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Física
24 nov 2025
844
10 páginas
¿Te has preguntado alguna vez cómo funcionan los satélites que nos permiten usar el GPS o por qué... Mostrar más
¿Sabías que todos los planetas del sistema solar bailan siguiendo tres reglas matemáticas precisas? Las leyes de Kepler describen exactamente cómo se mueven los cuerpos celestes alrededor del Sol.
La primera ley nos dice que las órbitas son elípticas, no circulares perfectas, con el Sol ubicado en uno de los focos. Imagínate una elipse ligeramente aplastada donde el Sol no está exactamente en el centro.
La segunda ley es aún más fascinante cuando un planeta está más cerca del Sol (perihelio), se mueve más rápido que cuando está más lejos (afelio). Esto ocurre porque el momento angular L = mrv siempre se conserva, creando una especie de "balanza cósmica".
La tercera ley relaciona el tiempo que tarda un planeta en completar su órbita con su distancia al Sol mediante la fórmula T²/r³ = k. Esta constante es igual para todos los planetas que orbitan la misma estrella.
¡Dato curioso! La velocidad orbital se calcula como v = 2πr/T, y la aceleración centrípeta que mantiene a los planetas en órbita es an = v²/R.
La energía es la clave para entender por qué los satélites no se caen y cómo las naves espaciales pueden escapar de la Tierra. En gravitación, trabajamos con tres tipos principales de energía que debes dominar.
La energía potencial gravitatoria Ep = -GMm/r siempre es negativa, lo que indica que los objetos están "atrapados" en el campo gravitatorio. Cuanto más negativa sea, más difícil será escapar.
Para órbitas circulares, la energía cinética es Ec = GMm/2r y la energía mecánica total Em = -GMm/2r. Fíjate que la energía total también es negativa, confirmando que el objeto está ligado gravitatoriamente.
El concepto más espectacular es la velocidad de escape ve = √. Esta es la velocidad mínima necesaria para que un objeto escape completamente del campo gravitatorio. Para la Tierra, son unos impresionantes 11,2 km/s.
Consejo clave La energía de satelización Es = GMm te dice cuánta energía necesitas para poner un satélite en órbita. ¡Es siempre menor que la energía de escape!
El momento angular es una de las magnitudes más importantes en gravitación porque se conserva siempre. Se define como L = r × p = mrv y su conservación explica muchos fenómenos orbitales.
Cuando un planeta se acerca al Sol (perihelio), r disminuye, por lo que v debe aumentar para mantener L constante. Es como un patinador que gira más rápido al recoger los brazos hacia su cuerpo.
Esta conservación del momento angular tiene consecuencias fascinantes las órbitas siempre se recorren en el mismo sentido, la velocidad orbital varía constantemente en órbitas elípticas, y podemos calcular velocidades en diferentes puntos usando ra·va = rp·vp.
El momento angular también nos permite entender por qué la segunda ley de Kepler funciona matemáticamente. La velocidad areolar (área barrida por unidad de tiempo) es constante dA/dt = |L|/2m.
Recuerda En el afelio y perihelio, el ángulo entre r y v es 90°, lo que simplifica enormemente los cálculos. ¡Aprovecha esta ventaja en los problemas!
La ley de gravitación universal de Newton es sorprendentemente simple pero increíblemente poderosa F = GMm/r². Esta fuerza siempre es atractiva y actúa a lo largo de la línea que conecta los centros de los dos cuerpos.
La constante G = 6,67×10⁻¹¹ N·m²/kg² es fundamental en el universo. Es la misma en todas partes, desde tu salón de clases hasta las galaxias más lejanas.
El campo gravitatorio g = GM/r² representa la capacidad de un cuerpo masivo de atraer a otros. Es la aceleración que experimentaría cualquier masa colocada en ese punto del espacio.
Las líneas de campo gravitatorio siempre apuntan hacia el centro del cuerpo que crea el campo. Cuanto más separadas estén estas líneas, menor será la intensidad del campo en esa región.
