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Movimento geral sob a interac¸a˜o gravitacional Atividade avaliativa Disciplina: Fenoˆmenos de Transporte I Tema: Gravitac¸a˜o Estudante 1: Entrega: 23/03/2016 Estudante 2: Devoluc¸a˜o: 05/04/2016 Prof.: Emanuel J. Reis de Oliveira Valor: 4,0 pontos Nota: Ate´ o momento, as leis de Kepler foram enunciadas apenas para movimentos elı´pticos. Provou-se que, de acordo com essas leis, o movimento e´ produzido por uma forc¸a atrativa e inversamente proporcional ao quadrado da distaˆncia. No entanto, ao discutirmos a energia, afirmou-se que essas leis tambe´m sa˜o va´lidas para o´rbitas hiperbo´licas e parabo´licas, ale´m das o´rbitas elı´pticas. Vamos, agora, provar essa afirmac¸a˜o. Para uma forc¸a central, quando a energia potencial U depende apenas da distaˆncia r, isto e´, U = U(r), a energia mecaˆnica e´ dada por: E = 1 2 mv2 + U(r), (1) com a qual e´ possı´vel determinar a velocidade da partı´cula a qualquer distaˆncia. A principal caracterı´stica da interac¸a˜o gravitacional e´ o fato dela ser do tipo central, ou seja, ela e´ da forma ~F = F (r)rˆ, (2) onde F (r) = −GMm r2 . (3) Questa˜o 01 A partir da definic¸a˜o de torque, momento angular e da relac¸a˜o entre eles, mostre que, para uma forc¸a central da forma (2), o momento angular e´ conservado. (Dica: Use que a velocidade pode ser escrita em coordenadas polares como ~v = vrrˆ + vθθˆ.) Logo, para um movimento sob a ac¸a˜o de forc¸as centrais, ha´ dois teoremas de conservac¸a˜o: um e´ a conservac¸a˜o do momento angular e o outro a conservac¸a˜o da energia mecaˆnica. Pode-se mostrar que, usando coordenadas polares (r, θ), as componentes da velocidade sa˜o: vr = dr dt (4) vθ = r dθ dt = ωr, (5) onde vr e´ a componente radial e vθ e´ a componente tangente do vetor velocidade ~v. Daı´, temos que: v2 = v2r + v 2 θ v2 = ( dr dt )2 + r2 ( dθ dt )2 (6) 1 Questa˜o 02 Usando a definic¸a˜o de momento angular, ~L = ~r × ~p, a relac¸a˜o entre a componente tangente da velocidade (vθ) e a velocidade angular (ω), mostre que v2 = ( dr dt )2 + L2 (mr)2 (7) Questa˜o 03 Daı´, mostre que a energia mecaˆnica na equac¸a˜o (1) pode ser escrita como E = 1 2 m ( dr dt )2 + L2 2mr2 + U(r), (8) ou ainda, E = 1 2 m ( dr dt )2 + Uef (r), (9) onde Uef (r) ≡ L 2 2mr2 + U(r) (10) e´ denominada energia potencial efetiva. O primeiro termo na equac¸a˜o (10) e´ chamada energia potencial centrı´fuga, Uc(r) = L2 2mr2 , (11) pois a ”forc¸a”associada a ele, Fc = −dUc(r) dr = L2 mr3 , (12) sendo positiva, esta´ dirigida para fora da origem, isto e´, se afastando do centro de forc¸as. Na verdade, a u´nica forc¸a centrı´fuga que pode agir sobre a partı´cula e´ aquela que tenha origem no potencial real U(r), caso ele seja repulsivo. Aqui, a ”forc¸a”centrı´fuga Fc e´ apenas um conceito matema´tico u´til. Fisicamente, este conceito descreve a tendeˆncia da partı´cula, de acordo com a lei da ine´rcia, de se mover em linha reta e evitar o movimento sobre uma curva. Questa˜o 04 (a) A partir da equac¸a˜o (9), mostre que dr dt = √ 2 m [E − Uef (r)] (13) (b) Escrevendo o momento angular em coordenadas polares, mostre que dθ dt = L mr2 . (14) 2 (c) Dividindo as equac¸o˜es (13) e (14) (considerando as derivadas como frac¸o˜es) membro a membro, mostre que dr dθ = √ 2 m [E − Uef (r)] L mr2 . (15) A equac¸a˜o (15) representa a equac¸a˜o diferencial que nos permite, em princı´pio, determinar a equac¸a˜o da trajeto´ria de uma partı´cula sob a ac¸a˜o de uma forc¸a do tipo central. Note que a equac¸a˜o (15) e´ completamente geral para qualquer tipo de forc¸a da forma indi- cada pela equac¸a˜o (2). Questa˜o 05 Usando a equac¸a˜o (10) para a energia potencial efetiva, mostre que a podemos reescrever a equac¸a˜o (15) na forma( dr dθ )2 = m2r4 L2 { 2 m [E − U(r)]− L 2 m2r2 } , (16) onde L e´ o momento angular da partı´cula. Assim, as o´rbitas possı´veis para uma partı´cula sob a influeˆncia de uma forc¸a central depende dos valores da energia total e do momento angular da partı´cula. A equac¸a˜o de uma sec¸a˜o coˆnica em coordenadas polares com a origem num dos focos e´ dada por εd r = 1 + ε cos θ, (17) onde ε e´ a excentricidade, d e´ a distaˆncia do foco a` diretriz e r e´ uma func¸a˜o do aˆngulo θ, isto e´, r = r(θ). Questa˜o 06 (a) Derivando a equac¸a˜o (17) em relac¸a˜o a θ mostre que( dr dθ )2 = r4 sin2 θ d2 . (18) (b) Substituindo a equac¸a˜o (18) na equac¸a˜o (16), mostre que sin2 θ = m2d2 L2 { 2 m [E − U(r)]− L 2 m2r2 } , (19) (c) Por outro lado, da equac¸a˜o das sec¸o˜es coˆnicas, (17), temos que: cos θ = d r − 1 ε (20) Daı´, mostre que sin2 θ = 1− d 2 r2 + 2d εr − 1 ε2 (21) 3 (d) Portanto, igualando as equac¸o˜es (19) e (21), mostre que 1 + 2d εr − 1 ε2 = 2d2mE L2 − 2d 2mU(r) L2 (22) Questa˜o 07 Na equac¸a˜o (22) podemos notar a presenc¸a de termos constantes e termos que dependem expli- citamente da distaˆncia radial r ao centro de forc¸as (origem do sistema de coordenadas polares). Separando estes termos como numa igualdade de polinoˆmios, mostre que E = L2 2md2 ( 1− 1 ε2 ) (23) U(r) = − L 2 mrd (24) A equac¸a˜o (24) mostra que, para descrever uma sec¸a˜o coˆnica com o centro de forc¸as num dos focos, a energia potencial U(r) deve variar com a distaˆncia como 1/r e a forc¸a deve variar como 1/r2. Isso generaliza a primeira lei de Kepler, incluindo a hipe´rbole e a para´bola como o´rbitas possı´veis, como se afirmou na discussa˜o sobre energia mecaˆnica anteriormente. Questa˜o 08 A partir da equac¸a˜o (23) e da discussa˜o realizada em sala de aula relacionando a energia total E ao tipo de o´rbita da partı´cula, defina os valores da excentricidade ε para cada o´rbita possı´vel (elipse, hipe´rbole e para´bola). 4
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