Файл: Стручков В.В. Вопросы современной физики пособие для учителей.pdf
ВУЗ: Не указан
Категория: Не указан
Дисциплина: Не указана
Добавлен: 10.04.2024
Просмотров: 224
Скачиваний: 1
говорят об энергии связи ядра, приходящейся на один нуклон (или удельной энергии связи). 1
Некоторые из этих вопросов будут подробнее рассмотрены в соответствующих местах книги, а сейчас разберем один из них.
§ 7. ДВИЖЕНИЕ В ПОЛЕ ТЯГОТЕНИЯ
Материал этого параграфа является теоретическим введением к вопросу о движении искусственных спутников Земли и других космических тел, который будет рассмотрен на его основе.
Пусть имеется система, состоящая только из двух тел, тяго теющих, как иногда говорят, гравитирующих по закону Ньютона. Требуется найти, как движется каждое тело. Эта задача назы вается «задачей двух тел» в теории тяготения или задачей Кеп лера. Совершенно так же решается и задача о движении каждого из разноименных электрических зарядов, притягивающихся друг к другу по закону Кулона, например электрона и ядра водородо подобного нона, состоящего из ядра и одного электрона. В современной физике обе эти задачи рассматриваются как частные случаи одной и той же задачи — задачи Кеплера, которая форму лируется так: найти движения двух тел, взаимно притягивающихся по закону «обратных квадратов». Сила притяжения здесь обратно пропорциональна квадрату расстояния между телами.
Мы будем иметь в виду в основном гравитационную задачу Кеплера. Она упрощается, если одна из масс во много раз меньше другой. Но этот случай как раз и важен для «космических» задач о движении искусственных и естественных спутников Земли, Солн ца и других «центров тяготения». В этом случае можно говорить, что движется меньшая масса относительно «неподвижной» боль шой массы, которая поэтому и называется центром тяготения.. Строго говоря, оба тела движутся относительно нх общего центра масс, но даже в случае такого «большого» спутника Земли, как Луна, их общий центр масс лежит внутри Земли, и практически существенным оказывается движение именно спутника — Луны, т. е. задача формулируется следующим образом: найти движение тела (материальной точки) относительно «центра тяготения» (т. е. относительно другой материальной точки).
Решение этой задачи приводит к следующему результату: тра екторией движения может быть одно из конических сечений: эл липс, парабола или гипербола. По какой именно из этих трех кри вых будет двигаться тело, зависит от знака полной энергии, т. е. суммы кинетической и потенциальной энергий: Лк + U. Полная энергия сохраняется, так как сила тяготения потенциальна, а си стема из двух рассматриваемых тел консервативна. Прежде чем решать задачу Кеплера, сделаем отступление в область аналити ческой геометрии и напомним основные сведения о конических сечениях.
Общее название трех кривых (конические сечения) обуслов лено тем, что они могут быть получены сечением поверхности круг-
134
пого конуса плоскостью, не прохо |
|
|||||||
дящей через вершину конуса (рис. |
|
|||||||
28). В случае, если секущая плос |
|
|||||||
кость не параллельна ни оси, ни |
|
|||||||
образующей конуса, в сечении по |
|
|||||||
лучается |
эллипс; |
|
если |
|
плоскость |
|
||
перпендикулярна |
оси |
конуса, |
то |
|
||||
окружность. |
|
|
|
|
|
|
|
|
JB аналитической геометрии и в |
|
|||||||
физике окружность всегда |
рассмат |
Окружность |
||||||
ривается |
как |
частный |
случай |
эл |
|
|||
липса. Если секущая плоскость па |
|
|||||||
раллельна |
одной |
из образующих |
|
|||||
конуса, |
то |
сечением |
|
является |
|
|||
парабола. |
Наконец, |
если |
сёкущая |
|
||||
плоскость |
параллельна |
