introducción a la mecánica analítica - fisica.ru
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Enrique Cantera del Río Introducción a <strong>la</strong> Mecánica Analítica 26<br />
6GM<br />
6πGM<br />
Δ θ = θ − 2π<br />
≈ 2π<br />
≈<br />
2c<br />
r c r<br />
2<br />
0<br />
que corresponde al desp<strong>la</strong>zamiento angu<strong>la</strong>r del perihelio de un p<strong>la</strong>neta en el<br />
tiempo asociado al periodo de su órbita. Durante mucho tiempo se supo de<br />
este efecto en el p<strong>la</strong>neta Mercurio y se detectaron varias causas posibles de<br />
este fenómeno, como <strong>la</strong> influencia de otros p<strong>la</strong>netas, el tamaño del propio<br />
p<strong>la</strong>neta y <strong>la</strong> falta de simetría del campo gravitatorio del Sol. Sin embargo estas<br />
contribuciones no justificaron <strong>la</strong>s medidas experimentales hasta que se incluyó<br />
el resultado aquí presentado, obtenido por Einstein hace ya casi 100 años,<br />
junto con el resto de dichas contribuciones.<br />
Nota sobre el valor r0 en <strong>la</strong> aproximación del cálculo de <strong>la</strong> precesión del<br />
perihelio<br />
Podemos hacer una estimación del radio r0 mas ajustado a una trayectoria<br />
elíptica minimizando <strong>la</strong> función F(r0) siguiente<br />
2π<br />
2π<br />
2<br />
0<br />
2 dF<br />
F ( r0<br />
) = ∫ ( r − r0<br />
) dθ;<br />
= 0 → ∫ ( r − r0<br />
) dθ<br />
= 0<br />
dr<br />
0<br />
La ecuación de <strong>la</strong> trayectoria elíptica [2] se puede poner así<br />
0<br />
0<br />
[ 1−<br />
ε cos( θ ) + ( ε cos( ) ) + .... ]<br />
2<br />
a 1−<br />
ε )<br />
2<br />
r = ≈ a(<br />
1−<br />
ε )<br />
θ<br />
1+<br />
ε cos( θ )<br />
( 2<br />
donde ε es <strong>la</strong> excentricidad de <strong>la</strong> elipse, a el semi-eje mayor y a(1- ε 2 ) es el<br />
semi<strong>la</strong>tus rectum. Haciendo <strong>la</strong> integral tenemos<br />
2<br />
2<br />
2 ε<br />
2 ε<br />
r 0 = a(<br />
1−<br />
ε )( 1+<br />
+ ...) → r0<br />
≈ a(<br />
1−<br />
ε ) + a<br />
2<br />
2<br />
resultado que, para pequeñas excentricidades, está dentro del orden de<br />
magnitud del semi<strong>la</strong>tus rectum para r0<br />
Curvatura de <strong>la</strong> luz a su paso por <strong>la</strong>s cercanías del Sol<br />
En [2] se expone un cálculo semiclásico para <strong>la</strong> desviación de un rayo de luz al<br />
pasar cerca de un campo gravitatorio con simetría esférica. El lector puede ver<br />
que se trata de una valor muy pequeño.<br />
El lector puede notar que <strong>la</strong> cantidad H/A utilizada antes para deducir <strong>la</strong> versión<br />
re<strong>la</strong>tivista de <strong>la</strong> ecuación de Binet es independiente de <strong>la</strong> masa de <strong>la</strong> partícu<strong>la</strong>.<br />
Si utilizamos esta re<strong>la</strong>ción para un rayo de luz, caracterizado geométricamente<br />
por<br />
2<br />
2 2 2GM<br />
2 dr<br />
2 2<br />
dl<br />
= c ( 1−<br />
) dt − − r dθ<br />
= 0<br />
2<br />
rc 2GM<br />
1−<br />
2<br />
rc