TuBonprlscHE MpcHarutN (Sommersemester 2010) Thema 4: Bewegung im Zentralkraftfeld. Das Kopt pR-Problem Aufgabe 1; Der Amboß des Hostoo Dem griecirischen Dichter HBsio» zufolge erreicht ei,n metalli,scher Ambofi, der neun Tage und Nrichte lang uom Himmel herabftillt, 1...1 di.e Erde am zehnten Tag. Während wir heute eher meinen, der Hirnmel sei unendlich weit weg, war der Kosmos nach den damaligen Weitvorstellungen in neun Sphären eingeteilt und damit endlich. Es war aiso delkbar, daß die Götter die Himmelspforte öffneten und einen Amboß aus großer, aber endlicher Entfernung auf die Erde fallen ließen. Es seien .R cler Erdradius und h die über der Erdoberfläche gemessene Höhe. Leiten Sie aus dem NnwroNschen Gravitationsgesetz das Fallgesetz für den radialen, auf den Erdmittelpunkt gerichteten freien Fall her. Wie ändert sich die Schwerebeschleu, nigung rnit clei Höhe? Zeigen Sie, daß für h <.R das Galtlctsche Fallgesetz itt: -g mit g als der schwerebeschleunigung an der Erdoberfläche richtig folgt. a) b) Benutzen Sie den Energieerhaltungssatz, um für den freien Fall aus großer Höhe ä6 Auftreffgeschwindigkeit up und die die Anfangsgeschwindigkeit mit verschwindender Fallzeii tp bis zur Brdoberfläche zu bestimmen. Hinweis: Sei X:a,r*b,Y: fr*S und A:bf - f ,,1lY : sgn(X) r* A sgn(o) v xY =i.r ;ä J Xd, ag. Dann gilt für a.f <0 arctan Dabei bedeutet das Symbol ,,sgn" das Vorzeichen der jeweiligen Größe. Sie ausgehend von Ihrem Resultat nach, daß sich unter den Gültigkeitsbedingungen des GaltLBlschen Fallgesetzes die Fallzeit auf den bekannten Ausdruck c) Weisen 17 to: d) \12|f, reduziert. Gervinnen Sie für h,s ) -R eine Näherungsformel zur Berechnung der Fallzeit überprüfen Sie damit die Vorstellungen des Hnstoo wie folgt: tp uncl o Da die Griechen aile Planeten bis zum Saturn kannten, ist ' die Annahme sinnvoll, der des befindet. Berechnen Himmelspforte.jenseits Sphäre Saturn daß sich die Sie die Fallzeit des Amboß', wenn er aus dem Abstand des den Griechen nicht bekannten Planeten tlranus Iällen geiassen und allein von der Erde angezogen rrird. o Wie ändert sich die Falizeit bis zur Erde, wenn der Arnboß von cler Sonne angezogen und die Erdanziehung vernachlässigt wird? e) Bestätigen Sie für die Auftreffgeschwindigkeit das Galti,Elsche Resultat up : JSia für hs (( ß. Wetches interessante Ergebnis erhalten Sie für die Ariftreffgeschwindigkeit beim Fa1l ,,aus dern Unendlichen"? bitte wenden Aufgabe 2: Die dritte J<osrnische Geschwindigkeit Die dritte kosrnische Geschwindiglceit ist die Antwort auf die Frage, welche mi,nimale Geschwindigkeit ein Projektii haben muß, damit es aus dem Abstand Sonne - Erde und von der Erdoberfläche aus das Sonnensystem verlassen kann. Berechnen Sie diese Geschwindigkeit in zwei Schritten: a) Skizzieren Sie die Überlagerung der NswtoNschen Potentiale von Sonne und Erde und ermittein Sie zunächst - analog zur zweiten kosmischen Geschwindigkeit -' für dieses Potential die radiale Fluchtgeschwindigkeit von der Erdoberfläche. Außer Sonne und Erde sollen keine u,eiteren Himmelskörper einbezogen werden. b) Berücksichtigen Sie nun die Bewegurrg der Erde auf ihrer als kreisförmig angenomrienen Bahn, iedoch nicht ihre Eigenrotation, und wählen Sie eine günstige Abschußrichtung für das Projektil. Aufgabe 3: Die Periheldrehulg der Planet,en Nach der Allgemeinen Relativitälstheorie muß das NnwtoNsche Potential für clie Bervegung del Planeten im Zentralhraftfeld der Sonne um einen Zusatzterm erweitert werden: (Jb\: *; - pß (r) : *1 nrir. a nrll o:: GlVlm GMm und ur {J :3 G2AI2- ,2 Der Zusatzterm ist ein Störterm, denn es gilt mit P als Drehimpulsbetrag ' . # U, a) Überführen Sie rnit cler Substitution s - | den Energie-Erhaltungssatz für das effektive Potential Li"6 in eine Differentialgleichung vom Typ einer iniromogenen Schwin- gungsgleichung uncl lösen Sie diese. b) Während bei cler Bewegung im NpwroNschen Potential der,,entartete" Fall vr-irliegt, daß der Planet nach Überstreichen des Winkels 2zr wieder zu seinern Ausga,ngspunkt (Perihel) zurückkehrt, muß er in dem korrigierten Potential einen zusätzlichen Winkel Arp zurückiegen) um wieder das Perihel zu erreichen. Lesen Sie aus lhrer Lösung diese Periheldrehung Ag ab und skizzieren Sie die Bahn, die sich - wenn auch wenig * von einer Ellipse urrtersciieidet . c) Beschreiben Sie die Periheldrehung statt durch den Drehimpuls P clurch große Halbachse o rind Exzentrizität e der ungestörten Bahneilipse. Unter weichen Bedingungen lassen sich,,große" Perihelverschiebungen erwarten? d) Berechnen Sie die Perihelverschiebung für den Merkur uncl geben Sie cliese in Bogensekunden pro Jahrhundert an. Hinweis für alle Aufgaben: Entnehmen Sie für numerische Berechnungen die Daten Tafehverk" ftir Sonne und Planeten einem