Kepler kanunlarını veya bu kanunların hem bilim hem de hristiyanlık tarihindeki etkisini burada anlatmaya gerek görmüyorum. Güneş sistemindeki gezegenlerin hareketine dair olan bu kanunlardan ilkine göre gezegen odaklarından birisinde güneşin bulunduğu bir elips üzerinde hareket eder. Bu özel konumdan dolayı, astronomide güneş-gezegen dinamiği çalışılırken güneş (yani odaklardan birisi) orijinle çakışık olarak ele alınır. Bu genellikle bizim yabancısı olduğumuz bir konfigürasyondur, çünkü analitik geometride elipsin kütle merkezini orijine oturtmak daha kolaydır. O zaman bizim geometrici olarak vazifemiz Kepler kanunlarına uygun bir elips denklemi vermektir.
İşe elipsin tanımından başlayacağız: Adına odaklar
denilen iki noktaya uzaklıkları toplamı sabit olan düzlemdeki bütün noktaların yerine elips denir. Kuşkusuz elipsin bundan başka tanımları da var. Ama tanımlardan birisini seçip, başlamak gerekiyor. Aynı zamanda mekanik olarak elips çizimi için en uygun tanım da budur.
Şimdi genelliği kaybetmeden odakları F1:=(−f,0) ve F2:=(f,0) noktalarına yerleştirelim. Elips x eksenini (a,0) noktasında kessin. O zaman, elipsin tanımı uygulandığında a−f+a+f=2a=:K (bir sabit)
Şimdi şekilde görüldüğü gibi orijini odaklardan birisine mesela F1 noktasına kaydıralım. Bu kaydırmayı elipsin denkleminde x→x−f koyarak ifade edebiliriz: b2(x−f)2+a2y2=a2b2 denklemini açıp sadeleştirmeleri ve gerekli yeniden düzenlemeleri yaptığımızda aşağıdaki sonuca ulaşıyoruz.
x2−b2−2fx+(a/b)2y2=0
Ne yazık ki astronomide bu da yetmiyor! Çünkü genel çekim kanununda güneş ile gezegen arasındaki mesafe r:=√x2+y2≥0 kullanılıyor ve kutuplu koordinatlarda denklemleri ifade etmek problemin simetrisine de uyacağı için daha bir önem kazanıyor. O zaman x=rcosϕ ve y=rsinϕ dönüşümlerini uyguladığımızda elipsin kutuplu koordinatlardaki denklemi için bazı işlemlerden sonra r2−{ϵrcosϕ+(1−ϵ2)a2}2=0 denklemine ulaşıyoruz. Bu denklemi çarpanlarına ayırıp r için çözdüğümüzde Kepler ve diğer astronomların kullandıkları elips denklemine ulaşıyoruz. r=(1−ϵ2)a1−ϵcosϕ
Güneşe en yakın mesafe perihelion
ϕ=π durumunda ölçülür ve (1−ϵ)a kadardır. En uzak mesafe ise aphelion
ϕ=0 durumundadır ve değeri (1+ϵ)a kadardır. Aphelion ve perihelion ölçülerek gezegenin yörüngesi için a (yarı majör eksen) ve ϵ değerleri kolayca tayin edilebilirler.
Hiç yorum yok:
Yorum Gönder