지구의 한 지점에서 다른 지점을 연결하는 지구 속을 관통하는 터널(물론 마찰이나 저항이 없는 경우)을 만들면 동력이 없이 두 지점을 이동할 수 있다. 그리고 그 시간은 터널의 길이에 상관없이 대략 42.24분 정도이다. 그러면 터널의 모양이 직선이 아닌 경우에는 이 시간이 변하게 될 것이다. 그럼 두 지점을 최단시간에 이동할 수 있게 만들려면 터널의 모양을 어떻게 설계해야 하는가? 역학적에너지가 보존된다는 사실을 이용해서 터널의 모양을 구해보자. 지표면에서 중력위치에너지를 0으로 설정하면 중심에서 $r\le R$만큼 떨어진 지점에서 위치에너지는

 

$$V(r) = - \frac{GMm}{2R^3} ( R^2 - r^2), \qquad V(R) = 0$$

로 표현된다. 출발할 때 ($r=R$)에서 정지상태에서 움직이기 시작했다면 반지름 $r$ 위치에서 속력은 
$$ v(r) = \sqrt{ \frac{GM}{R}\left( 1- \frac{r^2}{R^2}\right)}= \sqrt{ gR \left(1-\frac{r^2}{R^2}\right)}$$

이제 계산의 편의를 위해 모든 변수를 차원이 없도록 바꾸자. $\tau= t/\sqrt{R/g}$, $\rho = r/R$, $u = v/\sqrt{gR}$로 치환하고, 물체가 지표면에서 지구중심에 가장 가까워지는 지점까지($r\to r_\text{min}$) 경로만 고려하자.

$$ u =  \sqrt{1- \rho^2}, ~~~\rho \in [r_\text{min}/R , 1]$$

물체가 지구중심에 가장 가까웠을 때 위치와 중심을 연결하는 선분을 기준으로 잰 각을 $\theta$라 하면, 물체가 움직이는 경로상의 미소길이는

$$ d\ell = \sqrt{ d\rho^2 + \rho^2 d\theta^2} = \sqrt{ 1 + \rho^2 \dot{\theta}^2 } d\rho$$

찾는 경로가 최소시간이 걸리는 경로이므로 시간을 $\theta(\rho)$의 범함수로 놓고 변분법을 이용해서 곡선이 만족하는 방정식을 구하자.

$$ T[\theta;\rho] = \int d\tau = \int \frac{d\ell}{u} = \int \frac{\sqrt{1+ \rho^2 \dot{\theta}^2} }{\sqrt{1- \rho^2} } d\rho$$

적분인자가 $\theta$에 무관하므로 Euler-Lagrange 운동방정식에서

$$ \frac{\rho^2 \dot{\theta}}{ \sqrt{1-\rho^2} \sqrt{1 + \rho^2 \dot{\theta}^2}}= \text{const}=C$$

그런데 중심에 가장 가까워지면  $d\theta/d\rho = (d\rho/d\theta)^{-1}\to \infty$이므로 상수 $C$는 지구중심에서 가장 가까워지는 거리 $\rho_0 = r_\text{min}/R$로 고정된다.

$$ \rho_0 ^2 = \frac{C^2}{1+C^2} $$

이어야 한다. 이를 이용하면

$$ \dot\theta = \frac{\rho_0}{\rho} \frac{\sqrt{1- \rho^2}}{\sqrt{\rho^2- \rho_0^2}}$$

적분을 완성하기 위해 다시 새로운 변수

$$x = \sqrt{ \frac{\rho^2 - \rho_0^2}{1-\rho^2}}~~~\leftrightarrow ~~~\rho = \sqrt{\frac{x^2 +\rho_0^2}{1+x^2}}$$

을 이용하면

\begin{align} {\theta} &= \rho_0 \int \frac{dx}{x^2 + \rho_0^2} - \rho_0\int \frac{dx}{1+x^2} \\  &=   \tan^{-1} \frac{x}{\rho_0} - \rho_0 \tan^{-1} x \end{align}

