fisica(Caida Libre)
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jueves, 24 de junio de 2010
miércoles, 23 de junio de 2010
Aceleracion
La aceleración es una magnitud vectorial que nos indica el ritmo o tasa de cambio de la velocidad de un móvil por unidad de tiempo. En otras palabras, cuánta rapidez adquiere un objeto durante el transcurso de su movimiento, según una cantidad definida de tiempo. Se representa normalmente por
o 
La aceleración es una magnitud vectorial que nos indica el ritmo o tasa de cambio de la velocidad de un móvil por unidad de tiempo. En otras palabras, cuánta rapidez adquiere un objeto durante el transcurso de su movimiento, según una cantidad definida de tiempo. Se representa normalmente por
o 
movimiento uniformemente acelerado
el movimiento uniformemente acelerado (MUA) es aquel movimiento donde la acele que se ejerce sobre un cuerpo es constante (en magnitiud y dirección) en todo el recorrido, es decir, la aceleración es constante.
Rapidez
el movimiento uniformemente acelerado (MUA) es aquel movimiento donde la acele que se ejerce sobre un cuerpo es constante (en magnitiud y dirección) en todo el recorrido, es decir, la aceleración es constante.
Rapidez
Un objeto en movimiento recorre una cierta distancia en un tiempo determinado. Un auto, por ejemplo, recorre un cierto número de kilómetros en una hora. La rapidez es una medida de que tán aprisa se mueve un objeto . Es la razón de cambio a la que se recorre la distancia. Recuerda que la expresión razón de cambio indica que estamos dividiendo alguna cantidad entre el tiempo. La rapidez se mide siempre en términos de una unidad de distancia divida entre una unidad de tiempo. La rapidez se define como la distancia recorrida por unidad de tiempo. Aqui la palabra "por" significa "dividido entre".
sabemos que si soltamos un
martillo y una pluma o una hoja de papel desde una
misma altura, el martillo alcanzará primero el piso.
Si arrugamos el papel dándole forma de bola se
observa que ambos objetos llegarán al piso casi al
mismo tiempo.
Fue el célebre italiano Galileo Galilei quien rebatió la
concepción de Aristóteles al afirmar que, en ausencia
de resistencia de aire, todos los objetos caen con una
misma aceleración uniforme. Pero Galileo no disponía
de medios para crear un vacío succionando el aire.
Las primeras máquinas neumáticas capaces de hacer
vacío se inventaron después, hacia el año 1650.
Tampoco disponía de relojes suficientemente exactos
o de cámaras fotográficas de alta velocidad. Sin embargo, ingeniosamente probó su hipótesis usando planos inclinados, con lo que conseguía un movimiento
más lento, el que podía medir con los rudimentarios
relojes de su época. Al incrementar de manera gradual
la pendiente del plano dedujo conclusiones acerca de
objetos que caían libre mente.
martes, 22 de junio de 2010
El efecto Doppler
El efecto Doppler
Llamado así por el austríaco Christian Doppler, es el cambio en la frecuencia de una onda producido por el movimiento de la fuente respecto a su observador. Doppler propuso este efecto en 1842 en su tratado Über das farbige Licht der Doppelsterne und einige andere Gestirne des Himmels (Sobre el color de la luz en estrellas binarias y otros astros).
El científico holandés Christoph Hendrik Diederik Buys Ballot investigó esta hipótesis en 1845 para el caso de ondas sonoras y confirmó que el tono de un sonido emitido por una fuente que se aproxima al observador es más agudo que si la fuente se aleja. Hippolyte Fizeau descubrió independientemente el mismo fenómeno en el caso de ondas electromagnéticas en 1848. En Francia este efecto se conoce como "Efecto Doppler-Fizeau" y en Holanda como el efecto "doppler-Gestirne".
