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数学物理

天体力学:二体问题与三体问题

牛顿万有引力定律如何把两个相互绕转天体的运动化简为单一圆锥曲线轨道,行星为何在相等时间内扫过相等面积,以及为何加入第三个天体会打破这幅整洁图景并打开混沌之门。

直观彼此环绕坠落的两个天体

把一个球扔下,它会笔直落下。若以足够快的速度水平抛出,它仍会下落——但地面也以同样的速度在其下方弯曲远离,于是它永远不会落地。这正是月球绕地球、地球绕太阳所做的事:在引力作用下持续下落,同时横向运动足够快以始终“错过”中心天体。天体力学就是精确描述天体如何这样彼此环绕坠落的数学,从恒星旁的一颗行星,到仅凭引力就能穿梭多个世界的航天器,概莫能外。

带角度theta滑块的交互式单位圆,用作定位天体轨道位置的极角(真近点角)的直观模型。
拖动θ\theta:标记圆上一点的同一个极角,也标记着行星在轨道上的位置。在圆上,θ\theta转动时rr保持不变;而在真实轨道上,r(θ)=p1+ecos⁡θ,p=h2GMr(\theta) = \dfrac{p}{1+e\cos\theta},\qquad p = \dfrac{h^{2}}{GM}使rr本身在近点(θ=0\theta=0)与远点(θ=180∘\theta=180^\circ)之间摆动。

中学开普勒观测到的规律

第谷·布拉赫数十年裸眼行星观测数据为基础,完全不用微积分,约翰内斯·开普勒在1609至1619年间公布了三条纯粹经验性的规律:(1)行星沿椭圆运动,太阳位于一个焦点而非中心;(2)太阳到行星的连线在相等时间内扫过相等面积,因此行星在近日点运动最快、远日点最慢;(3)行星轨道周期的平方与轨道半长轴的立方成正比。开普勒本人无法解释原因——这要等将近七十年后牛顿的引力定律与微积分问世。本文余下部分将仅从这一条平方反比定律出发,证明全部三条定律,乃至更多。

大学把二体化为一体

定义: 约化质量与相对位置

对仅靠引力相互吸引的两个质点m1m_1、m2m_2,设r=r1−r2\mathbf r = \mathbf r_1 - \mathbf r_2为从物体2指向物体1的矢量,M=m1+m2M = m_1 + m_2为总质量,μ=m1m2m1+m2\mu = \dfrac{m_1 m_2}{m_1+m_2}为约化质量。在质心参考系中,真正的二体问题严格等价于一个虚拟质点(质量为μ\mu)在原点处质量MM产生的固定平方反比场中运动的问题——相对矢量r\mathbf r描出这个虚拟质点的轨道,而真实位置r1,r2\mathbf r_1,\mathbf r_2可由r\mathbf r按质量比例简单缩放得到。

r¨=−GMr3r\ddot{\mathbf r} = -\dfrac{GM}{r^{3}}\mathbf r

这里GG是牛顿引力常数,M=m1+m2M=m_1+m_2,r\mathbf r是相对分离矢量,r=∣r∣r=|\mathbf r|是两天体间的距离。注意约化质量μ\mu已经从这个方程中完全消去:在相同初始条件下,任何自由下落的物体,无论轻重,都遵循相同的相对轨迹——这正是伽利略"一切物体以相同速率下落"这一观测的直接推论。

h=r×r˙\mathbf h = \mathbf r \times \dot{\mathbf r}

矢量h=r×r˙\mathbf h = \mathbf r \times \dot{\mathbf r}是比角动量(单位约化质量的角动量)。由于引力是有心力——r¨\ddot{\mathbf r}总是沿r\mathbf r方向——它对原点的力矩为零,这使h\mathbf h成为守恒量的自然候选。下面的定理1将严格证明这一点,仅此一个事实就迫使轨道位于一个固定平面内,并以恒定速率扫过面积。

