Problem dvaju tijela: razlika između inačica
Izbrisani sadržaj Dodani sadržaj
nastavio Problem dvaju tijela |
m preusmjeravanje na članak (umjesto na razdvojbu) |
||
Redak 7:
[[datoteka:orbit2.gif|mini|300px|desno|Dva nebeska tijela različitih masa okreću se oko zajedničkog [[baricentar|baricentra]] (centra mase). Na slici je sličan sustav kao [[Pluton]] - [[Haron (mjesec)|Haron]].]]
'''Problem dvaju tijela''', ili točnije rečeno '''gravitacijski problem dvaju tijela''', osnova je [[nebeska mehanika|nebeske mehanike]]. Primjenjuje se kod [[Planetarna putanja|gibanja planeta oko Sunca]], gibanja [[prirodni satelit|prirodnih satelita]], te [[dvojne zvijezde|dvojnih zvijezda]]. Kod proučavanja [[Newtonov zakon gravitacije|Newtonovog zakona gravitacije]] (opći zakon gravitacije) prešutno se drži da je [[masa]] [[prirodni satelit|satelit]]a zanemariva u odnosu na masu središnjeg tijela (''m ≪ M''). Takvo [[gibanje]] možemo razmatrati kao '''problem jednog tijela''', a njegovo tumačenje je, svakako, najjednostavnije. Pretpostavka nije ispunjena već u sustavu [[Zemlja|Zemlje]] i Mjeseca. Iako [[Mjesec]] ima 81 put manju masu nego [[Zemlja]], njegov je utjecaj na gibanje Zemlje oko Sunca mjerljiv. Problem dvaju tijela je znači proučavanje gibanja u sustavu dvaju tijela ako omjer njihovih masa nije beskonačan ili jednak nuli. Kod problema dvaju tijela točno vrijede [[Keplerovi zakoni]].
[[Problem triju tijela]] u nebeskoj mehanici, za razliku od problema dvaju tijela, nema opće analitičko rješenje. Restringirani (ograničeni) oblik problema razmatra gibanje triju tijela, s time da je treće tijelo točkasto i bez mase. Za treće je tijelo [[Joseph-Louis Lagrange]] našao da može neporemećeno opstati u sustavu, na položaju 5 točaka u ravnini u kojoj se sva tijela gibaju ([[Lagrangeove točke]]). Potvrda je toga postojanje [[Trojanci (astronomija)|planetoida Trojanaca]], koji se nalaze na [[Jupiter]]ovoj stazi, 60° ispred i iza Jupitera, a slično se ponašaju i neki planetni sateliti. Kako u [[Sunčev sustav|Sunčevu sustavu]] ima mnogo tijela, ustanovljeno je da je staza svakoga tijela poremećena ostalim tijelima, i to tim jače što je tijelo manje mase. Zato su Keplerovi zakoni samo približni. Otkloni su maleni jedino zbog toga što su i mase svih tijela mnogo manje od Sunčeve. Nakon [[Isaac Newton|Isaaca Newtona]], nebeska mehanika razvijala se u matematičkoj obradbi poremećaja (perturbacija), kao otklona od [[matematika|matematičkoga]] rješenja problema dvaju tijela, što zapravo znači otklon od [[elipsa|elipse]]. Budući da su poremećaji mali, rabi se elipsa kojoj se parametri postupno mijenjaju; trenutačna se elipsa naziva oskulirajućom. [[Diferencijalne jednadžbe]] koje izražavaju vremenske promjene svih parametara elipse izveo je Joseph-Louis Lagrange (Lagrangeove planetarne jednadžbe); one su točne (egzaktne), ali mogu se riješiti jedino numerički, uzastopnim približenjima (sukcesivnim aproksimacijama), i to za ograničeno vremensko razdoblje. <ref> '''nebeska mehanika''', [http://www.enciklopedija.hr/Natuknica.aspx?ID=43187] "Hrvatska enciklopedija", Leksikografski zavod Miroslav Krleža, www.enciklopedija.hr, 2014.</ref>
Redak 70:
{{izvori}}
[[Kategorija:
| |||