Aplicación práctica Para calcular tu peso en otros planetas, simplemente multiplica tu masa por el campo gravitatorio de ese planeta P = m·g. ¡Tu masa nunca cambia, pero tu peso sí!
La belleza de la física radica en cómo conceptos aparentemente diferentes se conectan. Vamos a demostrar la tercera ley de Kepler usando la segunda ley de Newton y el movimiento circular uniforme.
Para una órbita circular, la fuerza gravitatoria proporciona exactamente la fuerza centrípeta necesaria GMm/r² = mv²/r. Simplificando, obtenemos v² = GM/r.
Sabiendo que la velocidad orbital es v = 2πr/T, podemos sustituir GM/r = ². Reordenando esta ecuación llegamos a la famosa relación T²/r³ = 4π²/GM.
La constante K = 4π²/GM depende únicamente de la masa del cuerpo central (el Sol para los planetas, la Tierra para los satélites). Por eso todos los planetas cumplen la misma relación T²/r³.
Dato increíble Esta demostración conecta el movimiento circular uniforme, la gravitación universal y las leyes de Kepler en una sola ecuación elegante. ¡Es pura poesía matemática!
El campo gravitatorio no es solo teoría abstracta, sino una herramienta práctica para resolver problemas reales. Su intensidad g = GM/r² determina el peso de los objetos y varía con la distancia al centro del planeta.
En la superficie de cualquier planeta, tu peso es P = mg, donde g es el campo gravitatorio superficial. Pero si te alejas del planeta, tanto el campo como tu peso disminuyen siguiendo la ley del inverso del cuadrado.
Un problema típico es calcular a qué altura el peso se reduce a una fracción del peso superficial. Si quieres que tu peso sea P/3, necesitas resolver P/3 = GMm/(r')², donde r' = R + h.
La matemática nos dice que r' = √3 · R, por lo que la altura necesaria es h = (√3 - 1)R ≈ 0,73R. Para la Tierra, esto significa unos 4.650 km sobre la superficie.
Consejo práctico Las líneas de campo gravitatorio te ayudan a visualizar cómo varía la intensidad. Donde las líneas están más juntas, el campo es más intenso.
El trabajo gravitatorio es fundamental para entender cómo cambia la energía de los objetos en el espacio. Cuando mueves una masa desde el punto A hasta el B, el trabajo realizado es WA→B = -GMm.
Esta expresión nos lleva directamente a la energía potencial gravitatoria Ep = -GMm/r. El signo negativo indica que la energía potencial es siempre menor que cero para objetos ligados gravitatoriamente.
El trabajo gravitatorio es conservativo, lo que significa que solo depende de las posiciones inicial y final, no del camino seguido. Esta propiedad es crucial para la conservación de la energía mecánica.
La relación fundamental es WA→B = -ΔEp = Ep(A) - Ep(B). Cuando un objeto se aleja del centro gravitatorio, su energía potencial aumenta (se vuelve menos negativa) y viceversa.
Concepto clave El trabajo realizado por el campo gravitatorio es positivo cuando el objeto se acerca al centro y negativo cuando se aleja. ¡Es como una cuenta bancaria cósmica!
La velocidad orbital es la clave para mantener un satélite en órbita circular estable. Aplicando la segunda ley de Newton Fg = man, obtenemos GMm/r² = mv²/r, lo que nos da v = √.
El teorema de las fuerzas vivas conecta el trabajo con el cambio de energía cinética WA→B = ΔEc. Para fuerzas conservativas como la gravedad, la energía mecánica total Em = Ec + Ep se conserva.
En órbitas circulares, existe una relación hermosa entre las energías Ec = GMm/2r y Ep = -GMm/r. Fíjate que la energía cinética es exactamente la mitad del valor absoluto de la potencial.
La velocidad orbital también se puede expresar como v = ωR = 2πr/T, conectando el movimiento circular uniforme con la gravitación. Esta relación es esencial para calcular períodos orbitales.
