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T.3. FUERZA GRAVITATORIA
ÍNDICE
1. Los modelos del universo ....................................................2
1.1 Teoría geocéntrica: Modelo de Ptolomeo ...........................2
1.2 Teoría heliocéntrica: modelo de Copérnico ........................3
2. Leyes de Kepler ...................................................................4
3. La gran síntesis newtoniana ................................................5
3.1. Ley de gravitación universal .............................................6
3.2. Consecuencias de la ley de gravitación universal .............7
La fuerza peso .........................................................................7
El movimiento de los cuerpos celestes ....................................8
4. El universo actual ................................................................9
El nuevo sistema solar ...........................................................10
Los planetas extrasolares o exoplanetas ...............................10
La gran explosión o big-bang ................................................10
EJERCICIOS DE TEORÍA .........................................................12
PROBLEMAS ...........................................................................12
I.E.S. CAURA (Coria del Rio)
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1. Los modelos del universo
Desde la antigua Grecia se conocían siete astros que se movían en la esfera
celeste sobre el fondo estrellado: Sol, Luna, Mercurio, Venus, Marte, Júpiter
y Saturno. Por lo tanto, no es extraño que los antiguos al tratar de explicar
los movimientos de los cuerpos celestes consideraran la Tierra como el
centro del universo.
1.1 Teoría geocéntrica: Modelo de Ptolomeo
El sistema geocéntrico fue elaborado y defendido inicialmente por los
filósofos griegos Plantón (427-347 a. C.) y Aristóteles (384-322 a.C.). La
bóveda celeste se consideraba una gran esfera de cristal y los planetas se
pensaban como adheridos a otras esferas cristalinas que formaban parte de
complejos conjuntos, unidos a su vez a la gran bóveda celeste. En este
modelo los planetas se mueven en sus propias esferas transparentes,
describiendo aparentemente movimientos circulares.
Con este modelo tan sencillo no se podía explicar:
-Porque la distancia de los planetas a la Tierra cambiaba a lo largo del año.
Los planetas se mostraban unas veces más próximos a la Tierra (y por lo
tanto más brillantes) y otras veces más alejados.
-El movimiento retrógrado que los planetas mostraban en el cielo (ver
siguiente figura).
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Por este motivo, en el siglo II d. C. el astrónomo griego Claudio Ptolomeo
elaboró un nuevo modelo geométrico que resolvía los problemas del modelo
anterior:
El modelo de Ptolomeo se caracterizaba por:
- La Tierra se encuentra en el centro del universo.
- El resto de los astros gira alrededor de la Tierra. La Luna y el Sol
describen orbitas circulares mientras que los planetas describen órbitas más
complejas.
- Lo planetas se mueven describiendo pequeñas circunferencias (epicíclos)
cuyo centro describe a su vez una circunferencia alrededor de la Tierra
llamada epiciclo (ver la siguiente figura).
Con estas modificaciones parecía resolver en principio los problemas que
tenía el modelo geocéntrico a la hora de describir el movimiento de los
astros en el cielo.
1.2 Teoría heliocéntrica: modelo de Copérnico

Modelo de Aristarco de Samos
En el siglo III a.C. Aristarco de Samos propuso un modelo en el que el Sol
está en el centro del universo y la Tierra, la Luna y los otros cinco planetas
giran en torno a él, con diferente velocidades y en orbitas de distintos
radios. El conjunto estaba dentro de una esfera de estrellas.
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 Modelo de Copérnico
Mucho tiempo después en 1543 se publicó el modelo heliocéntrico de
Copérnico. La diferencia fundamental con el modelo de Aristarco de Samos
es que Copérnico consideró que la Luna giraba en torno a la Tierra.
 La revolución de Galileo
Galileo Galilei (1564-1642) fue el primer científico que utilizó un telescopio
para realizar observaciones astronómicas. Con sus observaciones obtuvo
pruebas que apoyaron el modelo heliocéntrico:
-Júpiter tiene varios satélites que giran a su alrededor. Esto demuestra que
no todos los astros giran alrededor de la Tierra.
-Venus muestra fases como la Luna. Esto solo se puede explicar si Venus y
la Tierra giran alrededor del Sol.
