DIE MATHEMATIK DER PLANETENBEWEGUNG FACHBEREICHSARBEIT .
DIE MATHEMATIK Am BG und BRG KlosterneuburgBei Mag. Walter WegscheiderHistorischer Hintergrund. Zentralkräfte. Das Zweikörperproblem. Die Kepler’schenGesetze. Bahndaten des Sonnensystems. Das restringierte Dreikörperproblem. DieBestimmung der Gravitationskonstante. Raumfahrt mit gravitationellen Schleudereffekten. Mathematische Grundlagen.Franziska MichorKlosterneuburg, am 14. Februar 2000Typeset by AMS-TEX
2Franziska MichorVorwortSeit dem Beginn der wissenschaftlichen Forschung ist die Menschheit an den Himmelskörpern und deren Bewegungen interessiert. Dieses Interesse machte weder vorden Galliern, die ständig fürchten mussten, der Himmel könnte ihnen auf den Kopffallen, noch vor Kepler Halt; letzterem verdanken wir die revolutionäre Entdeckungder Gesetze, mit denen sich die Bahnen der Planeten berechnen lassen.Die Faszination der Astronomie und der Mathematik, die Newton hinter den Kepler’schen Gesetzen entdeckte, erfasste schließlich auch mich. Besonders anregendwar ein Vortrag über die Stabilität des Sonnensystems von Jacques Laskar im Jahr1998. Und so keimte die Idee auf, eine Fachbereichsarbeit zu diesem Thema zuverfassen. Mein Vorhaben fand in einem so mathematischen Haushalt vollste Unterstützung - an dieser Stelle einen großen Dank an meinen Vater den ‘Layouter’,aber auch an meine Schwester, die beim Korrekturlesen auf einige Ungereimtheitenstieß. Weiters wandte auch Mag. Wegscheider eine Menge Zeit dafür auf, Ordnungin mein chaotisches Werk zu bringen - Danke auch hierfür.Nun bleibt mir nur noch zu hoffen, dass diese Arbeit den Galliern ihre Angst vordem Weltuntergang hätte nehmen können.
3Die Mathematik der PlanetenbewegungInhaltsverzeichnis1. Historischer Überblicküber die Verwendung der Mathematik in der Astronomie . . .1.1. Überlegungen im Altertum . . . . . . . . . . . . . .1.2. Das Geozentrische Weltbild . . . . . . . . . . . . . .1.3. Das Heliozentrische Weltbild. . . . . . . . . . . . .2. Zentralkräfte . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .2.1. Kraft- oder Vektorfelder. . . . . . . . . . . . . . .2.2. Das Newton’sche Kraftgesetz . . . . . . . . . . . . .2.3. Der Drehimpuls . . . . . . . . . . . . . . . . . . .2.4. Der Flächensatz . . . . . . . . . . . . . . . . . . .3. Der Massenpunkt im Gravitationspotential . . . . . . . . .3.1. Das Gravitationspotential . . . . . . . . . . . . . . .3.2. Der Energieerhaltungssatz. . . . . . . . . . . . . .3.3. Das Erste Kepler’sche Gesetz . . . . . . . . . . . . .3.4. Satz. Kegelschnitte in Polarkoordinaten. . . . . . . .3.5. Interpretation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .3.6. Beweis des Satzes 3.4 . . . . . . . . . . . . . . . . .3.7. Das Dritte Kepler’sche Gesetz . . . . . . . . . . . . .4. Bahndaten . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .4.1. Berechnung von Entfernungen und Massen . . . . . . .4.3. Bahndaten des Sonnensystems . . . . . . . . . . . . .5. Das restringierte Dreikörperproblem . . . . . . . . . . . .5.1. Das Problem von Lagrange . . . . . . . . . . . . . .5.2. Das Dreieck der Massen. . . . . . . . . . . . . . .5.3. Die gravitationelle Falle . . . . . . . . . . . . . . . .5.4. Die Stabilität der Bewegung . . . . . . . . . . . . . .6. Raumfahrt mit gravitationellen Schleudereffekten. . . . . .6.1. Die Planetenschleuder . . . . . . . . . . . . . . . .6.2. Exakte Herleitung . . . . . . . . . . . . . . . . . .A. Appendix:Mathematische Grundlagen . . . . . . . . . . . . . . . .A.1. Das Innere Produkt . . . . . . . . . . . . . . . . .A.2. Die Determinante . . . . . . . . . . . . . . . . . .A.3. Das Vektor- oder Kreuzprodukt . . . . . . . . . . . .A.4. Das Flächenintegral in Polarkoordinaten . . . . . . . .A.5. Der Gradient, Höhenschichtlinien und EquipotentialflächenA.6. Der Cosinussatz . . . . . . . . . . . . . . . . . . .Bibliographie. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .Index . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 93940414244464748
