천체역학에서 신체의 특정한 상대적 각도운동량(흔히 →
은 그 신체의 각운동량을 질량으로 나눈 것이다.[1]궤도를 선회하는 두 개의 신체의 경우 그것은 상대 위치와 상대 속도의 벡터 산출물로, 문제의 신체의 질량으로 나눈다.
이상적인 조건에서 주어진 궤도에 대해 일정하게 유지되기 때문에 특정한 상대적인 각운동량은 두 신체 문제의 분석에 중추적인 역할을 한다.이 맥락에서 "특정"은 단위 질량 당 각 운동량을 나타낸다.특정 상대 각도 운동량을 위한 SI 단위는 초당 제곱미터다.
정의
특정 상대 각도 운동량은 상대 위치 r→ 상대
속도 벡터 → 의 교차 생산물로 정의된다![{\vec {v}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/85820588abd7333ef4d0c56539cb31c20e730753)
![{\displaystyle {\vec {h}}={\vec {r}}\times {\vec {v}}={\frac {\vec {L}}{m}}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/3f1e1b0458b8de7b3e040f72f018d14e8f75091d)
여기서 → 는 벡터로서
, r→ m → m로 정의된다![{\displaystyle {\vec {r}}\times m{\vec {v}}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/174cea02aa5b34ff801953b6af81366f44c250c7)
→ 벡터는
순간적으로 혼란된 궤도와 일치하는 순간 오스카하는 궤도면에 항상 수직이다.시간이 지남에 따라 반드시 평균 궤도면에 수직이 되는 것은 아니다.
두 바디 케이스의 항상성 증명
벡터 →
속도 벡터 →
참 이상 ![\theta](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/6e5ab2664b422d53eb0c7df3b87e1360d75ad9af)
경로 각도 } 주위의 궤도에서
타원의 가장 중요한 척도 또한 설명된다(이 중 참 이상 징후 은
(는) 로 라벨이 지정됨).![\nu](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/c15bbbb971240cf328aba572178f091684585468)
특정 조건에서는 특정 각운동량이 일정하다는 것을 증명할 수 있다.이 증빙의 조건은 다음과 같다.
- 한 물체의 질량은 다른 물체의 질량보다 훨씬 크다.( 2
![{\displaystyle m_{1}\gg m_{2}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/24a5c7dbf6371920422d5564e85afb81f24974e5)
- 좌표계는 관성적이다.
- 각 물체는 수직으로 대칭되는 점 질량으로 취급될 수 있다.
- 두 몸을 연결하는 중력 외에 어떤 힘도 시스템에 작용하지 않는다.
증명
그 증거는 뉴턴의 만유인력의 법칙에서 파생된 두 가지 운동 방정식으로 시작한다.
![{\displaystyle {\ddot {\vec {r}}}+{\frac {Gm_{1}}{r^{2}}}{\frac {\vec {r}}{r}}=0}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/4149ac8518d7faf77d44079adaddbc38a26e7371)
여기서:
- → 은(는) 1}에서
}}까지의
위치 벡터로
스칼라 규모 ![r](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/0d1ecb613aa2984f0576f70f86650b7c2a132538)
- →은(가속) r→
의 두 번째 파생상품이다
. - 은
(는) 중력 상수다.
위치 벡터와 동작 방정식의 교차 산물은 다음과 같다.
![{\displaystyle {\vec {r}}\times {\ddot {\vec {r}}}+{\vec {r}}\times {\frac {Gm_{1}}{r^{2}}}{\frac {\vec {r}}{r}}=0}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/b17cf546f979de6619993a94b32c4d705b2f506b)
→ →= 두 번째
학기가 사라지기 때문에:
![{\displaystyle {\vec {r}}\times {\ddot {\vec {r}}}=0}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/46d0416d480b7a28134cec83ad03b5e1b961dcfc)
또한 다음과 같은 것을 도출할 수 있다.
![{\displaystyle {\frac {\mathrm {d} \left({\vec {r}}\times {\dot {\vec {r}}}\right)}{\mathrm {d} t}}={\dot {\vec {r}}}\times {\dot {\vec {r}}}+{\vec {r}}\times {\ddot {\vec {r}}}={\vec {r}}\times {\ddot {\vec {r}}}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/1eeed9b9b54e2262ea8f3903f039f3a1f9fa4d53)
이 두 방정식을 결합하면 다음과 같은 결과를 얻을 수 있다.
![{\displaystyle {\frac {\mathrm {d} \left({\vec {r}}\times {\dot {\vec {r}}}\right)}{\mathrm {d} t}}=0}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/957c0a90ef12fdeee4e6115d297fbe751b21ee58)
시간파생물이 0과 때문에 수량 → r→ r}\은 일정하다
.위치 변화율 대신 속도
벡터 → 특정 각도 운동량에는
→ 사용:
- →= → → 은(는) 일정하다
.
