12.- Momento angular. Fuerzas . · PDF file12.- Momento angular. Fuerzas centrales. §12.1. Momento de una fuerza (297); §12.2. Momento angular (298); §12.3. Impulsión angular (300);

12.- Momento angular.Fuerzas centrales.

§12.1. Momento de una fuerza (297); §12.2. Momento angular (298); §12.3. Impulsiónangular (300); §12.4. Conservación del momento angular de una partícula (301);§12.5. Fuerzas centrales. Órbitas planas y ley de las áreas (302); §12.6. Descripción delmovimiento de la partícula en coordenadas polares planas (303); §12.7. Movimientoproducido por una fuerza central (306); §12.8. Energías potenciales centrífuga y efectiva(311); §12.9. Análisis de diagramas de energía (312); §12.10. Fuerza central inversamenteproporcional al cuadrado de la distancia (315); §12.11. Órbitas elípticas: Leyes de Kepler(320); §12.12. Órbitas hiperbólicas: El problema de Rutherford (322); §12.13. Seccióneficaz de dispersión (324); Problemas (326)

En las lecciones anteriores hemos definido magnitudes físicas tales como lacantidad de movimiento y la energía y hemos establecido, bajo ciertas condiciones,los principios de conservación correspondientes para una sola partícula. En estalección vamos a definir una nueva magnitud física, el momento angular, yestableceremos el correspondiente principio de conservación. Veremos que elmomento angular, al igual que la cantidad de movimiento y la energía es unaherramienta eficaz para la resolución de numerosos problemas que se plantean en laFísica. Con el principio de conservación del momento angular completaremos la ternade principios de conservación que constituyen la clave y el fundamento de laMecánica. Es más, estos tres principios de conservación pueden ser consideradoscomo las piedras angulares de la Física actual, siendo válidos en general en todas lasteorías físicas.

Como culminación de estas lecciones dedicadas a la Dinámica de la Partícula,abordaremos la resolución de un problema clásico: el del movimiento de unapartícula bajo la acción de una fuerza central. Nos serviremos de este problema parailustrar la forma en que los principios de conservación de la energía y del momentoangular nos permiten resolver un problema dinámico concreto.

§12.1. Momento de una fuerza.- Consideremos una fuerza F que actúa sobreuna partícula localizada en un punto P del espacio y un punto O fijo en un ciertoreferencial inercial. Utilizaremos nuestra definición previa del momento de un vectorcon respecto a un punto (Lección 2) para definir ahora el momento de la fuerza Fcon respecto al punto O como el producto vectorial del vector de posición de lapartícula con respecto al punto O (esto es, r = OP) por el vector F; o sea que,designando por M a dicho momento, tenemos

Física Universitaria 297

298 Lec. 12.- Momento angular. Fuerzas centrales.

[12.1]M r × F

de modo que el momento M resulta ser un vector perpendicular, en cada instante yconforme se mueve la partícula, al plano determinado por el punto O y la línea deacción o recta directriz de la fuerza F (Figura 12.1), su sentido es el determinado porla regla de la mano derecha o del tornillo para el producto vectorial y su módulovendrá dado por

[12.2]M r F senθ F bF

donde bF representa la

Figura 12.1

distancia del punto O a la rectadirectriz del vector F y esllamado brazo de la fuerza conrespecto al punto O.

La definición anterior presuponeque la fuerza F tenga carácter devector deslizante, asunto sobre el queno insistiremos ahora pero que tratare-mos en profundidad cuando estudiemoslas propiedades de las fuerzasaplicadas a un sólido rígido.

Obsérvese que el momentode una fuerza tiene las dimen-

siones que corresponden al producto de una fuerza por una longitud (ML2T-2) que sonlas mismas que las del trabajo. Sin embargo el momento de una fuerza y el trabajorealizado por una fuerza son dos magnitudes físicas de significado muy diferente.Repárese, por lo pronto, en que el momento1 es una magnitud vectorial en tanto queel trabajo lo es escalar. Las unidades de momento en los sistemas cgs y mks (SI) sonel centímetro dina (cm dyn) y el metro newton (m N), respectivamente, que noreciben nombres especiales2.

§12.2. Momento angular.- El momento angular o cinético3 con respecto a unpunto arbitrario O (fijo en un cierto referencial) de una partícula de masa m yvelocidad v (en ese mismo referencial), o sea de cantidad de movimiento p = mv, sedefine como el producto vectorial

[12.3]L r × mv r × p

1 El momento de una fuerza recibe también el nombre de momento dinámico o el de momento,simplemente. En este texto preferiremos esta última denominación, siempre que no haya posibilidadde confusión.

2 En el sistema técnico, la unidad de momento es el metro kilogramo (m kg), que tampocorecibe nombre especial. Recordemos que la unidad de trabajo en este sistema es el kilogramo metro(kg m), que recibe el nombre de kilográmetro (kgm).

3 Las dos denominaciones son aceptables, aunque en este texto utilizaremos sólo la primera.

§12.2.- Momento angular. 299

donde r es el vector posición

Figura 12.2

de la partícula con respecto alpunto O (r = OP). De acuerdocon la definición anterior, elmomento angular de una partí-cula con respecto a un puntodado es el momento de lacantidad de movimiento de lapartícula con respecto a dichopunto (Figura 12.2). El momentoangular es un vector perpendi-cular al plano definido por elpunto arbitrario (O) elegidocomo origen de momentos y la recta directriz de la cantidad de movimiento de lapartícula, su sentido es el determinado por la regla de la mano derecha o del tornillopara el producto vectorial y su módulo es

[12.4]L r p senθ p bp

donde bp es el llamado brazo de la cantidad de movimiento con respecto al punto Oelegido y representa la distancia de dicho punto a la recta directriz del vector p.

La definición dada para el momento angular presupone que la cantidad de movimiento de unapartícula tenga el carácter de vector deslizante.

El momento angular, así como el momento de una fuerza, tiene todas laspropiedades correspondientes al momento de un vector deslizante, tal como lasestudiábamos en la lección correspondiente. Por ello no insistiremos ahora en esaspropiedades; únicamente recordaremos que podemos definir el momento de un vectorcon respecto a un eje como la proyección sobre el eje del momento de dicho vectorcon respecto a un punto cualquiera del eje y dejaremos al cuidado del alumno eldefinir el momento de una fuerza y el momento angular de una partícula con respectoa un eje.

Las unidades en que se mide el momento angular en los sistemas cgs y mks (SI)son el g cm2/s y el kg m2/s, respectivamente, que no reciben nombres especiales.

En general, el momento

Figura 12.3

angular4 de una partículacambia en módulo y en direc-ción conforme ésta se mueve.Sin embargo, si la trayectoriade la partícula está contenidaen un plano y elegimos comocentro u origen de momentosun punto O contenido en dichoplano (Figura 12.3), la direccióndel momento angular permane-

4 Aunque siempre es necesario especificar cual es el origen de momentos elegido, cuando nohaya posibilidad de confusión omitiremos dicha mención.


cerá constante, es decir, perpendicular al plano de la trayectoria, por estar contenidosen él tanto r como p. En estas condiciones, teniendo en cuenta que v = ω × r yω r = 0, se sigue que

[12.5]L mr × v mr × (ω ×r ) m r 2ω m(ω r ) m r 2ω

o sea [12.6]L mr2 ω

de modo que, en este caso, el momento angular es un vector que tiene la mismadirección que el vector velocidad angular.

§12.3. Impulsión angular.- Con el objeto de indagar acerca del significadofísico del momento angular de una partícula, estudiaremos como varía L en eltranscurso del tiempo. Para ello, calcularemos la derivada del momento angular conrespecto al tiempo;

[12.7]dLdt

ddt

(r × p ) drdt

× p r × dpdt

v × p r × F r × F

puesto que F = dp/dt. El primer término del segundo miembro de la expresiónanterior es nulo, ya que v es paralelo a p. El segundo término, r × F, es el momentocon respecto al centro u origen de momentos O, arbitrariamente elegido, de la fuerzaque actúa sobre la partícula. De este modo, hemos establecido una relaciónimportante entre el momento angular de la partícula y el momento de la fuerza queactúa sobre ella; i.e.,

[12.8]M dLdt

Así, podemos enunciar:

La rapidez de cambio del momento angular de una partícula es igual almomento de la fuerza que actúa sobre ella.

Debemos resaltar que la ecuación [12.8] sólo es correcta cuando tanto L como M

Figura 12.4

se evalúan con respecto a un mismo centro u origen de momentos que puede serelegido arbitrariamente y que deberáestar fijo en un cierto referencial.

La ecuación [12.8], que como vere-mos más adelante es fundamental para ladiscusión del movimiento de rotación,guarda una gran semejanza formal con laque relaciona la rapidez de cambio de lacantidad de movimiento de una partículacon la fuerza que actúa sobre ella, estoes, con F = dp/dt; con la cantidad demovimiento p reemplazada por el mo-mento angular L y la fuerza F por sumomento M.

§12.3.- Impulsión angular. 301

De la ec. [12.8] se desprende que el cambio dL en el momento angular de lapartícula durante un intervalo de tiempo infinitesimal dt es igual al producto delmomento aplicado por el intervalo de tiempo (infinitesimal) durante el cual actúa,

[12.9]M dt dL

de modo que dicho cambio dL es paralelo al momento aplicado M. El cambio totalen el momento angular durante un intervalo de tiempo Δt = tB - tA vendrá dado por

[12.10]ΛΛ ⌡⌠

tB

tA

M dt ⌡⌠

LB

LA

dL L B L A ΔL

de modo que aun cuando el primer miembro de [12.9] sólo pueda ser integrado encondiciones muy concretas (cuando conozcamos M en función del tiempo), la integraldel segundo miembro conduce siempre a un resultado sencillo; i.e.,

[12.11]Λ ΔL

El primer miembro de [12.10] se denomina impulsión del momento o impulsiónangular y la ecuación anterior expresa el siguiente resultado importante:

La impulsión del momento de la fuerza que actúa sobre una partícula esigual a la variación del momento angular de la partícula.

Este es el enunciado del teorema del momento angular, que se aplica fundamen-talmente a las fuerzas impulsivas, como las que aparecen en las colisiones ypercusiones, es decir en aquellos casos en los que no conocemos la dependencia conel tiempo de la fuerza (y por ende del momento) aplicada a la partícula. Elsignificado del teorema anterior guarda una gran semejanza formal con el teoremade la cantidad de movimiento. La impulsión del momento es una magnitud vectorial(sus unidades son las mismas que las del momento angular) y mide, en cierto modo,la efectividad del momento de la fuerza para producir cambios en el momentoangular (o sea, en el estado de rotación).

§12.4. Conservación del momento angular de una partícula.- Si el

Figura 12.5

momento aplicado a una partícula es cero, o sea si M = r × F = 0, tendremos quedL/dt = 0, de modo que el momento angular de la partícula permanecerá constanteen el transcurso del tiempo.

El momento angular de una partícula esconstante en ausencia de momento dinámico.

Esta es una forma de enunciar la ley de conserva-ción del momento angular de una partícula.