Algunas aplicaciones son:
En los cúmulos móviles, como los miembros de un cúmulo nacen juntos, parece lógico que continúen moviéndose juntos por el espacio. Esto proporciona un método muy potente para hallar sus distancias. Si las estrellas se alejan de nosotros, parecen converger hacia un punto distante como resultado de la perspectiva. Midiendo el movimiento de las estrellas a lo largo de la línea de visión (sus velocidades radiales) —utilizando el efecto Doppler— y a través de la línea de visión (sus movimientos propios), según se mueven hacia el punto de convergencia, se pueden calcular sus distancias a nosotros a partir de la geometría simple. Esta técnica se conoce como el método del cúmulo móvil, y funciona bien, en particular para las Hiadas, que es un cúmulo grande y relativamente cercano. De hecho, el hallazgo de la distancia a las Hiadas por este método constituye un paso importante en la construcción de la escala de distancias del Universo.
En la espectroscopia (estudio de los espectros) un análisis espectroscópico cuidadoso muestra que las líneas espectrales tienen una estructura fina debida a tres causas: la forma elíptica de las órbitas de los electrones, el espín del electrón y el espín del protón. En la práctica, también hay que tener en cuenta los campos eléctricos y magnéticos parásitos que puedan existir, y el hecho de que el hidrógeno suele ser una mezcla de hidrógeno atómico y molecular, y de isótopos normales y pesados. Además, todas estas partículas se mueven de forma aleatoria, por lo que también aparecen efectos Doppler aleatorios. Todos estos fenómenos afectan a las líneas espectrales, por lo que el espectro observado en una muestra de hidrógeno gaseoso es más complejo de lo que predice la teoría.
Se encuentran en las estrellas binarias espectroscópicas, identificadas por primera vez en 1889, no son separables visualmente por medio del telescopio, pero se pueden reconocer duplicando o ensanchando las líneas del espectro cuando gira el par de estrellas. Cuando uno de los componentes se aleja de la Tierra, el otro se aproxima a ella; las líneas del espectro de la estrella que se aleja se desplazan hacia el rojo, mientras que las de la estrella que avanza se desplazan hacia el violeta.
Cualquier planeta extrasolar tendría una luminosidad miles de millones de veces menor que la estrella en torno a la cual gira, por lo que ni siquiera el telescopio espacial Hubble podría verlo. Por tanto, es necesario buscarlos por métodos indirectos intentando detectar los ligeros movimientos que una estrella realizaría al girar en torno a su centro de gravedad común con un planeta que no puede verse. Esto se puede realizar de dos formas: bien siguiendo la posición de la estrella y buscando un movimiento oscilatorio lateral, bien buscando un desplazamiento (debido al efecto Doppler) cíclico en su espectro, que indicaría un movimiento hacia atrás y hacia adelante a lo largo de la línea de visión. En un momento se pensó que una oscilación en la posición de una enana roja cercana, la estrella de Barnard, indicaba la presencia de planetas similares a Júpiter o Saturno, pero eso no llegó a confirmarse. En 1995, astrónomos del observatorio de Ginebra descubrieron mediante la técnica Doppler un planeta extrasolar con una masa comparable a la de Júpiter. Este planeta orbita en torno a 51 Pegasi, una estrella semejante al Sol, situada a 45 años luz de distancia. El planeta gira en torno a 51 Pegasi una vez cada cuatro días, a una distancia de sólo 8 millones de kilómetros —un 5% de la distancia de la Tierra al Sol—, por lo que sería extremadamente caliente. Más tarde, astrónomos estadounidenses detectaron mediante esa misma técnica sendos planetas en torno a otras dos estrellas, 47 Ursae Maioris y 70 Virginis, ambas similares al Sol. En estos dos casos los planetas son más masivos que Júpiter, pero puede haber otros planetas más pequeños alrededor de esas y otras estrellas que no han podido ser detectados.
