Isaac Newton i niektóre matematyczne sekrety Stwórcy

Pod koniec roku 1684 Isaac Newton zrozumiał, że ruchy planet wyjaśnić może siła przyciągania między nimi a Słońcem, która jest odwrotnie proporcjonalna do kwadratu odległości. Newton miał wówczas czterdzieści dwa lata i był bardzo mało aktywnym profesorem katedry Lucasa w Cambridge. Wbrew późniejszej legendzie nie odkrył tego prawa w młodości (choć niewiele mu brakowało). W poprzednich latach zajmował się głównie teologią i alchemią, nie szukając rozgłosu i niewiele kontaktując się ze światem zewnętrznym. Teraz spostrzegł, że rysuje się możliwość rozwiązania problemu nie dającego spokoju uczonym od czasów starożytnych. Aż do 1687 roku pracował gorączkowo nad wyprowadzaniem różnych konsekwencji prawa ciążenia powszechnego. Trudno dziwić się jego entuzjazmowi: jedno proste prawo matematyczne pozwalało zrozumieć wiele skomplikowanych zjawisk we wszechświecie.

Czemu siła ciążenia jest odwrotnie proporcjonalna do kwadratu odległości? Można przecież wyobrazić sobie inne możliwe prawa. Dla Newtona było to pytanie: czemu Stwórca zdecydował się na taki, a nie inny wszechświat? Wiele rozważań w Matematycznych zasadach filozofii naturalnej poświęconych jest ruchowi ciał pod działaniem sił zmieniających się w inny sposób z odległością: np. malejących jak trzecia czy piąta jej potęga. A także rosnących proporcjonalnie do odległości. Ten ostatni przypadek był interesujący, dawał bowiem ruchy eliptyczne. Wszystkie planety miałyby wówczas taki sam okres obiegu wokół Słońca.

Jak wygląda ruch planety pod działaniem siły przyciągania proporcjonalnej do odległości? Powszechnie znany jest jednowymiarowy przypadek takiego ruchu:

F=a=-\omega^2 x \Rightarrow x(t)=A\cos\omega t,

F, a, x, t są tu odpowiednio siłą, przyspieszeniem, wychyleniem z położenia równowagi (w którym siła jest równa zeru) i czasem, \omega wielkością stałą, tzw. częstością kołową, określoną przez wielkość siły i masę ciała, którą przyjmujemy za równą 1. Stała A jest dowolna. Jest to ruch harmoniczny, czyli najprostsze możliwe drgania.

W przypadku trójwymiarowym ruch nie jest dużo bardziej skomplikowany. Po pierwsze zachodzi w stałej płaszczyźnie, mamy więc tylko dwa wymiary. Po drugie można go potraktować jako dwa niezależne ruchy wzdłuż osi Ox oraz Oy:

\left\{ \begin{array}{l}  F_x=a_x=-\omega^2 x\\  \mbox{}\\  F_y=a_y=-\omega^2 y.  \end{array}\right.\quad \Rightarrow \quad \left\{  \begin{array}{l}  a_x=A\cos\omega t\\  \mbox{}\\  a_y=B\sin\omega t.  \end{array}\right.

Wybraliśmy rozwiązania w taki sposób, aby planeta P zakreślała elipsę zorientowaną jak na rysunku.

Łatwo sprawdzić, że mamy do czynienia z elipsą, wyznaczając z powyższych równań funkcje trygonometryczne i korzystając z jedynki:

\cos^2\omega t+\sin^2 \omega t=1=\dfrac{x^2}{A^2}+\dfrac{y^2}{B^2}.

Każda elipsa jest rzutem jednostajnego ruchu po okręgu punktu Q (dokładnie tak, jak gdybyśmy patrzyli na ten ruch po okręgu z ukosa, pod pewnym kątem: okrąg skraca się wtedy w jednym kierunku). Częstość kołowa i okres są takie same dla wszystkich torów. Nazwijmy ten tor elipsą Hooke’a (od prawa Hooke’a), choć Newton bardzo by się zżymał na tę nazwę, także ten ruch zbadał bowiem sam, a Hooke’owi pamiętał do końca życia protekcjonalny i lekceważący sposób, w jaki ten go kiedyś potraktował w dyskusji na temat optyki. Z powodu tej animozji nie wiemy dziś na pewno, jak wyglądał Robert Hooke, Newton bowiem go przeżył i kazał usunąć jego portret z Towarzystwa Królewskiego.