2. Leyes de Kepler
El astrónomo alemán Johannes Kepler (1571-1630) llevo a cabo una serie
de estudios que le permitieron conocer las leyes matemáticas que describen
el movimiento de los planetas. Para ello, datos precisos de observaciones de
las posiciones de Marte. Se dio cuenta de que las posiciones de la órbita de
Marte cuadraban de una forma muy precisa si suponía su órbita era elíptica.
De este modo Kepler enunció sus tres leyes del movimiento planetario:
 Primera ley de Kepler
“Todos los planetas se mueven alrededor del Sol siguiendo órbitas elípticas.
El Sol está en uno de los focos de la elipse.”
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 Segunda ley de Kepler
“Los planetas se mueven con velocidad areolar constante. Es decir, la línea
recta trazada desde el Sol hasta un planeta barre áreas iguales en tiempos
iguales.”
 Tercera ley de Kepler
“El cuadrado de los períodos de la órbita de los planetas es proporcional al
cubo de la distancia promedio al Sol.”
Matemáticamente esta ley se expresa:
T2
= cte
d3
donde d es la distancia media al Sol y T es el periodo de la órbita.
3. La gran síntesis newtoniana
Las leyes de Kepler se limitan a describir el movimiento de los planetas
alrededor del Sol pero ¿qué es lo que produce este movimiento? Dicha
cuestión fue abordada y resuelta por uno de los científicos más importantes
de la historia, Isaac Newton (1642-1727).
Newton describió matemáticamente, por primera vez en la historia, una de
las interacciones fundamentales de la naturaleza, la interacción
gravitatoria y demostró que las leyes que rigen el movimiento de los
astros en el cielo son exactamente las mismas que provocan los
movimientos de caída libre de los objetos en las proximidades de la
superficie terrestre:
-El movimiento de los planetas alrededor del Sol está provocado por la
fuerza de atracción gravitatoria que hace que los planetas giren en torno a
él.
-El movimiento de caída libre de los cuerpos en las proximidades de la
superficie terrestre esta provocado por la atracción gravitatoria que ejerce
la Tierra sobre los cuerpos.
Este descubrimiento fue totalmente revolucionario para la época ya que
Newton logró romper la barrera que existía entre el cielo y la Tierra
descubriendo que todos los objetos que tienen masa se atraen con una
fuerza que tiene unas características determinadas. Por este motivo, a la ley
que describe la fuerza descubierta por Newton se la conoce como ley de
gravitación universal, ya que se aplica a todos los cuerpos con masa del
universo ya estén en la Tierra o en el cielo. . Antes de su formulación se
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creía que la interacción entre cuerpos celestes era diferente de la
interacción entre cuerpos terrestres.
3.1. Ley de gravitación universal
La ley de gravitación universal se enuncia de la siguiente manera:
“Todos los cuerpos del Universo se atraen mutuamente con una fuerza (F)
que es directamente proporcional al producto de sus masas (m y m’) e
inversamente proporcional al cuadrado de la distancia (d) que separa sus
centros.”
Matemáticamente se expresa con la siguiente fórmula:
Fg = G
mm′
d2
donde G es la constante de gravitación universal y su valor en el sistema
internacional es:
′
G = 6 67 × 10
−11
m2
N 2
kg
La fuerza de atracción gravitatoria es una magnitud vectorial. Su módulo
viene determinado por la fórmula anterior. Su punto de aplicación es el
centro de gravedad del cuerpo. Su dirección coincide con la línea que une
los dos cuerpos y su sentido es de uno hacia otro tal y como se muestra en
la figura:
 Características de la fuerza gravitatoria
1. Es universal porque afecta a todos los cuerpos con masa.
2. Es siempre de naturaleza atractiva. Dos masas nunca se pueden
repeler.
3. Su módulo es inversamente proporcional al cuadrado de la
distancia que separa las masas (d2 ). A medida que separamos las dos
masas la intensidad de la fuerza disminuye tal y como se muestra en la
figura:
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4. Su módulo es directamente proporcional al producto de las masas.
En la siguiente figura se muestra el aumento de la intensidad de la fuerza
gravitatoria al variar una de las masas que interaccionan:
5. Su intensidad es independiente del medio en el que se encuentran
las masas que se atraen. Esto quiere decir que la intensidad gravitatoria
con la que se atraen dos partículas en el aire es la misma que en el vacío, el
agua, etc.
