Wektor ekscentryczności
Mimośród wektor jest ilość wprowadzona do mechaniki nieba w przypadku Keplerian ruchu , to znaczy od względnego ruchu dwóch gwiazd w newtonowskiej interakcji , system globalny rozważane jako izolowane. W tym przypadku orbity każdej z gwiazd są w barycentrycznej ramie z odniesieniem , elipsy z ekscentryczności zera . Mimośród wektor powszechnie zauważyć , jest to wektor z normą , współliniowymi z linii apsydami i stoi mi→{\ displaystyle {\ vec {e}}} ‖mi→‖=mi{\ Displaystyle \ lVert {\ vec {e}} \ rVert = e}perycentrum (lub perycentrum).
Fizycznie ten wektor, który jest wielkością bezwymiarową, jest bezpośrednio powiązany z wektorem Runge-Lenza , który jest swoistą pierwszą całką problemu dwóch ciał w przypadku oddziaływania siły w (która pochodzi od potencjalnego Newtona ). Użycie pojęcia wektora ekscentryczności jest bardziej specyficzne dla mechaniki niebieskiej , a pojęcie wektora Runge-Lenza jest bardziej ogólne.
1/r2{\ Displaystyle 1 / r ^ {2}}
Wyrażenie wektora mimośrodu
Przypomnienie o właściwościach ruchu dwóch ciał
W ogólnym badaniu problemu z dwoma ciałami o masach m 1 i m 2 można wykazać:
- że ze względu na zachowanie pędu układu globalnego istnieje separacja między ruchem (prostoliniowym i jednostajnym) środka bezwładności układu globalnego dwóch ciał o masie całkowitej M w odniesieniu do danego układu Galileusza odniesienie, oraz fikcyjna cząstka masy (o której mówi się, że jest zredukowana ) , w barycentrycznym układzie odniesienia, poddana sile interakcji między dwoma ciałami. „Prawdziwe” trajektorie tego ostatniego są wyprowadzane z trajektorii fikcyjnej cząstki przez homotety (por. Problem z dwoma ciałami ).μ=m1m2m1+m2{\ displaystyle \ mu = {\ Frac {m_ {1} m_ {2}} {m_ {1} + m_ {2}}}}
- Że ze względu na centralną postać w życie , na które jest narażony, jest konserwacja pędu w fikcyjnej cząstki, co oznacza, że jego trajektoria jest samolot. Możliwe jest więc użycie współrzędnych cylindryczno-biegunowych do opisania ruchu fikcyjnej cząstki, dla której zapisano moment pędu .L→=r→∧(μr→˙{\ displaystyle {\ vec {l}} = {\ vec {r}} \ wedge (\ mu {\ kropka {\ vec {r}}}} ((r,θ){\ displaystyle ((r, \ theta)}L→=μr2θ˙mi→z{\ Displaystyle {\ vec {L}} = \ mu r ^ {2} {\ dot {\ theta}} {\ vec {e}} _ {z}}
Demonstracja wektora mimośrodu
W bardzo ważnym przypadku astronomii, w którym występuje siła oddziaływania , równanie ruchu fikcyjnej cząstki przyjmuje postać:
1/r2{\ Displaystyle 1 / r ^ {2}}
μr→¨=-solMμr2mi→r{\ displaystyle \ mu {\ ddot {\ vec {r}}} = - {\ frac {GM \ mu} {r ^ {2}}} {\ vec {e}} _ {r}}.
Dlatego biorąc pod uwagę , że chodzi o:
L→=vstmi→{\ displaystyle {\ vec {L}} = {\ overrightarrow {cte}}}
r→¨∧L→=reret(r→˙∧L→)=-solMr2mi→r∧L→=-solMμr2θ˙r2mi→r∧mi→z=solMμθ˙mi→θ{\ displaystyle {\ ddot {\ vec {r}}} \ wedge {\ vec {l}} = {\ frac {d} {dt}} \ lewo ({\ kropka {\ vec {r}}} \ klin {\ vec {L}} \ right) = - {\ frac {GM} {r ^ {2}}} {\ vec {e}} _ {r} \ wedge {\ vec {L}} = - {\ frac {GM \ mu} {r ^ {2}}} {\ dot {\ theta}} r ^ {2} {\ vec {e}} _ {r} \ wedge {\ vec {e}} _ {z } = GM \ mu {\ dot {\ theta}} {\ vec {e}} _ {\ theta}}.
