Efeito determinante da força variável pequena na precessão planetária do periélio

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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

At=(K/c2)VrVtAr.

Onde:-

c é a velocidade da luz,

K é uma constante de magnitude entre 0 e +/- 3, de modo que .K/(c2)<<1

Ar é a aceleração do planeta em direção ao Sol devido à influência gravitacional newtoniana do Sol ( ).Ar=GM/r2

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

ω=24.π3.a2.T2.c2.(1e2)1

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

ω=Ωvc2c2K1e2,
Ωvc=ΩaaK=3vc2/c2
steveOw
fonte
Você ainda está procurando uma resposta?
Walter Walter
@Walter. Sim, eu sou. Fiz uma pergunta semelhante em physics.stackexchange.com/questions/123685/…, mas nenhuma resposta sólida foi recebida ainda.
steveOw
@Walter. Também perguntei em math.stackexchange.com/questions/866836/… .
steveOw
Sim, existem métodos analíticos aproximados (teoria das perturbações), válidos no limite de . Talvez você possa esclarecer um pouco sua pergunta. Qual é a direção da aceleração transversal (entendo 'transversal' como perpendicular à velocidade instantânea, mas não está claro se a aceleração está no plano da órbita ou perpendicular ou uma mistura). K1
Walter
Há uma diferença entre sua pergunta aqui e a de matemática (e física): aqui a aceleração transversal é proporcional à aceleração radial e é um número adimensional, lá a aceleração radial não tem efeito na aceleração transversal e deve ser um aceleração (embora você fale sobre um 'número'). KKK
Walter

Respostas:

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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 MKKvr=v r v ˙ r vt=(v - r (v r ))

a=KGMr2c2vrvt
vr=vr^vr˙vt=(vr^(vr^)) o componente rotacional da velocidade ( a velocidade total menos a velocidade radial). Aqui, o ponto acima indica uma derivada de tempo e um chapéu para o vetor de unidade.

Agora, depende do que você quer dizer com ' efeito '. Vamos trabalhar as mudanças do orbital semi-eixo , excentricidade , e direção de periapse.eae


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

ω=Ωvc2c2K1e2,
Ωvc=ΩaaK=3vc2/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/2Ea ˙ a =2a2E=12v2GMr1aavvt=h2/r2hrv ˙ a =2a2Kh2

a˙=2a2GMva.
avvt=h2/r2hrvVrf(r)=0f ˙ um=0
a˙=2a2Kh2c2vrr4.
vrf(r)=0fa˙=0

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=(1e2)GMa ˙ um=0e ˙ e =-(rv)(rum)

ee˙=hh˙GMa+h2a˙2GMa2.
a˙=0(ab)(cd)=ac
ee˙=(rv)(ra)GMa=r2vaGMa=Kh2ac2vrr2,
r um p = 0 v r / r 2= 0 ˙ e= 0(ab)(cd)=acbdadbcrap=0 . Novamente e, portanto, .vr/r2=0e˙=0

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 )evh/GMr^e um(bc)=(umc)b-(umb)crum=0 ˙ e =ωeω=ΩKv 2 c

e˙=a(rv)+v(ra)GM=2(va)r(rv)aGM=2Kc2h2vrrr4Kc2vr2vtr
onde eu usei a identidade e o fato . As médias de órbita dessas expressões são consideradas no apêndice abaixo. Se finalmente juntarmos tudo, obteremos com [ corrigido novamente ] Esta é uma rotação de periapse no plano da órbita com frequência angular. Em particulara(bc)=(ac)b(ab)cra=0e˙=ωe
ω=ΩKvc2c2(1e2)1h^.
ω=|ω|ee˙=ee˙=0 de acordo com nossa descoberta anterior.

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)20aeaeK

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

vrf(r)=1T0Tvr(t)f(r(t))dt=1T[F(r(t))]0T=0
T

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 quee˙

r=a((cosηe)e^+1e2sinηk^)andr=a(1ecosη)
ek^h^e^ehη=ηesinη,d=(1ecosη)dη e uma média de órbita se torna Tomando a derivada do tempo (observe que a frequência orbital) de , encontramos a velocidade orbital instantânea (não perturbada) onde eu apresentei , a velocidade da órbita circular com o maior eixo . A partir disso, encontramos a velocidade radial
=(2π)102πd=(2π)102π(1ecosη)dη.
˙=Ω=GM/a3r
v=vc1e2cosηk^sinηe^1ecosη
vcΩa=GM/aavr=r^v=vcesinη(1ecosη)1 e a velocidade de rotação
vt=vc1e2(cosηe)k^(1e2)sinηe^(1ecosη)2.

Com isso, [ corrigimos novamente ] em particular, os componentes na direção média de zero. Assim [ corrigido novamente ]

h2vrrr4=Ωvc2k^e(1e2)3/22π02πsin2η(1ecosη)4dη=Ωvc2e2(1e2)k^vr2vtr=Ωvc2k^e2(1e2)1/22π02πsin2η(cosηe)(1ecosη)4dη=0,
e^
2h2vrrr4vr2vtr=Ωvc2ek^(1e2)
Walter
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