는 모멘텀의 인 구성인 r → p→ 와는 다른데
이는 문제의 물체의 질량을 포함하지 않기 때문이다.
케플러의 행성 운동 법칙
케플러의 행성 운동 법칙은 위의 관계를 통해 거의 직접적으로 증명될 수 있다.
제1법칙
그 증거는 두 몸 문제의 방정식에서 다시 시작된다.이번에는 특정 상대 각도 운동량과 곱하기(크로스 제품)
![{\displaystyle {\ddot {\vec {r}}}\times {\vec {h}}=-{\frac {\mu }{r^{2}}}{\frac {\vec {r}}{r}}\times {\vec {h}}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/34c568e1e3af8a59b062451b29edcfbadcdc2259)
왼쪽은 각운동량이 일정하기 때문에
d → h→) frac }}}{\ { t과 동일하다.
몇 가지 단계를 거치면 우측은 다음과 같이 된다.
![{\displaystyle -{\frac {\mu }{r^{3}}}\left({\vec {r}}\times {\vec {h}}\right)=-{\frac {\mu }{r^{3}}}\left(\left({\vec {r}}\cdot {\vec {v}}\right){\vec {r}}-r^{2}{\vec {v}}\right)=-\left({\frac {\mu }{r^{2}}}{\dot {r}}{\vec {r}}-{\frac {\mu }{r}}{\vec {v}}\right)=\mu {\frac {\mathrm {d} }{\mathrm {d} t}}\left({\frac {\vec {r}}{r}}\right)}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/8bddc3627b65e168e3c4a47550b7b89bb4d814a6)
이 두 식을 동일하게 설정하고 시간이 지남에 따라 통합하면 ( C →로 이어진다![{\displaystyle {\vec {C}}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/757b18b7508788dc438a475d6b5868479de53d38)
![{\displaystyle {\dot {\vec {r}}}\times {\vec {h}}=\mu {\frac {\vec {r}}{r}}+{\vec {C}}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/fbbb5b872c5b8e150cfba91c617fe73b05b07aca)
이제 이 방정식을 → 과(와) 곱하고 다시
배열함
![{\displaystyle {\begin{aligned}{\vec {r}}\cdot \left({\dot {\vec {r}}}\times {\vec {h}}\right)&={\vec {r}}\cdot \left(\mu {\frac {\vec {r}}{r}}+{\vec {C}}\right)\\\Rightarrow {}\left({\vec {r}}\times {\dot {\vec {r}}}\right)\cdot {\vec {h}}&=\mu r+rC\cos \theta \\\Rightarrow {}h^{2}&=\mu r+rC\cos \theta \end{aligned}}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/3791992008a80a6e1babfb46e6edf812c45fd2c7)
마침내 궤도 방정식을[1] 얻는다.
![{\displaystyle r={\frac {\frac {h^{2}}{\mu }}{1+{\frac {C}{\mu }}\cos \theta }}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/74d48b791548221b9dec95ca3c1d639a97c270c8)
즉, 반-라투스 p = p 및
편심 = efrac {이 있는 극좌표 원뿔 단면의 방정식이다![{\displaystyle e={\frac {C}{\mu }}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/55255efb15a381888fa81b8da729b5764effc4fc)
제2법칙
두 번째 법칙은 세 방정식 중 두 번째 방정식에서 즉시 따라와 특정 상대 각도 운동량의 절대값을 계산한다.[1]
If one connects this form of the equation
with the relationship
for the area of a sector with an infinitesimal small angle 매우 작은 면 하나를 가진
방정식
![{\displaystyle \mathrm {d} t={\frac {2}{h}}\ \mathrm {d} A}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/2f8488ad3ee9e378bb2abcabda3a3de9f4a08973)
제3법칙
케플러의 세번째는 제2법칙의 직접적인 결과다.1회전 이상 통합하면 궤도 주기가[1] 주어진다.
![{\displaystyle T={\frac {2\pi ab}{h}}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/5de778a8b248a9d2bb28962b642e7255af01a51a)
영역의 , 의
b 세미 미니어처 축을 = b로 교체하고
= h로 특정 상대 각도 모멘텀을 교체하면 된다
.
![{\displaystyle T=2\pi {\sqrt {\frac {a^{3}}{\mu }}}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/84a962a4e5da8183f6a38ef23d0a5a9452667148)
따라서 중심체의 상수로 줄일 수 있는 인공위성의 반주축과 궤도 주기 사이에는 관계가 있다.
참고 항목
참조
- ^ a b c d Vallado, David A. (2001). Fundamentals of astrodynamics and applications (2nd ed.). Dordrecht: Kluwer Academic Publishers. pp. 20–30. ISBN 0-7923-6903-3.