Una de sus aplicaciones más importantes es la del radar (sistema electrónico que permite detectar objetos fuera del alcance de la vista y determinar la distancia a que se encuentran proyectando sobre ellos ondas de radio) El radar de onda continua emite una señal continua, en vez de impulsos. El radar Doppler, que se utiliza a menudo para medir la velocidad de objetos como un coche o una pelota, transmite con una frecuencia constante. Las señales reflejadas por objetos en movimiento respecto a la antena presentarán distintas frecuencias a causa del efecto Doppler. La diferencia de frecuencias guarda la misma relación con la emitida que la existente entre las velocidades del objetivo y la de la luz.
La radioastronomía es otro ejemplo: cuando la Galaxia emite ondas de radio como resultado de la radiación de sincrotrón de electrones de rayos cósmicos que se mueven dentro de su débil campo magnético. La emisión en línea de 21 cm del hidrógeno neutro también se observa en toda la Galaxia. Los pequeños cambios en la longitud de onda de 21 cm son producidos por el movimiento de nubes de hidrógeno desde o hacia un observador. Estos cambios (desplazamiento hacia el rojo) son un ejemplo del fenómeno conocido como efecto Doppler. Las nubes más distantes del centro de la Galaxia giran alrededor del centro a máxima velocidad y las observaciones del efecto Doppler se utilizan para medir la velocidad y determinar la posición de las nubes de hidrógeno. De esta forma, ha sido posible trazar las formas de los brazos espirales de la Vía Láctea, que todavía no se han observado en longitudes de onda ópticas.
Llamado así por el austríaco Christian Doppler, es el cambio en la frecuencia de una onda producido por el movimiento de la fuente respecto a su observador. Doppler propuso este efecto en 1842 en su tratado Über das farbige Licht der Doppelsterne und einige andere Gestirne des Himmels (Sobre el color de la luz en estrellas binarias y otros astros).
El científico holandés Christoph Hendrik Diederik Buys Ballot investigó esta hipótesis en 1845 para el caso de ondas sonoras y confirmó que el tono de un sonido emitido por una fuente que se aproxima al observador es más agudo que si la fuente se aleja. Hippolyte Fizeau descubrió independientemente el mismo fenómeno en el caso de ondas electromagnéticas en 1848. En Francia este efecto se conoce como "Efecto Doppler-Fizeau" y en Holanda como el efecto "doppler-Gestirne".
Algunas aplicaciones son:
En los cúmulos móviles, como los miembros de un cúmulo nacen juntos, parece lógico que continúen moviéndose juntos por el espacio. Esto proporciona un método muy potente para hallar sus distancias. Si las estrellas se alejan de nosotros, parecen converger hacia un punto distante como resultado de la perspectiva. Midiendo el movimiento de las estrellas a lo largo de la línea de visión (sus velocidades radiales) —utilizando el efecto Doppler— y a través de la línea de visión (sus movimientos propios), según se mueven hacia el punto de convergencia, se pueden calcular sus distancias a nosotros a partir de la geometría simple. Esta técnica se conoce como el método del cúmulo móvil, y funciona bien, en particular para las Hiadas, que es un cúmulo grande y relativamente cercano. De hecho, el hallazgo de la distancia a las Hiadas por este método constituye un paso importante en la construcción de la escala de distancias del Universo.
En la espectroscopia (estudio de los espectros) un análisis espectroscópico cuidadoso muestra que las líneas espectrales tienen una estructura fina debida a tres causas: la forma elíptica de las órbitas de los electrones, el espín del electrón y el espín del protón. En la práctica, también hay que tener en cuenta los campos eléctricos y magnéticos parásitos que puedan existir, y el hecho de que el hidrógeno suele ser una mezcla de hidrógeno atómico y molecular, y de isótopos normales y pesados. Además, todas estas partículas se mueven de forma aleatoria, por lo que también aparecen efectos Doppler aleatorios. Todos estos fenómenos afectan a las líneas espectrales, por lo que el espectro observado en una muestra de hidrógeno gaseoso es más complejo de lo que predice la teoría.