Regla mnemotécnica En órbitas circulares, la energía cinética es siempre la mitad de la energía potencial en valor absoluto Ec = |Ep|/2.
La energía mecánica total en órbitas circulares es Em = -GMm/2r, siempre negativa para objetos ligados gravitatoriamente. Esta negatividad indica que el objeto no puede escapar por sí solo del campo gravitatorio.
La velocidad de escape ve = √ es fascinante porque representa el umbral entre estar atrapado y ser libre. Si lanzas un objeto a esta velocidad desde la superficie, llegará al infinito con velocidad cero.
Para calcular la velocidad de escape, igualamos la energía mecánica a cero Em1 = Em2 = 0. En la superficie tenemos Ep1 + Ec1 = 0, lo que nos da -GMm/Rp + ½mv² = 0.
La energía cinética de escape Ece = GMm/Rp es exactamente la energía que necesitas proporcionar a un objeto para que escape. Curiosamente, es igual al valor absoluto de su energía potencial superficial.
Dato impresionante La velocidad de escape de la Tierra es 11,2 km/s, pero desde la Luna es solo 2,4 km/s. ¡Por eso fue más fácil despegar de la Luna que de la Tierra!
El potencial gravitatorio V = -GM/r representa la energía potencial gravitatoria por unidad de masa. Es una propiedad del campo, independiente de la masa del objeto que coloques en él.
La energía de satelización Es = GMm es la energía cinética que debes proporcionar a un objeto en la superficie para ponerlo en una órbita circular de radio r.
Para calcular la energía de satelización, aplicamos conservación de energía entre la superficie y la órbita Em1 = Em2. La diferencia entre las energías mecánicas inicial y final es exactamente la energía de satelización.
La velocidad de satelización vs = √ es siempre menor que la velocidad de escape, lo cual tiene sentido es más fácil poner algo en órbita que hacerlo escapar completamente.
Aplicación real Los cohetes necesitan alcanzar diferentes velocidades según su misión vs para satelizar, ve para escapar, o velocidades intermedias para órbitas de transferencia.
Nuestro compañero de IA está específicamente adaptado a las necesidades de los estudiantes. Basándonos en los millones de contenidos que tenemos en la plataforma, podemos dar a los estudiantes respuestas realmente significativas y relevantes. Pero no se trata solo de respuestas, el compañero también guía a los estudiantes a través de sus retos de aprendizaje diarios, con planes de aprendizaje personalizados, cuestionarios o contenidos en el chat y una personalización del 100% basada en las habilidades y el desarrollo de los estudiantes.
Puedes descargar la app en Google Play Store y Apple App Store.
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Este documento resume la teoría del tema de campo gravitatorio que se da en segundo de bachiller.
FísicaFormulario Tema 1.
FísicaLeyes Kepler Leyes gravitación universal Energia potencial gravitatoria Aplicaciones
FísicaApuntes del tema de interacción gravitatoria
FísicaSon unos pequeños apuntes sobre interacción y campo gravitatorio
FísicaApp Store
Google Play
La app es muy fácil de usar y está muy bien diseñada. Hasta ahora he encontrado todo lo que estaba buscando y he podido aprender mucho de las presentaciones. Definitivamente utilizaré la aplicación para un examen de clase. Y, por supuesto, también me sirve mucho de inspiración.
Pablo
usuario de iOS
Esta app es realmente genial. Hay tantos apuntes de clase y ayuda [...]. Tengo problemas con matemáticas, por ejemplo, y la aplicación tiene muchas opciones de ayuda. Gracias a Knowunity, he mejorado en mates. Se la recomiendo a todo el mundo.
Elena
usuaria de Android
Vaya, estoy realmente sorprendida. Acabo de probar la app porque la he visto anunciada muchas veces y me he quedado absolutamente alucinada. Esta app es LA AYUDA que quieres para el insti y, sobre todo, ofrece muchísimas cosas, como ejercicios y hojas informativas, que a mí personalmente me han sido MUY útiles.