Newton zadał sobie pytanie, jak te elipsy (w środku których byłoby Słońce) mają się do elips keplerowskich (w których ognisku jest Słońce)? Okazuje się, że można podać związek między siłami wywołującymi oba te ruchy.

Rozpatrzmy planetę P zakreślającą jakikolwiek tor pod wpływem siły \vec{F} skierowanej ku pewnemu stałemu punktowi S.

Na rysunku przedstawiona jest elipsa, ale kształt krzywej nie jest w tym punkcie istotny. Korzystamy ze wzoru na siłę  dośrodkową:

F_n=\dfrac{v^2}{\varrho},

gdzie \varrho jest promieniem krzywizny toru w danym punkcie. Wiemy także, iż moment pędu L naszej planety musi być stały:

L=rv\sin\varepsilon.

Wobec tego siła F równa jest

F=\dfrac{F_n}{\sin\varepsilon}=\dfrac{L^2}{\varrho r^2 \sin^3\varepsilon}.

Teraz zastosujemy uzyskane wyrażenie do porównania siły grawitacji z siłą Hooke’a. Wyobraźmy sobie, że taką samą elipsę zatacza planeta pod wpływem siły skierowanej ku ognisku elipsy S oraz pod wpływem siły skierowanej ku środkowi elipsy C. Przyjmujemy, że moment pędu planety jest w obu przypadkach taki sam. Wobec tego

\dfrac{F_S}{F_C}=\dfrac{r_C^2 \sin^3\varepsilon_C}{r_S^2 \sin^3\varepsilon_S}.

Odcinek EC jest równoległy do wektora prędkości. Stosując twierdzenie sinusów do trójkąta ECP , mamy:

\dfrac{\sin\varepsilon_C}{\sin\varepsilon_S}=\dfrac{EP}{r_C}.

Ostatnim potrzebnym elementem jest tzw. lemat Newtona: odległość EP=A, tzn. dużej półosi elipsy. Jest to własność elipsy, którą udowadniamy poniżej. Wobec tego siła grawitacji równa jest

F_S=\dfrac{F_C}{r_C}\dfrac{A^3}{r_S^2}=\omega^2 \cdot \dfrac{ A^3}{r_S^2}\sim \dfrac{1}{r_S^2}.

Otrzymaliśmy więc z elipsy Hooke’a elipsę keplerowską oraz z prawa Hooke’a prawo grawitacji. Oba te rodzaje ruchu okazują się matematycznie powiązane. Można pokazać, że tylko te dwa rodzaje sił prowadzą do torów zamkniętych, których peryhelia się nie obracają.

Lemat Newtona

Odcinek S'F jest równoległy do EC oraz \vec{v}. Trójkąt FPS' jest równoramienny, ponieważ promień światła wysłany z S i odbijający się w punkcie P przejdzie przez S'. Mamy zatem FP=PS'. Odcinki EC oraz S'F są równoległe i przepoławiają odcinek SS', a więc także i odcinek SF. Zatem SE=EF. Mamy więc

EP=EF+FP=\frac{1}{2}SF+\frac{1}{2}(FP+PS')=\dfrac{SP+PS'}{2}=A.

W ostatniej równości skorzystaliśmy z faktu, że suma odległości punktu elipsy od obu ognisk jest stała.

