Physik A Teil 1: Mechanik - Physik-Institut - Universität Zürich
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dϕ<br />
dr =<br />
L ◦<br />
√<br />
µr 2 2<br />
(E µ ◦ − V ) − ( ) die Differentialgleichung der Bahnkurve. (51)<br />
2<br />
L ◦<br />
µr<br />
Für eine Berechnung von r(ϕ) muss die Funktion V (r) bekannt sein, z.B. V (r) = −Γ Mm<br />
r<br />
.<br />
6.3 Planetenbewegungen<br />
Wir werden jetzt Gleichung (51) für den Fall einer idealisierten Planetenbewegung lösen:<br />
M und m seien die Massen der Sonne und eines Planeten.<br />
✎☞ Die Verteilung der Massen in beiden Körpern sei kugelsymmetrisch 51 .<br />
✍✌ m<br />
✻<br />
★✥ ⃗r<br />
Die reduzierte Masse ist µ = mM<br />
m + M .<br />
M Die Bewegung dieses speziellen Planeten soll nicht durch die Anwesenheit<br />
✧✦anderer Planeten gestört werden 52 .<br />
Mit dem Gravitationspotential V (r) = −Γ mM r<br />
Gleichung (51):<br />
dϕ<br />
dr =<br />
µr 2 √<br />
2<br />
µ<br />
L ◦<br />
(<br />
E◦ + ΓmM<br />
r<br />
für die potentielle Energie wird die<br />
) ( ) , Dgl. der Bahnkurve.<br />
2<br />
−<br />
L◦<br />
µr<br />
Wir führen 1/r = x als neue Variable ein, so dass dr = −dx/x 2 gilt und erhalten<br />
dϕ =<br />
−L ◦ /µ<br />
√<br />
dx =<br />
2E ◦<br />
+ 2ΓmM x − L2 ◦x µ µ µ 2 2<br />
−L ◦ /µ<br />
√<br />
− ( ) 2<br />
L ◦<br />
µ<br />
x − ΓmM<br />
L ◦<br />
+<br />
2E ◦<br />
+ ( ) dx<br />
2<br />
ΓmM<br />
µ L ◦<br />
=<br />
−L ◦ /µ<br />
√<br />
2E ◦<br />
+ ( ) 2 √<br />
ΓmM −(L◦x/µ−ΓmM/L ◦) 2<br />
µ L ◦<br />
+ 1<br />
2E◦<br />
µ +(ΓmM L◦ )2<br />
wenn wir nochmals eine neue Variable einführen: u =<br />
dx oder dϕ = −du √<br />
1 − u<br />
2 , (52)<br />
L ◦<br />
µ<br />
x − ΓmM<br />
L √ ◦<br />
2E ◦<br />
+ ( ) .<br />
2<br />
ΓmM<br />
µ L ◦<br />
Integration von Gl. (52) liefert ϕ − ϕ ◦ = arccosu oder wenn wir ϕ ◦ = 0 setzen<br />
cos(ϕ − ϕ ◦ ) = cosϕ = u. (53)<br />
Kehren wir in Gl. (53) wieder zur ursprünglichen Variablen r zurück, dann erhält man<br />
L ◦<br />
µr = cos ϕ √ √√√<br />
2E ◦<br />
µ + ( ΓmM<br />
L ◦<br />
) 2<br />
+ ΓmM<br />
L ◦<br />
. Daraus kann r berechnet werden,<br />
51 Abweichungen von einer exakten Kugelsymmetrie z.B. von der Sonne und Erde führen zu r, ϑ, ϕ<br />
abhängigen Korrekturen (Quadrupol-Terme).<br />
52 In vielen Fällen ist m ≪ M und man kann für die reduzierte Masse µ ≃ m setzen. Sind jedoch<br />
beide Massen gleich, wie in einigen Doppelsternsystemen oder beim Positronium dem e − e + -Atom, dann<br />
rotieren beide Massen um ihren gemeinsamen Schwerpunkt; es ist dann µ = m/2.<br />
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