Ana
usuaria de iOS
Está app es muy buena, tiene apuntes que son de mucha ayuda y su IA es fantástica, te explica a la perfección y muy fácil de entender lo que necesites, te ayuda con los deberes, te hace esquemas... en definitiva es una muy buena opción!
Sophia
usuario de Android
Me encanta!!! Me resuelve todo con detalle y me da la explicación correcta. Tiene un montón de funciones, ami me ha ido genial!! Os la recomiendo!!!
Marta
usuaria de Android
La uso casi diariamente, sirve para todas las asignaturas. Yo, por ejemplo la utilizo más en inglés porque se me da bastante mal, ¡Todas las respuestas están correctas! Consta con personas reales que suben sus apuntes y IA para que puedas hacer los deberes muchísimo más fácil, la recomiendo.
Izan
usuario de iOS
¡La app es buenísima! Sólo tengo que introducir el tema en la barra de búsqueda y recibo la respuesta muy rápido. No tengo que ver 10 vídeos de YouTube para entender algo, así que me ahorro tiempo. ¡Muy recomendable!
Sara
usuaria de Android
En el instituto era muy malo en matemáticas, pero gracias a la app, ahora saco mejores notas. Os agradezco mucho que hayáis creado la aplicación.
Roberto
usuario de Android
Esto no es como Chatgpt, es MUCHISMO MEJOR, te hace unos resúmenes espectaculares y gracias a esta app pase de sacar 5-6 a sacar 8-9.
Julyana
usuaria de Android
Es la mejor aplicación del mundo, la uso para revisar los deberes a mi hijo.
Javier
usuario de Android
Sinceramente me ha salvado los estudios. Recomiendo la aplicación 100%.
Erick
usuario de Android
Me me encanta esta app, todo lo que tiene es de calidad ya que antes de ser publicado es revisado por un equipo de profesionales. Me ha ido genial esta aplicación ya que gracias a ella puedo estudiar mucho mejor, sin tener que agobiarme porque mi profesor no ha hecho teoría o porque no entiendo su teoría. Le doy un 10 de 10!
Mar
usuaria de iOS
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¿Te has preguntado alguna vez cómo funcionan los satélites que nos permiten usar el GPS o por qué los planetas se mantienen en órbita? La gravitación es la fuerza invisible que gobierna todo el universo, desde una manzana que cae... Mostrar más
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¿Sabías que todos los planetas del sistema solar bailan siguiendo tres reglas matemáticas precisas? Las leyes de Kepler describen exactamente cómo se mueven los cuerpos celestes alrededor del Sol.
La primera ley nos dice que las órbitas son elípticas, no circulares perfectas, con el Sol ubicado en uno de los focos. Imagínate una elipse ligeramente aplastada donde el Sol no está exactamente en el centro.
La segunda ley es aún más fascinante: cuando un planeta está más cerca del Sol (perihelio), se mueve más rápido que cuando está más lejos (afelio). Esto ocurre porque el momento angular L = mrv siempre se conserva, creando una especie de "balanza cósmica".
La tercera ley relaciona el tiempo que tarda un planeta en completar su órbita con su distancia al Sol mediante la fórmula T²/r³ = k. Esta constante es igual para todos los planetas que orbitan la misma estrella.
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La energía potencial gravitatoria Ep = -GMm/r siempre es negativa, lo que indica que los objetos están "atrapados" en el campo gravitatorio. Cuanto más negativa sea, más difícil será escapar.
Para órbitas circulares, la energía cinética es Ec = GMm/2r y la energía mecánica total Em = -GMm/2r. Fíjate que la energía total también es negativa, confirmando que el objeto está ligado gravitatoriamente.
El concepto más espectacular es la velocidad de escape: ve = √. Esta es la velocidad mínima necesaria para que un objeto escape completamente del campo gravitatorio. Para la Tierra, son unos impresionantes 11,2 km/s.
