periheldrehung
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| Man beginnt klassisch mit der Energiegleichung: | Man beginnt klassisch mit der Energiegleichung: | ||
| - | $$E = \frac{1}{2}\cdot m\cdot \dot{r}^2 + \frac{1}{2}\cdot \frac{L^2_{\nu}}{m\cdot r^2} - G\cdot \frac{M_S\cdot m}{r} \color{# | + | $$E = \frac{1}{2}\cdot m\cdot \dot{r}^2 + \frac{1}{2}\cdot \frac{L^2_{\nu}}{m\cdot r^2} - G\cdot \frac{M_S\cdot m}{r}\tag{1}$$ | 
| - | Um die Periheldrehung beschreiben zu können, braucht man ein Störpotential $S(r)$ als Ursache: | + | Um die Periheldrehung beschreiben zu können, braucht man ein Störpotential $S(r)$ als Ursache, das zur Gleichung (1) addiert wird: | 
| - | $$\color{# | + | $$S(r) = - \frac{\gamma}{r^3}\tag{2}$$ | 
| Die Energiegleichung ist zeitlich konstant. $E$ ist damit die erste Erhaltungsgröße. | Die Energiegleichung ist zeitlich konstant. $E$ ist damit die erste Erhaltungsgröße. | ||
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| Die allgemeine Relativitätstheorie Einsteins erklärt eine zusätzliche Apsidendrehung der Planeten. Der relativistische Effekt wird mit dem Potentialfaktor $\gamma$ und dem Bahnparameter $p$ beschrieben: | Die allgemeine Relativitätstheorie Einsteins erklärt eine zusätzliche Apsidendrehung der Planeten. Der relativistische Effekt wird mit dem Potentialfaktor $\gamma$ und dem Bahnparameter $p$ beschrieben: | ||
| - | $$\gamma = \frac{G\cdot M_S}{c^2} L_{\nu}^2\tag{15}$$ | + | $$\gamma = \frac{G\cdot M_S}{c^2}\cdot L_{\nu}^2\tag{15}$$ | 
| und | und | ||
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| $$\dot{\varpi}_c = \frac{6\cdot\pi\cdot G\cdot M_S}{a\cdot c^2\cdot (1 - \epsilon^2)} = | $$\dot{\varpi}_c = \frac{6\cdot\pi\cdot G\cdot M_S}{a\cdot c^2\cdot (1 - \epsilon^2)} = | ||
| - | \frac{0\overset{\text{'' | + | \frac{0\overset{'' | 
| Mit $G$ als der Gravitationskonstanten, | Mit $G$ als der Gravitationskonstanten, | ||
periheldrehung.1758980813.txt.gz · Zuletzt geändert: 2025/09/27 15:46 von hcgreier