimiento circular uniforme. Pero tenían que recurrir a complicadas sumas de trayectorias circulares ( epiciclos y deferentes) para explicar las observaciones desde la Tierra.
Sistema Geocéntrico
En el año 1600 un joven Johannes Kepler (1571 - 1630) fue a trabajar como ayudante matemático de Tycho Brahe (1546 - 1601), quién había estado recopilando exhaustivamente datos astronómicos sobre la posición de los planetas en el cielo. A la muerte de Brahe, y a partir de los datos recopilados, Kepler intentó obtener la órbita circular de Marte. Sin embargo ningún círculo se ajustaba a las medidas de Tycho. En lugar de círculos, Kepler encontró que utilizando elipses el ajuste con las observaciones era perfecto. Así surgieron las leyes de Kepler.

Kepler no comprendió el origen de sus leyes. Fue Newton, años más tarde, quien describió con precisión las magnitudes que permitían explicarlas, enunciando así la ley de la gravitación universal.

Primera ley de Kepler: ley de las órbitas

La primera ley, conocida como ley de las órbitas, acaba con la idea, mantenida también por Copernico, de que las órbitas debían ser circulares.

Los planetas giran alrededor del Sol siguiendo una trayectoria elíptica. El Sol se sitúa en uno de los focos de la elipse.
Primera Ley de Kepler
La excentricidad e de una elipse es una medida de lo alejado que se encuentran los focos del centro. Su valor viene dado por:

Pues bien, la mayoría de las órbitas planetarias tienen un valor muy pequeño de excentricidad, es decir e ≈ 0. Esto significa que, a nivel práctico, pueden considerarse círculos descentrados.

Segunda ley de Kepler: Ley de las áreas

La segunda ley, conocida como ley de las áreas, nos da información sobre la velocidad a la que se desplaza el planeta.

La recta que une el planeta con el Sol barre áreas iguales en tiempos iguales.

Para que esto se cumpla, la velocidad del planeta debe aumentar a medida que se acerque al Sol. Esto sugiere la presencia de una fuerza que permite al Sol atraer los planetas, tal y como descubrió Newton años más tarde.
Segunda Ley de Kepler
Velocidad areolar

Se define la como el área barrida por el vector de posición de un cuerpo por unidad de tiempo. Según la segunda ley de Kepler, . Por tanto:
Estudio de un diferencial del área
Recuerda que el módulo del producto vectorial de dos vectores es justamente el área del paralelogramo que forman. Así, nos queda:

La segunda ley de Kepler establece que la velocidad areolar permanece constante a lo largo del recorrido del planeta. Por ello, dados dos puntos de la trayectoria cualesquiera, nos queda:

Donde:

y : Módulos de los vectores de posición del planeta en los puntos 1 y 2 respectivamente. Su unidad de medida en el Sistema Internacional es el metro (m)

y : Módulos de los vectores velocidad del planeta en los puntos 1 y 2 respectivamente. Su unidad de medida en el Sistema Internacional es el metro por segundo ( m/s)

y : Ángulos que forman los vectores de posición de los planetas con los de velocidad en los puntos 1 y 2 respectivamente. Su unidad de medida en el Sistema Internacional es el radián ( rad )

En definitiva, aunque la velocidad areolar sí permanece constante en todo el recorrido, para que se cumpla la segunda ley de Kepler la velocidad instantánea del planeta debe variar según el punto de su trayectoria en que se encuentre y el ángulo θ que formen y .

Además, si la trayectoria de un planeta fuese aproximadamente circular ( excentricidad e ≈ 0 ), θ = 90º en cualquier punto y = , es decir, estaríamos ante un movimiento circular uniforme.
Movimiento Circular Uniforme
Perihelio y afelio

Perihelio: Es el punto de la órbita del planeta más próximo al Sol. La velocidad en las proximidades del perihelio es la máxima.

Afelio: Es el punto de la órbita del planeta más lejano al Sol. La velocidad en las proximidades del afelio es la mínima.

En el perihelio (p) y en el afelio (a) θ = 90º y por tanto:

Tercera ley de Kepler: Ley de los periodos

La tercera ley, también conocida como armónica o de los periodos, relaciona los periodos de los planetas, es decir, lo que tardan en completar una vuelta alrededor del Sol, con sus radios medios.

Para un planeta dado, el cuadrado de su periodo orbital es proporcional al cubo de su distancia media al Sol. Esto es,

Donde:

T : Periodo del planeta. Su unidad de medida en el Sistema Internacional es el segundo ( s )

k : Constante de proporcionalidad. Su unidad de medida en el Sistema Internacional es el segundo al cuadrado partido metro cúbico ( )

r : Distancia media al Sol. Por las propiedades de la elipse se cumple que su valor coincide con el del semieje mayor de la elipse, a. Su unidad de medida en el Sistema Internacional es el metro ( m )

Observa que como consecuencia de esta ley, los planetas se mueven tanto más despacio cuanto mayor es su órbita. El valor concreto de la constante k será estudiado cuando hayamos introducido la ley de la gravedad formalmente. De momento si que señalaremos que su valor es el mismo para todos aquellos cuerpos que giran en torno a uno determinado. Así, por ejemplo, los planetas del Sistema Solar comparten el valor de k al girar todos ellos alrededor del Sol. También los satélites de un planeta compartirán un valor de k entre ellos.

Es por ello que, en ocasiones, esta ley se presenta de acuerdo a la siguiente expresión:

Donde los subíndices 1 y 2 indican los periodos ( T ) , distancias medias ( r ) y longitud del semieje mayor ( a = r ) de las órbitas de dos cuerpos que giran en torno a uno común, por ejemplo, dos planetas cualesquiera alrededor del Sol.

Finalmente, calcular la longitud de la elipse requiere de herramientas matemáticas que están fuera del alcance de este nivel. Sin embargo, para valores de excentricidad pequeños ( e ≈ 0 ), su longitud viene a ser aproximadamente igual a la de un círculo que tuviese como radio el radio medio de la elipse asociada, es decir, el semeje mayor a. Tal y como dijimos cuando hablamos de la primera ley, las órbitas de los planetas, al tener una excentricidad pequeña, se pueden considerar círculos descentrados.
Valor del radio medio de una elipse
¿Cuándo se pueden usar las leyes de Kepler?

Kepler dedujo estas tres leyes a partir de la observación del movimiento de los planetas alrededor del Sol, y por ello, a lo largo de este apartado hemos enunciado las leyes en relación al Sol y a los planetas. Sin embargo, gracias a ellas podemos estudiar también:

El movimiento de cualquier cuerpo que orbite alrededor del Sol:

Satélites orbitando alrededor de planetas

Naturales ( por ejemplo, la Luna )

Artificiales

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Leyes de Kepler: Contenidos teóricos, ejercicios resueltos, imágenes, animaciones y formularios de Física y Matemáticas.