Naturalmente, el momento será nulo si la fuerzaaplicada (o la resultante de las fuerzas aplicadas) esnula; esto es, cuando se trata de una partícula libre.Sabemos que el movimiento de una partícula libre esrectilíneo y uniforme (Figura 12.5); esto es, v = cte, osea, p = cte. El módulo del momento angular de la


partícula libre con respecto a un punto fijo en un referencial inercial es

[12.12]L mr × v mr v senθ mvb

donde b = r sen θ. Al ser constantes todos los factores involucrados, el momentoangular de la partícula libre también será constante.

§12.5. Fuerzas centrales. Órbitas planas y ley de las áreas.- La condiciónde que el momento sea nulo también se satisface si F es paralela a r; en otraspalabras, si la recta directriz de la fuerza pasa siempre por el punto O elegido comocentro u origen de momentos. Una categoría especial de este tipo de fuerzas estáconstituida por las llamadas fuerzas centrales; entonces, el punto O recibe el nombrede centro de fuerza. Por ello podemos establecer que

cuando una partícula se mueve bajo la acción de una fuerza central, sumomento angular con respecto al centro de fuerzas es una constante delmovimiento, y viceversa.

Este resultado es muy importante en razón de que muchas fuerzas de laNaturaleza tienen carácter central. Así, por ejemplo, la Tierra se mueve en torno alSol bajo la acción de una fuerza central (la fuerza gravitatoria) cuya línea de acciónpasa siempre por el centro del Sol; en consecuencia, será constante el momentoangular de la Tierra con respecto al Sol. Una situación análoga se presenta en elmovimiento del electrón del átomo de Hidrógeno; en este caso, la interacción esesencialmente electrostática y la fuerza que actúa sobre el electrón está dirigidasiempre hacia el núcleo; en consecuencia, el momento angular del electrón conrespecto al núcleo será constante.

El movimiento de una partícula bajo la acción de una fuerza central tienecaracterísticas muy importantes. Como ya hemos visto, el momento angular de lapartícula con respecto al centro de fuerzas es constante. El que sea L = cte significa,debido a su carácter vectorial, que lo será en módulo, dirección y sentido. Laconstancia de la dirección del momento angular significa que la trayectoria de lapartícula estará confinada en un plano perpendicular a la dirección del momentoangular. En consecuencia, podemos enunciar:

La trayectoria de una partícula que se mueve bajo la acción de una fuerzacentral se encuentra en un plano que contiene al centro de fuerzas.

Este enunciado es de interés histórico en relación con el movimiento planetarioy se le conoce como Primera Ley de Kepler. En general, la trayectoria plana podráser cerrada o abierta; en principio, dichas trayectorias podrán ser muy variadas. Enel caso de que la fuerza central sea inversamente proporcional al cuadrado de ladistancia de la partícula al centro de fuerzas, esto es, F ∝ 1/r2, entonces esastrayectorias u órbitas serán secciones cónicas (circunferencias, elipses, parábolas ehipérbolas), como veremos más adelante.

Cuando la partícula experimenta un desplazamiento infinitesimal, dr, bajo laacción de una fuerza central, su vector de posición (radio vector) barre un área dS(sombreada en la Figura 12.6). En virtud de la interpretación geométrica del productovectorial podemos escribir

§12.5.- Fuerzas centrales. Órbitas planas y ley de las áreas. 303

[12.13]dS 12

r × dr

donde dS es el vector elemento de superficie, que tiene la misma dirección que elmomento angular L. Entonces, el área barrida por unidad de tiempo, o velocidadareolar es

[12.14]dSdt

12

r × drdt

12

r × v

siendo v la velocidad de la

Figura 12.6

partícula y, como L = mr × v,se sigue que

[12.15]dSdt

L2m

que es la expresión de lavelocidad areolar en funcióndel momento angular. Como elmomento angular es una cons-tante del movimiento, también lo será la velocidad areolar, de modo que tenemos elsiguiente resultado importante:

En el movimiento bajo la acción de fuerzas centrales el radio vector de lapartícula barre áreas iguales en tiempos iguales. Esto es, el área barrida porunidad de tiempo (velocidad areolar) es constante.

Este enunciado, que como vemos tiene validez general para el movimiento bajola acción de fuerzas centrales, tiene también interés histórico en relación con elmovimiento planetario; en ese contexto se le conoce como Segunda Ley de Kepler.

Los planetas se mueven en órbitas elípticas alrededor del Sol, el cual ocupa uno de los

Figura 12.7

focos de dichas elipses. Con objeto de que se conserve el momento angular del planeta conrespecto al Sol (que ocupa la posición del centro de fuerzas) aquél deberá moverse másrápidamente en el punto de máximaaproximación (perihelio) que en aquel otrode máximo distanciamiento (afelio) al Sol.En tales puntos, llamados absidales, el radiovector r es perpendicular a la velocidad v,de modo que el módulo del momentoangular en ellos es L = mrv cumpliéndoseque

[12.16]rp vp ra va

§12.6. Descripción del movimiento de la partícula en coordenadas polaresplanas.- Para facilitar el análisis del movimiento de una partícula deberemos servirnos deun sistema de coordenadas que sea apropiado a las características generales de dicho


movimiento. Puesto que nos proponemos estudiar el movimiento de la partícula bajo laacción de una fuerza central, i.e., de una fuerza cuya recta directriz pasa siempre por unpunto fijo O (centro de fuerzas) y cuyo módulo es función únicamente de la distancia dela partícula a dicho punto, resultará muy conveniente la adopción de un sistema decoordenadas polares planas con origen en el centro de fuerzas. De ese modo, la fuerzacentral quedará expresada en la forma

Figura 12.8

[12.17]F F(r) e r

siendo er el versor en la dirección delvector de posición r, esto es

[12.18]r r e r

y donde F(r) es una función querepresenta el módulo de la fuerza,que será una atracción (dirigida haciael centro de fuerzas) si es F(r) < 0 ouna repulsión (desde el centro defuerzas) si es F(r) > 0.

En coordenadas polares planas,la posición de la partícula en el plano del movimiento queda determinada por lacoordenada radial r (distancia al punto O tomado como origen) y por la coordenadaangular θ (ángulo que forma el vector r con una dirección o eje polar preestablecido). Losversores correspondientes son el er y el eθ. El versor er está dirigido desde el origen a laposición que ocupa la partícula. El versor eθ es perpendicular al anterior y marca ladirección de crecimiento del ángulo polar (θ). Tomando el eje cartesiano x como eje polar,las fórmulas de transformación de las coordenadas cartesianas de la partícula y de losversores cartesianos a polares son5:

[12.19]r x 2 y 2 θ arctg yx

[12.20]⎧⎨⎩

e r cos θ i sen θ jeθ sen θ i cos θ j

Para expresar la velocidad de la partícula en coordenadas polares planas calcularemosla derivada del vector de posición, dado por [12.18], con respecto al tiempo; se obtiene:

[12.21]v drdt

ddt

(r e r)drdt

e r rde r

dt

A partir de [12.20], por derivación y posterior sustitución, tenemos

5 Dejamos al cuidado del alumno la demostración de estas relaciones y la obtención de lasrelaciones de transformación inversas.

§12.6.- Descripción del movimiento de la partícula en coordenadas polares planas. 305

[12.22]

⎧⎪⎪⎨⎪⎪⎩

de r

dt( sen θ i cos θ j ) dθ

dtθ eθ

deθdt

( cos θ i sen θ j ) dθdt

θ e r

de modo que la velocidad de la partícula es

[12.23]v r e r r θ eθ

que puede escribirse como

[12.24]v vr e r vθ eθ

con [12.25]vr r vθ r θ

La componente vr = vr er es paralela al vector r y recibe el nombre de velocidad

Figura 12.9

radial6, en razón a que representa el cambio que experimenta la distancia r de la partículaal punto O por unidad de tiempo. La componente vθ = vθ eθ es un vector perpendiculara r y está asociada al cambio queexperimenta la dirección delvector posición r de la partícula,por unidad de tiempo, conformeésta se mueve; recibe el nombrede velocidad transversal. En elmovimiento circular, con centroen O, no hay velocidad radial(vr = 0) ya que r permanececonstante, de modo que dr/dt =0, y la velocidad es enteramentetransversal.

Utilizando las componentes radial y transversal de la velocidad podemos escribir paraun movimiento plano cualquiera

[12.26]L mr × v mr × (v r vθ) mr × vθ

ya que vr es paralelo a r. Además, teniendo en cuenta que r = rer y que vθ = rθeθ, laexpresión anterior también puede escribirse como

[12.27]L mr e r × r θ eθ mr 2θ (e r × eθ ) mr 2θ k mr 2 ω

que es la misma expresión que obtuvimos en [12.6].

6 No debemos confundir vr = dr/dt (velocidad radial) con ds/dt (celeridad o módulo de lavelocidad) ya que, en general, será dr/dt ≠ ds/dt. Recuérdese que dr = ds y que, en general,d r = dr ≠ ds.


Ahora derivaremos ambos miembros de [12.23] para obtener la expresión de laaceleración en coordenadas polares planas:

[12.28]a dvdt

r e r rde r

dtr θ eθ r θ eθ r θ

deθdt

y sustituyendo [12.22] en [12.28] resulta

[12.29]a ( r r θ2) e r ( r θ 2 r θ ) eθ

que puede escribirse como

[12.30]a ar e r aθ eθ

siendo ar y aθ las componentes radial y transversal de la aceleración dadas por

[12.31]ar r r θ2aθ r θ 2 r θ

El término r procede del movimiento en la dirección radial r; el término -rθ2 = -vθ2/r se

denomina aceleración centrípeta y procede del movimiento en la dirección de θ. En elmovimiento circular, referido al centro de la circunferencia, es r = cte, de modo que r =r = 0, resultando que ar = -rθ2 = -vθ

2/r (aceleración centrípeta) y aθ = rθ = rα(aceleración tangencial).

En coordenadas polares, la segunda ley del movimiento de Newton, desdoblada en lascomponentes radial y transversal, se escribe en la forma

[12.32]Fr m ( r r θ2) Fθ m (r θ 2 r θ )

y proporciona el punto de partida para resolver el problema del movimiento de la partículaen el plano, referido a un origen de coordenadas polares.

§12.7. Movimiento producido por una fuerza central.- El estudio del movimientode los cuerpos bajo la acción de fuerzas centrales constituye una de las áreas más ricas einteresantes de la Mecánica. El análisis de tales movimientos ha representado en dosocasiones de la historia de la Física grandes avances en el conocimiento y comprensión delas leyes fundamentales de la Naturaleza: una vez a escala macroscópica, a través de laexplicación del movimiento planetario, que condujo a la formulación de lo que hoyllamamos Mecánica Clásica o Newtoniana; y otra vez a escala subatómica, a través de losestudios de RUTHERFORD (1871-1937) sobre la dispersión de partículas alfa por los núcleosatómicos, lo que permitió crear una nueva imagen del átomo.