 

 

 

 

Isaac Newton: dwa twierdzenia o ruchu planet (1684)

Znane są przypadki wybitnych uczonych, którzy niezbyt chętnie publikują nawet istotne wyniki. Doktoranci Caltechu obawiali się przedstawiać swoje prace Richardowi Feynmanowi, bo mógł on wyjąć z biurka jakieś swoje stare obliczenia, zawierające to samo. Podobne historie opowiadano o Larsie Onsagerze, który latami nie publikował wielu swoich wyników (jak np. ścisłe rozwiązanie dwuwymiarowego modelu Isinga), przedstawiając je tylko na jakimś wykładzie albo w formie uwag po czyimś seminarium.

W roku 1684 w środowisku londyńskich członków Towarzystwa Królewskiego dyskutowano na temat ruchu planet. Wysuwano przypuszczenie, że na planety działa ze strony Słońca siła odwrotnie proporcjonalna do kwadratu odległości planety od naszej gwiazdy. Sir Christopher Wren, wybitny architekt, twórca katedry św. Pawła i wielu ważnych budowli w Londynie, wyznaczył nawet nagrodę: książkę o wartości 40 szylingów dla tego, kto rozwiąże zagadnienie ruchu planet. Próbował tego dokonać astronom Edmond Halley, jednak bez skutku. Robert Hooke chwalił się, że zna rozwiązanie, ale go nie pokazał. W sierpniu tego roku Halley był w Cambridge i spotkał się tam z Isaakiem Newtonem. Zapytał go, po jakim torze poruszać się powinna planeta poddana przyciąganiu odwrotnie proporcjonalnemu do kwadratu odległości od Słońca. Po elipsie – odrzekł bez wahania Newton. Okazało się, że kiedyś już to wykazał, nie mógł jednak znaleźć dowodu wśród papierów, obiecał więc go wysłać pocztą. Za jakiś czas Halley otrzymał krótką pracę De motu corporum in gyrum„O ruchu ciał po orbitach”. Ważniejsze było, że pod wpływem tej rozmowy Newton na nowo zajął się zagadnieniem ruchu planet. Wciągnęło go ono na tyle, że w ciągu osiemnastu miesięcy napisał najważniejszą książkę w historii nauk ścisłych: Matematyczne zasady filozofii przyrody (1687). Odkrył po drodze prawo powszechnego ciążenia i niejako przy okazji sformułował trzy zasady dynamiki, których uczy się w szkołach.

Dwa główne wyniki De motu corporum in gyrum dotyczą siły działającej na planetę ze strony Słońca. Znane było od dawna, choć niezbyt dobrze rozumiane II prawo Keplera: promień wodzący planety zakreśla w jednakowych czasach jednakowe pola. Newton zdał sobie sprawę, że prawo to oznacza, iż na planetę działa siła skierowana ku Słońcu.

propositio1

(Rysunek z Matematycznych zasad, 1687)

Łamana ABCDEF jest drogą planety. Wyobrażamy sobie, że w jednakowych odstępach czasu planeta popychana jest impulsami skierowanymi do Słońca S, wskutek tego zamiast poruszać się ruchem prostoliniowym po odcinku Bc, porusza się po odcinku BC. Trójkąty SBc i SBC mają jednak tę samą wysokość, a więc ich pola powierzchni są równe.

Wiemy zatem, że siła poruszająca planetę skierowana jest ku Słońcu. Jeśli przyjmiemy za Keplerem, że orbita planety jest elipsą, to można wykazać dodatkowo, iż siła ta jest odwrotnie proporcjonalna do kwadratu odległości planety od Słońca r=SP. (Słońce jest w ognisku elipsy, nazywanym tu przez Newtona: umbilicus – dosł. pępek).

lohne

 

Na drodze od P do Q planeta „spada” w kierunku linii SP o odcinek RQ. Droga PQ przebywana jest w krótki czasie \Delta t . Jeśli czas ten jest bardzo krótki, planeta porusza się ruchem jednostajnie przyspieszonym:

RQ=\dfrac{1}{2} g{\Delta t}^2 \mbox{, czyli } g=\dfrac{2 RQ}{\Delta t^2}.