оси конуса |
|
|||||
ОО1, то сечением является гипер |
|
|||||||
бола. Она, как видно из рисунка, |
|
|||||||
состоит из двух симметричных |
вет |
Образующая |
||||||
вей. В физике обычно под гипербо- "|_ |
конуса |
|||||||
лой понимают одну ветвь этой кри |
|
|||||||
вой. |
|
сечения |
характери |
|
||||
Конические |
|
|||||||
зуются рядом величин, смысл ко |
|
|||||||
торых мы поясним на примере эл |
|
|||||||
липса, поскольку движение по эл |
|
|||||||
липсу типично |
для |
движения |
тел |
|
и частиц в макро- и микрокосмосе (планеты и электроны атомов). Точ
ка О — центр эллипса, точки А, В, С, D — его вершины, Fі и F2— фокусы (рис. 29). У эллипса и гиперболы имеется по два фокуса, у параболы — один. Эллипс может быть определен как геометри ческое место точек, сумма расстояний которых от двух данных точек F1 и F2 постоянна. Если М — произвольная точка эллипса, то для нее
МЕ1+ М /72=2а,
тде 2а — длина большой оси эллипса (ОА = а — большая полуось эллипса). Расстояние между фокусами F\F2 — 2с на зывается фокусным расстояни ем. Отрезок BD — 2b и его по ловина OB — b — это соответ ственно малая ось и малая по луось эллипса.
Отношение фокусного рас стояния к длине большой оси называется эксцентриситетом ж эллипса:
135
2с |
с |
ъ~ 2а ~ |
а |
Так как
с= у'а? — Ь‘\
то эксцентриситет может быть выражен через полуоси эллипса:
Как видим, эксцентриситет эллипса меньше единицы (е < 1), причем, чем меньше отношение Ь/а, т. е. чем сильнее «сплюснут» эллипс, тем больше его эксцентриситет, тем дальше друг от друга отстоят его фокусы. Это обстоятельство поясняет смысл слова «эксцентриситет», в переводе означающее «внецентренность», рас хождение центров (фокусов). Понятие же «фокус» эллипса имеет «оптический» смысл, о чем полезно сообщить учащимся. Слово «фокус» в переводе с латинского означает «очаг». Эллипс обла дает геометрическим свойством, которое может быть использовано в оптике: фокальные радиус-векторы MFі и MF2 любой точки эл липса М образуют равные углы а с нормалью (т. е. перпендикуля ром к касательной) к эллипсу в этой точке (М). А это можно истол ковать как оптический закон отражения: угол отражения равен углу падения. И если отражающую поверхность (зеркало) сделать эллиптической и в одном из ее фокусов поместить источник света, то лучи, отраженные от зеркала, пересекутся в другом фокусе п могут поджечь легковоспламеняющееся вещество, помещенное в нем.
Максимальное значение эксцентриситета эллипса равно еди нице: оно соответствует значениям 6 = 0, а — оо. В этом частном случае эллипс предельно сплюснут, как говорят, «вырожден», он превращен в прямую линию.
Другой предельный случай эллипса — его «вырождение» в
.окружность, когда малая полуось равна большой (6 = а) и экс центриситет обращается в нуль (е = 0).
Наконец, еще одной величиной, характеризующей эллипс, яв ляется так называемый параметр р: половина длины хорды, про ходящей через фокус и перпендикулярной большой оси.
При теоретическом анализе вопросов, связанных с движением по эллиптическим орбитам, важную роль играет уравнение эллип са, т. е. соотношение между координатами любой точки эллипса. Приведем его в декартовой и полярной системах координат.
Поместим начало О декартовой системы координат в центре эллипса, а взаимно перпендикулярные оси ее направим вдоль осей эллипса: ось абсцисс (ОХ) — вдоль большой, ось ординат (ОУ) — вдоль малой оси. Тогда между координатами х н у любой
136
точки N эллипса в этой системе координат существует соотноше ние:
+ 1 1 = 1 а2^ й2
где а и b — соответственно большая и малая полуоси эллипса. Это соотношение называется каноническим уравнением эллипса.