La situación que vamos a estudiar en este artículo se presenta frecuentemente en lainteracción entre dos partículas; la fuerza que actúa entre ellas está dirigida a lo largo dela recta que las une y depende solamente de la distancia que las separa. Entonces, siconvenimos en tomar como origen O una de las partículas, la fuerza que actúa sobre la otraviene dada por [12.17]. Ejemplos de fuerzas centrales atractivas son las fuerzas gravitatoriasejercida por el Sol sobre los planetas o la fuerza electrostática entre un electrón y el núcleodel átomo a que pertenece. La fuerza que ejerce el núcleo atómico sobre una partícula alfaes una fuerza central repulsiva. En muchos casos importantes, el módulo de la fuerza

§12.7.- Movimiento producido por una fuerza central. 307

central, F(r), es inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que separa a las dospartículas. En otros casos, como en ciertos problemas referentes a la estructura einteracciones entre núcleos, átomos complejos y moléculas, se presentan otras formasfuncionales para F(r).

En §12.5 hemos estudiado algunas características generales del movimiento de lapartícula bajo la acción de una fuerza central. Vimos que, en esas condiciones, latrayectoria de la partícula es plana y que su velocidad areolar es constante. Ahora nosproponemos dar más detalles acerca de ese movimiento, estableciendo los métodosgenerales para determinarlo.

Inicialmente, al menos, asumiremos que el cuerpo responsable de la fuerza que actúasobre nuestra partícula en movimiento es suficientemente másico como para que pueda serconsiderado como un centro de fuerzas fijo y que se encuentra en el origen del referencialen el que analizaremos el movimiento. De este modo idealizamos el problema general, elde la interacción mutua (tercera ley de Newton) entre dos partículas, reduciéndolo al delmovimiento de una partícula en un campo de fuerzas al cual es sensible. En una lecciónposterior veremos que, con una pequeña modificación, puede hacerse que la solución queahora obtendremos sea exacta para el problema general de interacción mutua entre dospartículas de masas similares; entonces ambas partículas estarán en movimiento y nopodemos considerar a una de ellas como un centro de fuerzas fijo.

Cuando la partícula se mueve bajo la acción de una fuerza central hay dos magnitudesfísicas que se conservan durante el movimiento; esto es, dos constantes del movimiento.Una, de carácter vectorial, es el momento angular de la partícula con respecto al centro defuerzas; la otra, de carácter escalar, es la energía total.

El momento angular de la partícula con respecto al centro de fuerza permanececonstante en dirección (perpendicular al plano de la trayectoria) y su módulo viene dadopor

[12.33]L m r 2 θ

Puesto que toda fuerza central, de la forma F(r)er, es conservativa, y la energíaasociada con ella es función tan sólo de la distancia a la que se encuentra la partícula delcentro de fuerzas, la conservación de la energía total de la partícula (cinética + potencial)se expresa en la forma

[12.34]E 1

2mv 2 Ep(r)

Cuando usamos coordenadas polares planas (r,θ), el cuadrado del módulo de lavelocidad de la partícula puede expresarse en la forma

[12.35]v 2 v 2r v 2

θ r 2 r 2 θ2

de modo que la energía total se puede escribir como

[12.36]E 1

2mr 2 1

2mr 2 θ2

Ep(r)

donde sustituiremos θ, obtenida de [12.33], para escribir la ec. dif. del movimiento radial;i.e., una ec. dif. en la que no intervenga la coordenada angular θ:


[12.37]E 1

2mr 2 L2

2mr 2Ep(r)

de donde despejaremos r para obtener

[12.38]r 2

m

⎛⎜⎜⎝

⎞⎟⎟⎠

E Ep(r) L2

2mr 2

Supongamos que r = r0 para t = 0; entonces, la integración de la ecuación diferencialanterior, desde el estado inicial hasta el correspondiente al tiempo genérico t, conduce a

[12.39]t m2 ⌡

⌠r

r0

dr

E Ep(r) L2

2mr 2

que expresa t en función de la coordenada radial r de la partícula y de las constantes delmovimiento E y L y de r0. En principio, la solución anterior puede invertirse para obtenerr como función de t y de las constantes, i.e., r(t), obteniéndose así la solución de nuestroproblema dinámico en lo que concierne al movimiento radial.

Una vez obtenida la expresión r = r(t) se puede obtener fácilmente la θ = θ(t)correspondiente al movimiento angular. Para ello, basta despejar θ de la expresión [12.33];

[12.40]θ L

mr 2

y proceder a una nueva integración, introduciendo en [12.40] la r(t) obtenida anteriormente;de esa forma, se obtiene

[12.41]θ θ0 ⌡⌠

t

0

L

mr 2(t)dt

Así obtenemos θ en función del tiempo; esto es θ(t). De esta forma queda completamenteresuelto nuestro problema dinámico, una vez que hemos podido expresar los movimientosradiales y angulares en función del tiempo. En las expresiones de dichos movimientosintervienen cuatro constantes: E, L, r0 y θ0. Estas constantes no son las únicas que cabeconsiderar; igualmente pudiéramos haber tomado r0, θ0, r0 y θ0, pero siempre E y Lquedan determinadas por ese conjunto. Normalmente resulta más natural y convenientetomar el conjunto de cuatro constantes que contienen la energía y el momento angular.

En muchas ocasiones, la integral [12.39] resulta demasiado engorrosa de calcular y, enel caso de que podamos efectuarla, es difícil despejar r(t) en la ecuación resultante.Generalmente resulta más fácil hallar la ecuación de la trayectoria, i.e., la relación existenteentre r y θ (ecuación polar), que determinar las ecuaciones paramétricas del movimientode la partícula, i.e., r(t) y θ(t). En ocasiones, puede que lo que nos interese realmente seala ecuación de la trayectoria r(θ). A fin de determinarla, escribiremos


[12.42]dθdr

dθ/dtdr/dt

θr

de modo que sustituyendo las expresiones de r y θ, dadas por [12.38] y [12.40], en laexpresión [12.42], resulta

[12.43]

dθdr

L

mr 2 2m

⎛⎜⎜⎝

⎞⎟⎟⎠

E Ep(r) L2

2mr 2

y separando las variables r y θ e integrando se obtiene

[12.44]θ(r) θ0

L

2m⌡⌠

r

r0

dr

r 2 E Ep(r) L2

2mr 2

i.e., la ecuación de la trayectoria en coordenadas polares.Recíprocamente, si conocemos la ecuación de la trayectoria, de modo que podamos

calcular dθ/dr (o dr/dθ), la ecuación [12.43] nos permitirá calcular Ep(r);

[12.45]Ep(r) E L2

2mr 2

⎡⎢⎢⎣

⎤⎥⎥⎦

1 1

r 2

⎛⎜⎝

⎞⎟⎠

drdθ

2

y, a partir de ella, la fuerza, F(r) = - grad Ep.

Hemos resuelto el problema, en su aspecto formal, combinando las ecuaciones [12.33]

y [12.34] que expresan la conservación del momento angular y de la energía, ilustrando laforma en que los principios de conservación nos permiten abordar la resolución de losproblemas dinámicos. Naturalmente, también podemos abordar el problema a partir de lasleyes del movimiento de Newton. Para ello tomaremos coordenadas polares planas (r,θ)en el plano del movimiento y con origen en el centro de fuerzas. Puesto que la fuerza escentral, tenemos que Fr = F(r) y Fθ = 0, de modo que las ecuaciones del movimiento enlas direcciones r y θ son, según [12.32],

[12.46]m r m r 2 θ2F(r) m r θ 2 m r θ 0

Multiplicando por r la segunda ecuación de [12.46] tendremos

[12.47]m ( r 2 θ 2 r r θ ) ddt

( m r 2 θ ) dLdt

0

de modo que esa ecuación expresa simplemente la conservación del momento angularrespecto al centro de fuerzas y, una vez integrada, puede escribirse como


[12.48]L m r 2 θ cte ⇒ θ L

mr 2

donde L es una constante que deberá ser evaluada a partir de las condiciones iniciales.Sustituyendo el resultado [12.48b] en [12.46a] tendremos la ecuación diferencial delmovimiento radial

[12.49]m r L2

mr 3F(r)

que puede escribirse de una forma más conveniente, para ciertas aplicaciones, si hacemosel siguiente cambio de variable

[12.50]u 1r

⇒ r 1u

En efecto, derivado dos veces sucesivas la expr. [12.50b], y teniendo en cuenta [12.48a],tendremos

[12.51]r drdt

1

u 2

dudt

1

u 2

dudθ

dθdt

r 2 θ dudθ

Lm

dudθ

r ddt⎛⎜⎝

⎞⎟⎠

drdt

Lm

ddt⎛⎜⎝

⎞⎟⎠

dudθ

Lm

d2u

dθ2

dθdt

Lmθ d2u

dθ2

L2

m2r 2

d2u

dθ2

de modo que, sustituyendo [12.51] en [12.49], ésta se transforma en

[12.52]L2

mr 2

⎡⎢⎢⎣

⎤⎥⎥⎦

d2

dθ2

⎛⎜⎝

⎞⎟⎠

1r

1r

F(r)

que es la ecuación diferencial de la órbita7 si se conoce la ley de fuerzas F(r).Recíprocamente, la ecuación [12.52] nos permitirá determinar la ley de fuerzas F(r) siconocemos la ecuación de la órbita r = r(θ).

Obsérvese que la ecuación [12.52] carece de sentido si L = 0; pero entonces, teniendo en cuenta[12.48], se ve que θ = cte y la trayectoria es una recta que pasa por el centro de fuerzas.

Ejemplo I.- Determinar la fuerza central bajo la cual una partícula se mueve en una órbita elíptica conel centro de fuerzas en unos de los focos de la órbita. Estas son las órbitas que describen los planetasalrededor del Sol (Primera Ley de Kepler).

Comenzamos expresando la ecuación de la trayectoria en coordenadas polares planas referidas a unode los focos de la elipse (vide página 318); i.e.,

7 También podemos llegar a la expresión [12.52] a partir de [12.45], sin más que desarrollar

, como el lector comprobará fácilmente.F(r)dEp(r)

dr


Figura 12.10

rα

1 cos θ⇒ 1

r1α α

cos θ

de modo que

ddθ

⎛⎜⎝

⎞⎟⎠

1r α

sen θ d2

dθ2

⎛⎜⎝

⎞⎟⎠

1r α

cos θ

Entonces, sustituyendo estos valores en la ec. dif. de laórbita [12.52] se obtiene

F(r) L 2

mr 2

⎛⎜⎝

⎞⎟⎠α

cos θ 1α α

cos θ L 2

α mr 2

K

r 2

Así pues, se trata de una fuerza atractiva inversamente proporcional al cuadrado de la distancia dela partícula al centro de fuerzas. Esta es, en esencia, la ley de la gravitación universal descubierta porNewton a partir del conocimiento de las órbitas planetarias.

§12.8. Energías potenciales centrífuga y efectiva.- Aunque el problema hayaquedado formalmente resuelto, las integrales [12.39], [12.41] y [12.44] o la ecuación diferencial[12.52] suelen ser muy poco manejables en la práctica. No obstante, podemos obtenerbastante información cualitativa sobre el movimiento de la partícula en base sólo de lasecuaciones de conservación, aun cuando sea difícil obtener soluciones explícitas. Para elloes conveniente reducir el problema a otro unidimensional equivalente.

