\u00a0 \u00a0 \u00a0 Las tres leyes de Newton\u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 <\/p>\n
\u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0
\nPrimera ley del movimiento de Newton:<\/p>\n
Cada cuerpo persevera en su estado de reposo, o de movimiento uniforme en una l\u00ednea recta, a menos que sea compelido a cambiar este estado por una fuerza ejercida sobre \u00e9l.
\nLos proyectiles perseveran en sus movimientos, mientras no sean retardados por la resistencia del aire, o impelidos hacia abajo por la fuerza de gravedad. Un trompo, cuyas partes por su cohesi\u00f3n est\u00e1n perpetuamente alejadas de movimientos rectil\u00ednios, no cesa en su rotaci\u00f3n salvo que sea retardado por el aire. Los grandes cuerpos de los planetas y cometas, encontr\u00e1ndose con menos resistencia en espacios m\u00e1s libres, preservan sus movimientos, tanto progresivos como circulares, por un tiempo mucho m\u00e1s largo.<\/p>\n
Segunda ley del movimiento de Newton:<\/p>\n
El cambio de movimiento es siempre proporcional a la fuerza motriz que se imprime; y se efect\u00faa en la direcci\u00f3n de la l\u00ednea recta seg\u00fan la cual act\u00faa la fuerza. Newton nos leg\u00f3 una f\u00f3rmula matem\u00e1tica para averiguar su trayectoria cuando act\u00faa esa u otra fuerza:<\/p>\n
F = ma<\/p>\n
Fuerza igual masa por aceleraci\u00f3n. Si una fuerza cualquiera genera un movimiento, una fuerza doble generar\u00e1 un movimiento doble, una fuerza triple un movimiento triple, ya sea que la fuerza act\u00fae enteramente y de una vez, o gradualmente y sucesivamente. . .
\nFrente a la acci\u00f3n de una fuerza neta, un objeto experimenta una aceleraci\u00f3n:
\ndirectamente proporcional a la fuerza neta
\ninversamente proporcional a la masa del objeto.<\/p>\n
a = F\/m
\nRecuerde, que
\nF es la fuerza neta<\/p>\n
m es la masa en la cual act\u00faa sobre ella la fuerza neta.
\nEs una herramienta poderosa para contestar con precisi\u00f3n preguntas como las siguientes: \u00bfqu\u00e9 \u00f3rbitas son posibles para planetas y cometas ante la atracci\u00f3n del Sol? \u00bfQu\u00e9 curva describe en el aire el ombligo de un ba\u00f1ista que se tira a la piscina desde un tabl\u00f3n? \u00bfQu\u00e9 \u00e1ngulo tiene que darle un futbolista a la pelota para que llegue lo m\u00e1s lejos posible? O, si el Sol y su s\u00e9quito de planetas giran a novecientos mil kil\u00f3metros por hora en torno al centro de la galaxia, distante doscientos cuarenta mil billones de kil\u00f3metros, \u00bfcu\u00e1l es la masa contenida en el interior?, etc. (Respuestas: las \u00f3rbitas posibles son las que se forman por la intersecci\u00f3n de un plano con un cono: el c\u00edrculo, la elipse y la hip\u00e9rbole; la curva del ombligo del ba\u00f1ista es una par\u00e1bola; el \u00e1ngulo es de 45 grados si dejamos fuera el freno del aire; la masa es de unas cien mil millones de masas solares, etc.)<\/p>\n
Es, con la matem\u00e1tica de la segunda ley de Newton, que podemos calcular qu\u00e9 velocidad hay que imprimirle a un cohete para que se escape de la Tierra y se quede por ah\u00ed dando vueltas. Curiosamente, los c\u00e1lculos que debemos realizar no dependen de la masa del cohete. Cualquier objeto de cualquiera de los tres reinos, incluido en ello una nave espacial, deben alcanzar la misma velocidad para escapar de las garras del planeta madre: cuarenta mil doscientos ochenticuatro kil\u00f3metros por hora o once mil ciento noventa kil\u00f3metros por segundo. Si es menos, el objeto vuelve a la Tierra. Si es m\u00e1s se escapa para siempre. Claro est\u00e1, que cualquiera de los objetos que logren escapar de la atracci\u00f3n gravitatoria del planeta, perfectamente pueden ser capturados por la gravedad de otro planeta o del mismo Sol. De hecho, estimando cuidadosamente la velocidad para cada parte de la trayectoria a recorrer, gracias a lo que nos ense\u00f1a esa famosa segunda ley, ha sido posible enviar naves espaciales no tripuladas a Marte y posarse en la superficie del planeta. Viajar por J\u00fapiter, Saturno, Urano y Neptuno, como lo hicieron las naves Voyager en 1977. O orbitar a J\u00fapiter y sus sat\u00e9lites como actualmente lo hace la Galileo.