Se encuentran en las estrellas binarias espectroscópicas, identificadas por primera vez en 1889, no son separables visualmente por medio del telescopio, pero se pueden reconocer duplicando o ensanchando las líneas del espectro cuando gira el par de estrellas. Cuando uno de los componentes se aleja de la Tierra, el otro se aproxima a ella; las líneas del espectro de la estrella que se aleja se desplazan hacia el rojo, mientras que las de la estrella que avanza se desplazan hacia el violeta.
Cualquier planeta extrasolar tendría una luminosidad miles de millones de veces menor que la estrella en torno a la cual gira, por lo que ni siquiera el telescopio espacial Hubble podría verlo. Por tanto, es necesario buscarlos por métodos indirectos intentando detectar los ligeros movimientos que una estrella realizaría al girar en torno a su centro de gravedad común con un planeta que no puede verse. Esto se puede realizar de dos formas: bien siguiendo la posición de la estrella y buscando un movimiento oscilatorio lateral, bien buscando un desplazamiento (debido al efecto Doppler) cíclico en su espectro, que indicaría un movimiento hacia atrás y hacia adelante a lo largo de la línea de visión. En un momento se pensó que una oscilación en la posición de una enana roja cercana, la estrella de Barnard, indicaba la presencia de planetas similares a Júpiter o Saturno, pero eso no llegó a confirmarse. En 1995, astrónomos del observatorio de Ginebra descubrieron mediante la técnica Doppler un planeta extrasolar con una masa comparable a la de Júpiter. Este planeta orbita en torno a 51 Pegasi, una estrella semejante al Sol, situada a 45 años luz de distancia. El planeta gira en torno a 51 Pegasi una vez cada cuatro días, a una distancia de sólo 8 millones de kilómetros —un 5% de la distancia de la Tierra al Sol—, por lo que sería extremadamente caliente. Más tarde, astrónomos estadounidenses detectaron mediante esa misma técnica sendos planetas en torno a otras dos estrellas, 47 Ursae Maioris y 70 Virginis, ambas similares al Sol. En estos dos casos los planetas son más masivos que Júpiter, pero puede haber otros planetas más pequeños alrededor de esas y otras estrellas que no han podido ser detectados.
Una de sus aplicaciones más importantes es la del radar (sistema electrónico que permite detectar objetos fuera del alcance de la vista y determinar la distancia a que se encuentran proyectando sobre ellos ondas de radio) El radar de onda continua emite una señal continua, en vez de impulsos. El radar Doppler, que se utiliza a menudo para medir la velocidad de objetos como un coche o una pelota, transmite con una frecuencia constante. Las señales reflejadas por objetos en movimiento respecto a la antena presentarán distintas frecuencias a causa del efecto Doppler. La diferencia de frecuencias guarda la misma relación con la emitida que la existente entre las velocidades del objetivo y la de la luz.
La radioastronomía es otro ejemplo: cuando la Galaxia emite ondas de radio como resultado de la radiación de sincrotrón de electrones de rayos cósmicos que se mueven dentro de su débil campo magnético. La emisión en línea de 21 cm del hidrógeno neutro también se observa en toda la Galaxia. Los pequeños cambios en la longitud de onda de 21 cm son producidos por el movimiento de nubes de hidrógeno desde o hacia un observador. Estos cambios (desplazamiento hacia el rojo) son un ejemplo del fenómeno conocido como efecto Doppler. Las nubes más distantes del centro de la Galaxia giran alrededor del centro a máxima velocidad y las observaciones del efecto Doppler se utilizan para medir la velocidad y determinar la posición de las nubes de hidrógeno. De esta forma, ha sido posible trazar las formas de los brazos espirales de la Vía Láctea, que todavía no se han observado en longitudes de onda ópticas.
Fisica en el Sonido
El sonido se define como cuando se produce una perturbacion periodica en el aire y se originan ondas sonoras longitudinales
El sonido que puede ser percibido por el humano consiste en ondas sonoras que consisten en oscilaciones de la presión del aire que son convertidas en ondas mecánicas en el oído humano y percibidas por el cerebro, el sonido para ser mas breves en si son solo vibraciones.