En la ecuación del movimiento radial [12.37], que no es más que la expresión de laconservación de la energía, aparecen tan sólo r y su derivada temporal r, así como lasconstantes del movimiento E y L. Esta ecuación se parece mucho a la ec. dif. para elmovimiento rectilíneo de una partícula bajo la acción de una fuerza conservativa (vide§11.2), con velocidad dr/dt, si suponemos que, en lo que al movimiento radial se refiere,la partícula dispone de una energía potencial efectiva

[12.53]Ep(r) L2

2mr 2Ep(r)

de modo que la ecuación [12.37] puede escribirse en la forma

[12.54]E 1

2mr 2 Ep(r)

donde la cantidad Ep′(r) desempeña el papel de una energía potencial equivalente en elproblema unidimensional radial. El término adicional L2/2mr2 tiene en cuenta, en lo que almovimiento radial se refiere, que el vector de posición r está cambiando no sólo enmagnitud sino también en dirección en el transcurso del movimiento. Evidentemente, susdimensiones son las de una energía, y recibe el nombre de energía potencial centrífugaporque la "fuerza" asociada con él, utilizando la expresión del gradiente en coordenadaspolares, es


[12.55]Fcf

∂∂r

⎛⎜⎜⎝

⎞⎟⎟⎠

L2

2mr 2

L2

mr 3mrθ2

que, siendo positiva, apunta hacia afuera y que es idéntica a la fuerza centrífuga mrω2 enun referencial que girase con una velocidad angular ω igual al valor instantáneo de dθ/dt.Por supuesto que no actúa ninguna fuerza centrífuga sobre la partícula, excepto la quepueda deberse a la energía potencial real Ep(r), en el caso de que la fuerza actuante searepulsiva. La fuerza centrífuga Fcf = L2/mr3 no es una fuerza real; es una fuerza ficticia ode inercia, que describe la tendencia de la partícula a moverse en línea recta en lugar dehacerlo en una trayectoria curvilínea. Podemos comprender mejor el papel que juega estafuerza centrífuga si observamos que la ecuación [12.49] puede escribirse en la forma

[12.56]mr F(r) L2

mr 3

ecuación que tiene exactamente la misma forma que la correspondiente al movimiento deuna partícula bajo la "acción" de una fuerza real F(r) más una fuerza centrífuga L2/mr3.Como ya sabemos, la fuerza centrífuga no es realmente una fuerza sino una parte delproducto masa × aceleración, traspuesta al segundo miembro de la ecuación delmovimiento.

Las mismas consideraciones podemos hacer para la energía potencial centrífuga, queno es sino una parte de la energía cinética de la partícula: la porción correspondiente almovimiento transversal con respecto a la dirección instantánea de vector posición r; i.e.,½mvθ

2 = ½mr2θ2. La circunstancia de que esta porción de la energía cinética puedaexpresarse como función exclusiva de la posición radial, (esto es, L2/2mr2) nos permitetratar el problema del movimiento radial como un problema unidimensional, independientedel movimiento rotacional (transversal).

§12.9. Análisis de diagramas de energía.- Podemos descubrir las propiedadesgenerales del movimiento de la partícula en un campo de fuerza centrales mediante elestudio de las curvas de energía potencial efectiva, en estrecha analogía a como hicimosen §11.3 para el movimiento rectilíneo de la partícula bajo la acción de una fuerzaconservativa. Sin embargo, a pesar de la analogía, existen dos diferencias notables entre lautilización del método de las curvas de energía potencial en el problema del movimientounidimensional y su aplicación al problema bidimensional que es objeto de nuestro estudio,aun cuando dicho problema lo hayamos reducido a un problema unidimensionalequivalente (en la dirección radial) con la introducción del concepto de energía potencialefectiva.

En primer lugar, debemos observar que la energía E determina por sí sola el carácterdel movimiento rectilíneo producido por una fuerza conservativa. En cambio, en elmovimiento bidimensional producido por una fuerza central habrá que especificar tambiénel momento angular L de la partícula; i.e., el carácter del movimiento depende tanto de laenergía E como del momento angular L. Esto resulta evidente en el diagrama o repre-sentación gráfica de la energía potencial efectiva en función de la distancia radial, ya queresultan distintas curvas para distintos valores del momento angular (Figura 12.11). Así pues,tendremos una familia de curvas de energía potencial efectiva, correspondientes a distintos

§12.9.- Análisis de diagramas de energía. 313

valores de L. En cada problema

Figura 12.11

específico deberemos conocer elvalor de L (que es una constante delmovimiento determinada por lascondiciones iniciales), o discutir loque sucederá para diversos valoresdel momento angular.

Un segundo aspecto a tener en

Figura 12.12

cuenta es que no debemospreocuparnos exclusivamente deanalizar el movimiento radial de lapartícula (a través del método de laenergía potencial efectiva), sino quetambién debemos preocuparnos delmovimiento alrededor del centro defuerzas. Ambos movimientos tienen lugar simultáneamente y el movimiento real(bidimensional) es la superposición de ambos. La rotación del vector de posición r no esuniforme, salvo en el caso de que la trayectoria sea circular, ya que la velocidad angularviene dada por

[12.57]θ L

mr 2

de modo que θ disminuye cuando aumenta la distancia radial r.Consideremos ahora un diagrama de energía típico, tal como el que mostramos en la

Figura 12.12. La energía total Ep(r) corresponde a una fuerza central que es atractiva paracualquier valor de r; i.e., -dEp/dr es siempre negativa y Ep(r) es una función creciente


(Ep(r)→0 cuando r→∞), como se indica en la curva inferior de trazos. La curva superior detrazos representa la energía potencial centrífuga L2/2mr2 para un valor dado del momentoangular L; este término centrífugo es muy pequeño a grandes distancias pero aumentarápidamente para pequeñas distancias. La curva continua representa la energía potencialefectiva Ep′(r) = L2/2mr2 + Ep(r). En muchos casos de interés físico la energía potencialcentrífuga predomina sobre la energía potencial Ep(r) para pequeños valores de r, en tantoque predomina esta última para grandes valores de r; en estas condiciones, la energíapotencial efectiva Ep′(r) presentará un valor mínimo relativo, como se muestra en laFigura 12.12, para r = r0. Para ello será suficiente que el potencial atractivo

1) disminuya con más lentitud que 1/r2 cuando r → ∞;

2) tienda a infinito más despacio que 1/r2 cuando r → 0.

Obviamente, si el potencial es atractivo, la energía potencial efectiva presentará siemprealgún mínimo relativo.

Utilizando el diagrama de energías anterior podemos

Figura 12.13

obtener información cualitativa sobre el movimiento de lapartícula. Supongamos que la energía total de la partícula sea Ea

> 0, como se indica en la Figura 12.12. Está claro que ra será lamáxima aproximación de la partícula al centro de fuerzas; deotro modo, si fuese r < ra , Ep′(r) sería mayor que Ea y laenergía cinética radial [½mr2 = Ea - Ep′(r)] debería ser negativa,lo que representaría una velocidad radial imaginaria. Por otraparte, no existe límite superior para r, por lo que se tratará deuna órbita abierta e ilimitada. Una partícula que proceda delinfinito rebotará en la barrera centrífuga y regresará de nuevo

al infinito (Figura 12.13). La diferencia entre Ea y Ep′ es ½mr2, o sea proporcional al cuadradode la velocidad radial, anulándose en el punto de retorno r1. Por otra parte, la distanciaentre Ea y Ep en el diagrama es la energía cinética Ek = ½mv2, de modo que la distanciaentre las curvas Ep′ y Ep representa el término centrífugo ½mr2θ2. Así pues, estas curvasproporcionan el módulo de la velocidad así como sus componentes radial y transversal.Basta con esta información para tener una idea aproximada de la forma de la órbita.

Para una energía E = 0 se obtiene una descripción análoga a la anterior. Pero si la

Figura 12.14

energía total de la partícula es negativa, tal comoE = Eb, la situación es muy diferente. Además dellímite inferior r1 existe un límite superior r2 que nopuede ser sobrepasado con energía cinética radialpositiva; el movimiento estará limitado a unasuperficie anular definida por las circunferencias deradios r1 (mínima distancia) y r2 (máxima distancia)que corresponden a los puntos de retorno, tambiénllamados puntos absidales. Se trata por lo tanto, deuna órbita limitada, aunque no necesariamentecerrada, como se ilustra en la Figura 12.14. Elmovimiento radial será periódico, con periodo Tr,pero este periodo radial no será, en general, elmismo que el periodo de revolución Tθ, por lo que

§12.9.- Análisis de diagramas de energía. 315

la órbita puede no ser cerrada, aunque esté limitada a una región finita del espacio. Siambos periodos son conmensurables (esto es, si su cociente puede expresarse como elcociente de dos números enteros) la partícula se encontrará al cabo de un cierto tiempo(igual al mínimo común múltiplo de Tr y Tθ) en la misma posición (y con la mismavelocidad) en que se encontraba inicialmente y la órbita será cerrada. Obsérvese, además,que la órbita, sea cerrada o abierta, será tangente a las circunferencias absidales en lospuntos de contacto, ya que en dichos puntos (absidales) se anula la velocidad radial, perono así la transversal, dado que el momento angular debe permanecer constante.

Si la energía es E0, precisamente en el mínimo de la curva de energía potencialefectiva Ep′, los dos puntos de retorno coincidirán en r0; la órbita será una circunferenciade radio r0. Puesto que, para una órbita circular, es r = cte, o sea r = r = 0, se sigue quela condición [12.56] para una tal órbita es

[12.58]mr F(r) L2

mr 30

o sea que la fuerza aplicada F(r) debe equilibrar a la fuerza centrífuga L2/mr3.Si, por algún mecanismo, una partícula que tiene una energía igual a Eb puede

absorber suficiente energía para saltar a un nivel de energía positiva, la partícula se alejarádel centro de fuerzas; esto es, la partícula se "disociará" del centro de fuerzas. La energíamínima que tiene que absorber para disociarse del centro de fuerzas es, evidentementeEb y recibe el nombre de energía de disociación o de enlace. Recíprocamente, si una

partícula tiene una energía igual a Ea y, por alguna causa, pierde energía hasta el nivel Eb,la partícula será "capturada" por el centro de fuerzas, en el sentido de que permanecerá enuna órbita limitada alrededor de dicho centro. Estas situaciones se presentan, por ejemplo,en los procesos de ionización de los átomos. Obsérvese que los estados ligados (órbitaslimitadas) corresponden a energías negativas de la partícula.

§12.10. Fuerza central inversamente proporcional al cuadrado de ladistancia.- La ley de proporcionalidad inversa al cuadrado de la distancia es la másimportante de todas las referentes a fuerzas de tipo central; por ello merece que ledediquemos un estudio detallado. La ley de la fuerza y la energía potencial asociada seescriben en la forma

[12.59]F K

r 2e r Ep(r) K

r

donde el nivel cero para la energía potencial se ha escogido a una distancia infinita delcentro de fuerzas (i.e., Ep(r) → 0 cuando r → ∞) a fin de evitar un término adicionalconstante en la expresión de Ep(r). Un ejemplo de este tipo de fuerzas lo constituye lainteracción gravitatoria entre dos masas, m1 y m2, separadas por una distancia r; entonces

[12.60]K G m1 m2 G 6.67 × 10 11 N m2/kg 2

siendo K negativa, puesto que la fuerza es atractiva. Otro ejemplo importante lo constituyela fuerza electrostática entre dos cargas eléctricas, q1 y q2, separadas por una distancia r;


[12.61]Kq1q2

4π 00 8.854 × 10 12 C2/N m2

donde la carga eléctrica se mide en

Figura 12.15

coulombs (C). En este caso, la fuerzaserá repulsiva o atractiva según que q1

y q2 sean del mismo o de distintosigno.