Przyspieszenie grawitacyjne planety oznaczyliśmy g. Należy więc drogę RQ oraz czas wyrazić za pomocą wielkości geometrycznych. Figura QRPx jest równoległobokiem, na przedłużeniu QX leży v: punkt przecięcia z CP. Planeta spada w kierunku Px, ale z geometrii elipsy łatwo jest wyznaczyć Pv, dlatego wprowadzamy ten pomocniczy punkt v. Mamy

Pv\approx (Qv)^2 \dfrac{d_1}{2d_2^2}\mbox{ (*)},

gdzie znak \approx oznacza równość w granicy, gdy Q\rightarrow P; 2d_1 oraz 2d_2 są tzw. średnicami sprzężonymi elipsy GCP oraz DCK (linia DK jest równoległa do stycznej PR w punkcie P). Równanie (*) wynika z własności elipsy, szczegóły na końcu wpisu.

Korzystamy teraz z podobieństwa trójkątów Pxv i PEC. Mamy więc

RQ=Px=\dfrac{PE}{PC}Pv=\dfrac{a}{d_1}Pv.

Ostatnia równość wynika z tzw. lematu Newtona, por. niżej (**).

Do przyspieszenia wchodzi jeszcze czas, który możemy zastąpić polem trójkąta EPQ o podstawie EP=r i wysokości QT. Dwa trójkąty prostokątne QTx oraz PFE są podobne, zatem

QT=Qx\dfrac{PF}{PE}=Qx\dfrac{PF}{a}.

Wstawiając wszystkie znalezione zależności do wyrażenia na przyspieszenie, otrzymujemy

g\approx\dfrac{2a^3}{(d_2PF)^2}\dfrac{(Qv)^2}{(Qx)^2}\dfrac{1}{r^2}\sim\dfrac{1}{r^2}.

W ostatniej równości korzystamy z faktu, że iloczyn d_2PF nie zależy od położenia punktu P, por. niżej (***), oraz z faktu, że iloraz odległości Qv i Qx jest w granicy równy 1.

Prowadzenie obliczeń algebraicznych oraz przejścia graniczne przy użyciu proporcji nie były najwygodniejsze. Newton był jednak skrajnym konserwatystą i używał takiej techniki z przyczyn czysto ideologicznych: uważał bowiem geometrię grecką za doskonalszą niż analityczna geometria Kartezjusza. W młodości, korzystając z podejścia analitycznego, otrzymał wiele ważnych, do dziś podręcznikowych wyników, jak np. różne wyrażenia na promień krzywizny. Teraz, pisząc dzieło życia, świadomie wybrał metodę klasycznych proporcji. Mówił nawet, że specjalnie napisał swoje Matematyczne zasady trudnym językiem, żeby zniechęcić ludzi o powierzchownej znajomości matematyki.

Rysunek pochodzi z pracy J.A. Lohne, The Increasing Corruption of Newton’s Diagrams, „History of Science”, t. 6 (1968), s. 81 (rysunki u Newtona zwykle nie są najlepsze, nie wszyscy wydawcy przerysowywali je ze zrozumieniem).

Szczegóły techniczne

Elipsę na płaszczyźnie a’ można otrzymać jako rzut prostokątny okręgu leżącego na płaszczyźnie a.

projection

newton_elipsa

 

Dla okręgu nietrudno wyprowadzić zależność

y=\dfrac{x^2}{2r-y}\approx\dfrac{x^2}{2r}.

Ostatnia równość staje się dokładna, gdy y\rightarrow 0, r jest promieniem okręgu. W rzucie dwie prostopadłe średnice okręgu przejdą w dwie średnice sprzężone elipsy. Proporcje równoległych odcinków nie mogą się zmienić, więc

\dfrac{x}{r}=\dfrac{x'}{d_2} \mbox{ oraz } \dfrac{y}{r}=\dfrac{y'}{d_1}.

