Интеграл Якоби

В небесной механике интеграл Якоби является единственной известной сохраняющейся величиной в рамках ограниченной круговой задачи трёх тел. В отличие от задачи двух тел, энергия и момент системы не сохраняются по отдельности и общее аналитическое решение получить не удается. Интеграл Якоби используется для получения численного решения в отдельных случаях.

ОпределениеПравить

Синодическая системаПравить

 

Синодическая система координат

Одной из удобных систем координат является так называемая синодическая система с началом координат в барицентре, при этом линия, соединяющая массы μ₁ и μ₂, выбрана в качестве оси x, а расстояние между ними выбрано в качестве единицы расстояния. Поскольку система вращается вместе с телами, то они остаются неподвижными и расположенными в точках с координатами (−μ₂, 0) и (+μ₁, 0)¹.

В системе координат (x, y) постоянная Якоби имеет вид

$C_J=n^2(x^2+y^2)+2\left(\frac{{\mathrm{\mu <!--\; \mu \; -->}}_1}{r_1}+\frac{{\mathrm{\mu <!--\; \mu \; -->}}_2}{r_2}\right)-<!--\; -\; -->\left({\stackrel{\dot{}<!--\; \dot{}\; -->}{x}}^2+{\stackrel{\dot{}<!--\; \dot{}\; -->}{y}}^2+{\stackrel{\dot{}<!--\; \dot{}\; -->}{z}}^2\right),$$C_{J}=n^{2}(x^{2}+y^{2})+2\left({\frac {\mu _{1}}{r_{1}}}+{\frac {\mu _{2}}{r_{2}}}\right)-\left({\dot {x}}^{2}+{\dot {y}}^{2}+{\dot {z}}^{2}\right),$ 

где:

• $n=\frac{2\mathrm{\pi <!--\; \pi \; -->}}{T}$$n={\frac {2\pi }{T}}$  — среднее движение (орбитальный период T),
• ${\mathrm{\mu <!--\; \mu \; -->}}_1=G{m}_1,{\mathrm{\mu <!--\; \mu \; -->}}_2=G{m}_2$$\mu _{1}=Gm_{1}\,\!,\mu _{2}=Gm_{2}\,\!$ , для двух масс m₁, m₂ и гравитационной постоянной  G,
• $r_1,r_2$$r_{1}\,\!,r_{2}\,\!$  — расстояния от тестовой частицы до двух массивных тел.

Заметим, что интеграл Якоби равен минус удвоенной полной энергии в расчёте на единицу массы во вращающейся системе отсчёта: первое слагаемое относится к центробежной потенциальной энергии, второе относится к гравитационному потенциалу, третье — кинетическая энергия. В данной системе отсчёта силы, действующие на частицу, включают две гравитационные силы со стороны тел, центробежную силу и силу Кориолиса. Поскольку первые три силы можно выразить через потенциалы, а последняя перпендикулярна траектории, все они консервативны, поэтому энергия, измеряемая в данной системе энергия (следовательно, и интеграл Якоби), сохраняется.

Сидерическая системаПравить

 

Инерциальная система.

В инерциальной (сидерической) системе отсчёта (ξ, η, ζ) массы вращаются вокруг барицентра. В данной системе координат постоянная Якоби имеет вид

$C_J=2\left(\frac{{\mathrm{\mu <!--\; \mu \; -->}}_1}{r_1}+\frac{{\mathrm{\mu <!--\; \mu \; -->}}_2}{r_2}\right)+2n\left(\mathrm{\xi <!--\; \xi \; -->}\stackrel{\dot{}<!--\; \dot{}\; -->}{\mathrm{\eta <!--\; \eta \; -->}}-<!--\; -\; -->\mathrm{\eta <!--\; \eta \; -->}\stackrel{\dot{}<!--\; \dot{}\; -->}{\mathrm{\xi <!--\; \xi \; -->}}\right)-<!--\; -\; -->\left({\stackrel{\dot{}<!--\; \dot{}\; -->}{\mathrm{\xi <!--\; \xi \; -->}}}^2+{\stackrel{\dot{}<!--\; \dot{}\; -->}{\mathrm{\eta <!--\; \eta \; -->}}}^2+{\stackrel{\dot{}<!--\; \dot{}\; -->}{\mathrm{\zeta <!--\; \zeta \; -->}}}^2\right).$$C_{J}=2\left({\frac {\mu _{1}}{r_{1}}}+{\frac {\mu _{2}}{r_{2}}}\right)+2n\left(\xi {\dot {\eta }}-\eta {\dot {\xi }}\right)-\left({\dot {\xi }}^{2}+{\dot {\eta }}^{2}+{\dot {\zeta }}^{2}\right).$ 