Comenzaremos determinando lanaturaleza de las órbitas correspon-dientes a la ley de fuerzas inversa-mente proporcional al cuadrado de ladistancia. Para ello, hemos repre-sentado en la Figura 12.15 la energíapotencial efectiva

[12.62]EpL2

2mr 2

Kr

correspondiente a diversos valores de K y de L.Para una fuerza repulsiva (K > 0), sólo son posibles energías totales E positivas y sólo

Figura 12.16

serán posibles las órbitas ilimitadas; i.e., la partícula viene desde el infinito hasta el puntoabsidal y regresa de nuevo al infinito. En ausencia de fuerza (K = 0) la situación esanáloga a la anterior, si bien el punto absidal estará más próximo al centro de fuerzas, paraun mismo valor del momento angular L; la trayectoria será, obviamente, una recta. Si lafuerza es atractiva (K < 0) con L ≠ 0, el movimiento será ilimitado si E > 0, pero en estecaso el punto absidal se halla más próximo del centro de fuerzas que para K > 0. Lasórbitas serán como se muestra en la Figura 12.16, donde los segmentos rectilíneos de trazodiscontinuo representan el radio vector en el pericentro (punto de la órbita de máxima

aproximación al centro de fuerzas).Para una fuerza atractiva (K < 0) y

< E < 0, la órbita está limitada pordos puntos absidales: el pericentro y el apocentro(punto de la órbita más alejado del centro defuerzas). Para K < 0, con L ≠ 0 y E = -mK2/2L2, laórbita es una circunferencia de radio r0 = -L2/mK(demuéstrese). Por último, si K < 0 con L = 0, elproblema se reduce al movimiento unidimensionalsobre una recta que pasa por el centro de fuerzas.

Disponemos de diversos métodos para obtenerla ecuación de la órbita, siendo el más sencillo la

sustitución de [12.59] en la ecuación diferencial de la órbita [12.52]; se obtiene

[12.63]d2

dθ2

⎛⎜⎝

⎞⎟⎠

1r

1r

mK

L2

§12.10.- Fuerza central inversamente proporcional al cuadrado de la distancia. 317

Haciendo el cambio de variable , la ecuación anterior se convierte enw 1r

mK

L2

[12.64][12.64]d2w

dθ2w 0

cuya solución inmediata es [12.65]w A cos(θ θ0 )

siendo A y θ0 las dos constantes de integración. Deshaciendo el cambio de variableobtenemos la ecuación de la órbita r(θ):

[12.66]1r

mK

L2A cos(θ θ0 )

que puede escribirse en la forma

[12.67]r α1 cos(θ θ0 )

con [12.68]α L2

mKαA L2

mKA

que es la ecuación general de una sección cónica (hipérbola, parábola, elipse ocircunferencia) con un foco en el origen, en la que:

La constante θ0 determina la orientación de la órbita en el plano (en lo quesigue tomaremos θ0 = 0, sin perder generalidad en nuestro razonamiento).

La magnitud es la excentricidad de la cónica y determina su tipo, como semuestra en el Cuadro 12.1.

La cantidad 2α recibe el nombre de latus rectum (ascensión recta) de la órbita;corresponde al valor de r para θ = π/2 y su significado se comprenderáinmediatamente al inspeccionar la forma de los diversos tipos de cónicas (videpágina 318).

Cuadro 12.1.- Clasificación de las cónicas.

si > 1 es una hipérbola

si = 1 es una parábola

si 0< <1 es una elipse

si = 0 es una circunferencia


SECCIONES CÓNICAS.- Ecuación general:

Figura 12.17

Figura 12.18

Figura 12.19

r α1 cos θ

con 2α = ascensión recta; = excentricidad

ELIPSE: Lugar geométrico de los puntos del planocuya suma de distancias (2a) a dos puntos fijos(F,F′), llamados focos, es constante.

r + r′ = 2a; a2 = b2 + c2; c = a; < 1α = a(1- 2) = b2/a

b a 1 2 α / 1 2

rmín= a - c = a(1- ) = α/(1+ );rmáx= a + c = a(1+ ) = α/(1- )

rmáx rmín

rmáx rmín

armáx rmín

2

HIPÉRBOLA: Lugar geométrico de los puntos delplano cuya diferencia de distancias (2a) a dospuntos fijos (F,F′), llamados focos, es constante.

r′- r = 2a; a2 = c2 - b2; c = a; > 1

α = a ( 2-1) = b2/a; b a 2 1

cosφ 1

r+mín= c - a = a( -1) = α/( +1); rmáx= ∞

r-mín= c + a = a( +1) = α/( -1)

PARÁBOLA: Lugar geométrico de los puntos delplano que equidistan de un punto fijo F (foco) y deuna recta DD′ fija (directriz).

r = d; = 1rmín = α/2; rmáx = ∞

§12.10.- Fuerza central inversamente proporcional al cuadrado de la distancia. 319

Deseamos ahora relacionar los parámetros y α de la órbita con las constantes delmovimiento E y L; esto es, con la energía total y el momento angular. El parámetro α yaquedó expresado en función del momento angular por [12.68a]; obsérvese que α es negativo(sin significado físico) para una fuerza central repulsiva (K > 0). Por otra parte, como enlos puntos absidales (pericentro y apocentro) la energía cinética radial es nula, podemosescribir

[12.69]E L2

2mr 2mín

Krmín

L2

2mr 2máx

Krmáx

y sustituyendo en esta ecuación las expresiones de rmín y de α, dadas por

[12.70]rmín

α1

α L2

mK

(vide página 318) se obtiene, después de algunas operaciones,

[12.71]E mK 2

2L2( 2 1) → 2 1 2EL 2

mK 2

Tabla 12.1.- Fuerza central inversamente proporcional al cuadrado de la distancia

órbita excentricidad energía

hipérbola > 1 E mK 2

2L2( 2 1) > 0

parábola = 1 E = 0

elipse 0 < < 1 Emín < E mK 2

2L2( 2 1) <0

circunferencia = 0 E Emín

mK 2

2L2

Podemos ahora clasificar las órbitas de acuerdo con la energía total E de la partículaen movimiento, como se muestra en la Tabla 12.1. Estos resultados concuerdan con losobtenidos en nuestra discusión cualitativa previa. Cuando la fuerza es atractiva (K < 0), laórbita será una hipérbola (rama +), parábola, elipse o circunferencia según seaE > 0, E = 0, Emín < E < 0 ó E = Emín. Cuando la fuerza es repulsiva (K>0) habrá de serE>0, y la órbita sólo puede ser una hipérbola (rama -).

En el caso de órbitas elípticas e hiperbólicas, el semieje mayor viene dado por

[12.72]a α1 2

K2E


que, como vemos, depende tan sólo de la energía total de la partícula y no de su momentoangular, resultado de gran importancia en la teoría del modelo atómico de Bohr. Encambio, en el caso de órbitas elípticas, el semieje menor

[12.73]b α

1 2

L

2m E

depende de las dos constantes del movimiento (E,L).

§12.11. Órbitas elípticas: Leyes de Kepler.- Tras una laborioso análisis de lasnumerosas y precisas mediciones astronómicas realizadas por el gran astrónomo danésTycho BRAHE (1546-1601), el que fue su discípulo y asistente, el astrónomo alemánJohannes KEPLER8, enunció las leyes del movimiento planetario. Estas leyes empíricas,conocidas como leyes de Kepler, son una descripción cinemática del movimiento de losplanetas en el sistema solar y sirvieron de base a Isaac NEWTON (1642-1727) para ladescripción dinámica del movimiento planetario y para el descubrimiento de la ley de lafuerza responsable de dicho movimiento, esto es, la ley de la Gravitación Universal. Keplerenunció las tres leyes, esencialmente, en la forma siguiente:

(1) Los planetas describen órbitas elípticas, en las que el Sol se encuentra en unode sus focos.

(2) El vector de posición de cualquier planeta con respecto al Sol (radio vector)barre áreas iguales en tiempo iguales; i.e., la velocidad areolar es constante.

(3) Los cuadrados de los periodos de revolución de los diversos planetas alrededordel Sol son proporcionales a los cubos de los semiejes mayores de sus órbitas.

La segunda ley de Kepler (constancia de la velocidad areolar) es, como ya vimos en§12.5, un teorema general referente al movimiento bajo la acción de fuerzas centrales.Como acabamos de demostrar en el artículo anterior, la primera ley de Kepler se refiereexclusivamente a fuerzas inversamente proporcionales al cuadrado de la distancia. Acontinuación vamos a deducir la tercera ley de Kepler.

Con el objetivo de calcular el periodo de revolución en una órbita elíptica, esconveniente escribir la ec. [12.15], referente a la velocidad areolar, en la forma

[12.74]dt 2mL

dS

8 Johannes KEPLER (1571-1630). Astrónomo alemán. Había de ser teólogo, pero estudiótambién Filosofía, Matemáticas y Astronomía. Fue profesor de Matemáticas y de Moral (1594-98)y (1612-26). Fue ayudante de Tycho BRAHE en Praga (1600-01) y, al morir éste (1601), pasó a sermatemático y primer astrónomo del emperador. Bajo la influencia de Coopérnico y de las ideaspitagóricas, realizó sus primeros avances acerca de la armonía del sistema planetario. Recalculólas tablas planetarias de Brahe y, al investigar el movimiento de Marte, encontró sus dos primerasleyes (1609). Además, estudió la teoría de las lentes y los principios del anteojo astronómico.

§12.11.- Órbitas elípticas: Leyes de Kepler. 321

Ahora, integrado la ecuación anterior para un periodo completo, durante el cual el radiovector barre toda la superficie de la elipse, se tiene

[12.75]T ⌡⌠

T

0

dt 2mL ⌡⌠

S

0

dS 2mL

S

y teniendo en cuenta que el área de la elipse es S = πab, donde a y b son los semiejesmayor y menor, respectivamente, y elevando al cuadrado la expresión [12.75], resulta que

[12.76]T2 4π 2m2a 2b 2

L2

Los semiejes mayor y menor de la elipse vienen dados por

[12.77]a α1 2

1

1 2

L2

m Kb a 1 2

La expresión [12.77a] nos permite despejar L2

[12.78]L2 a (1 2 ) m K

Entonces, sustituyendo [12.77b] y [12.78] en [12.76] se obtiene

[12.79]T2 4π 2mK

a 3

La constante K, en la ley de la fuerza gravitatoria, viene dada por [12.60], de modo que

[12.80]T2 4π 2

GMa 3

donde M representa la masa del Sol. El coeficiente de a3 es una constante para todos losplanetas del sistema solar, de acuerdo con la tercera ley de Kepler. La ecuación [12.80]

permite "pesar" el Sol, si se conoce el valor de G y si conocemos el semieje mayor y elperiodo de revolución de cualquier órbita planetaria.

Es interesante comprobar [12.80] para el caso de una órbita circular; puede hacerse fácilmenteporque en dicho tipo de órbita la aceleración del planeta es exclusivamente centrípeta, ya que el módulode la velocidad permanece constante, lo que nos permite escribir

[12.81]GMm

r 2mrω 2 → ω 2 r 3 GM

que es la misma ec. [12.80].