즉, \begin{align} \theta=  \tan^{-1} \left( \frac{1}{\rho_0 }\sqrt{\frac{\rho^2- \rho_0^2}{1-\rho^2}}\right) - \rho_0 \tan^{-1} \sqrt{\frac{\rho^2-\rho_0^2}{1- \rho^2}}\end{align}

예상대로 

$$ \rho=\rho_0~(r=r_\text{min})~~~~\to~~\theta = 0$$

$$ \rho=1 ~~(r=R)~~~~\to~~\theta = \frac{\pi}{2}\left( 1- \frac{r_\text{min}}{R}\right) $$

중심에서 잰 지표면 두 지점의 사이각은

$$\Delta \theta = \left( 1- \frac{r_\text{min}}{R}\right) \pi$$

이므로 이 값이 주어지면 곡선은 유일하게 결정된다. 이 곡선은 hypocycloid로 지표면에 내접하도록 바퀴를 굴렸을 때 바퀴의 한 지점이 그리는 곡선의 모양과 같다.

그럼 시간은 얼마나 걸리는가? 지표면에서 중심에 가장 가까운 위치까지 가는데 걸리는 시간을 다시 $\rho$의 적분으로 쓰면

$$ T = \int_{\rho_0}^1 \frac{\rho \sqrt{1- \rho_0^2} d\rho} {\sqrt{1- \rho^2}\sqrt{\rho^2 - \rho_0^2}} = \frac{\pi}{2} \sqrt{1- \rho_0^2 }$$이동에 걸리는 시간은 이 값의 2배이고 원래의 시간차원으로 복원시키면

$$ T_\text{travel} = 2\times \frac{\pi}{2} \sqrt{1- \rho_0^2} \times \sqrt{ \frac{R}{g}} = \sqrt{ 1- \left( 1-\frac{\Delta\theta}{\pi}\right)^2 } \times 42.24 \text{min}$$

728x90
,

케플러의 1법칙을 행성에 작용하는 힘이 태양에서 거리의 제곱에 반비례하는 중심력(따라서 각운동량이 보존되며, 행성이 위치벡터가 단위시간 동안 휩쓴 면적이 일정하다)이라는 사실만을 이용해서 기하학적 방법으로 유도해 보자.

우선 행성이 태양을 기준으로 미소각 $\Delta \theta$ 만큼 이동했을 때 위치벡터가 쓸고 간 면적은 

\[ \Delta A = \frac{1}{2} r^2\Delta \theta   \]

각운동량 보존에 의해 단위시간당 쓸고 간 면적이 일정하므로 $\Delta t$초 동안 쓸고 간 면적은 

\[ \Delta A = \frac{\ell }{2} \Delta t\]

여기서 $\ell$은 단위질량당 각운동량이다. 따라서 

\[ \Delta t =  \frac{1}{\ell} r^2 \Delta \theta \]

행성이 힘이 받으므로 속도의 변화가 생기는데 뉴턴의 2법칙과 힘이 거리의 제곱에 반비례한다는 사실을 이용하면

\[ \Delta \vec{v} = \frac{\vec{F}}{m} \Delta  t = -\frac{k}{\ell}  \Delta \theta \hat{r}  = \frac{k}{\ell} \Delta \hat \theta\]

여기서 $k =GM_\text{sun}$, $\Delta \hat\theta = -\Delta \theta \hat{r}$임을 이용했다. 이 식을 속도벡터 공간에서 보면 속도의 변화가 크기의 변화는 없고 방향만 일정하게 바뀜을 보여준다. 즉, 속도벡터 공간에서는 속도벡터의 끝은 반지름 $k/\ell$인 원을 그린다. 따라서 속도벡터는 원의 중심 $\vec{c}$에 반지름 벡터 $\frac{k}{\ell}\hat{\theta}$을 더한 식으로 표현된다.

\[ \vec{v} = \vec{c} + \frac{k}{\ell} \hat{\theta}\] 거리의 제곱에 반비례하는 중심력을 받는 행성 궤도 운동의 hodograph가 원이 됨을 보인 것이다. 

