Movimiento de una masa puntual
Movimiento de una masa puntual
El espacio y el tiempo son conceptos primitivos, que no pueden definirse más que por la experiencia. Conjuntamente constituyen el espacio-tiempo, que es el marco en que se produce el movimiento. No obstante, a la hora de caracterizarlos matemáticamente, es necesario hacer algunas precisiones sobre el modelo que vamos a emplear para describir el movimiento de las partículas.
Independencia entre espacio y tiempo
Dado que no vamos a considerar mecánica relativista, admitiremos que el espacio y el tiempo son magnitudes independientes, medidas separadamente. Es lo que se conoce como espacio-tiempo galileano.
Tiempo uniforme
Admitimos que el tiempo fluye uniformemente y es el mismo para todos los observadores, de forma que si dos eventos son simultáneos para un observador, lo son para todos los demás observadores (esto deja de ser cierto en relatividad).
Espacio euclídeo
Admitimos que el espacio es
● Homogéneo: posee las mismas propiedades en todos sus puntos.
● Isótropo: todas las direcciones son equivalentes
● Tridimensional: Existen tres dimensiones, que podemos denominar largo, ancho y alto.
● Plano: que no significa que sea bidimensional, sino que cualquier recta puede prolongarse indefinidamente, manteniendo constante su dirección.
Todas estas propiedades son abstracciones, que no resultan de forma inmediata de nuestra experiencia. En la mayoría de los problemas de mecánica, el espacio con el que se trata no es ni homogéneo (no es lo mismo estar sobre el suelo que bajo él), ni isótropo (pues hay una dirección preferida, la dada por la gravedad), ni tridimensional (si se trata de una partícula que rueda por la superficie terrestre), ni plano (por ser curvada la superficie terrestre). Es a base de generalizaciones y abstracciones que se llega al modelo del espacio euclídeo.
Además del movimiento de traslación, los cuerpos pueden efectuar movimientos de rotación y de vibración. Cuando se analiza el movimiento de traslación exclusivamente, resulta conveniente introducir el concepto de partícula, asumiendo que el cuerpo se comporta como un punto, con toda su masa concentrada en él (CM).
La aproximación será más cercana a la realidad mientras mayores sean las distancias involucradas en comparación con las dimensiones del objeto en cuestión. Este concepto se utiliza en física para simplificar cálculos y describir el movimiento de objetos. Por ejemplo, al describir el movimiento orbital de los planetas alrededor del Sol, podemos tratar al Sol y los planetas como partículas. Esto es valido porque el radio del Sol y el de cualquiera de los planetas es mucho menor que la distancia al Sol desde cualquiera de los planetas. Incluso una galaxia, que contiene un billón de estrellas del tamaño del Sol y aun mayores, a veces puede tratarse como una partícula.
Para entender este concepto tomemos como ejemplo un viaje en tren. Sentado en mi asiento, puedes afirmar sin temor a equivocarte que el conductor del tren no se mueve mientras conduce. Al fin y al cabo, no cambia su posición respecto a mi. Sin embargo, un observador que esté en la estación, que vea pasar el tren por su vía férrea diría que el conductor del tren estaba en movimiento. El observador externo ve al conductor en movimiento porque cambia su posición respecto a él.
Todo movimiento se produce respecto a un observador, el cual para describirlo emplea un sistema de referencia. Las propiedades del espacio enunciadas anteriormente permiten que este sistema de referencia sea cartesiano.
Dado un punto del espacio, O, que tomamos como origen de coordenadas, tomamos tres planos que pasan por dicho punto y que sean ortogonales entre sí, que denominaremos XY, XZ e YZ. Definimos entonces las coordenadas cartesianas de cualquier otro punto como las distancias (con signo), x, y, z a estos planos coordenados (x la distancia al YZ, y al XZ, y z al XY).
Los planos se cortan en tres rectas, también ortogonales entre sí, que denominamos ejes de coordenadas X, Y y Z. Los vectores unitarios tangentes a estos ejes forman una base ortonormal, conocida como base canónica (i,j,k).
Para describir el movimiento de una partícula, el primer paso es establecer un sistema de coordenadas, o sistema de referencia. Entonces su posición se conoce si se conoce el segmento orientado que va el origen de coordenadas (O) al centro de masa del objeto (CM). Basta pues especificar al vector r.
