Zagadnienie dwóch ciał poruszających się pod wpływem
wzajemnego przyciągania grawitacyjnego można łatwo sprowadzić do zagadnienia
ruchu względnego (patrz Dodatek). Zamiast dwóch wektorów położenia r1
i r2 posługujemy się wektorem położenia względnego
.
Równanie ruchu przyjmuje postać
(1)
gdzie μ oznacza masę zredukowaną:
(2)
Zagadnienie sprowadzone zostało formalnie do ruchu jednego ciała o masie μ. Warto zauważyć, że w przypadku gdy jedna z mas jest znacznie mniejsza od drugiej (np. ruch planety wokół Słońca), masa zredukowana jest praktycznie równa tej mniejszej masie.
Łatwo sprawdzić, że w zagadnieniu jednego ciała zachowany jest moment pędu
(3)
Różniczkując otrzymujemy bowiem (dalej zamiast oznaczeń M1, M2 używamy M,m)
Wektor J jest zatem stały co do wartości i kierunku.
Oznacza to, że ruch jest płaski i zachodzi w płaszczyźnie prostopadłej do J.
Położenie cząstki na tej płaszczyźnie opisać możemy za pomocą współrzędnych
biegunowych Wprowadzając wersory
rys. 1
jak na rys. 1, prędkość przedstawić możemy następująco
ponieważ jest prędkością kątową. Moment pędu równy jest
(4)
gdzie oznacza wektor jednostkowy
prostopadły do płaszczyzny ruchu.
Łatwo sprawdzić, że moment pędu
jest proporcjonalny do szybkości zakreślania pola przez wektor wodzący Pole ∆S zakreślane w czasie ∆t
równe jest bowiem, jak widać z rysunku 2,
Rys. 2
.
Mamy więc
i w granicy ∆t®0
.
Moment pędu (3) równy jest zatem co do wartości
.
(4’)
Zachowanie momentu pędu
oznacza, że szybkość zakreślania pola jest stała. Inaczej mówiąc, w jednakowych
odstępach czasu wektor zakreśla jednakowe pola. Wniosek ten nazywa się II prawem
Keplera. Rys. 3 przedstawia II prawo Keplera w przypadku orbity eliptycznej.
Rys. 4. Zaznaczone pola są jednakowe i odpowiadają jednakowym czasom.
Jeśli , to istnieje punkt, w którym odległość ciała od centrum siły
jest minimalna. Możemy wybrać oś Ox tak, aby pokrywała się z kierunkiem
perihelium ciała (por. rys. 5).
Rys. 5
Równanie ruchu (1) możemy przekształcić korzystając z definicji prędkości:
do postaci:
Lewą stronę ostatniego równania można zapisać
Jeśli skorzystać z wyrażenia (4) na moment pędu:
i podstawić do równania ruchu, dostaniemy
a po uproszczeniu
(5)
Dalej, jak widać z rysunku 5
.
Równanie (5) oznacza więc, że
(5’)
Wyrażenie w nawiasie jest stałe, więc całkowanie tego układu jest trywialne:
(6)
C jest stałą całkowania oraz uwzględniamy, że zgodnie z rysunkiem 5 vx(0) = 0.
Równania (6) i możliwe
przypadki ruchu ciała można przedstawić graficznie. Jeśli wektor [O, C]
oznaczymy przez C, to łatwo sprawdzić, że długość wektora jest stała i równa
. Oznacza to, że koniec wektora v leży zawsze na
okręgu. Możliwe sytuacje przedstawia rys. 6.
C =
0
Rys. 6
Obliczając teraz momentu pędu, równy swej z – owej składowej Jz, mamy
Po podstawieniu związków (6) otrzymujemy
Obliczając stąd r mamy
Jest to znane z geometrii analitycznej równanie biegunowe stożkowej, centrum sił znajduje się w jej ognisku,
gdzie e oznacza mimośród, a p parametr. Zatem torem ciała jest jedna z krzywych stożkowych: elipsa, parabola bądź hiperbola. Jest to treść I prawa Keplera.
Porównując dwa ostatnie równania otrzymujemy parametr i mimośród stożkowej w postaci:
(7a)
(7b)
Łatwo zauważyć, że cztery sytuacje przedstawione na rysunku 6 odpowiadają zgodnie z równaniem (7b) różnym wartościom mimośrodu orbity e. Mamy kolejno: okrąg (e=0), elipsę (e<1), parabolę (e=1) oraz hiperbolę (e>1).
Z powyższych rozważań możemy też wyprowadzić III prawo Keplera. W tym przypadku zakładamy, że orbita jest elipsą. Z równania (4’) mamy:
.
Z kolei z prawa pól wynika, że
.
Porównując oba równania i podnosząc do kwadratu otrzymujemy
.
(8)
Ponieważ
b2 = a2(1-e2) = ap
równanie (8) przyjmuje postać
.
Podstawiając do ostatniego równania wyrażenie (7a) na parametr p:
,
otrzymujemy
,
czyli
.
Jest to III prawo Keplera.
Rys. 7
Dla dwóch jednorodnych ciał kulistych działających na siebie siłami grawitacji równania ruchu mają postać:
gdzie
Po dodaniu obu równań stronami otrzymujemy
Powtyższe równanie przedstawia zasadę zachowania pędu całego układu, ponieważ po jego obustronnym zcałkowaniu otrzymamy
(9)
gdzie lewa strona przedstawia całkowity pęd układu.
Położenie środka masy określa wzór
Różniczkując jego obie strony względem czasu otrzymamy
Z równania (9) otrzymujemy, że co oznacza, że środek masy porusza się ze stałą prędkością.
Można zawsze dobrać inercjalny układ odniesienia, w którym ta prędkość jest
równa zeru.
Jeśli równania ruchu przekształcimy do postaci
i odejmiemy stronami otrzymamy
To równanie zawiera tylko jeden wektor .
Po wprowadzeniu masy zredukowanej μ zdefiniowanej wzorem:
ostatenie równanie przyjmie postać
W ten sposób zagadnienie dwóch ciał wymagające wyznaczenia
dwóch wektorów ,
zostało sprowadzone do zagadnienia jednego ciała, w którym
należy wyznaczyć zależność jednego wektora r od czasu. Ruch ciała
określamy względem
.