4Franziska Michor1. Historischer Überblicküber die Verwendung der Mathematik in der Astronomie1.1. Überlegungen im AltertumDas Fehlen eines Bezugspunktes führtezu Beginn der Forschungen zu der Annahme, die Erde müsse den Mittelpunkt desUniversums bilden. Alle anderen Himmelskörper wurden in ihren Positionen zurErde in Bezug gesetzt. Die ersten uns heute noch bekannten Astronomen warendie Babylonier, die schon ca. 3000 v.Chr. den naturgegebenen Ablauf der Tagesund Jahreszeiten als Anreiz nahmen, die Forschung voranzutreiben. Sie teilten dieBahn des scheinbaren Sonnenlaufs um die Erde in 12 gleichgroße Abschnitte zu je30 ; die Festlegung dieser Abschnitte erfolgte durch Sternbilder (Tierkreiszeichen),die auch heute noch zur Orientierung am Himmel und in der Astrologie verwendet werden. Eine differenziertere Betrachtung erfolgte durch die Griechen ab ca.500 v.Chr. Die Schule der Pythagoräer entwickelte das erste geschlossene Gesamtbild des Universums, das auf den Gesetzen der Zahlen und der Tonleiter basierte;sie stellten sich die Himmelskörper als Kugeln vor, die sich auf Kreisbahnen umdie Erde bewegen und dabei ‘Sphärenmusik’ erzeugen. Das geozentrische Weltbildwurde festgelegt und die Kreisbahn als vollkommenste Bahn für Himmelskörper alsgegeben angenommen. Um 400 v.Chr. lehrte der griechische Philosoph Platon, dassnur die Mathematik die wahre Wirklichkeit beschreiben kann; er vertrat aber nochdie Ansicht des geozentrischen Weltbildes. Erst Aristarch von Samos schloss um 300v.Chr. aus der Tag-Nacht-Folge und aus der Tatsache, dass es sich bei dem Abendund dem Morgenstern um ein und denselben Himmelskörper (Venus) handelt, dassdieses Weltbild nicht mit der Wirklichkeit übereinstimmen kann. Er ließ alle Himmelskörper um die Sonne kreisen und gilt damit als Begründer der Idee des heliozentrischen Systems. Weiters stellte er als Erster richtige Überlegungen über Größe undEntfernung der Himmelskörper an. Etwa zur gleichen Zeit bestimmte Eratosthenesdurch Messung und Rechnung ziemlich genau die Länge des Erdumfanges und damitauch die Größe der Erde. Um 100 n.Chr. vollendete Klaudios Ptolemaios in seinemWerk ‘Almagest’ die Beschreibung der Himmelskörperbewegungen auf Kreisbahnen mit der Erde als Zentrum. Er verzichtete auf alle Aussagen über die Natur derHimmelskörper und beschrieb rein mathematisch alle Bewegungsvorgänge durch einSystem übereinandergelagerter Kreisbewegungen (Exzenter- und Epizykelbahnen).Interessant ist, dass Ptolemaios, um alle Unregelmäßigkeiten der Planetenbewegungen genau beschreiben zu können, das Zentrum der Kreisbahn aus der Erdeherausverlegen musste; doch da es sich um eine rein mathematische Konstruktionhandelte, nahm keiner Anstoß daran.1.2. Das Geozentrische Weltbild Die Aufzeichnungen der Griechen bliebenim Abendland für lange Zeit verschollen. Erst um 1200 wurden griechische Schriftenaus arabischen Quellen ins Lateinische übersetzt und somit für die Gelehrten Mitteleuropas zugänglich. Damit wurde das geozentrische Weltbild für lange Zeit zementiert. Erst im sechzehnten Jahrhundert begann mit der Scholastik ein Aufbruch