Однако в случае движения относительно центра тяготения удоб нее ввести не декартову, а полярную систему координат. Полюс этой системы координат поместим в одном из фокусов эллипса (например, F\ на рисунке 29). Далее из полюса проводим полу прямую, т. е. луч F \ X , — полярную ось. Положение любой точки эллипса может быть охарактеризовано двумя величинами: рас стоянием г точки от полюса (полярный радиус) и углом ср между полярным радиусом и полярной осью — полярным углом. Это по лярные координаты. Угол ср отсчитывается от полярной оси и мо жет иметь любые значения между 0 и 2я рад.
Уравнение конического сечения в полярной системе координат, т. е. соотношение между полярными координатами г и ср любой точки эллипса, имеет вид:
г = |
Р |
(5.8) |
l+ecoscp |
где р — параметр эллипса, е — его эксцентриситет.
Уравнение (5.8) справедливо для любого конического сечения, причем конкретный вид кривой определяется только величиной эксцентриситета е: при е С 1 — эллипс, при е = 1 —■парабола, при е > 1 — гипербола.
Теперь вернемся к кеплеровой задаче.
Задача о движении в поле тяготения формулируется следующим образом. Найти траекторию движения материальной точки с мас сой т относительно другой материальной точки с массой М, во много раз большей массы т и являющейся «центром тяготения». Задачу можно решить, если воспользоваться законами сохранения
энергии Е и момента импульса L, имеющими место в данном слу чае. Полная механическая энергия — сумма кинетической и потен циальной энергии — сохраняется, так как сила тяготения потен циальна; момент импульса сохраняется потому, что сила тяготе ния — центральная сила и ее момент относительно центра тяго тения равен нулю. Момент силы согласно основному закону вра щательного движения равен и з м е н е н и ю момента импульса тела. Так как момент силы тяготения равен нулю, то момент им пульса движущегося тела будет оставаться постоянным. Отсюда вытекают следующие два вывода.
Во-первых, сохранение момента импульса означает неизмен-
ность направления вектора L в пространстве. Это-будет иметь
137
место только тогда, когда траектория лежит в плоскости, проходя щей через центр тяготения. Этот вывод непосредственно следует из определения момента импульса точки, движущейся относитель но «неподвижного» центра тяготения:
L = r\/nv,
L = mvr sin а — rnv ■h — mv4r,
где г — полярный радиус-вектор точки с массой т относительно
центра тяготения, ѵ — скорость этой точки, /г — плечо импульса,
v(f — азимутальная проекция скорости (см. рис. 21 и 31).
>
Вектор L, как видим, перпендикулярен плоскости, в которой
лежат векторы г и тѵ. Эта плоскость проходит через центр тяго тения.
Неизменность направления вектора L означает неизменность
положения плоскости (г, ѵ) в пространстве. Это значит, что вектор
скорости тела ѵ лежит все время в одной плоскости, т. е. что движение в поле тяготения одного тела является плоским движе нием.
Это проявляется в движении искусственных спутников Земли следующим образом.
Плоскость орбиты спутника неизменна в пространстве относи тельно «неподвижных» звезд, а Земля вследствие суточного вра щения поворачивается относительно плоскости орбиты спутника, пересекая ее разными своими участками, как бы «навивая» орбиту на себя.
Второй вывод из закона сохранения момента импульса состоит в том, что из постоянства модуля момента импульса вытекает вто рой закон Кеплера. Докажем это.
Рассмотрим бесконечно малое перемещение точки т по ее ор бите: за бесконечно малый промежуток времени dt она пройдет по орбите дугу dl,
равную V • dt, |
где ѵ — скорость ее в данной |
||||||
точке |
орбиты |
(рис. 30). Модуль вектора |
“>■ |
||||
L |
|||||||
равен: |
|
|
|
|
|
|
|
|
L — tnvr sin a = rm |
dl |
•sin a, |
(5.9) |
|||
|
|
|
|
dt |
|
|
|
где a — |
угол |
между |
векторами |
г и |
і> |
||
(его |
не |
следует путать |
с полярным уг |
||||
лом ср). |
|
|
|
|
|
|
138