Este método está tomado de la Mecánica clásica de Taylor, en la sección "Problemas de fuerza central de dos cuerpos". Esto va mucho más en profundidad de lo necesario y asume densidades uniformes de las estrellas para facilitar el cálculo (aunque esto no es necesario).
tl: dr: El Lagrangiano es independiente del ángulo de cada estrella con respecto al centro de masa, e independiente del ángulo de rotación de cada estrella, por lo que el orbital total y el momento angular de rotación de cada estrella se conservan de forma independiente. Esto se logra mediante el cambio de masa que representa el cambio en las velocidades de rotación. Tenga en cuenta que esto no requiere bloqueo de marea u órbitas circulares.
LlevarR⃗
ser la posición del centro de masa.
R⃗ =metro1˙r⃗ 1+metro2˙r⃗ 1metro1+metro2=metro1˙r⃗ 1+metro2˙r⃗ 2METRO
dóndeMETRO≡metro1+metro2
.
Posteriormente podemos definirr⃗ 1=R⃗ +metro2METROr⃗
yr⃗ 2=R⃗ −metro1METROr⃗
, dónder⃗ =r⃗ 1−r⃗ 2
La energía cinética es
T=12(metro1r⃗ ˙21+metro2r⃗ ˙22+25metro1s21ω21+25metro2s22ω22)
dóndesi
son los radios de las estrellas, yωi
son las velocidades rotacionales (no orbitales). Podemos reducir esto a
T=12(metro1r⃗ ˙21+metro2r⃗ ˙22+25metro1s21ω21+25metro2s22ω22)
T=12[metro1(R⃗ ˙+metro2METROr⃗ ˙)2+metro2(R⃗ ˙−metro1METROr⃗ ˙)2] +15(metro1s21ω21+metro2s22ω22)
T=12[ MR⃗ ˙2+metro1metro2METROr⃗ ˙2] +15(metro1s21ω21+metro2s22ω22)
Esto nos permite definir una nueva cantidad, la masa reducida:μ ≡metro1metro2METRO
. finalmente conseguimos
T=12METROR⃗ ˙2+12mr⃗ ˙2+15(metro1s21ω21+metro2s22ω22)
Para el Lagrangiano total, tomando una energía potencialtu= tu( r )
, entonces, obtenemos
L = T− tu=12METROR⃗ ˙2+12mr⃗ ˙2+15(metro1s21ω21+metro2s22ω22) - tu( r ) .
Podemos ver que dado que el Lagrangiano es independiente de
R⃗
, eso
METROR⃗ ¨= 0
o
R⃗ ˙= c o n s t .
. Esto nos dice
que se conserva el impulso total , nuestra primera ley de conservación. Esto se debe a que, en el sistema cerrado,
metro1˙= −metro2˙
, entonces
METRO˙= 0
.
DesdeR⃗ ˙= c o n s t .
, podemos pasar al marco de descanso CM, por lo queR⃗ ˙= 0
.
L =12mr⃗ ˙2+15(metro1s21ω21+metro2s22ω22) - tu( r ) .
Dejarr⃗ ˙2=r˙2+r2ϕ˙2
,ω2i=θ˙2i
.
L =12m (r˙2+r2ϕ˙2) +15(metro1s21θ˙21+metro2s22θ˙22) - tu( r ) .
El lagrangiano es independiente deϕ
, por lo que de nuevo obtenemos una ecuación de conservación.
ddt∂L∂ϕ˙= 0
∂L∂ϕ˙= mr2ϕ˙= c o norte s t =yoórbita _ _ _ _
Esto nos dice que el momento angular orbital se conserva. Aparentemente
mr2ϕ¨+ 2 μ rr˙ϕ˙+m˙r2ϕ˙= 0.
Si tuvieras curiosidad,m˙=metro˙2(metro1−metro2)METRO=metro˙1(metro2−metro1)METRO
.
Nuevamente, dado que el Lagrangiano es independiente de ambosθ1
yθ2
, se conserva el momento angular de rotación individual de cada estrella.
Podemos encontrar eso
25metrois2iθ˙i= c o norte s t =yopodredumbre , yo _ _
y aparentemente
metrois2iθ¨i+ 2metroisisi˙θ˙i+metro˙is2iθ˙i= 0 ,
dándonos nuestra última ecuación de restricción. Resolviendo el Lagrangiano para
r
nos dice las ecuaciones de movimiento.
ProfRob
Cham