Skript - Institut für Theoretische Physik - TU Berlin
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5. Die Hamilton-Jacobi-Theorie 96<br />
(überprüfen als AUFGABE). Durch Umstellen folgt hier die wichtige Gleichung<br />
mα 2<br />
E = −<br />
2(J r + J φ ) 2. (5.91)<br />
Die Winkelfrequenzen <strong>für</strong> die φ- und die r-Bewegung folgen einfach aus (vgl. auch<br />
SCHAUM)<br />
ω φ = ∂E<br />
∂J φ<br />
=<br />
mα 2<br />
(J r + J φ ) 3, ω r = ∂E<br />
∂J r<br />
=<br />
mα 2<br />
(J r + J φ ) 3, (5.92)<br />
beide Frequenzen stimmen also überein, denn E hängt ja nur von der Summe J r + J φ<br />
ab. Einen solchen Fall übereinstimmender Frequenzen bezeichnet man als Entartung.<br />
Entsprechend gilt <strong>für</strong> die kanonischen Winkelvariablen θ φ und θ r nach Gl. (5.89)<br />
θ φ (t) = θ r (t) = ω φ (t − t 0 ) = ω r (t − t 0 ). (5.93)<br />
Falls man von Anfang an die volle dreidimensionale Bewegung mitnimmt und die<br />
Einschränkung auf eine Ebene zunächst nicht berücksichtigt, so muss man 3d Polarkoordinaten<br />
nehmen und hat dann den zusätzlichen Winkel θ. Die Rechnung ist dann etwas<br />
aufwändiger, vgl. GOLDSTEIN. Der dem Ergebnis Gl. (5.91) entsprechende Ausdruck<br />
involviert dann eine zusätzliche Wirkungsvariable J θ und lautet<br />
mα 2<br />
E = −<br />
2(J r + J φ + J θ ) 2, Energie und Wirkungsvariablen im Kepler-Problem. (5.94)<br />
Vergleich mit oben zeigt, dass Gl. (5.91) dem Spezialfall J θ = 0 entspricht.<br />
AUFGABE:<br />
1. Man leite durch Differentiation der Wirkung S(r,φ;E,L 0 ,t) eine Gleichung <strong>für</strong> die<br />
Zeit t als Funktion des Radius r her.<br />
2. (<strong>für</strong> Astronomen) Lies im GOLDSTEIN das Kapitel über die zeitliche Bewegung im<br />
Keplerproblem. Leite die astronomische Gleichung ωt = ψ − esin ψ her.<br />
5.5.3 Sommerfeld-Wilson-Quantisierung, ‘Ältere Quantenmechanik’<br />
Die Atomphysik vor Schrödinger und Heisenberg benutzte ‘Quantisierungs-Regeln’, die<br />
auf den Bohrschen Ideen zum Atom aufbauten. Eine der Grundregeln ist die Quantisierung<br />
der Wirkungsvariablen in der Form<br />
J i = 1<br />
2π<br />
∮<br />
p i dq i = n i , n i ∈ N, ≡ h<br />
2π . (5.95)<br />
mit dem Planckschen Wirkungsquantum h und der Quantenzahl n i . Die durch die<br />
Wirkungsvariablen ausgedrückten Flächen im Phasenraum werden also in ganzzahligen<br />
Einheiten von quantisiert.<br />
In unserem Beispiel des Kepler-Problems hat man also <strong>für</strong> die Energie E<br />
mα 2<br />
E = −<br />
2(J r + J φ + J θ ) 2 = 1<br />
−mα2 2 2 (n r + n φ + n θ ) 2 (5.96)