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Esta conservación del momento angular tiene consecuencias fascinantes: las órbitas siempre se recorren en el mismo sentido, la velocidad orbital varía constantemente en órbitas elípticas, y podemos calcular velocidades en diferentes puntos usando ra·va = rp·vp.
El momento angular también nos permite entender por qué la segunda ley de Kepler funciona matemáticamente. La velocidad areolar (área barrida por unidad de tiempo) es constante: dA/dt = |L|/2m.
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La ley de gravitación universal de Newton es sorprendentemente simple pero increíblemente poderosa: F = GMm/r². Esta fuerza siempre es atractiva y actúa a lo largo de la línea que conecta los centros de los dos cuerpos.
La constante G = 6,67×10⁻¹¹ N·m²/kg² es fundamental en el universo. Es la misma en todas partes, desde tu salón de clases hasta las galaxias más lejanas.
El campo gravitatorio g = GM/r² representa la capacidad de un cuerpo masivo de atraer a otros. Es la aceleración que experimentaría cualquier masa colocada en ese punto del espacio.
Las líneas de campo gravitatorio siempre apuntan hacia el centro del cuerpo que crea el campo. Cuanto más separadas estén estas líneas, menor será la intensidad del campo en esa región.
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Para una órbita circular, la fuerza gravitatoria proporciona exactamente la fuerza centrípeta necesaria: GMm/r² = mv²/r. Simplificando, obtenemos v² = GM/r.
Sabiendo que la velocidad orbital es v = 2πr/T, podemos sustituir: GM/r = ². Reordenando esta ecuación llegamos a la famosa relación T²/r³ = 4π²/GM.
La constante K = 4π²/GM depende únicamente de la masa del cuerpo central (el Sol para los planetas, la Tierra para los satélites). Por eso todos los planetas cumplen la misma relación T²/r³.
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En la superficie de cualquier planeta, tu peso es P = mg, donde g es el campo gravitatorio superficial. Pero si te alejas del planeta, tanto el campo como tu peso disminuyen siguiendo la ley del inverso del cuadrado.
Un problema típico es calcular a qué altura el peso se reduce a una fracción del peso superficial. Si quieres que tu peso sea P/3, necesitas resolver: P/3 = GMm/(r')², donde r' = R + h.
La matemática nos dice que r' = √3 · R, por lo que la altura necesaria es h = (√3 - 1)R ≈ 0,73R. Para la Tierra, esto significa unos 4.650 km sobre la superficie.
Consejo práctico: Las líneas de campo gravitatorio te ayudan a visualizar cómo varía la intensidad. Donde las líneas están más juntas, el campo es más intenso.
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El trabajo gravitatorio es fundamental para entender cómo cambia la energía de los objetos en el espacio. Cuando mueves una masa desde el punto A hasta el B, el trabajo realizado es WA→B = -GMm.
Esta expresión nos lleva directamente a la energía potencial gravitatoria: Ep = -GMm/r. El signo negativo indica que la energía potencial es siempre menor que cero para objetos ligados gravitatoriamente.
El trabajo gravitatorio es conservativo, lo que significa que solo depende de las posiciones inicial y final, no del camino seguido. Esta propiedad es crucial para la conservación de la energía mecánica.
La relación fundamental es WA→B = -ΔEp = Ep(A) - Ep(B). Cuando un objeto se aleja del centro gravitatorio, su energía potencial aumenta (se vuelve menos negativa) y viceversa.
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El teorema de las fuerzas vivas conecta el trabajo con el cambio de energía cinética: WA→B = ΔEc. Para fuerzas conservativas como la gravedad, la energía mecánica total Em = Ec + Ep se conserva.
En órbitas circulares, existe una relación hermosa entre las energías: Ec = GMm/2r y Ep = -GMm/r. Fíjate que la energía cinética es exactamente la mitad del valor absoluto de la potencial.