속도벡터 공간에서 속도변화는 원의 접선방향($\hat{\theta}$)이지만 위치벡터 공간에서는 $-\hat{r}$ 방향이므로 행성의 궤도를 구하기 위해서 반시계방향으로 90도 회전된 속도벡터를 이용하자. 각운동량 방향이 $\hat{k}$이므로 회전된 속도벡터는

\[ \vec{u} \equiv \hat{k} \times \vec{v}\]

그리고 회전된 hodograph의 반지름 벡터는  

\[ \vec{z} \equiv \hat{k} \times \left( \frac{k}{\ell} \hat{\theta} \right) = - \frac{k}{\ell} \hat{r} \]

속도벡터 공간에서 속도의 회전의 중심(속도벡터의 시작)이 반드시 원의 중심이 아닐 수 있으므로 원의 중심에서 회전중심의 차이는 상수가 된다. 이를 구하기 위해서 회전된 벡터에서 회전된 반지름 벡터를 빼면

$$ \vec{d} \equiv \vec{u}- \vec{z}= \vec{u} + \frac{k}{\ell} \hat{r}$$

이는 Laplace-Runge-Lenz 벡터이다. 당연하지만, 우선 $\vec{d}$가 상수벡터임을 증명하자.

\begin{align} \Delta \vec{d} &= \hat{k}\times \Delta \vec{v} + \frac{k}{\ell} \Delta\hat{r} \\  &= \hat{k} \times \left(  - \frac{k}{\ell} \Delta \theta \hat{r} \right) + \frac{k}{\ell} \Delta \theta \hat{\theta} = 0\end{align}

여기서, $\Delta\hat{r}= \Delta \theta \hat\theta$, $\hat{k}\times \hat{r} = \hat\theta$임을 이용했다.

이제 행성의 궤도식을 구하자. 각운동량이 $\vec\ell = \vec{r}\times \vec{v}$이고, 상수벡터이므로

\begin{align} \ell = \hat{k} \cdot \vec\ell &= \hat{k}\cdot (\vec{r} \times \vec{v}) = -\vec{r} \cdot (\hat{k} \times \vec{v}) = -\vec{r}\cdot \vec{u} \\ &= -\vec{r}\cdot \vec{d} + r \frac{k}{\ell} = \frac{k}{\ell} r \left( 1- \frac{\ell d}{k} \cos \theta\right)  \end{align}

여기서 $\theta$는 $\vec r$ 과 $\vec d$의 사이각이다. 따라서 행성의 궤도는 다음과 같이 conic section으로 표현된다.

$$ r =  \frac{\ell^2/k}{1- \frac{\ell d}{k} \cos \theta}$$

그러면 $d$의 크기는 어떻게 알 수 있는가?

$$ \vec{v}\cdot\vec{v} = \vec{u}\cdot\vec{u} = \left( \vec{d} - \frac{k}{\ell}\hat{r} \right)^2 = d^2 + \frac{k^2}{\ell^2} - 2 \frac{k}{\ell}d \cos \theta = d^2 - \frac{k^2}{\ell^2} + 2\frac{k}{r}$$

$$\to~~\frac{1}{2}v^2 - \frac{k}{r} = \frac{1}{2} \left(d^2 - \frac{k^2}{\ell^2} \right)$$로 표현되고 우변이 상수이므로 역학적 에너지가 보존됨을 확인할 수 있다. $d$는 역학적에너지와 각운동량을 이용해서 얻을 수 있다.