Die Mathematik der Planetenbewegung5der erstarrten Vorstellungen des aristotelischen Gedankengutes.1.3. Das Heliozentrische Weltbild Das heliozentrische Weltbild wurde erstzu Beginn der Neuzeit von Kopernikus wiederentdeckt und in Form des Buches ‘DeRevolutionibus Orbium Coelestium’ veröffentlicht. Er setzte die Sonne in das Zentrum der Bewegungen der Himmelskörper, hielt aber noch an Kreisbahnen fest. DasKonzept wurde von der Kirche unterdrückt. Das Zeitalter des Empirismus begann;Untersuchungen und Aufzeichnungen rückten in den Vordergrund und lösten starreDogmen ab. Der Däne Tycho de Brahe kam auf die revolutionäre Idee, dass manBewegungsvorgänge durch möglichst genaue Messungen begründen solle. DieseMessungen führte er in den letzten zwanzig Jahren des 16. Jahrhundert durch understellte genaue Tabellen, die nach seinem Tod im Jahre 1601 sein Assistent Johannes Kepler übernahm. Mit Hilfe der besonders genauen und zahlreichen Datenüber die Marsbahn formulierte Kepler in den Jahren zwischen 1609 und 1619 seineGesetze über die Planetenbewegung und veröffentlichte sie in ‘Astronomia Nova’.Heute sind sie als Kepler’sche Gesetze bekannt:(1) Die Bahnen der Planeten sind Ellipsen, in deren einem Brennpunkt dieSonne steht.(2) Der von der Sonne zu einem Planeten weisende Radiusvektor überstreichtin gleichen Zeiten gleiche Flächen.(3) Das Verhältnis zwischen dem Quadrat der Umlaufszeit und dem Kubusder großen Achse der Bahnellipse ist für alle Planeten des Sonnensystemskonstant.Kepler bestätigte damit erstmalig die Richtigkeit des heliozentrischen Weltbildesund wies nach, dass nur die Annahme elliptischer Kreisbahnen Übereinstimmungbringt. Dennoch konnte er die Frage nach der Kraft, die für die Bewegung verantwortlich ist, nicht beantworten.Inzwischen untersuchte Galileo Galilei in Pisa und Florenz die Gesetze der Bewegung und entdeckte die Bewegung der Jupitermonde um den Jupiter, die Phasender Venus, die Sonnenflecken und die unregelmäßige, erdhafte Mondoberfläche. Daer gleich Kopernikus mit dem Anspruch der Wahrheit das heliozentrische Weltbildvertrat, musste es damals zum Konflikt mit der Kirche kommen.Erst am Ende des siebzehnten Jahrhunderts begann sich mit den Veröffentlichungendes englischen Physikers Isaac Newton die exakte Naturwissenschaft durchzusetzen.Er publizierte 1687 sein wirkungsmächtiges Werk ‘Philosophiae Naturalis PrincipiaMathematica’. Im ersten Buch dieses Werkes erläutert er die Lehre von den Zentralkräften und den Flächensatz, der das zweite Kepler’sche Gesetz als Spezialfallenthält. Als nächstes zeigt Newton, dass die Kraft, die einen Körper längs einesKegelschnittes bewegt, umgekehrt proportional zum Quadrat des Abstandes dieseKörpers von einem festen Punkt sein muss - das ist das Gravitationsgesetz; weitersbeweist er, dass aus dem Gravitationsgesetz das erste Kepler’sche Gesetz folgt undleitet daraus schließlich noch das dritte Kepler’sche Gesetz her. Somit bewies erstNewton die von Kepler rein empirisch aufgestellten Gesetze. Er betrachtete abernur das Zweikörper-Kraftproblem. Die Abweichungen der realen Bahnen wurdenerst hundert Jahre später von Lagrange und Laplace damit erklärt, dass auch die
6Franziska MichorPlaneten untereinander Gravitationskräfte ausüben; es sind nicht nur zwei Körper,die zueinander in Bezug gesetzt werden müssen, sondern mehrere.Mit dieser Hintergrundinformation wenden wir uns nun dem mathematischen Teilder Arbeit zu.
