軌道方程式から万有引力の法則へ
高校レベルの円軌道近似の場合,ケプラーの法則から万有引力の逆2乗則を導出するには,第2法則(面積速度一定すなわち中心力における角運動量保存)だけでは不可能で,第3法則を要する。これは,たとえばばねにつないだ(距離に比例する中心力の下で)おもりを等速円運動させることが可能であることからもわかる。中心力と円軌道から逆2乗則は出てこないのである。第3法則
(一定)
を用いて逆2乗則を導くには,次のようにする。
引力の大きさを
として半径方向の運動方程式
に第3法則を適用すると,
となって逆2乗則を得る。
一方,第1法則(楕円軌道),第2法則(中心力の角運動量保存)をそのまま使えば,第3法則を用いなくても逆2乗則を導出することができる。これら2つの法則で惑星の運動は決定するから当然ではあるが,やってみよう。まず母星(太陽)を原点(焦点)とする惑星の軌道は,一般には楕円を含む「円錐曲線」
と書ける。中心力場の運動に都合のよい平面極座標
を用いた。また,簡略化のため近日点位置を
にとった。
は「半直弦」,
は「離心率」である。
また,中心力の大きさを
として,動径方向,方位角方向の運動方程式は
(一定)
となる。方位角方向の結果は,第2法則に他ならない。
さて,軌道方程式を直接時間微分して第2法則を適用すれば,
さらに微分して,
ただし,軌道方程式を
について解いて
を用いた。
および角運動量保存から得られる
を,動径方向の運動方程式に代入すると,
となって,逆2乗則が得られる。ここに,
となるべきことが同時に判明した。
最終更新:2010年05月06日 09:04