Ale ponieważ jest to natychmiastowe przez przegrupowanie:
mi→r˙=θ˙mi→θ{\ displaystyle {\ dot {{\ vec {e}} _ {r}}} = {\ dot {\ theta}} {\ vec {e}} _ {\ theta}}
reret(r→˙∧L→solMμ-mi→r)=0→{\ Displaystyle {\ Frac {d} {dt}} \ left ({\ Frac {{\ dot {\ vec {r}}} \ wedge {\ vec {L}}} {GM \ mu}} - {\ vec {e}} _ {r} \ right) = {\ vec {0}}}.
W konsekwencji bezwymiarowa wielkość wektorowa, zwana wektorem mimośrodu , jest całką pierwszą ruchu dwóch ciał w jedynym przypadku potencjału Newtona:
mi→=r→˙∧L→solMμ-mi→r{\ displaystyle {\ vec {e}} = {\ Frac {{\ dot {\ vec {r}}} \ wedge {\ vec {L}}} {GM \ mu}} - {\ vec {e}} _ {r}}.
Jest więc możliwe, aby jako źródło kąta polarnego θ kierunkiem i pokazać poprzez ustalenie , że , gdzie . W konsekwencji równanie trajektorii fikcyjnej cząstki jest równaniem stożka mimośrodu e (stąd nazwa wektora ) i parametru p , równego minimalnej odległości zbliżania się środka siły, która zajmuje jedno z ognisk tego stożkowy.
mi→{\ displaystyle {\ vec {e}}}mi=‖mi→‖{\ Displaystyle e = \ | {\ vec {e}} \ |}r→⋅mi→=rmisałataθ=p-r{\ displaystyle {\ vec {r}} \ cdot {\ vec {e}} = re \ cos {\ theta} = pr}p=L2solMμ2{\ Displaystyle p = {\ Frac {L ^ {2}} {GM \ mu ^ {2}}}}mi→{\ displaystyle {\ vec {e}}}
Wektor mimośrodowości jest z definicji bardzo zbliżony do tak zwanego wektora Runge-Lenza zdefiniowanego przez:
W→=p→∧L→-kμmi→r{\ displaystyle {\ vec {A}} = {\ vec {p}} \ wedge {\ vec {l}} - k \ mu {\ vec {e}} _ {r}}, gdzie jest pęd cząstki fikcyjnej, konwencjonalnie wprowadzony w badaniu problemu dwóch ciał w szczególnym przypadku potencjału Newtona formy , z oddziaływaniem grawitacyjnym.
p→=μr→˙{\ displaystyle {\ vec {p}} = \ mu {\ kropka {\ vec {r}}}}V(r)=-kr{\ Displaystyle V (r) = - {\ Frac {k} {r}}}k=solM{\ displaystyle k = GM}Łatwo to zauważyć , ponieważ zastosowanie wektora mimośrodowości jest raczej specyficzne dla astronomii, podczas gdy wektor Runge-Lenza dotyczy mechaniki ogólnej.
W→=kμmi→=solMμmi→{\ displaystyle {\ vec {A}} = k \ mu {\ vec {e}} = GM \ mu {\ vec {e}}}
Należy zauważyć, że istnienie tej dodatkowej pierwszej całki, specyficznej dla przypadku potencjału Newtona, powoduje, że połączony ruch, czyli eliptyczny, odbywa się po zamkniętej trajektorii. W ogólnym badaniu problemu dwóch ciał jest to fałszywe dla jakiegokolwiek potencjału centralnego , a faktycznie twierdzenie Bertranda pozwala ustalić, że tylko przypadki potencjału Newtona i potencjału harmonicznego ( dają początek zamkniętym trajektoriom).
