Ordnung und Chaos: Theorie dynamischer Systeme - Institut für ...
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In Wirklichkeit möchte man natürlich die x i bei gegebenem Massenverhältnis<br />
µ wissen. Dazu muss man die Wurzeln von Polynomen fünften Grades<br />
bestimmen, was in der Praxis mit Hilfe des Newton-Verfahrens gemacht wird.<br />
Das ist nicht problematisch. Mit den so gewonnenen Librationspunkten <strong>und</strong><br />
den zugehörigen Werten des Jacobi-Potentials zeichnet man dann das Potentialgebirge<br />
so, dass die Sattelverbindungen gut zu erkennen sind.<br />
Es zeigt sich, dass der Limes µ → 0 in zweierlei Hinsicht nicht trivial ist. Zum<br />
Einen ist er verschieden vom Kepler-Limes, bei dem der dritte Körper nur<br />
die Sonne verspürt. Denn wenn er nur nahe genug bei Jupiter ist, verspürt<br />
er dessen Gravitationsfeld. Quantitativ findet man <strong>für</strong> kleine Werte von µ<br />
x 1,2 = 1 ∓ (µ/3) 1/3 + 1 3 (µ/3)2/3 , x 3 = −1 + 7 µ, (120)<br />
12<br />
woraus sich die Potentialwerte<br />
V 1,2 = − 3 2 − 9 2 (µ/3)2/3 + (2 ∓ 1 3 )µ, V 3 = − 3 2 − 1 2 µ + 1<br />
96 µ2 (121)<br />
ergeben. Die x-Werte der Jupiter-nahen Librationspunkte L 1 <strong>und</strong> L 2 unterscheiden<br />
sich um 2(µ/3) 1/3 , was selbst bei kleinem µ nicht mehr klein<br />
ist. Wenn man nur geeignet skaliert, bleibt die Umgebung des Jupiter ein<br />
Nicht-Kepler-Bereich“. Quantitativ gilt Folgendes. Führt man <strong>für</strong> kleine µ<br />
”<br />
in der Umgebung von Jupiter die Variablen ξ <strong>und</strong> η gemäß x = 1 + µ 1/3 ξ<br />
<strong>und</strong> y = µ 1/3 η ein, dann findet man in der <strong>Ordnung</strong> µ 1/3 die µ-unabhängigen<br />
Hill-Gleichungen<br />
¨ξ = 2 ˙η + 3ξ − ξ ρ 3 , ¨η = −2 ˙ξ − η ρ 3 , (122)<br />
wobei ρ = √ ξ 2 + η 2 . Mit diesen Gleichungen hat Hill sich dem Mond-<br />
Problem (dritter Körper neben Sonne <strong>und</strong> Erde) genähert. Sie haben keinen<br />
Parameter, aber eine Konstante der Bewegung:<br />
E H = 1 2 ( ˙ξ 2 + ˙η 2 ) − 1 ρ − 3 2 ξ2 . (123)<br />
Physikalisch gesprochen berücksichtigt das Hill-Problem von einer unendlich<br />
entfernt gedachten Sonne genau nur den Quadrupol-Anteil in einer Multipol-<br />
Entwicklung des Potentials. Es ist <strong>für</strong> sich genommen ein nicht-integrables,<br />
aber hoch interessantes Problem, das die Verhältnisse in der Umgebung eines<br />
im Vergleich zur Sonne massearmen Planeten beschreibt.<br />
Der zweite nicht-triviale Aspekt des Limes µ → 0 zeigt sich im Inneren des<br />
S-Bassins, also des Einzugsbereichs der Sonne. Denn selbst wenn wir dort<br />
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