Problemas a dois corpos

Equação de movimento para dois corpos

[Graphics:../Images/temp_gr_279.gif]
[Graphics:../Images/temp_gr_280.gif]


[Graphics:../Images/temp_gr_281.gif] ou  [Graphics:../Images/temp_gr_282.gif]  onde[Graphics:../Images/temp_gr_283.gif] é a massa reduzida do sistema, e [Graphics:../Images/temp_gr_284.gif] a massa total.

Movimento relativo ⟺ Movimento da massa μ num campo potencial [Graphics:../Images/temp_gr_285.gif]:  [Graphics:../Images/temp_gr_286.gif]

[Graphics:../Images/temp_gr_287.gif]

Como o campo de Força é central, [Graphics:../Images/temp_gr_288.gif]  é constante [Graphics:../Images/temp_gr_289.gif]

[Graphics:../Images/temp_gr_290.gif]

[Graphics:../Images/temp_gr_291.gif]  

Usando coordenadas cilíndricas [Graphics:../Images/temp_gr_292.gif] com [Graphics:../Images/temp_gr_293.gif]

[Graphics:../Images/temp_gr_294.gif]

[Graphics:../Images/temp_gr_295.gif]

[Graphics:../Images/temp_gr_296.gif]  ⟹  [Graphics:../Images/temp_gr_297.gif]  

Equação segundo ϑ   Conservação de [Graphics:../Images/temp_gr_298.gif]

[Graphics:../Images/temp_gr_299.gif]   ou   [Graphics:../Images/temp_gr_300.gif]

Equação segundo r ⟺ movimento num potencial efectivo [Graphics:../Images/temp_gr_301.gif]

Substituíndo na equação de movimento radial  [Graphics:../Images/temp_gr_302.gif]  a velocidade angular [Graphics:../Images/temp_gr_303.gif] pela sua expressão [Graphics:../Images/temp_gr_304.gif] chega-se à equação diferencial  do movimento radial da massa reduzida μ

[Graphics:../Images/temp_gr_305.gif]

Reparametrizando a dependência temporal de [Graphics:../Images/temp_gr_306.gif] em termos de ϑ, [Graphics:../Images/temp_gr_307.gif] [Graphics:../Images/temp_gr_308.gif]

[Graphics:../Images/temp_gr_309.gif]   ⟹   [Graphics:../Images/temp_gr_310.gif]

Obtemos assim uma equação para [Graphics:../Images/temp_gr_311.gif] fácilmente integrável em ϑ

[Graphics:../Images/temp_gr_312.gif]    ⟹  [Graphics:../Images/temp_gr_313.gif]

1ª Lei de Kepler: Os planetas descrevem órbitas elípticas com o Sol num dos focos.
Cónicas: a razão entre a distância ao foco e a distância à directriz é constante e chama-se excentricidade [Graphics:../Images/temp_gr_314.gif].

Assumindo [Graphics:../Images/temp_gr_315.gif] e escrevendo [Graphics:../Images/temp_gr_316.gif] obtém-se esta solução na forma da equação de uma cónica de excentricidade [Graphics:../Images/temp_gr_317.gif]    

[Graphics:../Images/temp_gr_318.gif]

Quando [Graphics:../Images/temp_gr_319.gif],  [Graphics:../Images/temp_gr_320.gif] não pode nunca ser infinito, porque aí  [Graphics:../Images/temp_gr_321.gif]. A órbita é uma elipse.
Para [Graphics:../Images/temp_gr_322.gif], as órbitas são abertas (parábola [Graphics:../Images/temp_gr_323.gif] e  hipérboles [Graphics:../Images/temp_gr_324.gif])

[Graphics:../Images/temp_gr_325.gif]

Para obter a distância mínima e máxima ao foco da cónica resolve-se, como sempre, a derivada [Graphics:../Images/temp_gr_326.gif], o que óbviamente, no caso da elipse, deve indicar [Graphics:../Images/temp_gr_327.gif], e  [Graphics:../Images/temp_gr_328.gif].
Consequentemente o semi-eixo maior deve ser [Graphics:../Images/temp_gr_329.gif].
Para obter o semi-eixo menor note que [Graphics:../Images/temp_gr_330.gif] e que  [Graphics:../Images/temp_gr_331.gif], e portanto

  [Graphics:../Images/temp_gr_332.gif].

[Graphics:../Images/temp_gr_333.gif]

2ª Lei de Kepler: Um planeta varre áreas iguais em tempos iguais.

[Graphics:../Images/temp_gr_334.gif]  ⟹  [Graphics:../Images/temp_gr_335.gif]  é constante.

3ª Lei de Kepler: O quadrado do período duma órbita é proporcional ao cubo do semi-eixo maior (ou ao cubo da distância média ao Sol)

Área duma elipse: [Graphics:../Images/temp_gr_336.gif]
Período da órbita: [Graphics:../Images/temp_gr_337.gif]   ⟹  [Graphics:../Images/temp_gr_338.gif]
Conservação de Energia em [Graphics:../Images/temp_gr_339.gif] e [Graphics:../Images/temp_gr_340.gif] (onde [Graphics:../Images/temp_gr_341.gif]):  [Graphics:../Images/temp_gr_342.gif]

[Graphics:../Images/temp_gr_343.gif]  ⟹   [Graphics:../Images/temp_gr_344.gif]

Análise qualitativa das órbitas baseada em [Graphics:../Images/temp_gr_345.gif]

A energia total da massa reduzida μ no campo de [Graphics:../Images/temp_gr_346.gif] quando o sistema tem momento angular [Graphics:../Images/temp_gr_347.gif] pode escrever-se

[Graphics:../Images/temp_gr_348.gif]

Os movimentos possíveis com momento angular [Graphics:../Images/temp_gr_349.gif] são finitos se [Graphics:../Images/temp_gr_350.gif] (porque [Graphics:../Images/temp_gr_351.gif]), e infinitos se [Graphics:../Images/temp_gr_352.gif] (porque [Graphics:../Images/temp_gr_353.gif]).  Como é evidente, [Graphics:../Images/temp_gr_354.gif] e [Graphics:../Images/temp_gr_355.gif] são pontos em que [Graphics:../Images/temp_gr_356.gif] e aí [Graphics:../Images/temp_gr_357.gif].

Quando [Graphics:../Images/temp_gr_358.gif] a órbita do sistema é circular de raio [Graphics:../Images/temp_gr_359.gif]. Neste caso, em todos os pontos da órbita [Graphics:../Images/temp_gr_360.gif], e a energia cinética é constante [Graphics:../Images/temp_gr_361.gif] bem como a energia potencial gravítica [Graphics:../Images/temp_gr_362.gif].

[Graphics:../Images/temp_gr_363.gif]


Converted by Mathematica      April 10, 2001