Debemos destacar que la tercera ley de Kepler, al igual que la primera, es válidasolamente para fuerzas inversamente proporcionales al cuadrado de la distancia; la segundaley de Kepler es menos restrictiva.

En este artículo y en el anterior hemos demostrado las leyes de Kepler a partir de lasleyes del movimiento de Newton y de la ley de Gravitación Universal; esto es, hemossupuesto conocida la ley de la fuerza. El problema inverso, esto es, deducir la ley de lafuerza a partir de las leyes de Kepler (vide Ejemplo I) es de mayor importancia histórica,pues así fue como dedujo Newton la ley de la gravitación.


Es de esperar que el movimiento de los planetas se aparte ligeramente del previsto por las leyes deKepler, ya que el problema que hemos resuelto en los artículos anteriores corresponde a una idealizaciónsimplificada del problema físico real. En primer lugar, hemos supuesto que el Sol, como objeto másmásico del sistema solar, permanece fijo, definiendo así un centro de fuerzas estacionario; de hecho, elSol deberá tener algún tipo de movimiento como resultado de las fuerzas con que es atraído por losplanetas que se mueven a su alrededor. Este efecto es realmente muy pequeño y puede corregirse por losmétodos que introduciremos en una lección posterior (El problema de dos cuerpos). En segundo lugar,sobre un planeta dado actúan también los otros planetas, además del Sol. Como las masas de los planetas,incluso la de los más pesados, representan una pequeñísima proporción de la del Sol (la masa del planetaJúpiter, el mayor de todos, es 1042 veces menor que la del Sol), la acción de los demás planetas sobreuno dado representará tan sólo pequeñas desviaciones, aunque medibles, de las órbitas planetarias respectoa las predichas por las leyes de Kepler. De hecho, los planetas Neptuno (ADAMS y LEVERRIER, 1846) yPlutón (LOWEL, 1930) se descubrieron como resultado de sus efectos sobre las órbitas de los demásplanetas.

§12.12. Órbitas hiperbólicas: El problema de Rutherford.- Aunque desde unpunto de vista histórico el interés de las fuerzas centrales surgió con el estudio de lasórbitas planetarias, no hay razón alguna para considerarlas ligadas exclusivamente a esetipo de problemas; ya hemos mencionado el caso de las órbitas de Bohr. Otro problemainteresante susceptible de estudiarse por los métodos desarrollados en esta lección es el dela dipersión de partículas en un campo de fuerzas centrales. En particular, es de especialinterés histórico la dispersión de partículas cargadas (v.g., partículas α) por los núcleosatómicos, ya que fueron las experiencias de este tipo las que hicieron posible eldescubrimiento del núcleo atómico y la estimación de sus dimensiones, hacia 1910, porRUTHERFORD (1871-1937) y sus colaboradores GEIGER y MARSDEN.

Supongamos una partícula ligera, de carga ze, lanzada desde un punto lejanocontra otra partícula mucho más pesada, de carga Ze. La partícula pesadapermanecerá prácticamente estacionaria, pero la partícula ligera seguirá unatrayectoria hiperbólica, de acuerdo con los resultados de los artículos anteriores. Sila fuerza es atractiva (las dos cargas son de distinto signo) la partícula pesada (elcentro de fuerzas) quedará en el foco interior de la hipérbola (rama positiva); si lafuerza es repulsiva (las dos cargas son del mismo signo) la partícula pesada quedaráen el foco exterior de la hipérbola (rama negativa). Esencialmente el problema es elmismo en los dos casos; sin embargo, nosotros centraremos nuestra atención en elcaso de que la fuerza sea repulsiva; esto es,

[12.82]F K

r 2con K Zze 2

4π 0

>0

En las colisiones entre partículas atómicas, la región en la que se desvía lapartícula ligera incidente, pasando de una asíntota a otra, es tan pequeña (del ordende 10-10 m) que no puede medirse directamente la distancia de máxima aproximación(pericentro). Lo que si puede medirse es el ángulo de dispersión Θ definido por lasdirecciones del movimiento de la partícula incidente antes y después de la interaccióncon la partícula pesada. El ángulo φ que forman las asíntotas de la hipérbola con el ejepolar viene dado por

[12.83]cos φ 1

§12.12.- Órbitas hiperbólicas: El problema de Rutherford. 323

y puesto que

Figura 12.20

[12.84]Θ π 2 φ ⇒ φ π2

Θ2

será

[12.85]ctgφ 1

2 1

tg Θ2

de modo que sustituyendo en [12.85] la ex-presión de la excentricidad [12.71], se tiene

[12.86]tg Θ2

mK 2

2EL 2

Supongamos que la partícula incidentetuviese una velocidad inicial v0 cuya rectadirectriz pasase a una distancia s del centro de fuerzas; dicha distancia s recibe elnombre de parámetro de impacto. El momento angular y la energía total de lapartícula, esto es, las dos constantes de su movimiento, vendrán dadas por

[12.87]E 1

2mv 2

0 L mv0 s s 2mE

que sustituidas en [12.86] nos permiten calcular el ángulo de dispersión mediante laexpresión

[12.88]tg Θ2

K2E s

en la que podemos sustituir el valor de K, dado por [12.82b], para obtener finalmenteel ángulo de dispersión de Rutherford

[12.89]tg Θ2

Zz e 2

8π 0 E sZz e 2

4π 0 mv 20 s

en función del parámetro de impacto s de la partícula incidente. Se ve que el ángulode dispersión será tanto mayor cuanto menor sea el parámetro de impacto.

En un experimento típico de dispersión, un haz de partículas cargadas (por ejemplo, partículasalfa, con z = 2) monoenergéticas atraviesa una lámina delgada (v.g., de oro, con Z = 79). Laexpresión anterior nos permite conocer (vide §12.13) la proporción de partículas del haz que serándesviadas con un ángulo de dispersión comprendido entre Θ y Θ + dΘ; todas aquellas cuyosparámetros de impacto estén comprendidos entre s y s + ds, como se ilustra en la Figura 12.21. Ala inversa, si conocemos la distribución experimental de los ángulos de dispersión, podemos conocerla de los parámetros de impacto correspondientes y a través de ellos hacer una estimación del"tamaño del centro de dispersión". Este fue, en grandes líneas, el razonamiento de Rutherford paraexplicar la dispersión "de gran ángulo" de partículas alfa por los átomos y que le llevó a formularla teoría nuclear del átomo, en contraposición al modelo atómico de Thomson que imaginaba elátomo formado por electrones negativos en el seno de una masa de carga positiva extendida a todoel volumen del átomo.


§12.13. Sección eficaz de dispersión.- En los experimentos típicos dedispersión, un haz homogéneo de partículas monoenergéticas incide sobre un centrode dispersión. Para caracterizar el haz especificaremos la energía E de las partículasy la intensidad I del haz, definida como el número de partículas que por unidad detiempo atraviesan la unidad de superficie de una sección recta del haz. Puesto quelas diferentes partículas del haz presentan diferentes parámetros de impacto, serándispersadas bajo distintos ángulos Θ. En el caso de partículas atómicas o subatómi-cas, el parámetro de impacto s no es directamente medible, por lo que deberemoseliminarlo de la expresión [12.88]; en su lugar, haremos aparecer en ella la distribuciónexperimental de los ángulos de dispersión, i.e., la fracción de partículas dispersadasen función del ángulo de dispersión Θ.

Sea dN el número de partículas disper-

Figura 12.21

sadas por unidad de tiempo bajo ánguloscomprendidos entre Θ y Θ+dΘ, como seilustra en la Figura 12.21. El cociente

[12.90]dσ dNI

se denomina sección eficaz de dispersión ytiene dimensiones de una superficie, comoel lector comprobará fácilmente. Cabe

imaginarla como el área efectiva que rodea al centro dispersor por la que debe pasarla partícula incidente para ser dispersada un ángulo comprendido en el intervalo (Θ,Θ+dΘ). En el S.I. de unidades se mide en m2; en la Física Atómica y Nuclear seutiliza corrientemente un submúltiplo de esta unidad, que recibe el nombre de barn(b), que equivale a 10-28 m2. La sección eficaz de dispersión queda completamentedeterminada por la "forma" del campo de dispersión y constituye la característica másimportante del proceso de dispersión.

Supondremos que la dependencia entre el ángulo de dispersión (Θ) y elparámetro de impacto (s) sea biunívoca; así será si la función Θ=Θ(s) es monótonadecreciente, tal como ocurre con la expresada en [12.89]. En estas condiciones, tansólo se dispersan en el intervalo angular (Θ, Θ+dΘ) aquellas partículas del haz cuyosparámetros de impacto están comprendidos en el intervalo (s, s+ds), como se ilustraen la Figura 12.21. El número de estas partículas es igual al producto de la intensidaddel haz por el área de la corona circular de radio s y espesor ds; i.e.,

[12.91]dN (2πs ds) I ⇒ dσ 2πs ds

Encontraremos la relación existente entre la sección eficaz de dispersión y elángulo de dispersión escribiendo la expresión anterior en la forma

[12.92]dσ 2π s(Θ) ⎛⎜⎝

⎞⎟⎠

ds(Θ)dΘ

dΘ

§12.13.- Sección eficaz de dispersión. 325

donde hemos añadido el signo negativo para tener en cuenta que ds/dΘ eshabitualmente negativa, ya que un incremento ds del parámetro de impactocorresponde a una disminución dΘ del ángulo de dispersión.

Frecuentemente, dσ se refiere al elemento de

Figura 12.22

ángulo sólido dΩ, en lugar de al elemento de ánguloplano dΘ. El ángulo sólido dΩ definido por dosconos de ángulos en el vértice Θ y Θ+dΘ vale

[12.93]dΩ 2π senΘdΘ

por lo que de [12.92] se sigue

[12.94]σ(Θ) dσdΩ

s(Θ)sen Θ

dsdΘ

donde σ(Θ) recibe el nombre de sección eficaz diferencial de dispersión.En la Física Atómica y Nuclear tiene gran importancia el concepto de sección

eficaz total de dispersión, σt, definido como

[12.95]σ t ⌡⌠

4π

σ(Ω) dΩ 2π ⌡⌠

π

0

σ(Θ) sen ΘdΘ

que representa, obviamente, el área efectiva asociada al centro dispersor paradispersar las partículas incidentes un ángulo cualquiera.

Uno de los problemas más importantes en los que podemos utilizar las expresiones anterioreses el de la dispersión de partículas cargadas en un campo coulombiano, definido por la expr.[12.82]. Entonces, tal como hemos visto en §12.12, podemos obtener la relación existente entre elparámetro de impacto (s) y el ángulo de dispersión (Θ); i.e., [12.88], que escribiremos en la forma

[12.96]s

K2 E

1

tg Θ2

κ

tg Θ2

con κ K2E

de la que se sigue por derivación

[12.97]dsdΘ

κ

2 sen2 Θ2

que sustituimos en [12.94] para obtener

[12.98]σ(Θ) κ

tg Θ2

senΘ

κ

2 sen2 Θ2

κ2

4 sen4 Θ2

o sea [12.99]σ(Θ) K 2

(4 E)2sen 4 Θ

214

⎛⎜⎜⎝

⎞⎟⎟⎠

Zz e 2

8π 0 E

2

sen 4 Θ2

que es la célebre sección eficaz de Rutherford para la dispersión, deducida originariamente por éstepara la dispersión de partículas alfa por los núcleos atómicos. Obsérvese que σ(Θ) no depende delsigno de K; i.e., las distribuciones de ángulos de dispersión tienen la misma forma para fuerzasatractivas y repulsivas. También debemos destacar que la Mecánica Cuántica, en el caso no


relativista, llega a un resultado completamente idéntico a éste, lo que cabe considerar como unaafortunada circunstancia, ya que, de no haber sido así, se hubiera retrasado notablemente eldesarrollo de la Física Nuclear.

