Existe uma técnica analítica para determinar o efeito de uma pequena aceleração transversal variável sobre a taxa de precessão de aspides (estritamente não uma precessão, mas a rotação da linha de aspides) de um planeta orbitando em torno do Sol em um plano 2D, de acordo com a lei da gravidade newtoniana ?
Modelei esses efeitos em um modelo de computador reiterativo e gostaria de verificar essas medidas.
A fórmula de aceleração transversal é
Onde:-
c é a velocidade da luz,
K é uma constante de magnitude entre 0 e +/- 3, de modo que .
Ar é a aceleração do planeta em direção ao Sol devido à influência gravitacional newtoniana do Sol ( ).
Vr é componente radial da velocidade do planeta em relação ao Sol (+ = movimento para longe do Sol)
Vt é um componente transversal da velocidade do planeta em relação ao Sol (+ = direção do movimento de avanço do planeta ao longo de seu caminho orbital). Vectorialmente Vt = V - Vr onde V é o vetor de velocidade instantânea total do planeta em relação ao Sol.
Suponha que a massa do planeta seja pequena em relação ao Sol
Nenhum outro corpo está no sistema
Todos os movimentos e acelerações estão confinados ao plano bidimensional da órbita.
ATUALIZAR
A razão pela qual isso é interessante para mim é que um valor de K = +3 no meu modelo de computador produz valores de taxa de rotação periapse anômalos (não-newtonianos) muito próximos de cerca de 1% daqueles previstos pela Relatividade Geral e dentro de alguns por cento de os observados pelos astrônomos (Le Verrier, atualizado por Newcomb).
Fórmula (Einstein, 1915) para rotação de periapse derivada de GR (radianos por órbita) de http://en.wikipedia.org/wiki/Apsidal_precession
ATUALIZAÇÃO 4
Eu aceitei a resposta de Walter. Ele não apenas respondeu à pergunta original (Existe uma técnica ...?), Mas também sua análise produz uma fórmula que não apenas confirma os efeitos simulados por computador da fórmula de aceleração transversal (para K = 3), mas que também (inesperadamente para mim) é essencialmente equivalente à fórmula de Einstein 1915.
Resumo de Walter (na resposta de Walter abaixo): -
: (a partir da análise de peturbação de primeira ordem) o eixo semi-maior e a excentricidade permanecem inalterados, mas a direção da periapse gira no plano da órbita na taxa que é a frequência orbital e com eixo semi-principal. Observe que (para ) isso concorda com a taxa de precessão da relatividade geral (GR) na ordem (dada por Einstein 1915).Ωvc=ΩumumK=3v 2 C /C2
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Respostas:
Você pode querer usar a teoria da perturbação . Isso fornece apenas uma resposta aproximada , mas permite o tratamento analítico. Sua força é considerada uma pequena perturbação à órbita elíptica Kepler e as equações resultantes do movimento são expandidas em potências de . Para a teoria da perturbação linear, apenas os termos lineares em são retidos. Isso simplesmente leva à integração da perturbação ao longo da órbita original imperturbável. Escrevendo sua força como um vetor, a aceleração perturbadora é com a velocidade radial ( ) e K a = K G MK K vr=v⋅ r v≡ ˙ r vt=(v - r (v⋅ r ))
Agora, depende do que você quer dizer com ' efeito '. Vamos trabalhar as mudanças do orbital semi-eixo , excentricidade , e direção de periapse.ea e
Para resumir os resultados abaixo : o eixo semi-maior e a excentricidade permanecem inalterados, mas a direção da periapse gira no plano da órbita na taxa que é a frequência orbital e com eixo semi-principal. Observe que (para ) isso concorda com a taxa de precessão da relatividade geral (GR) na ordem (fornecida por Einstein 1915, mas não mencionada na pergunta original).Ωvc=ΩumumK=3v 2 C /C2
mudança do semi-eixo principal
A partir da relação (com a energia orbital) temos para a mudança de devido a uma energia externa aceleração (não Kepleriana) Inserindo (observe que com vetor de momento angular ), obtemos Como a média da órbita para qualquer função (veja abaixo), .E = 1a=−GM/2E a ˙ a =2a2E=12v2−GMr−1 a av⋅vt=h2/r2h≡r∧v ˙ a =2a2Kh2
mudança de excentricidade
Em , encontramos Já sabemos que , portanto, precisamos considerar apenas o primeiro termo. Assim, onde usei a identidade e o fatoe ˙ e = - h ⋅ ˙ hh2=(1−e2)GMa ⟨ ˙ um ⟩=0e ˙ e =-(r∧v)⋅(r∧um)
mudança da direção do periapse
O vetor de excentricidade pontos (do centro de gravidade) na direção da periapse, tem magnitude , e é conservado sob o movimento kepleriano (valide tudo isso como um exercício!). A partir dessa definição, encontramos sua alteração instantânea devido à aceleração externa e ˙ e = um ∧ ( r ∧ v ) + v ∧ ( r ∧ um )e≡v∧h/GM−r^ e um∧(b∧c)=(um⋅c)b-(um⋅b)cr⋅um=0 ˙ e =ω∧eω=ΩKv 2 c
Não se esqueça que, devido ao uso da teoria de perturbação de primeira ordem, esses resultados são estritamente verdadeiros no limite . Na teoria de perturbação de segunda ordem, no entanto, tanto como / podem mudar. Em seus experimentos numéricos, você deve achar que as mudanças em média órbita do e são zero ou escalar mais forte do que linear com perturbação de amplitude .K(vc/c)2→0 a e a e K
isenção de responsabilidade Não há garantia de que a álgebra esteja correta. Confira!
Apêndice: médias de órbitas
As médias de órbita de com uma função abitrária (mas integrável) podem ser calculadas diretamente para qualquer tipo de órbita periódica. Seja a antiderivada de , ou seja, , então a média da órbita é: com o período orbital.vrf(r) f(r) F(r) f(r) F′=f
Para as médias de órbita necessárias em , precisamos cavar um pouco mais fundo. Para uma órbita elíptica kepleriana com vetor de excentricidade e um vetor perpendicular a e . Aqui, é a anomalia excêntrica, que está relacionada à anomalia média via modo que⟨e˙⟩
Com isso, [ corrigimos novamente ] em particular, os componentes na direção média de zero. Assim [ corrigido novamente ]
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