进阶轨道形状:比内方程与圆锥曲线

为求轨道形状,在轨道平面内采用极坐标(r,θ)(r,\theta),并令u=1/ru=1/r。由h=r2θ˙h = r^{2}\dot\theta知θ˙=hu2\dot\theta=hu^2,链式法则给出r˙=drdθθ˙=d(1/u)dθ hu2=−hdudθ\dot r = \dfrac{dr}{d\theta}\dot\theta = \dfrac{d(1/u)}{d\theta}\,hu^{2} = -h\dfrac{du}{d\theta},再次求导得r¨=−hd2udθ2θ˙=−h2u2d2udθ2\ddot r = -h\dfrac{d^{2}u}{d\theta^{2}}\dot\theta = -h^{2}u^{2}\dfrac{d^{2}u}{d\theta^{2}}。

d2udθ2+u=GMh2,u=1r\dfrac{d^{2}u}{d\theta^{2}} + u = \dfrac{GM}{h^{2}},\qquad u = \dfrac1r

将r¨\ddot r和θ˙=hu2\dot\theta=hu^2代入径向运动方程r¨−rθ˙2=−GMu2\ddot r - r\dot\theta^{2} = -GMu^{2},再除以−h2u2-h^{2}u^{2},恰好得到上面的比内轨道方程——这是关于u(θ)u(\theta)的线性常系数常微分方程。其通解为u(θ)=GMh2+Ccos⁡(θ−θ0)u(\theta) = \dfrac{GM}{h^{2}} + C\cos(\theta-\theta_0);取θ0=0\theta_0=0(近点方向)并将积分常数写作C=GMh2eC=\dfrac{GM}{h^{2}}e,即得r(θ)=p1+ecos⁡θ,p=h2GMr(\theta) = \dfrac{p}{1+e\cos\theta},\qquad p = \dfrac{h^{2}}{GM}——这是以引力源为焦点而非中心的圆锥曲线极坐标方程。依ee取值:0≤e<10\le e<1为椭圆(束缚轨道,e=0e=0为圆),e=1e=1为抛物线,e>1e>1为双曲线。

按离心率分类的圆锥曲线
离心率轨道类型比能量示例
0≤e<10 \le e < 1椭圆(e=0e=0时为圆)为负(束缚态)地球绕太阳,e≈0.017e\approx0.017
e=1e = 1抛物线恰为零临界束缚的长周期彗星
e>1e > 1双曲线为正(非束缚)星际天体奥陌陌

轨道方程给出了形状,但仅凭能量与角动量并不能明显确定近点的方向。令人惊讶的是,牛顿引力还隐藏着另一个守恒矢量:拉普拉斯-龙格-楞次矢量A=r˙×h−GMr^\mathbf A = \dot{\mathbf r}\times\mathbf h - GM\hat{\mathbf r},其中r^=r/r\hat{\mathbf r}=\mathbf r/r。下面的定理3将证明A\mathbf A为常矢量,且∣A∣=GMe|\mathbf A| = GMe,方向由焦点直指近点——这是平方反比力所特有的一种"隐藏"对称性(在有心力中仅与谐振子共享),反映了开普勒问题内在的四维转动对称性。

大学证明三个经典结果

在任意有心力(方向始终沿r\mathbf r)作用下,由力心指向运动天体的径矢以恒定速率dAdt=12r2θ˙=h2\dfrac{dA}{dt} = \dfrac12 r^{2}\dot\theta = \dfrac{h}{2}扫过面积。

为什么成立?

这就是开普勒第二定律,下面的证明表明它与引力具体的平方反比形式无关——它仅由力是有心力(与位置矢量平行)这一事实推出,因此对任何有心力(无论是否为引力)都同样成立。

证明

定义h=r×r˙\mathbf h = \mathbf r\times\dot{\mathbf r}。求导得h˙=r˙×r˙+r×r¨=0+r×r¨\dot{\mathbf h} = \dot{\mathbf r}\times\dot{\mathbf r} + \mathbf r\times\ddot{\mathbf r} = \mathbf 0 + \mathbf r\times\ddot{\mathbf r}(第一项为零,因为任何矢量与自身叉乘恒为零)。对于有心力,r¨\ddot{\mathbf r}平行于r\mathbf r——记某标量函数ff使r¨=f(r)r^\ddot{\mathbf r} = f(r)\hat{\mathbf r}——于是r×r¨=f(r) r×r^=0\mathbf r\times\ddot{\mathbf r} = f(r)\,\mathbf r\times\hat{\mathbf r} = \mathbf 0同样成立。因此h˙=r×r¨=−GMr3(r×r)=0\dot{\mathbf h} = \mathbf r\times\ddot{\mathbf r} = -\dfrac{GM}{r^{3}}(\mathbf r\times\mathbf r) = \mathbf 0:h\mathbf h是一个固定矢量,大小和方向均不变。