\nSiempre aqu\u00ed, salta la pregunta \u00bfy qu\u00e9 pasa con la luz? \u00bfpuede escaparse? Aunque es un tema, dado la focalizaci\u00f3n literaria de este trabajo, que debemos de tratar con algunos detalles, aqu\u00ed podemos se\u00f1alar que la luz es distinta, se dice que no tiene masa, y por tanto la segunda ley parece no funcionar. Si sabemos que escapa, pues si no fuese as\u00ed, profesionales como los astr\u00f3nomos no tendr\u00edan trabajo, ya que no ver\u00edamos ni la Luna, ni el Sol, ni cuerpo alguno en el espacio, ser\u00edan puros agujeros negros. Pero insisto, es una cuesti\u00f3n que volveremos sobre ella en m\u00e1s detalles en cap\u00edtulos posteriores. Por ahora, sigamos con Newton y sus leyes.<\/p>\n
Tercera ley del movimiento de Newton:<\/p>\n
Esta tercera ley de Newton, tambi\u00e9n es conocida como de acci\u00f3n y reacci\u00f3n.
\nA cada acci\u00f3n se opone siempre una reacci\u00f3n igual: o las acciones mutuas de dos cuerpos uno sobre el otro, son siempre iguales, y dirigidas en sentido contrario. … .
\nEn un sistema donde ninguna fuerzas externas est\u00e1n presente, cada fuerza de acci\u00f3n son iguales y opuestas, adquiriendo velocidades inversas proporcionales a sus masas. Si usted presiona una piedra con su dedo, el dedo tambi\u00e9n es presionado por la piedra… Si un cuerpo golpea contra otro, y debido a su fuerza cambia el movimiento del otro cuerpo, ese cuerpo tambi\u00e9n sufrir\u00e1 un cambio igual, en su propio movimiento, hacia la parte contraria. Los cambios ocasionados por estas acciones son iguales, no en las velocidades sino en los movimientos de los cuerpos; es decir, si los cuerpos no son estorbados por cualquier otro impedimento.<\/p>\n
Fab = -Fba<\/p>\n
Matem\u00e1ticamente la tercera ley del movimiento de Newton suele expresarse como sigue:<\/p>\n
F1 = F2′<\/p>\n
donde F1 es la fuerza que act\u00faa sobre el cuerpo 1 y F2′ es la fuerza reactiva que act\u00faa sobre el cuerpo 2. En una aplicaci\u00f3n combinada de la segunda y tercera ley de Newton tenemos que:
\nm1 a1 = m2 a2′
\ndonde los sub\u00edndices est\u00e1n referidos a los cuerpos 1 y 2.
\nEjemplo: La fuerza de atracci\u00f3n F1 que ejerce la Tierra sobre un objeto en su superficie es igual y opuesta a la fuerza de atracci\u00f3n F2 que emite el objeto. Ambos, la Tierra y objeto se aceleran, pero como la masa de la Tierra es inmensamente mayor, la aceleraci\u00f3n de efecto que recibe es \u00ednfima comparada con la que recepciona el objeto (su masa comparativa es muy peque\u00f1a). A ello se debe la raz\u00f3n del por qu\u00e9 nosotros podemos percibir la aceleraci\u00f3n de un objeto que cae sobre la superficie de la Tierra, que es de 980 cent\u00edmetros por segundo al cuadrado (cm\/s2); sin embargo, no detectamos la aceleraci\u00f3n de la Tierra, que es de aproximadamente sobre 1,5 x 10-21 cm\/s2 para un objeto de 90 kg. Solamente, cuando dos cuerpos comportan masas semejantes, como un par de estrellas binarias, entonces nosotros f\u00e1cilmente podemos observar la aceleraci\u00f3n de ambas masas.<\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"
\u00a0 \u00a0 \u00a0 Las tres leyes de Newton\u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 Primera ley del movimiento de Newton: Cada cuerpo persevera en su estado<\/p>\n