728x90
,

Kepler의 제1법칙은 행성의 궤도가 태원이며, 태양이 그 초점 중 하나에 놓인다는 사실을 말한다. 여기서는 뉴턴 역학에서의 보존법칙을 이용하여 기하학적인 증명을 보이도록 한다. 행성에 작용하는 힘이 중심력이므로 (단위질량당) 각운동량이 보존되고, 행성의 운동은 하나의 평면 안에서 일어남을 의미한다.

$$ \vec\ell = \vec r \times \vec v= \text{const}$$

그리고 중력이 보존력이므로 (단위질량당) 역학적에너지 역시 시간에 대해서 일정하게 유지된다.

$$ \varepsilon = \frac{1}{2} v^2 - \frac{k}{r} = \text{const} ~~~~\quad\quad( k=GM_\text{sun})$$

행성이 공간적으로 일정한 영역 안에서 운동하기 위해서는 역학적 에너지가 음수, $\varepsilon <0$이어야 한다. 이는 행성의 속도가 유한하며, 행성이 원점(태양)으로부터 무한히 멀어질 수 없음을 의미한다. 따라서 궤도는 원점을 중심으로 하는 어떤 유한한 영역 내부에 제한된다. 속도가 0일 때 원점에서 가장 멀어질 수 있는데 그 거리가 $R=- k /\varepsilon$이다. 즉, 원점을 중심으로 하고 반지름 $R$인 원 $C$ 내부에 궤도가 제한된다. 행성의 위치벡터 방향으로 $C$의 원주 위의 점을 $\vec{s}$라면

$$ \vec{s} = - \frac{k}{\varepsilon} \frac{\vec{r}}{r}$$

역학적에너지가 보존되므로 이 벡터의 크기는 시간에 무관함은 당연하다.

$$ s=|\vec{s}| = \frac{k }{|\varepsilon|}=\text{const}$$

행성위치에서 접선에 대한 $\vec{s}$의 대칭위치를 $\vec{t}$라고 할 때 이를 구해보자. 우선 $\vec n = \vec{v} \times \vec{\ell}$이라면 이는 행성 위치에서 접선에 수직인 방향이 된다. 따라서 $\vec{t}$는 

$$ \vec{t}  = \vec{s} - 2 \big[ ( \vec{s}- \vec{r} ) \cdot \vec{n} \big] \frac{\vec{n}}{n^2}$$

으로 쓸 수 있다.

우선

$$ (\vec{s}-\vec{r})\cdot \vec{n}=  -( \varepsilon+ k/r) \frac{\ell^2}{\varepsilon}$$

$$ n^2 =  v^2 \ell^2 = 2 (\varepsilon + k/r) \ell^2$$

이므로

$$ \vec{t} = -\frac{k}{\varepsilon} \frac{\vec{r}}{r} + \frac{1}{\varepsilon} \vec{v} \times \vec{\ell} = \frac{1}{\varepsilon} \vec{d}$$

여기서 $\vec{d}$는 Laplace-Runge-Lenz vector로 이 역시 보존이 된다. 따라서 $\vec{t}$는 상수벡터이다.

이제 행성의 위치에서 $\vec{t}$까지 거리($|\vec{r}-\vec{t}|$)와 원점까지 거리($|\vec{r}-0|$) 합이 일정함을 보이자. 즉 행성의 위치는 $\vec{t}$와 원점을 초점으로 하는 타원궤도에 있음을 보일 수 있다. 우선 그림에서 

$$ | \vec{r}-\vec{t}| = |\vec{r}-\vec{s}|$$

$$ | \vec{r}- \vec{s}| + |\vec{r}| = |\vec{s}|$$

이므로

$$ |\vec r - \vec{t}| + |\vec{r} - 0| = \frac{k}{|\varepsilon|}=\text{const}$$이어서 헹성의 위치벡터가 장축의 길이가 $k/|\varepsilon|$인 타원 상에 있음을 명확히 보여준다.

728x90
,