Die Mathematik der Planetenbewegung72. ZentralkräfteZuallererst wollen wir Bewegungen untersuchen, die durch eine Zentralkraft verursacht werden. Erstaunlicherweise gilt nämlich das Zweite Kepler’sche Gesetz sogarfür solche Bewegungen, die allgemeineren Gesetzen als dem Gravitationsgesetz folgen.2.1. Kraft- oder VektorfelderWir betrachten einen Massenpunkt, der sich unter dem Einfluss (dem Kraftfeld)einer Zentralkraft befindet. Wir wollen untersuchen, wie ihre Kraftwirkung dieBahn unseres Massenpunktes beeinflusst.Ein Kraft- oder Vektorfeld ordnet jedem Ortsvektor x (x1 , x2 , x3 ) eines Punktesdes Raumes R3 einen Vektor F1 (x1 , x2 , x3 )F1 (x)F(x) F(x1 , x2 , x3 ) F2 (x) F2 (x1 , x2 , x3 ) F3 (x1 , x2 , x3 )F3 (x) zu. Das Vektorfeld F heißt Zentralkraftfeld oder Zentripetalkraftfeld, wenn jederVektor F(x) von seinem Fußpunkt x auf einen festen Punkt (den wir als 0 annehmenkönnen) zeigt. In diesem Fall sind der Ortsvektor x und der Vektor F(x) parallel;zwei Vektoren v und w heißen parallel, wenn v r w für eine reelle Zahl r ist.xF(x)Also giltF(x) f (x)x, F1 (x1 , x2 , x3 )x1 F2 (x1 , x2 , x3 ) f (x1 , x2 , x3 ) x2 x3F3 (x1 , x2 , x3 ) für eine Funktion f , die im Wesentlichen negativ ist (weil der Kraftvektor von xnach 0 zeigen soll) und die Länge des Vektors reguliert, die sich mit x ändert.
8Franziska Michor2.2. Das Newton’sche KraftgesetzEin Punkt der Masse m, der sich nur unter dem Einfluss des Zentralkraftfeldes Ffortbewegt, beschreibt eine Bahn, die man in der Form x(t) als Funktion der Zeitt darstellt. x1 (t)Ortsvektorx(t) x2 (t) x3 (t) d ẋ1 (t)dt x1 (t)dGeschwindigkeitsvektorẋ(t) ẋ2 (t) dtx2 (t) dẋ3 (t)dt x3 (t) d2ẍ1 (t)dt2 x1 (t) d2Beschleunigungsvektorẍ(t) ẍ2 (t) dt2 x2 (t) d2ẍ3 (t)dt2 x3 (t).x(t)x(t).x(t)SDabei folgt die Bewegung x(t) dem Newton’schen Kraftgesetz: Kraft ist Masse malBeschleunigung,F(x(t)) f (x(t)) x(t) m ẍ(t) F1 (x1 (t), x2 (t), x3 (t))ẍ1 (t) F2 (x1 (t), x2 (t), x3 (t)) m ẍ2 (t) .F3 (x1 (t), x2 (t), x3 (t))ẍ3 (t) 2.3. Der DrehimpulsHier wollen wir nun zeigen, dass die Bewegung unseres Massenpunktes in einerEbene stattfindet. Dazu benötigen wir den Drehimpuls: zeigt er immer in dieselbeRichtung, so verläuft die Bewegung in der Ebene rechtwinkelig zu dieser Richtung.Aber der Drehimpuls wird darüberhinaus sogar konstant sein. Das ist einer dergrundlegenden Erhaltungssätze der Physik, den wir in dieser Situation beweisen.
Die Mathematik der Planetenbewegung9Da für eine Zentripetalkraft F(x) f (x)x gilt (2.1), nimmt das Newton’sche Kraftgesetz folgende Form an:f (x(t)) x(t) m ẍ(t)Wir multiplizieren nun diese Gleichung mit dem Kreuzprodukt mit x(t), damit dielinke Seite null wird. Das Kreuzprodukt wird in Appendix A.3 erklärt und wirverwenden hier alle Rechenregeln dafür ohne weiteren Kommentar.0 f (x(t)) x(t) x(t) x(t) (f (x(t)) x(t)) x(t) (m ẍ(t)) m x(t) ẍ(t)Weil m 6 0 ist, folgt: x(t) ẍ(t) 0; also sind insbesondere x(t) und ẍ(t) parallel,nach A.3. Diese Tatsache wollen wir im Folgenden ausnützen.Aufgrund der Produktregel der Differenzialrechnung ((f g)0 