74. LEY DE LA GRAVITACIÓN UNIVERSAL
Curso de Física para el grado 4° de Educación Secundaria Obligatoria (ESO) en España.
Clase No. 74: Ley de la Gravitación Universal.
Tema: La Tierra en el Universo.
Video producido por Julioprofe en asociación con el proyecto educativo CIBERMATEX (http://cibermatex.net).
Sitio Oficial de Julioprofe: http://www.julioprofe.net
 En el siglo XVI, Nicolás Copérnico propuso el modelo heliocéntrico, el que dice que el Sol es el centro del universo y que todos los planetas giran alrededor de él. Más adelante, a comienzos del siglo XVII, el alemán Johannes Kepler lo que hizo fue pulir la teoría enunciada por Copérnico diciendo que los planetas giran alrededor del Sol siguiendo trayectorias elípticas. Y eso lo hizo con sus tres leyes, las leyes de Kepler. Lo que Kepler no logró explicar fue que era lo que mantenía a los planetas en esas trayectorias perfectas. En el mismo siglo XVII, en el año 1687, el señor Isaac Newton, que fue un gran físico y matemático inglés, después de muchas observaciones y estudios y retomando el trabajo de Kepler, logró explicar que la fuerza responsable de que los planetas mantuvieran estas órbitas elípticas era la gravitación. Y entonces fue cuando anunció la ley de la gravitación universal que dice lo siguiente. Cualquier par de masas en el universo se atraen mutuamente con una fuerza que es directamente proporcional al producto de las masas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que separa sus centros de masa. Veamos la explicación de esta ley en términos gráficos. Newton encontró que dos masas M1 y M2 en el universo, separadas entre sí una distancia R entre sus centros de masa, experimentan una fuerza de atracción mutua que es directamente proporcional al producto de las masas M1 por M2 e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que separa sus centros de masa. Newton sabía que aquí debía existir una constante para que se formara la igualdad. Esa constante la llamó G y es la constante de gravitación universal. Con ello entonces Newton dio forma a la ley de gravitación universal pero el valor de G no fue determinado sino como 100 años después de que Newton formulara esta ley. El valor de G determinado fue de 6.67 por 10 a la menos 11 newtons por metro cuadrado sobre kilogramo cuadrado. Como vemos un valor bastante pequeño. Entonces por eso es que dos masas, por ejemplo estos dos marcadores, perfectamente están cumpliendo con la ley de atracción propuesta por Newton. Pero como estas masas son tan pequeñas y esta constante también es sumamente pequeña entonces la fuerza de atracción es bastante pequeña pero existe. Esta fuerza cobra valores importantes a niveles astronómicos cuando estas masas son gigantes como por ejemplo masas de planetas. Allí los valores gigantes de las masas compensan el hecho de que G sea un valor extremadamente pequeño y entonces hablamos de fuerzas considerables. Estas son las fuerzas que garantizan o mantienen el equilibrio perfecto de los planetas por ejemplo en nuestro sistema solar porque entre todos los planetas y el sol y los satélites que tiene cada planeta entonces existen estas fuerzas, fuerzas atractivas pero todas están perfectamente equilibradas para que haya la armonía en sus órbitas. Finalmente para que esta expresión sea consistente con este valor de la constante de gravitación universal, se necesita que las masas estén en kilogramos, m1 y m2 en kilogramos, que la distancia R esté en metros y que la fuerza esté en newtons. Recordemos que el newton es la unidad en el sistema internacional para la fuerza. Entonces vemos el gran desarrollo que hizo Isaac Newton, su gran aporte con la ley de la gravitación universal.
[{"start": 0.0, "end": 20.26, "text": " En el siglo XVI, Nicol\u00e1s Cop\u00e9rnico propuso el modelo helioc\u00e9ntrico, el que dice que el"}, {"start": 20.26, "end": 27.16, "text": " Sol es el centro del universo y que todos los planetas giran alrededor de \u00e9l."}, {"start": 27.16, "end": 34.68, "text": " M\u00e1s adelante, a comienzos del siglo XVII, el alem\u00e1n Johannes Kepler lo que hizo fue"}, {"start": 34.68, "end": 41.8, "text": " pulir la teor\u00eda enunciada por Cop\u00e9rnico diciendo que los planetas giran alrededor"}, {"start": 41.8, "end": 47.019999999999996, "text": " del Sol siguiendo trayectorias el\u00edpticas."}, {"start": 47.019999999999996, "end": 51.56, "text": " Y eso lo hizo con sus tres leyes, las leyes de Kepler."}, {"start": 51.56, "end": 59.36, "text": " Lo que Kepler no logr\u00f3 explicar fue que era lo que manten\u00eda a los planetas en esas trayectorias"}, {"start": 59.36, "end": 60.36, "text": " perfectas."