Si intentamos calcular la sección eficaz total para la dispersión coulombiana, sustituyendo en[12.95] la expr. [12.99], encontraremos que el resultado es infinito. La razón física de ello es fácilde comprender, ya que el campo coulombiano es un ejemplo de "fuerzas de largo alcance"; i.e., susefectos se extienden hasta el infinito. Así, incluso las partículas del haz que incidan sobre el centrodispersor con un parámetro de impacto muy grande serán difundidas un pequeño ángulo, por lo quecontribuirán a la sección eficaz total.

Evidentemente, el valor infinito de la sección eficaz total σt no es exclusivo del campocoulombiano; se presentará siempre que el campo dispersor sea distinto de cero para cualquierdistancia, por grande que ésta sea. Sólo si el campo difusor se anula a partir de cierta distancia, lasección eficaz total de dispersión será finita. En el caso del campo coulombiano de un núcleoatómico, tal discontinuidad se produce como consecuencia del apantallamiento de la carga nuclearproducida por la presencia de los electrones atómicos.

Problemas

12.1.- En el instante t = 0, un cuerpo de 2 kgde masa se encuentra en el punto r = 5i m ytiene una velocidad v = 3j m/s. Sobre elcuerpo actúa una fuerza constante F = 4i N.a) Expresar la cantidad de movimiento y elmomento angular del cuerpo en función deltiempo. b) Calcular el momento de la fuerza ycompararlo con la derivada temporal delmomento angular.

12.2.- Una partícula de masa unidad se muevebajo la acción de una fuerza F = 6ti + 12t2j,donde t es el tiempo. En el instante inicial(t=0) la partícula se encuentra en reposo en elorigen de coordenadas. a) Expresar en funcióndel tiempo el momento angular de la partículay el momento de la fuerza con respecto alorigen de coordenadas. b) Comprobar que M =dL/dt.

12.3.- El movimiento de una partícula de masam está definido, en función del tiempo, por r =a cos ωti + b sen ωtj donde a, b y ω sonconstantes. a) Calcular, con respecto al origende coordenadas, el momento angular de lapartícula y el momento de la fuerza que actúasobre ella. b) Interpretar físicamente losresultados anteriores.

12.4.- Un cuerpo de pequeñas dimensiones, de

Prob. 12.4

20 g de masa, está unido a un extremo de una

cuerda ligeray flexible quepasa a travésde un orificiopracticado enun tableroh o r i z o n t a lliso, como semuestra en laf i g u r a .Sujetamos elextremos inferior de la cuerda y hacemos quese mueva el cuerpo en una trayectoria circularde 40 cm de radio, con una velocidad angularde 2 rad/s. a) Calcular la velocidad lineal delcuerpo, su momento angular y su energíacinética y la fuerza con que debemos tirarhacia abajo para que el movimiento seaposible. b) A continuación, vamos aumentandola tensión de la cuerda hasta que el radio de latrayectoria se reduce a 10 cm. Repetir loscálculos del apartado anterior. ¿Qué magnitu-des físicas han permanecido constantes?c) Calcular el trabajo que hemos realizado altirar de la cuerda y compararlo con el cambioque ha experimentado la energía cinética.

12.5.- Probar que el campo de fuerzas F =F(r)er es conservativo, demostrando por cálcu-lo directo que la integral ∫ABF dr a lo largo de

Problemas 327

una trayectoria cualquiera, entre los puntos Ay B, depende sólo de las distancias radiales dedichos puntos al centro de fuerzas.

12.6.- Una partícula se mueve con celeridadconstante a lo largo de la parábola de ecuación

, donde k es una constante.r cos2 θ2

k

a) Dibujar la trayectoria, determinar la posi-ción del foco de la parábola y calcular losvalores del pericentro y del latus rectum.b) Hallar las componentes radiales y transver-sales de la velocidad y de la aceleración de lapartícula. c) Determínense las componentesintrínsecas (tangencial y normal) de la acelera-ción y el radio de curvatura de la trayectoriaen función de θ.

12.7.- Espirales. Encontrar la ley de fuerzapara el campo de fuerzas centrales en el queuna partícula se está moviendo sobre cada unade las trayectorias espirales que se indican acontinuación, siendo k y α constantes. a) r =k/θ. b) r = k/θ2. c) r = kθ (espiral de Arquí-medes) d) r = kθ2 e) r = k exp(αθ) (espirallogarítmica).

12.8.- Una partícula se mueve en un campo defuerzas centrales definido por F∝rn. a) En-contrar las expresiones de los valores mediosde sus energías cinética y potencial en funciónde la energía total E. ¿Son aplicables estasexpresiones para cualquier valor de E? b) A-plicar los resultados anteriores para el caso deuna fuerza central inversamente proporcionalal cuadrado de la distancia al centro de fuer-zas. Analizar y discutir los resultados.

12.9.- La trayectoria de una partícula que semueve bajo la acción de un campo de fuerzascentrales (con centro en el origen de coordena-das) es la hipérbola equilátera xy = ½k2.a) Determinar la ley de la fuerza central queproduce ese movimiento. b) Expresar laceleridad de la partícula en función de suvelocidad en el pericentro (v0) y de su distan-cia radial al origen de coordenadas. c) Encon-trar la expresión de la energía potencial efecti-va y analizar el diagrama correspondiente.

12.10.- Las ecuaciones paramétricas polaresque describen el movimiento plano de unapartícula de masa m en un campo de fuerzasvienen dadas por: r = k·φ(t) y θ = φ(t),siendo k = cte y φ(t) una función del tiempotal que φ(0) =0. Además, se sabe que lavelocidad transversal de la partícula es igual ala inversa de su distancia al origen de coorde-nadas. a) Demostrar que el movimiento escentral. b) Determinar la función φ(t). c) En-contrar la ecuación polar, r =r(θ), de la

trayectoria y dibujarla. d) Hallar la ley de lafuerza, F = F(r), que actúa sobre la partícula.e) Obtener las expresiones de la energíaspotencial y potencial efectiva y analizar, enfunción de ellas, el movimiento de la partícula.

12.11.- El comandante de una nave espacial,

Prob. 12.11

que ha apagado los motores y que se encuentrae n l a sproximidadesde una extra-ña nube degas, observaque su naveestá descri-biendo unat r ayec to r i acircular quep e n e t r a através de lanube, comose ilustra enla figura. También se percata de que el mo-mento angular de la nave con respecto alcentro de la nube permanece constante duranteel movimiento. Determinar la ley de la fuerzaatractiva que está actuando sobre la nave.

12.12.- Una partícula de masa m se muevebajo la acción de una fuerza F = -Kr3er, conK>0. a) Obtener la expresión de la energíapotencial de la partícula. b) Dibujar el diagra-ma correspondiente a la energía potencialefectiva. c) ¿Para qué energía y momentoangular será la trayectoria una circunferenciade radio R y con centro en el origen?

12.13.- a) Estudiar por el método de la energíapotencial efectiva los tipos de movimientoposibles correspondientes a una fuerza centralatractiva inversamente proporcional a la cuartapotencia de la distancia radial al centro defuerzas y determinar la energía y el momentoangular correspondientes a una órbita circular.¿Es estable esa órbita? b) Ídem para unafuerza central atractiva directamente propor-cional a la distancia radial. ¿Puede Vd. pensaralgún modelo físico que corresponda a unafuerza de este tipo.

12.14.- a) Estudiar por el método de la energíapotencial efectiva los tipos de movimientoposibles correspondientes a una fuerza centralatractiva inversamente proporcional al cubo dela distancia radial al centro de fuerzas. b) De-terminar los intervalos de energías y de mo-mentos angulares para cada tipo de órbitas.c) Resolver la ec. diferencial de la órbita paracada tipo de movimiento.


12.15.- Una partícula se mueve en una órbitaelíptica, de eje mayor 2a y excentricidad , demodo que el radio vector desde el centro de laórbita barre áreas iguales en tiempos iguales.a) Demostrar que la ecuación de la elipse encoordenadas polares referidas al centro de laórbita es

r 2 a 2 (1 2)

1 2 cos2θ

b) Demostrar que la fuerza que actúa sobre lapartícula es central y expresarla en función dela masa m de la partícula y del periodo T derevolución.

12.16.- Átomo de Bohr. En el modelo deNiels BOHR (1885-1962) del átomo de hidró-geno, un electrón de masa m se mueve en unaórbita circular alrededor de un protón estacio-nario, bajo la acción de la fuerza central deCoulomb

F1

4π 0

e 2

r 2

donde e representa la carga eléctrica delelectrón y 0 es la permitividad del vacío(constante). a) Obténgase una expresión de lavelocidad del electrón en función del radio dela órbita. b) Expresar el momento angularorbital del electrón en función del radio de laórbita. c) Expresar las energías potencial,cinética y total del electrón en función de r. Laenergía total resulta negativa ¿por qué?d) Introducir el postulado de Bohr de que elmomento angular en una órbita circular ha deser un múltiplo entero de la cantidad h/2π,donde h es la constante de Planck (h =6.626×10-34 J s), para obtener las expresionesde los radios y energías totales permitidas parael electrón. e) Calcular el radio y la energíadel electrón permitidas para el estado funda-mental (el de menor energía) del átomo dehidrógeno. ¿Cuánto valdrá la energía deionización?

12 . 17 . - Sonda

Prob. 12.17

espacial. Dossatélites artificia-les, de masas M1 yM2, están unidosmedian te unasonda de longitudL, como se indicaen la figura. Lossatélites describenórbitas circulares

de radios R1 y R2=R1+L. a) Determinar elperiodo orbital (común) de los satélites.b) Determinar la tensión de la sonda. c) Eva-luar los resultados anteriores para el caso deun astronauta (70 kg) unido al Skylab(50 000 kg, 6 800 km) mediante una sonda de10 m de longitud. d) Calcular la tensión de lasonda para el caso de dos satélites idénticoscon M1 = M2 = 50 000 kg, R1 = 6 800 km y L= 1.0 km.

12.18.- Órbita geoestacionaria. Supóngaseque se desea establecer en el espacio una baseinterplanetaria que se mueva en una órbitacircular en el plano ecuatorial de la Tierra y auna altura tal que permanezca siempre sobre elmismo punto. ¿Cuál deberá ser el radio de esaórbita?

12.19.- Un satélite describe una órbita circularecuatorial, en el mismo sentido de rotación dela Tierra, a una altura de 800 km sobre susuperficie. ¿Durante cuanto tiempo permane-cerá visible (sobre el horizonte) desde un lugarcualquiera de la Tierra?