由于h\mathbf h方向固定,且h=r×r˙\mathbf h = \mathbf r\times\dot{\mathbf r}始终垂直于r\mathbf r,位置矢量r\mathbf r将永远被限制在垂直于h\mathbf h的单一固定平面内——运动是平面的。在该平面内建立极坐标(r,θ)(r,\theta)。写出r=rr^\mathbf r = r\hat{\mathbf r}与r˙=r˙r^+rθ˙θ^\dot{\mathbf r} = \dot r\hat{\mathbf r} + r\dot\theta\hat{\boldsymbol\theta},叉乘给出h=rr^×(r˙r^+rθ˙θ^)=r2θ˙ z^\mathbf h = r\hat{\mathbf r}\times(\dot r\hat{\mathbf r}+r\dot\theta\hat{\boldsymbol\theta}) = r^{2}\dot\theta\,\hat{\mathbf z},故标量h=r2θ˙h=r^{2}\dot\theta本身也是常数。

在时间dtdt内,径矢扫过一个近似三角形的薄扇形,其面积为dA=12r⋅(r dθ)=12r2 dθdA = \tfrac12 r\cdot(r\,d\theta) = \tfrac12 r^{2}\,d\theta(底边r dθr\,d\theta,高rr,三角形系数12\tfrac12)。除以dtdt恰好得到dAdt=12r2θ˙=h2\dfrac{dA}{dt} = \dfrac12 r^{2}\dot\theta = \dfrac{h}{2}。由于hh为常数,面积扫描速率dA/dtdA/dt对一切时间都保持不变——相等的时间扫过相等的面积,开普勒第二定律得证。■\blacksquare

对于绕总质量MM运动、半长轴为aa的束缚轨道(椭圆),其轨道周期TT满足T2=4π2GMa3T^{2} = \dfrac{4\pi^{2}}{GM}a^{3}。

为什么成立?

这直接把轨道大小与完成一圈所需时间联系起来,且与离心率无关——天文学家每次通过测量较小天体绕转周期来“称量”恒星或行星质量时都会用到这一事实。

证明

由定理1可知面积扫描速率dA/dt=h/2dA/dt=h/2为常数,对一个完整周期TT积分即得总面积A=h2TA = \tfrac{h}{2}T。对半长轴为aa、半短轴为bb的椭圆,几何上有A=πabA=\pi ab。令两者相等:A=πab=h2TA = \pi a b = \dfrac{h}{2}T。

接下来,通过比内方程把hh与形状联系起来:轨道的半通径为p=h2/GMp=h^{2}/GM,而椭圆满足标准关系b=a1−e2b=a\sqrt{1-e^{2}}与p=a(1−e2)=b2/ap=a(1-e^{2})=b^{2}/a。结合p=h2/GMp=h^{2}/GM与p=b2/ap=b^{2}/a得h2=GMb2ah^{2}=\dfrac{GMb^{2}}{a},故h=GMb2a=bGMah = \sqrt{\dfrac{GMb^{2}}{a}} = b\sqrt{\dfrac{GM}{a}}。

将该hh的表达式代入πab=h2T\pi ab=\tfrac{h}{2}T并解出TT:T=2πabh=2πabbGM/a=2πaaGM=2πa3GMT=\dfrac{2\pi ab}{h}=\dfrac{2\pi ab}{b\sqrt{GM/a}}=2\pi a\sqrt{\dfrac{a}{GM}}=2\pi\sqrt{\dfrac{a^{3}}{GM}}。两边平方即得T2=4π2GMa3T^{2} = \dfrac{4\pi^{2}}{GM}a^{3},这就是开普勒第三定律——且对任意ee的椭圆都成立,因为ee已完全消去。■\blacksquare

在平方反比力r¨=−GMr3r\ddot{\mathbf r} = -\dfrac{GM}{r^{3}}\mathbf r作用下的运动中,矢量A=r˙×h−GMr^\mathbf A = \dot{\mathbf r}\times\mathbf h - GM\hat{\mathbf r}是不随时间变化的常矢量,其大小为∣A∣=GMe|\mathbf A| = GMe,方向由焦点指向近点。

为什么成立?