6. De las cuatro interacciones fundamentales de la naturaleza, la
fuerza gravitatoria es la más débil. Si se compara con la fuerza
eléctrica, por ejemplo, esta es 1036 veces más intensa.
3.2. Consecuencias de la ley de gravitación universal
 La fuerza peso
“El peso es la fuerza de atracción gravitatoria que la Tierra ejerce sobre los
cuerpos que están en sus proximidades”.
Por lo tanto, el peso es la fuerza gravitatoria en un caso específico:
cuando un cuerpo se encuentra en las proximidades de la superficie de la
Tierra.
Ejemplo 1  Calcula el valor de la aceleración de la gravedad en la
superficie de la Tierra utilizando la segunda ley de Newton y la ley de
gravitación universal.
Para resolver el problema aplicamos la segunda ley de Newton a un cuerpo en caída
libre:
F = ma → P = mg
Por otra parte aplicamos la ley de gravitación universal. En este caso interaccionan
el cuerpo considerado (m) y la Tierra (M):
Fg = G
mM
d2
Donde d representa la distancia del cuerpo al centro de la Tierra. Si el cuerpo se
encuentra cerca de la superficie podemos suponer que su distancia al centro es la
suma del radio de la Tierra (R) y la altura sobre su superficie (h):
d =R+h
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El radio de la Tierra es mucho mayor que la altura sobre la superficie (R ≫
h). Por lo tanto, la altura respecto al suelo puede ser considerada
despreciable frente al radio de la Tierra:
d=R+h≈R
Sustituyendo el valor de d en la ley de gravitación universal nos queda:
Fg = G
mM
R2
Finalmente sabemos que el peso es igual a la fuerza gravitatoria en la
superficie terrestre:
P = Fg → mg = G
Despejando la masa obtenemos:
g=G
mM
R2
M
R2
vemos que la aceleración de la gravedad nos queda en función de
parámetros constantes como la masa y el radio de la Tierra. Sabiendo que
M=5’98x1024 kg y R=6’37 x103 m y sustituyendo deducimos el valor de la
aceleración de la gravedad:
′
g = 6 67 × 10
−11
m2 5′ 98 × 1024 kg
N
′
N 2( ′
=
9
8
= 9′ 8 m/s 2
)
kg (6 37 × 103 m)2
kg
Todos los cuerpos que se encuentran cerca de la superficie terrestre caen
con la misma aceleración.
Valor de la gravedad en la superficie de distintos astros:
En el ejemplo anterior hemos deducido el valor de la gravedad en la
superficie de la Tierra. Si sustituimos los valores de la masa y el radio de la
Tierra por los valores de otros astros obtenemos distintas aceleraciones de
la gravedad tal y como se muestra en la siguiente tabla:
Planeta
Marte
Júpiter
Venus
Saturno
Aceleración de la
Gravedad (m/s2)
3’72
26’39
8’85
11’67
Valor relativo respecto
a la Tierra
0’379
2’69
0’902
1’19
Ejemplo 2  Calcula el valor de la aceleración de la gravedad en la
superficie de Luna sabiendo que su radio es de 1740x103 m y su masa es de
7’2x1022 kg.
Utilizando la fórmula de la aceleración de la gravedad en la superficie de un astro:
M
m2
7′ 2 × 1022 kg
′
−11
g = G 2 = 6 67 × 10 N 2 (
) = 1′ 6 m/s 2
R
kg (1740 × 103 m)2
La aceleración de la gravedad es seis veces menor que en la Tierra.

El movimiento de los cuerpos celestes
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La ley de gravitación universal nos permite estudiar el movimiento de todos
los cuerpos celestes. A modo de ejemplo vamos a estudiar el movimiento de
la Luna alrededor de laTierra:
Ejemplo 3  Deducir la velocidad y el periodo orbital de la Luna.
Datos: Masa de la Tierra M=5’98x1024 kg; distancia de la Tierra a la
Luna r= 3’84x105 km.
Sabemos que la Luna gira alrededor de la Tierra describiendo un MCU. La fuerza
que hace posible ese movimiento es la fuerza de atracción gravitatoria que ejerce la
Luna sobre la Tierra. Esta fuerza modifica en cada instante la velocidad de la Luna
haciendo que describa una trayectoria circular.