12.20.- Fricción atmosférica. Un satélite de4 000 kg describe una órbita circular de7 000 km de radio alrededor de la Tierra. a) Alcabo de algún tiempo como consecuencia de lafricción atmosférica, la órbita se reduce a otracircular de 6 600 km. Calcular los cambios queexperimentan la velocidad, la velocidadangular, el periodo de revolución y lasenergías cinética, potencial y total. b) Su-poniendo que la resistencia del aire sobre elsatélite representa una fuerza promedio de 2 N,calcular el momento de dicha fuerza y estimarel tiempo necesario para la mencionadareducción del radio orbital. c) Hacer unaestimación del número de vueltas que ejecutael satélite durante ese tiempo.

12.21.- Imaginemos que fuese posible construiruna torre muy alta (629 km, puestos aimaginar) en el Polo Norte y que desde elpunto más alto de ella disparásemos "horizon-talmente" un proyectil. a) Discutir el movi-miento subsiguiente de dicho proyectil enfunción de la velocidad v0 que le suministre-mos en el instante del disparo y estudiar lanaturaleza de las órbitas, especificando losvalores de v0 que corresponden a las transi-ciones de unos tipos a otros. ¿Influye la rota-ción terrestre en los resultados anteriores?b) Ídem si construyésemos la torre en elEcuador terrestre.

12.22.- En el Problema 12.21, calcular lavelocidad inicial mínima que hay que dar alproyectil para que no caiga sobre la superficie

Problemas 329

terrestre; esto es, para ponerlo realmente enórbita.

12.23.- Desde un gran satélite en órbita circu-lar, situado a una altura de 629 km sobre lasuperficie terrestre, se dispara un pequeñoproyectil con una velocidad v0 respecto delsatélite, en dirección tangencial al movimientode éste y en el sentido de su movimiento.Discutir el movimiento subsiguiente del pro-yectil en función del valor de v0, analizando lanaturaleza de las posibles órbitas del mismo yespecificando los valores de v0 que correspon-den a las transiciones de unos tipos de órbitasa otros.

12.24.- Se pone en órbita un satélite artificialllevándolo a una distancia sobre la superficieterrestre igual al radio de la Tierra y propor-cionándole una velocidad "horizontal" inicialigual a 1.10 veces la requerida para una órbitacircular a esa distancia. a) ¿De qué tipo deórbita se tratará? b) Calcular los parámetros(semiejes, excentricidad, perigeo, apogeo,velocidades ...) de esa órbita. c) Repetir losdos apartados anteriores para el caso de que lavelocidad inicial sea 0.90 veces la requeridapara la órbita circular.

12.25.- Demostrar que la ecuación general deuna cónica, en coordenadas polares planasreferidas a uno de sus focos y a sus ejes,puede escribirse en la forma

r r±min

1 ±1 cosθ

donde el doble signo ± se refiere a las ramaspositiva y negativa, respectivamente, en elcaso de que la cónica sea una hipérbola.

12.26.- Excentricidad de la órbita terrestre.A finales de Diciembre el disco solar se vebajo un ángulo de 32’36" y a finales de Juniosubtiende un ángulo de 31’31". Con estosdatos, calcular la excentricidad de la órbitaterrestre.

12.27.- Una partícula se mueve en una órbitaelíptica bajo la acción de una fuerza centralinversamente proporcional al cuadrado de ladistancia. Sea n el cociente entre lasvelocidades angulares máxima y mínima en laórbita (n>1); demostrar que la excentricidad dela órbita viene dada por

n 1

n 1

12.28.- Sputnik III. La distancia máxima a lasuperficie terrestre a la que se movía el satéliteSputnik III fue 1880 km y la mínima 230 km.Calcular: a) los semiejes y la excentricidad desu órbita; b) el periodo de revolución delsatélite; c) las velocidades en el apogeo y en elperigeo.

12.29.- Explorer III. El satélite Explorer IIItuvo una órbita elíptica con un perigeo de175 km sobre la superficie terrestre y unavelocidad de 29 620 km/h en su perigeo.Determinar: a) la excentricidad de su órbita,b) su semieje mayor, c) su periodo de revolu-ción y d) su velocidad y altura en el apogeo.

12.30.- Se dispara un proyectil desde un puntode la superficie terrestre con una velocidadabsoluta inicial v0 que forma un ángulo φ conla horizontal del lugar de lanzamiento. Des-preciar la resistencia del aire y expresar losresultados en función de la masa y el radio dela Tierra (M y R), de la constante de Gravita-ción G y de las condiciones iniciales φ yv0.a) Calcular excentricidad de la trayectoriadel proyectil. b) Determinar la altura máximasobre la superficie terrestre que alcanza elproyectil antes de caer de nuevo. c) APLICA-CIÓN NUMÉRICA: v0=3600 km/h y φ=45°.

12.31.- Una partícula de masa m interaccionagravitatoriamente con otra partícula de masaM, siendo M m. Inicialmente, cuando esmuy grande la distancia de separación entreambas partículas, la partícula de masa m semueve con una velocidad v0 y con un paráme-tro de impacto s respecto de la partícula M,que permanece estacionaria en todo el proceso.a) Calcular la distancia de máxima aproxi-mación entre ambas partículas. b) Determinarel ángulo que forman las direcciones inicialesy finales de la partícula incidente. c) ¿Qué tipode trayectoria sigue la partícula incidente?¿Existe algún valor de v0 al que correspondauna trayectoria cerrada?

12.32.- Masa del Sol. Conocidos los semiejesmayores de las órbitas de la Tierra y de laLuna, 149.6×106 km y 384.0×103 m, respec-tivamente y los correspondientes periodos derevolución, 1 año y 27.32 días, calcular lamasa del Sol en unidades de la masa de laTierra.

12.33.- Lunas de Marte. Los semiejes mayo-res de las dos Lunas del planeta Marte, Phobosy Deimos, miden 9.408×103 km y23.457×103 km, respectivamente. El periodo derevolución orbital de Phobos es de 4.65 horas.Con esos datos se deben calcular la masa del


planeta Marte y el periodo de revolución deDeimos.

12.34.- Transferencia de órbita. Un satélite

Prob. 12.34

artificial tripulado (S), provisto de un motorcohete, se encuentra en una órbita circular de7000 km alrededor de la Tierra y desea aco-plarse a una estación espacial (E) que seencuentra en otra órbita circular, de 10 000 kmde radio, coplanaria con la del satélite. Paraconseguir su objetivo, el astronauta enciendesu motor cohete durante un breve intervalo detiempo, a fin de incrementar su velocidad yalcanzar la estación espacial en el punto A,diametralmente opuesto al de ignición demotores. Obviamente, el astronauta tambiénpretende aproximarse a la estación espacialtangencialmente a la órbita de ésta. a) ¿Cuáldeberá ser la velocidad del satélite después delcorto periodo de funcionamiento del motorcohete? b) ¿Con qué velocidad llegará al puntoA de acoplamiento? c) ¿Qué deberá hacer paraacoplarse con la estación espacial? d) Calcularel valor del ángulo θ que forman los radio-vectores de la estación espacial y del satéliteen el instante en que éste enciende el motorcohete.

12.35.- Un planeta describe una órbita elíptica,de excentricidad 2/2 y un periodo de π años.Calcular el tiempo que invierte el planeta paramoverse desde el extremo del latus rectum alextremo del eje menor de su órbita.

12.36.- Se observa un cometa a una distanciade 108 km del Sol y acercándose hacia él conuna velocidad de 60 km/s en una dirección queforma un ángulo de 45° con el radio-vector.a) Calcular la excentricidad y la ascensiónrecta de la órbita del cometa. b) ¿Qué tipo deórbita es? c) Calcular la distancia de máximaaproximación del cometa al Sol.

12.37.- a) Calcular el tiempo durante el quepermanecerá en el interior de la órbita terrestre(supuesta circular, de radio R) un cometa quedescriba una trayectoria parabólica en el plano

de la eclíptica. b) Calcular el tiempo máximode permanencia.

12.38.- Chatarra espacial. Un satélite artifi-cial se encuentra en una órbita circular deradio 2R alrededor de la Tierra, siendo R elradio de la Tierra. Un trozo de chatarra espa-cial, cuya masa es el 5% de la del satélite, seencuentra describiendo la misma órbita pero ensentido contrario. Se produce una colisiónfrontal entre el satélite y la chatarra y, comoconsecuencia de ella, el satélite, con la chata-rra incrustada, cambia de órbita. a) ¿De quétipo será la nueva órbita? b) Calcular losparámetros de la nueva órbita (excentricidad,semiejes, perigeo, apogeo, ...) c) ¿Caerá elsatélite sobre la superficie terrestre?

12.39.- Precesión de la órbita. a) Discutir elmovimiento de una partícula en un campo defuerzas centrales atractivas de magnitud inver-samente proporcional al cuadrado de la distan-cia para el caso en que se superponga unafuerza atractiva cuya magnitud sea inversa-mente proporcional al cubo de la distancia dela partícula al centro de fuerzas; esto es,

F(r) k

r 2

λr3

siendo k y λ constantes positivas. Considerarlos casos L2>mλ, L2=mλ y L2<mλ. b) De-mostrar que las trayectorias limitadas de lapartícula son elipses con precesión y determi-nar la velocidad de precesión.

12.40.- Experimento de Rutherford. En elexperimento de Rutherford de dispersión departículas α al atravesar una delgada láminade oro (Z=79) se utilizaron partículas αprocedentes del Polonio que son emitidas conuna velocidad del orden de 2×107 m/s. Calcu-lar el valor límite del parámetro de impactopara que se produzca una dispersión Θ>6°. (Lamasa de la partícula α es 6.646×10-27 kg.)

12.41.- a) Determinar la sección eficaz dife-rencial en la dispersión de partículas por unaesfera perfectamente rígida, lisa y fija, de radioR; i.e., un potencial de fuerza central tal que

Ep(r)⎧⎨⎩

0 si r>R∞ si r<R

b) Obtener la sección eficaz total.

12.42.- Un potencial de fuerza central queencontramos frecuentemente en la Física

Problemas 331

Nuclear es el llamado pozo rectangular,definido por

Ep(r)⎧⎨⎩

0 si r>RU0 si r≤R

a) Demostrar que la sección eficaz diferencialde dispersión está dada por

σ (Θ) n 2 R 2

4cos Θ2

⎛⎜⎝

⎞⎟⎠

ncos Θ2

1 ⎛⎜⎝

⎞⎟⎠

n cos Θ2

⎛⎜⎝

⎞⎟⎠

n 2 2n cos Θ2

12

con n 12U0

mv 20

b) Obtener la sección eficaz total de disper-sión.

12.43.- a) Analizar la dispersión producida poruna fuerza central repulsiva inversamenteproporcional al cubo de la distancia (i.e., F =k/r3, con k>0). b) Demostrar que la seccióneficaz diferencial de dispersión es

σ (Θ) π 2k2E

(π Θ)

Θ2 (2π Θ)2 senΘ

donde E es la energía de la partícula.


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12.- Momento angular. Fuerzas . · PDF file12.- Momento angular. Fuerzas centrales. §12.1. Momento de una fuerza (297); §12.2. Momento angular (298); §12.3. Impulsión angular (300);