仅凭能量与角动量只能确定开普勒轨道的大小和形状,而不能确定它在平面内的取向;拉普拉斯-龙格-楞次矢量正是固定近点位置的额外守恒量,而它的存在本身就是1/r21/r^2力所特有的——大多数有心力并不具备这样的矢量,这正是为什么(如下文受限三体问题中)大多数有心力轨道并不停留在一条固定的闭合曲线上。

证明

求导:dAdt=r¨×h+r˙×h˙−GMdr^dt\dfrac{d\mathbf A}{dt} = \ddot{\mathbf r}\times\mathbf h + \dot{\mathbf r}\times\dot{\mathbf h} - GM\dfrac{d\hat{\mathbf r}}{dt}。由于h\mathbf h为常矢量(定理1),中间项为零。利用r¨=−GMr2r^\ddot{\mathbf r}=-\dfrac{GM}{r^{2}}\hat{\mathbf r}与h=r×r˙\mathbf h=\mathbf r\times\dot{\mathbf r},以及矢量三重积恒等式r^×(r×r˙)=r(r^⋅r˙)−r˙(r^⋅r)\hat{\mathbf r}\times(\mathbf r\times\dot{\mathbf r}) = \mathbf r(\hat{\mathbf r}\cdot\dot{\mathbf r}) - \dot{\mathbf r}(\hat{\mathbf r}\cdot\mathbf r),得r¨×h=−GMr2[rr˙ r^−rr˙]=GM(r˙r−r˙rr^)\ddot{\mathbf r}\times\mathbf h = -\dfrac{GM}{r^{2}}\big[r\dot r\,\hat{\mathbf r} - r\dot{\mathbf r}\big] = GM\left(\dfrac{\dot{\mathbf r}}{r} - \dfrac{\dot r}{r}\hat{\mathbf r}\right),其中r˙=r^⋅r˙\dot r=\hat{\mathbf r}\cdot\dot{\mathbf r}是距离rr的标量变化率(用到r^⋅r=r\hat{\mathbf r}\cdot\mathbf r=r)。

另一方面,直接对r^=r/r\hat{\mathbf r}=\mathbf r/r求导得dr^dt=r˙r−r r˙r2=r˙r−r˙rr^\dfrac{d\hat{\mathbf r}}{dt} = \dfrac{\dot{\mathbf r}}{r} - \dfrac{\mathbf r\,\dot r}{r^{2}} = \dfrac{\dot{\mathbf r}}{r} - \dfrac{\dot r}{r}\hat{\mathbf r}——与上面r¨×h/GM\ddot{\mathbf r}\times\mathbf h/GM括号内的表达式完全相同。故恒等地有r¨×h=GMdr^dt\ddot{\mathbf r}\times\mathbf h = GM\dfrac{d\hat{\mathbf r}}{dt}。

因此dAdt=GMdr^dt−GMdr^dt=0\dfrac{d\mathbf A}{dt} = GM\dfrac{d\hat{\mathbf r}}{dt} - GM\dfrac{d\hat{\mathbf r}}{dt} = \mathbf 0,证明A\mathbf A为常矢量。在近点处计算A\mathbf A,此处r˙\dot{\mathbf r}纯为切向(垂直于r^\hat{\mathbf r}),速率为vp=h/rpv_p=h/r_p,故r˙×h\dot{\mathbf r}\times\mathbf h沿−r^-\hat{\mathbf r}方向,大小为h2/rph^{2}/r_p,于是A=(h2rp−GM)r^\mathbf A = \left(\dfrac{h^{2}}{r_p}-GM\right)\hat{\mathbf r};由轨道方程rp=p/(1+e)=h2GM(1+e)r_p=p/(1+e)=\dfrac{h^{2}}{GM(1+e)},得A=GMe r^p\mathbf A = GMe\,\hat{\mathbf r}_p,证实∣A∣=GMe|\mathbf A|=GMe恰好指向近点。■\blacksquare