}, {"start": 60.36, "end": 68.24000000000001, "text": " En el mismo siglo XVII, en el a\u00f1o 1687, el se\u00f1or Isaac Newton, que fue un gran f\u00edsico"}, {"start": 68.24000000000001, "end": 74.2, "text": " y matem\u00e1tico ingl\u00e9s, despu\u00e9s de muchas observaciones y estudios y retomando el trabajo"}, {"start": 74.2, "end": 81.2, "text": " de Kepler, logr\u00f3 explicar que la fuerza responsable de que los planetas mantuvieran estas \u00f3rbitas"}, {"start": 81.2, "end": 83.88000000000001, "text": " el\u00edpticas era la gravitaci\u00f3n."}, {"start": 83.88000000000001, "end": 91.44, "text": " Y entonces fue cuando anunci\u00f3 la ley de la gravitaci\u00f3n universal que dice lo siguiente."}, {"start": 91.44, "end": 98.2, "text": " Cualquier par de masas en el universo se atraen mutuamente con una fuerza que es directamente"}, {"start": 98.2, "end": 105.52000000000001, "text": " proporcional al producto de las masas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que"}, {"start": 105.52000000000001, "end": 108.08, "text": " separa sus centros de masa."}, {"start": 108.08, "end": 112.4, "text": " Veamos la explicaci\u00f3n de esta ley en t\u00e9rminos gr\u00e1ficos."}, {"start": 112.4, "end": 119.44, "text": " Newton encontr\u00f3 que dos masas M1 y M2 en el universo, separadas entre s\u00ed una distancia"}, {"start": 119.44, "end": 127.56, "text": " R entre sus centros de masa, experimentan una fuerza de atracci\u00f3n mutua que es directamente"}, {"start": 127.56, "end": 134.4, "text": " proporcional al producto de las masas M1 por M2 e inversamente proporcional al cuadrado"}, {"start": 134.4, "end": 137.07999999999998, "text": " de la distancia que separa sus centros de masa."}, {"start": 137.08, "end": 144.28, "text": " Newton sab\u00eda que aqu\u00ed deb\u00eda existir una constante para que se formara la igualdad."}, {"start": 144.28, "end": 150.48000000000002, "text": " Esa constante la llam\u00f3 G y es la constante de gravitaci\u00f3n universal."}, {"start": 150.48000000000002, "end": 156.0, "text": " Con ello entonces Newton dio forma a la ley de gravitaci\u00f3n universal pero el valor de"}, {"start": 156.0, "end": 163.84, "text": " G no fue determinado sino como 100 a\u00f1os despu\u00e9s de que Newton formulara esta ley."}, {"start": 163.84, "end": 173.92000000000002, "text": " El valor de G determinado fue de 6.67 por 10 a la menos 11 newtons por metro cuadrado"}, {"start": 173.92000000000002, "end": 176.56, "text": " sobre kilogramo cuadrado."}, {"start": 176.56, "end": 178.96, "text": " Como vemos un valor bastante peque\u00f1o."}, {"start": 178.96, "end": 185.24, "text": " Entonces por eso es que dos masas, por ejemplo estos dos marcadores, perfectamente est\u00e1n"}, {"start": 185.24, "end": 188.6, "text": " cumpliendo con la ley de atracci\u00f3n propuesta por Newton."}, {"start": 188.6, "end": 194.76, "text": " Pero como estas masas son tan peque\u00f1as y esta constante tambi\u00e9n es sumamente peque\u00f1a entonces"}, {"start": 194.76, "end": 198.9, "text": " la fuerza de atracci\u00f3n es bastante peque\u00f1a pero existe."}, {"start": 198.9, "end": 206.07999999999998, "text": " Esta fuerza cobra valores importantes a niveles astron\u00f3micos cuando estas masas son gigantes"}, {"start": 206.07999999999998, "end": 208.32, "text": " como por ejemplo masas de planetas."}, {"start": 208.32, "end": 215.64, "text": " All\u00ed los valores gigantes de las masas compensan el hecho de que G sea un valor extremadamente"}, {"start": 215.64, "end": 219.51999999999998, "text": " peque\u00f1o y entonces hablamos de fuerzas considerables."}, {"start": 219.51999999999998, "end": 225.51999999999998, "text": " Estas son las fuerzas que garantizan o mantienen el equilibrio perfecto de los planetas por"}, {"start": 225.51999999999998, "end": 231.83999999999997, "text": " ejemplo en nuestro sistema solar porque entre todos los planetas y el sol y los sat\u00e9lites"}, {"start": 231.83999999999997, "end": 237.56, "text": " que tiene cada planeta entonces existen estas fuerzas, fuerzas atractivas pero todas est\u00e1n"}, {"start": 237.56, "end": 243.16, "text": " perfectamente equilibradas para que haya la armon\u00eda en sus \u00f3rbitas."}, {"start": 243.16, "end": 249.4, "text": " Finalmente para que esta expresi\u00f3n sea consistente con este valor de la constante de gravitaci\u00f3n"}, {"start": 249.4, "end": 258.32, "text": " universal, se necesita que las masas est\u00e9n en kilogramos, m1 y m2 en kilogramos, que la"}, {"start": 258.32, "end": 265.24, "text": " distancia R est\u00e9 en metros y que la fuerza est\u00e9 en newtons."}, {"start": 265.24, "end": 271.2, "text": " Recordemos que el newton es la unidad en el sistema internacional para la fuerza."}, {"start": 271.2, "end": 277.24, "text": " Entonces vemos el gran desarrollo que hizo Isaac Newton, su gran aporte con la ley de"}, {"start": 277.24, "end": 303.24, "text": " la gravitaci\u00f3n universal."}]