Введение

Векторная величина в небесной механике
В небесной механике специфический относительный угловой момент (часто обозначается **h** или **H**) тела — это угловой момент этого тела, деленный на его массу. В случае двух обращающихся тел он представляет собой векторное произведение их относительной позиции и относительного импульса, деленное на массу рассматриваемого тела. Специфический относительный угловой момент играет ключевую роль в анализе задачи двух тел, поскольку он остается постоянным для заданной орбиты в идеальных условиях. Термин "специфический" в данном контексте указывает на угловой момент, приходящийся на единицу массы. Единицей СИ для специфического относительного углового момента является квадратный метр в секунду.

Определение

Удельный относительный момент импульса определяется как векторное произведение относительного вектора положения и относительного вектора скорости, где является вектором момента импульса, определяемым как . Этот вектор всегда перпендикулярен мгновенной оскулирующей орбитальной плоскости, которая совпадает с мгновенной возмущенной орбитой. Он не обязательно перпендикулярен средней орбитальной плоскости во времени.

Доказательство постоянства в случае двух тел

При определенных условиях можно доказать, что удельный угловой момент является постоянной величиной. Условия для этого доказательства включают: масса одного объекта значительно превосходит массу другого; система координат инерциальна; каждый объект можно рассматривать как сферически симметричную точечную массу; на систему не действуют никакие силы, кроме силы гравитационного взаимодействия между двумя телами.

Законы Кеплера о движении планет

Законы Кеплера о движении планет могут быть доказаны почти напрямую, используя вышеуказанные соотношения.

Третий закон

Третий закон Кеплера является прямым следствием второго закона. Интегрирование по одному обороту дает орбитальный период для площади эллипса. Заменяя малую полуось на *b* и удельный относительный угловой момент на *h*, получаем

Таким образом, существует связь между большой полуосью и орбитальным периодом спутника, которую можно свести к константе центрального тела.