进阶超越二体:受限三体问题

设想一个质量可忽略的第三天体(航天器、小行星)在两个沿圆轨道相互绕转的大质量M1,M2M_1,M_2的引力下运动。在以两大质量的公转角速度ω\omega旋转的参考系中,小天体的运动由引力加上旋转系特有的虚拟离心力与科里奥利力共同支配,二者合并为下面的有效势。

Ω(x,y)=−GM1r1−GM2r2−12ω2(x2+y2)\Omega(x,y) = -\dfrac{GM_1}{r_1} - \dfrac{GM_2}{r_2} - \dfrac12\omega^{2}(x^{2}+y^{2})

定义: 五个拉格朗日点

有效力(即Ω\Omega的梯度,包含旋转系中静止物体所受的科里奥利项)为零的五个点即拉格朗日点。L1L_1位于两质量之间;L2L_2位于较小质量的正外侧、离M1M_1较远的一边;L3L_3位于M2M_2相对于M1M_1的对面一侧。当m2≪M1m_2\ll M_1时(例如地球绕太阳),L1L_1与L2L_2都大约位于距较小质量r≈a(m23M1)1/3r \approx a\left(\dfrac{m_2}{3M_1}\right)^{1/3}处,其中aa为公转间距。L4L_4与L5L_5与M1M_1、M2M_2构成等边三角形,分别超前和滞后较小质量60∘60^{\circ}。

L1L_1、L2L_2、L3L_3在动力学上总是不稳定的(Ω\Omega的鞍点)——放置在那里的天体若不进行位置保持就会漂移离开。L4L_4与L5L_5虽是Ω\Omega本身的鞍点,但一旦计入科里奥利力,只要质量比满足劳斯判据μ=m2m1+m2<0.03852\mu = \dfrac{m_2}{m_1+m_2} < 0.03852,便真正变得稳定。日–木系统充分满足这一条件,这正是为何数千颗特洛伊小行星被锁定在木星的L4L_4和L5L_5点——它们直到1906年才被发现,距拉格朗日用数学方法预言其存在已过了一个多世纪。

与二体问题不同,一般三体问题不存在类似的封闭形式解。除了十个经典守恒量(能量、线动量与角动量各三个分量,以及质心的匀速运动)之外,亨利·庞加莱在1890年为瑞典国王奥斯卡二世悬赏所写的获奖论文中证明:一般情形下不存在更多的单值解析运动积分——正是那些使二体问题精确可解的额外"隐藏"守恒律(如上文的拉普拉斯-龙格-楞次矢量)一旦加入第三个天体便不复存在。于是轨道可能对初始条件极为敏感,以至于尽管底层方程完全是确定性的,长期预测在实际上却变得几乎不可能。这一发现源于庞加莱试图解决太阳系稳定性问题的努力,通常被视为混沌理论的诞生。

大学实际应用与典型例题

任务设计者正是通过拼接上面证明的二体问题构件来驾驭真实航天器。霍曼转移利用定理3的轨道形状结果,在两条圆轨道之间选出代价最小的转移椭圆。停泊在拉格朗日点的望远镜利用上述理论几乎不耗燃料地停留原地(沿一个小型"晕"轨道)。引力弹弓借力飞掠则利用这样一个事实:在被飞掠行星自身的参考系中看来,这次相遇不过是一次弹性二体散射事件——只有更换参考系才会改变航天器的能量。

例题: 前往火星的霍曼转移

地球轨道aE=1 AUa_E=1\text{ AU},火星轨道aM=1.524 AUa_M=1.524\text{ AU}(均近似为共面圆轨道)。利用T[yr]2=a[AU]3T[\text{yr}]^{2} = a[\text{AU}]^{3}(把太阳质量吸收进单位制的开普勒第三定律),求从地球到火星的霍曼转移轨道单程转移时间。