V(r){\ Displaystyle V (r)}V(r)=αr2{\ Displaystyle V (r) = \ alfa r ^ {2}}
Zgodnie z twierdzeniem Noether , z każdą ciągłą symetrią układu związana jest całka pierwsza ruchu. Tak więc zachowanie całkowitego pędu układu jest związane z niezmiennością przez przestrzenne przesunięcie Lagrangianu układu, z zachowaniem momentu pędu z jego niezmiennością przez obrót oraz energii z niezmiennością przez przesunięcie w czasie. Istnienie dodatkowej całki pierwszej z ruchu w przypadku Newtona jest samo w sobie odzwierciedleniem dodatkowej symetrii, którą można poprawnie zinterpretować tylko w czterech wymiarach.
Uwagi i odniesienia
Uwagi
-
Konkretnie, interakcje z innymi ciałami niebieskimi są uważane za nieistotne. Zazwyczaj rozważana sytuacja dotyczy „dużej” gwiazdy ( Słońce , Ziemia , bardziej ogólnie gwiazda , planeta itp.) Oddziałującej z „małą” gwiazdą (planetą, satelitą itp.), Której ruch chcemy określić przez w porównaniu do pierwszego.
-
W ogólnym przypadku są to stożki , elipsy, parabola lub hiperbola, rozważany jest tylko przypadek ruchu skończonego.
-
Ten układ odniesienia, który z definicji jest związany ze środkiem masy i ruchem translacyjnym w odniesieniu do układu odniesienia Galileusza, jest również Galileuszem, ze względu na prostoliniowy i jednolity ruch systemu globalnego, por. Zasada bezwładności .
-
Fizycznie, to prawo siły obowiązuje dla ciał przypuszczalnie punktowych lub o symetrii sferycznej. Ściśle mówiąc, jest to przybliżenie, ponieważ gwiazdy nie są dokładnie sferycznie symetryczne. W ten sposób każdy jest raczej elipsoida spłaszczenie obrót rzędu 1/298 TH , którego potencjał jest dokładnie kulisty (por pola grawitacyjnego ). W przypadku asteroidy, zwykle o kształcie niesferycznym, potencjał bliskiego zasięgu może być silnie nienewtonowski.
-
Należy sprecyzować, że dla dowolnego potencjału centralnego zawsze istnieje możliwość trajektorii kołowej, jeśli energia mechaniczna układu, która również jest zachowana, wynosi zero.
Bibliografia
-
Patrz Luc Duriez, Kurs klasycznej mechaniki niebieskiej , University Lille-I / IMCCE, 2002 dostępny w Internecie.
-
Patrz na przykład Herbert Goldstein, Charles P. Poole Jr. i John L. Safko, Classical Mechanics [ szczegóły wydań ] w tym temacie.
-
Por. W szczególności Lev Landau i Evgueni Lifchits , Theoretical Physics , t. 1: Mechanika [ szczegóły wydań ] W tym punkcie.
Bibliografia
-
Prace ogólne:
- Perez, fizyka kursy: mechaniczne - 4 th Edition, Masson, Paryż, 2001.
-
Herbert Goldstein, Charles P. Poole Jr. i John L. Safko, Classical Mechanics [ szczegóły wydań ].
-
Lev Landau i Evgueni Lifchits , Fizyka teoretyczna , t. 1: Mechanika [ szczegóły wydań ].
-
Książki specyficzne dla astronomii:
Zobacz też
Powiązane artykuły
Link zewnętrzny
Demonstracja praw Keplera i właściwości elipsy , kurs mechaniki Bernarda Gisina (własna strona internetowa)
<img src="https://fr.wikipedia.org/wiki/Special:CentralAutoLogin/start?type=1x1" alt="" title="" width="1" height="1" style="border: none; position: absolute;">