En este caso la posición de la particula queda determinada por las tres coordenadas x, y, z que son, naturalmente, las componentes del vector r en el sistema x, y, z:
El movimiento es relativo. Cuando se menciona que una partícula se mueve, hay que especificar con relacion a qué se etá moviendo. Usualmente se toma la Tierra como sistema de referencia, pero la Tierra tambien se mueve alrededor del Sol, y éste, junto con todo el sistema solar, alrededor del centro de la galacioa y con relación a otras galacias, etc.
Un sistema de referencia estará siempre en reposo respecto a sí mismo, pero para otro observador puede estarse moviendo de forma arbitraria. No hay que pensar que un sistema de ejes es algo inmóvil, absoluto y de algún modo ligado al espacio. Un sistema de referencia no es más que una herramienta útil para describir los movimientos y según las circunstancias pueden tomarse ejes que (vistos por otro observador) están rotando o trasladándose.
El vector posición puede ser expresado a través de las ecuaciones paramétricas de sus componentes en función del tiempo: x = x(t), y = y(t), z = z(t). Una trayectoria puede ser definida como una relación entre las coordenadas (x,y,z,t), los cuerpos pueden describir distintas trayectorias, las que se clasifican en rectilíneas o curvilíneas. Los conceptos básicos para analizar todos estos movimientos pueden establecerse considerando el movimiento de una partícula en el espacio.
Descripción externa o cartesiana
Descripción interna
Conversión entre ambas descripciones
El tiempo que emplea la Tierra en completar su «periplo» alrededor del Sol es de 365 días, 5 horas y 47 minutos aproximadamente, lapso cronológico al cual precisamente denominamos año. El vector de posición de la Tierra alrededor del Sol es el vector que indica la posición del planeta Tierra en cada instante de tiempo.
Como podemos observar el vector de posición r(t) cambia tanto en magnitud, dirección y sentido.
Ejercicio de clase
En esta sección vamos a trabajar con los datos que tenemos sobre la posición de la Terra en el sistema planetario. Para obtener estos datos se pueden buscar en la página de la NASA o tomarlos de mi página en GeoGebra y seguir la ayuda del video que se encuentra en YouTube. El objetivo es representar el vector de posición de la Tierra en cada instante de tiempo y obtener algunos de los parámetros que la caracterizan como pueden ser:
La órbita de la Tierra que es ligeramente elíptica, con una excentricidad de 0,0167.
La ubicacion del Sol que se encuentra en uno de los focos de la elipse.
El punto más cercano al Sol que se llama perihelio y el punto más alejado que se llama afelio.
Puesto que la cantidad de radiación que alcanza la Tierra es inversamente proporcional al cuadrado de su distancia al Sol, se requiere un valor preciso de la distancia Tierra-Sol.
La distancia Tierra-Sol se expresa en unidades astronómicas (ua.). La distancia mínima Tierra-Sol es de aproximadamente 0.983 ua (147 millones de km), mientras que la máxima es de 1.017 ua (152 millones de km).
Obsrvar como la distancia entre la Tierra y el Sol varía durante el recorrido, cuando cambia la posición r(t) ocurre un desplazamiento.
La ecuacion de la trayectoria seguida por la Tierra.
Inclinación orbital en el sistema solar:
En los planetas del sistema solar la inclinación orbital i de un planeta se define como la inclinación del plano de la órbita con respecto al plano de la eclíptica. El plano orbital de la Tierra es el plano que contiene su trayecto en su movimiento de traslación alrededor del Sol a lo largo de un año, y es precisamente el plano de la eclíptica, debido a que la inclinación orbital de la Tierra es casi nula como lo podremos comprobar en este ejercicio. Esta inclinación podría haberse tomado respecto a otro plano, como por ejemplo el ecuador del Sol o incluso tomado como referencia el plano orbital de Júpiter, pero se ha tomado como referencia la Tierra ya que es desde ella desde donde se hacen de momento las mayores observaciones astronómicas. La mayoría de las órbitas planetarias tienen pequeñas inclinaciones orbitales en relación tanto unas con otras, como con relación al ecuador solar. En el caso de la Luna se mide la inclinación orbital con respecto al plano de la eclíptica.
Unifique las escalas de los ejes para obtener el movimiento del planeta Tierra en el plano XY