Aplicamos la segunda ley de Newton a la Luna teniendo en cuenta que sobre la
Luna solo actúa la fuerza gravitatoria:
F = ma → Fg = ma
Sustituimos la fuerza de la gravedad:
G
mM
= ma
r2
Sabemos que en un MCU la única aceleración que actúa es la centrípeta ya
que el módulo de la velocidad es constante. Sustituyendo la expresión de la
aceleración centrípeta:
M 𝑣2
G 2=
r
r
Despejando la velocidad obtenemos:
GM
𝑣=√
= 1019 m/s
r
Hallamos el periodo de una forma muy sencilla. Sabemos que por definición
la velocidad es:
𝑣=
espacio
tiempo
Si aplicamos la definición anterior para una vuelta completa de la Luna
alrededor de la Tierra tenemos que es el espacio recorrido es el perímetro
de la circunferencia (2𝜋𝑟) y el tiempo es exactamente el periodo (T).
Sustituyendo en la fórmula anterior:
𝑣=
2𝜋𝑟
T
→T=
2𝜋𝑟
= 2′ 37 × 106 s = 27′ 4 días
𝑣
4. El universo actual
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 El nuevo sistema solar
Tras los descubrimientos de Galileo y Newton, y gracias a la aparición de
nuevos instrumentos y técnicas de observación, los hallazgos en astronomía
se sucedieron a un ritmo vertiginoso. En 1781, F. W. Herschel descubrió
Urano.
Después, en 1846, J. J. Leverrier descubrió Neptunoy, ya en el siglo XX
(1930), C. Tombaugh descubrió Plutón. En 2006 empezaron a descubrirse
más allá de la órbita de Plutón planetas enanos que tenían dimensiones
parecidas a las de Plutón. Por este motivo, la Unión Astronómica
Internacional acordó una nueva definición de planeta. Desde entonces,
Plutón dejó de ser considerado un planeta y pasó a catalogarse como
planeta enano. Desde esta perspectiva el sistema solar está formado por: el
Sol, los planetas, planetas enanos y los cuerpos menores del sistema solar
(asteroides, cometas, etc).
 Los planetas extrasolares o exoplanetas
El primer planeta extrasolar se descubrió en 1989, debido al avance en las
técnicas de observación hoy en día se conocen más 500 planetas
extrasolares. Observar planetas extrasolares es extremadamente difícil ya
que el brillo de su estrella los oculta. Por este motivo, los astrónomos solo
pueden observarlos de forma indirecta. En la mayor parte de los casos, los
detectan indirectamente midiendo los movimientos que la atracción
gravitatoria del planeta provoca sobre la estrella. Para que un planeta
provoque ‘vibraciones’ en el movimiento de su estrella tiene que ser muy
masivo. Por este motivo, casi todos los planetas extrasolares que se han
descubierto tienen características similares a Júpiter.
 La gran explosión o big-bang
Según esta teoría toda la materia del universo estaba concentrada en un
punto. Hace 13700 millones de años se produjo la gran explosión (big bang)
y el universo comenzó a expandirse. Con el paso del tiempo se formaron los
átomos. Más tarde la materia comenzó a concentrarse para formar
estrellas, planetas y galaxias.
Existen algunas evidencias observacionales que apoyan esta teoría:
-La Ley de Hubble. Eddwin P. Hubble descubrió que el universo se
encuentra en expansión. Analizando las velocidades de un número elevado
de galaxias comprobó que la mayor parte de ellas se estaban alejando.
Además la velocidad de alejamiento era mayor cuanto más lejos se
encontraban. Si las galaxias del universo se están separando en algún
momento del pasado toda la materia tenía que estar concentrada en un
punto.
-Radiación de fondo de microondas. Es una de las predicciones de la teoría
del Big Bang. Esta radiación electromagnética se emitió cuando se formaron
los átomos y fue detectada en 1965 por Arno Penzias y Robert Wilson.
-La abundancia de elementos químicos ligeros. El helio constituye el 25 %
de la materia del universo actual. Este helio se genero poco después de la
gran explosión y la teoría de la gran explosión explica esta abundancia.
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EJERCICIOS DE TEORÍA

Leyes de Kepler
1. Indica si la siguiente afirmación es verdadera o falsa: El planeta más
cercano al Sol tiene el período de revolución más corto.