解答

转移椭圆必须同时与两条圆轨道相切,故其半长轴为at=aE+aM2=1+1.5242=1.262 AUa_t = \dfrac{a_E+a_M}{2} = \dfrac{1+1.524}{2} = 1.262\text{ AU}(转移轨道近日点在地球轨道,远日点在火星轨道)。

将T[yr]2=a[AU]3T[\text{yr}]^{2} = a[\text{AU}]^{3}用于转移轨道:其完整周期为Tt=at3/2 yr=1.2621.5 yr≈1.418 yrT_t = a_t^{3/2}\text{ yr} = 1.262^{1.5}\text{ yr} \approx 1.418\text{ yr}。

单程旅行只是这个椭圆的一半,从近日点到远日点,因此转移时间为Tt/2≈0.709 yr≈259T_t/2 \approx 0.709\text{ yr} \approx 259天——这与真实火星任务约7至9个月的巡航时间惊人地接近,这些任务正是沿着这条最小能量的霍曼轨道飞行的。

例题: 木星引力弹弓飞掠

一艘航天器以拖尾侧轨迹掠过木星(日心轨道速度vJ=13.1 km/sv_J=13.1\text{ km/s}),在偏转角很大的理想极限下,可很好地用行星的弹性"反弹"来近似:vout=2vJ−vinv_{\text{out}} = 2v_J - v_{\text{in}}。若航天器抵达时日心速度为vin=10.0 km/sv_{\text{in}}=10.0\text{ km/s},方向与木星运动方向相同,求其离开速度voutv_{\text{out}},并解释多余的能量来自何处。

解答

在木星自身(近似惯性)的静止参考系中,航天器与行星引力的相遇是纯粹的有心力散射事件:根据该参考系中的能量守恒,航天器相对木星的速率在飞掠很久之前和很久之后相同,只有方向按某个偏转角改变。在偏转达到最大的理想化拖尾侧几何中,该相对速度恰好完全反向。

加上木星速度vJv_J变换回太阳参考系,相对速度u=vin−vJu=v_{\text{in}}-v_J的完全反转变为vout=−u+vJ=2vJ−vinv_{\text{out}} = -u+v_J = 2v_J-v_{\text{in}},恰好就是给定的公式。代入数值:vout=2(13.1)−10.0=16.2 km/sv_{\text{out}} = 2(13.1)-10.0 = 16.2\text{ km/s},增量为Δv=6.2 km/s\Delta v = 6.2\text{ km/s}。

这份能量并非凭空产生:在太阳参考系中,木星自身的轨道速度会有一个微不足道的减少(木星质量约为航天器的6×10266\times10^{26}倍,动量守恒使交换均分,但木星一侧的速度变化完全可以忽略)——航天器实际上"借用"了木星巨大轨道动能中的极小一部分。真实的飞掠从未达到理想化的完整180∘180^{\circ}反转,因此实际增益只是这个最大值的一部分;而前方侧飞掠(抵达时位于行星前方而非后方)会产生恰恰相反的效果,使航天器减速。

半长轴为aa、离心率为ee的椭圆,引力源位于焦点处,其近点(最近)距离是多少?

一颗小行星绕太阳运行,半长轴为a=4 AUa=4\text{ AU}。利用T[yr]2=a[AU]3T[\text{yr}]^{2} = a[\text{AU}]^{3},其轨道周期最接近:

当质量比满足劳斯判据μ=m2m1+m2<0.03852\mu = \dfrac{m_2}{m_1+m_2} < 0.03852时,哪一对拉格朗日点可能是线性稳定的(能捕获类似木星特洛伊小行星的天体)?

为什么詹姆斯·韦布空间望远镜停泊在环绕日–地L2L_2点的晕轨道上,而不是像哈勃那样直接绕地球运行?

参考文献

  1. Carl D. Murray, Stanley F. Dermott (1999). Solar System Dynamics
  2. Alain Chenciner, Richard Montgomery (2000). A remarkable periodic solution of the three-body problem in the case of equal masses
  3. NASA Science (2024). Webb's Orbit at Sun-Earth Lagrange Point 2 (L2)
  4. NASA Science (2024). Basics of Spaceflight: A Gravity Assist Primer