Stąd natychmiast otrzymujemy (*). Punkty I oraz S są ogniskami elipsy. Punkt H na rysunku w tekście zasadniczym otrzymujemy, odkładając na linii PE odległość PI=PH. Zatem trójkąt PIH jest równoramienny. Linia PF prostopadła do stycznej (normalna) jest dwusieczną kąta IPH (jest to znana własność elipsy: promienie światła wysłane z jednego ogniska skupiają się w drugim). PF jest więc symetralną IH i odcinek IH jest równoległy do EK. Kąt ISH jest przecięty tą parą równoległych. Ponieważ SC=CH (oba ogniska są równoodległe od środka elipsy), więc z tw. Talesa, mamy SE=EI. Suma odległości punktu P od obu ognisk jest stała i równa podwojonej dużej półosi a:

2a=SP+PH=2EI+2IP=2EP\mbox{, czyli }EP=a. \mbox{(**)}

Twierdzenie to nazywa się czasem lematem Newtona.

Aby otrzymać (***), rozważmy pole równoległoboku opisanego na elipsie, jest ono równe PFd_2 i nie zależy od położenia punktu P, ponieważ rzutując okrąg z opisanym na nim kwadratem na płaszczyznę a’, zawsze otrzymamy takie samo pole powierzchni równoległoboku na tej płaszczyźnie, bez względu na orientację kwadratu na płaszczyźnie a. Jest to tzw. drugie tw. Apoloniusza, znane niemal dwa tysiące lat przed Newtonem.

Śnieg

Kiedy zaczyna padać śnieg, wraca na chwilę dziecięca świeżość spojrzenia, jakby oczy pozbywały się szarej błony lat.

Johannes Kepler w płatku śniegu dostrzegał pieczęć duszy Ziemi, Ziemia bowiem nie była dla niego jedynie martwą bryłą, posiadała pewne zdolności geometryczne, których udzielił jej Stwórca-Geometra. Rozważania swe umieścił w dziełku Noworoczny podarek albo o sześciokątnych płatkach śniegu (przełożonemu na polski!).

Pomysłowy, skąpy, przyziemny i zachłannie ciekawy, Robert Hooke, kiedy zbudował sobie mikroskop, przyglądał się wszystkiemu, co dotąd nie było znane w powiększeniu: ostrzu brzytwy, oku muchy, kryształkom zamarzniętej uryny, a także sześciokątnym płatkom śniegu. Opisał to wszystko, a także narysował, wśród wielu innych dziwów widzialnego świata w sześćdziesięciu obserwacjach swojej Micrographii z roku 1665.

neige

Był także Wilson Alwyn Bentley, farmer z Jericho w stanie Vermont, który w 1885 roku, mając dwadzieścia lat, zaczął fotografować płatki śniegu za pomocą własnoręcznie zbudowanego połączenia mikroskopu z aparatem fotograficznym. Oto niektóre z jego obrazów.

Fascynująca regularność płatków śniegu to w istocie wariacje osnute wokół molekularnej struktury lodu (tzw. lodu Ih albo lodu jeden), odkrytej w 1935 roku przez Linusa Paulinga. Atomy wodoru w cząsteczkach wody tworzą kąt 109º i cząsteczki te łatwo wiążą się wiązaniami wodorowymi w sześciokątne słabo związane struktury. Regularność i wariacje wśród tej regularności wynikają z bardzo prostych zasad konstruowania kryształków. Czy są one mniej interesujące, kiedy wiemy, jak powstają? Czy nauka zabija piękno?

Cryst_struct_ice

I jeszcze „śnieżna biel”. Kryształki lodu, podobnie jak woda, słabo pochłaniają promieniowanie widzialne. Kiedy światło pada na te wszystkie zawiłe konstrukcje płatków śniegu, odbija się od różnych powierzchni i wychodzi z powrotem, ale zwykle pod innym kątem. W każdym razie w obszarze widzialnym niemal całe promieniowanie padające rozbiega się po tych odbiciach na wszystkie strony, więc z każdej strony śnieg jest takiej barwy jak światło słoneczne, a ono jest białe. Lód lodowców silniej odbija część niebieską widma, więc jest niebieski. Oto stosowny obrazek, poniżej barwy, odpowiadające długościom fali światła widzialnego, reszty nie widzimy.

snow_reflectance