El sonido audible es el que corresponde a las ondas sonoras en un intervalo de frecuencias de 20 a 20000 Hz.
Las ondas sonoras que tienen frecuencias por debajo del intervalo audible, se denominan infrasonicas.
Las ondas sonoras que tienen frecuencias por encima del intervalo audible se llaman ultrasonicas.
La física del sonido es estudiada por la acustica, que trata tanto de la propagación de las ondas sonoras en los diferentes tipos de medios continuos como la interacción de estas ondas sonoras con los cuerpos físicos.
Producion de una onda Sonora
Para que se produzca una onda de sonido, principalmente deben existir dos factores muy importantes .
Es necesaria una fuente de vibracion mecanica y tambien un medio un medio elastico a traves del cual se propague la perturbacion. La fuente puede ser un diapason, una cuerda que vibra, una columna de aire vibrando o un tubo de organo. Los sonidos se producen por materia que vibra.
Las regiones densas en las que un gran numero de moleculas se agrupan acercandose mucho entre si, se llaman compresiones.
Las regiones que tienen relativamente pocas moleculas se conocen como rarefacciones.
Onda sonora
Las ondas sonoras en un medio como el aire, el agua o acero se denominan ondas de compresión. Cuando estas ondas inciden sobre el oído humano se produce una sensación descrita como sonido.
El hercio (Hz) es la unidad que expresa la cantidad de vibraciones que emite una fuente sonora cada segundo (frecuencia). Por ejemplo, el oído humano puede percibir ondas sonoras de frecuencias entre los 20 y los 20.000 Hz. Las ondas que poseen una frecuencia inferior a los 20 Hz se denominan infrasónicas y las superiores a 20000 Hz, ultrasónicas.
La sensación de sonoridad se define utilizando una escala arbitraria cuyo cero (el llamado "umbral de audición") corresponde a I0 = 1 x 10 -12 W/m².
Ondas acústicas
Una onda acústica se caracteriza por su velocidad, su longitud de onda y su amplitud.
La velocidad del sonido depende del medio por el que viaje el sonido y de su temperatura, aunque no de la presión. Dado que las ondas acústicas son ondas mecánicas no se pueden propagar en el vacío, donde no hay materia. La velocidad del sonido en el aire es de unos 340 m/s, mientras que en el agua es de 1500 m/s.
La longitud de onda, λ, de un sonido es la distancia entre picos de señal sucesivos y está relacionada con la velocidad del sonido y su frecuencia f mediante la relación
Magnitudes físicas del sonido
Como todo movimiento ondulatorio, el sonido puede representarse como una suma de curvas sinusoides con un factor de amplitud, que se pueden caracterizar por las mismas magnitudes y unidades de medida que a cualquier onda de frecuencia bien definida: Longitud de onda (λ), frecuencia (f) o inversa del período (T), amplitud (que indica la cantidad de energía que contiene una señal sonora) y no hay que confundir amplitud con volumen o potencia acústica. Y finalmente cuando se considera la superposición de diferentes ondas es importante la fase que representa el retardo relativo en la posición de una onda con respecto a otra.
Sin embargo, un sonido complejo cualquiera no está caracterizado por los parámetros anteriores, ya que en general un sonido cualquiera es una combinación de ondas sonoras que difieren en los cinco parámetros anteriores. La caracterización de un sonido arbitrariamente complejo implica analizar tanto la energía transmitida como la distribución de dicha energía entre las diversas ondas componentes, para ello resulta útil investigar:
* Potencia acústica: El nivel de potencia acústica es la cantidad de energía radiada en forma de ondas por unidad de tiempo por una fuente determinada. La potencia acústica depende de la amplitud.
* Espectro de frecuencias: que permite conocer en qué frecuencias se transmite la mayor parte de la energía.
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