ВыводПравить

В синодической системе ускорения можно представить в виде производных от скалярной функции

$U(x,y,z)=\frac{n^2}{2}(x^2+y^2)+\frac{{\mathrm{\mu <!--\; \mu \; -->}}_1}{r_1}+\frac{{\mathrm{\mu <!--\; \mu \; -->}}_2}{r_2}.$$U(x,y,z)={\frac {n^{2}}{2}}(x^{2}+y^{2})+{\frac {\mu _{1}}{r_{1}}}+{\frac {\mu _{2}}{r_{2}}}.$ 

Рассмотрим уравнения Лагранжа для движения тела:

$\stackrel{¨<!--\; ¨\; -->}{x}-<!--\; -\; -->2n\stackrel{\dot{}<!--\; \dot{}\; -->}{y}=\frac{\mathrm{\delta <!--\; \delta \; -->}U}{\mathrm{\delta <!--\; \delta \; -->}x},$${\ddot {x}}-2n{\dot {y}}={\frac {\delta U}{\delta x}},$ 

$\stackrel{¨<!--\; ¨\; -->}{y}+2n\stackrel{\dot{}<!--\; \dot{}\; -->}{x}=\frac{\mathrm{\delta <!--\; \delta \; -->}U}{\mathrm{\delta <!--\; \delta \; -->}y},$${\ddot {y}}+2n{\dot {x}}={\frac {\delta U}{\delta y}},$ 

$\stackrel{¨<!--\; ¨\; -->}{z}=\frac{\mathrm{\delta <!--\; \delta \; -->}U}{\mathrm{\delta <!--\; \delta \; -->}z},$${\ddot {z}}={\frac {\delta U}{\delta z}},$ 

После умножения уравнений на $\stackrel{\dot{}<!--\; \dot{}\; -->}{x},\stackrel{\dot{}<!--\; \dot{}\; -->}{y}$${\dot {x}},{\dot {y}}$  и $\stackrel{\dot{}<!--\; \dot{}\; -->}{z}$${\dot {z}}$  соответственно и сложения всех трёх выражений получим равенство

$\stackrel{\dot{}<!--\; \dot{}\; -->}{x}\stackrel{¨<!--\; ¨\; -->}{x}+\stackrel{\dot{}<!--\; \dot{}\; -->}{y}\stackrel{¨<!--\; ¨\; -->}{y}+\stackrel{\dot{}<!--\; \dot{}\; -->}{z}\stackrel{¨<!--\; ¨\; -->}{z}=\frac{\mathrm{\delta <!--\; \delta \; -->}U}{\mathrm{\delta <!--\; \delta \; -->}x}\stackrel{\dot{}<!--\; \dot{}\; -->}{x}+\frac{\mathrm{\delta <!--\; \delta \; -->}U}{\mathrm{\delta <!--\; \delta \; -->}y}\stackrel{\dot{}<!--\; \dot{}\; -->}{y}+\frac{\mathrm{\delta <!--\; \delta \; -->}U}{\mathrm{\delta <!--\; \delta \; -->}z}\stackrel{\dot{}<!--\; \dot{}\; -->}{z}=\frac{dU}{dt}.$${\dot {x}}{\ddot {x}}+{\dot {y}}{\ddot {y}}+{\dot {z}}{\ddot {z}}={\frac {\delta U}{\delta x}}{\dot {x}}+{\frac {\delta U}{\delta y}}{\dot {y}}+{\frac {\delta U}{\delta z}}{\dot {z}}={\frac {dU}{dt}}.$ 

После интегрирования получим выражение

${\stackrel{\dot{}<!--\; \dot{}\; -->}{x}}^2+{\stackrel{\dot{}<!--\; \dot{}\; -->}{y}}^2+{\stackrel{\dot{}<!--\; \dot{}\; -->}{z}}^2=2U-<!--\; -\; -->C_J,$${\dot {x}}^{2}+{\dot {y}}^{2}+{\dot {z}}^{2}=2U-C_{J},$ 

где C_J — постоянная интегрирования.

Левая часть равенства является квадратом скорости v пробной частицы в синодической системе отсчёта.

¹Данная система координат является неинерциальной, что объясняет появление слагаемых, связанных с центробежной силой и силой Кориолиса.

ЛитератураПравить

• Carl D. Murray and Stanley F. Dermot Solar System Dynamics [Cambridge, England: Cambridge University Press, 1999], pages 68–71. (ISBN 0-521-57597-4)