La velocidad orbital también se puede expresar como v = ωR = 2πr/T, conectando el movimiento circular uniforme con la gravitación. Esta relación es esencial para calcular períodos orbitales.
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La velocidad de escape ve = √ es fascinante porque representa el umbral entre estar atrapado y ser libre. Si lanzas un objeto a esta velocidad desde la superficie, llegará al infinito con velocidad cero.
Para calcular la velocidad de escape, igualamos la energía mecánica a cero: Em1 = Em2 = 0. En la superficie tenemos Ep1 + Ec1 = 0, lo que nos da -GMm/Rp + ½mv² = 0.
La energía cinética de escape Ece = GMm/Rp es exactamente la energía que necesitas proporcionar a un objeto para que escape. Curiosamente, es igual al valor absoluto de su energía potencial superficial.
Dato impresionante: La velocidad de escape de la Tierra es 11,2 km/s, pero desde la Luna es solo 2,4 km/s. ¡Por eso fue más fácil despegar de la Luna que de la Tierra!
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El potencial gravitatorio V = -GM/r representa la energía potencial gravitatoria por unidad de masa. Es una propiedad del campo, independiente de la masa del objeto que coloques en él.
La energía de satelización Es = GMm es la energía cinética que debes proporcionar a un objeto en la superficie para ponerlo en una órbita circular de radio r.
Para calcular la energía de satelización, aplicamos conservación de energía entre la superficie y la órbita: Em1 = Em2. La diferencia entre las energías mecánicas inicial y final es exactamente la energía de satelización.
La velocidad de satelización vs = √ es siempre menor que la velocidad de escape, lo cual tiene sentido: es más fácil poner algo en órbita que hacerlo escapar completamente.
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FísicaLeyes Kepler Leyes gravitación universal Energia potencial gravitatoria Aplicaciones
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Ana
usuaria de iOS
Está app es muy buena, tiene apuntes que son de mucha ayuda y su IA es fantástica, te explica a la perfección y muy fácil de entender lo que necesites, te ayuda con los deberes, te hace esquemas... en definitiva es una muy buena opción!
Sophia
usuario de Android
Me encanta!!! Me resuelve todo con detalle y me da la explicación correcta. Tiene un montón de funciones, ami me ha ido genial!! Os la recomiendo!!!
Marta
usuaria de Android
La uso casi diariamente, sirve para todas las asignaturas. Yo, por ejemplo la utilizo más en inglés porque se me da bastante mal, ¡Todas las respuestas están correctas! Consta con personas reales que suben sus apuntes y IA para que puedas hacer los deberes muchísimo más fácil, la recomiendo.
Izan
usuario de iOS
¡La app es buenísima! Sólo tengo que introducir el tema en la barra de búsqueda y recibo la respuesta muy rápido. No tengo que ver 10 vídeos de YouTube para entender algo, así que me ahorro tiempo. ¡Muy recomendable!
Sara
usuaria de Android
En el instituto era muy malo en matemáticas, pero gracias a la app, ahora saco mejores notas. Os agradezco mucho que hayáis creado la aplicación.
Roberto
usuario de Android
Esto no es como Chatgpt, es MUCHISMO MEJOR, te hace unos resúmenes espectaculares y gracias a esta app pase de sacar 5-6 a sacar 8-9.
Julyana
usuaria de Android
Es la mejor aplicación del mundo, la uso para revisar los deberes a mi hijo.
Javier
usuario de Android
Sinceramente me ha salvado los estudios. Recomiendo la aplicación 100%.
Erick
usuario de Android
Me me encanta esta app, todo lo que tiene es de calidad ya que antes de ser publicado es revisado por un equipo de profesionales. Me ha ido genial esta aplicación ya que gracias a ella puedo estudiar mucho mejor, sin tener que agobiarme porque mi profesor no ha hecho teoría o porque no entiendo su teoría. Le doy un 10 de 10!
Mar
usuaria de iOS