2. Indica razonadamente la veracidad de las siguientes leyes:
a) La Tierra describe una órbita circular alrededor del Sol.
b) Todos los planetas se mueven con la misma velocidad alrededor del Sol.
c) El planeta Tierra se mueve con velocidad lineal constante sobre el Sol.
d) El cociente entre el periodo de un planeta y su distancia al Sol es
constante.
3. Corrige las incorrecciones de las leyes:
a) Todos los planetas se mueven alrededor del Sol siguiendo órbitas
circulares. El Sol está en el centro de la circunferencia.
b) Los planetas se mueven con diferente velocidad areolar debido a que la
línea que une en cada momento el planeta con el Sol barre áreas iguales en
tiempos diferentes.
c) Los planetas más alejados del Sol se mueven más deprisa y, por tanto,
tardan menos tiempo en dar una vuelta completa.
 Peso
4. Indica que características corresponden al peso y cuales a la masa:
a) Cantidad de materia que posee un cuerpo.
b) No depende del lugar en el que está situado el cuerpo.
c) Fuerza con la que la Tierra atrae a los cuerpos.
d) Es una magnitud escalar.
e) Se mide en kg m/s2.
5. ¿A qué altura sobre la superficie de la Tierra pesarías la mitad que en la
superficie? ¿Habrá cambiado tu masa?
 Satélites
6. En una órbita circular, ¿qué relación hay entre la fuerza centrípeta y la
fuerza de la gravedad?
7. ¿Qué le ocurriría a un satélite si desapareciera la fuerza de la gravedad
que lo mantiene en órbita? Dibujar la trayectoria.
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PROBLEMAS

Peso
1. Calcula la fuerza con que la Tierra atrae una manzana de 200 g situada
en un árbol.
a) ¿Con que fuerza atrae la manzana a la Tierra?
b) ¿Con que aceleración caerá la manzana? ¿Y la Tierra?
Datos: Masa de la Tierra=5’98x1024 kg; Radio de la Tierra=6400 km.
2. Calcula el peso de una persona de 60 kg en:
a) La superficie de la Tierra.
b) La cima del Everest.
c) Un punto situado a una altura de 3000 km sobre la Tierra.
d) La superficie de la Luna (gluna=gtierra/6)
3. Marte es el planeta elegido por los escritores de ciencia ficción como sitio
más favorable del Sistema Solar para ser habitado por el ser humano.
a) ¿Cuál será la aceleración de la gravedad en Marte?
b) ¿Cómo te sentirás: más ligero o más pesado?
c) ¿Cuál sería tu peso en Marte?
Datos: Masa de Marte: =6’4x1023 kg; diámetro=6780 km.
4. Observa la tabla de datos.
Planeta
g(m/s2)
Mercurio
2’65
Venus
8’50
Tierra
9’81
Marte
3’72
Júpiter
25’89
Saturno
11’48
Urano
9’03
a) Calcula tu peso en cada uno de los planetas.
b) Calcula la velocidad con la llega un cuerpo que se deja caer desde una
altura de 1 m a la superficie de cada planeta.
5. El peso de una persona en la Tierra es de 500 N, y en Júpiter, de 1321 N.
a) ¿Cuál será su masa?
b) ¿Cuál será la gravedad en Júpiter?
c) ¿Qué masa tendría que tener en Júpiter para que pesase lo mismo que
en la Tierra?

Satélites
6. Un satélite artificial de media tonelada gira en órbita circular alrededor de
la Tierra a 2630 km con una velocidad de 6500 m/s. Dibuja y calcula:
a) La fuerza que lo mantiene en órbita.
b) La aceleración centrípeta.
Datos: G=6’67x10-11 N(m2/kg2); Masa de la Tierra=5’98x1024 kg; Radio de
la Tierra=6370 km
Sol: a) 2462’1 N; b) 4’7 m/s2.
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7. Calcula la aceleración centrípeta de la Luna si su periodo es de 27’3 días
y la distancia que la separa de la Tierra es de 3’8x108 m.
Sol: 6353’7 m/s2
8. Calcula la velocidad con la que gira un satélite artificial que describe una
órbita circular alrededor de la Tierra y se encuentra a una distancia de
10000 km del centro terrestre.
Sol: 4936 m/s
9. Calcula la velocidad de un satélite que da una vuelta a la Tierra cada 98
minutos a una altura de 500 km sobre la superficie terrestre.
Sol: 7337 m/s
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