f 0 g f g 0 ), die auchfür das Kreuzprodukt gilt, erhalten wir für die Ableitung von x(t) ẋ(t):d(x(t) ẋ(t)) ẋ(t) ẋ(t) x(t) ẍ(t) 0dtSomit ist x(t) ẋ(t) c, ein konstanter Vektor, und steht senkrecht auf die Ebene,in der die Bewegung stattfindet. Der Vektor m x(t) ẋ(t) heißt Drehimpuls, unddamit folgt als erstes die fundamentale Aussage, dass bei Zentralkräften der Drehimpuls konstant ist.Der Massenpunkt bewegt sich genau dann auf einer Geraden, wenn c 0 ist, dadie Vektoren x(t) und ẋ(t) in dem Fall zueinander parallel sind. Ist aber c 6 0,befindet sich der Massenpunkt in einer Ebene senkrecht zu c, was ausx(t) · c x(t) · (x(t) ẋ(t)) det(x(t), x(t), ẋ(t)) 0hervorgeht. Es handelt sich also um eine ebene Bewegung.Durch geeignete Wahl der Koordinaten können wir annehmen, dass diese Ebene diex1 -x2 -Ebene mit dem ursprünglichen Nullpunkt 0 ist, dass also c (0, 0, c 3 c)ist. Hierbei stimmt c gerade mit der Länge von c überein. 00 0 x(t) ẋ(t) 0x1 (t)ẋ2 (t) x2 (t)ẋ1 (t)cAlso:x1 (t)ẋ2 (t) x2 (t)ẋ1 (t) c
10Franziska Michor2.4. Der FlächensatzNun kann man aber die Bahn des Massenpunktes (außerhalb des Nullpunktes) mittels Polarkoordinaten r, ϕ beschreiben: x1 (t) r(t) cos ϕ(t), x2 (t) r(t) sin ϕ(t).x2rφx1Im Folgenden werden wir (t) zwecks Vereinfachung weglassen.c x1 ẋ2 x2 ẋ1 r cos ϕ(ṙ sin ϕ rϕ̇ cos ϕ) r sin ϕ(ṙ cos ϕ rϕ̇ sin ϕ) rṙ cos ϕ sin ϕ r 2 ϕ̇ cos2 ϕ rṙ cos ϕ sin ϕ r 2 ϕ̇ sin2 ϕ r2 ϕ̇(cos2 ϕ sin2 ϕ) r2 ϕ̇(1)Also:c r 2 ϕ̇¡ Wir betrachten die Fläche A(t1 , t2 ), die vom Ortsvektor ϕ(t)des Massenpunktesr(t)für t [t1 , t2 ] überstrichen wird. A(t1 , t2 ) ist ein ‘Tortenstück’, dessen äußererRand die Bahn des Massenpunktes ist. Aus Appendix A.4 erhalten wir die FlächeZ ϕ21ρ(ϕ)2 dϕ.Fläche(A(t1 , t2 )) 2ϕ1Wir versuchen, die Fläche auch als Integral über die Zeit zu berechnen und führendaher folgende Substitutionen durch:ϕ ϕ(t),dϕ ϕ̇ dt,ρ(ϕ) ρ(ϕ(t)) r(t),ϕ1 ϕ(t1 ),ϕ2 ϕ(t2 )Damit erhalten wir:Fläche(A(t1 , t2 )) Zϕ2ϕ1Z t2t1Z t2t11ρ(ϕ)2 dϕ21r(t)2 ϕ̇(t)dt21c t t2c dt t 22 t t1nach A.4Substitutionnach (1)c(t2 t1 )2In konstanten Zeitdifferenzen (t2 t1 ) werden daher gleiche Flächenstücke vomOrtsvektor überstrichen. Somit haben wir das Zweite Kepler’sche Gesetz in einerallgemeineren Situation bewiesen:
Die Mathematik der Planetenbewegung11Flächensatz. Bewegt sich ein Massenpunkt nur unter der Wirkung einer Zentralkraft, so überstreicht sein Ortsvektor in gleichen Zeiten gleiche Flächen. t 2 t 3 tt 4 1 S
12Franziska Michor3. Der Massenpunkt im GravitationspotentialNun wenden wir uns der Kernfrage dieser Fachbereichsarbeit zu: wir werden zuerstdas Gravitationskraftfeld als Gradientenfeld des Gravitationspotentials erkennen.Dann werden wir aus dem Newton’schen Gesetz den Energieerhaltungssatz beweisen, und daraus beweisen wir schließlich das Erste Kepler’sche Gesetz; es sagtaus, dass sich die Planeten auf Ellipsenbahnen bewegen. Es wird noch schwierigsein, die Gleichungen, die in sich in Polarkoordinaten ergeben werden, als die derKegelschnitte zu erkennen.3.1. Das Gravitationspotential.Ein Punkt der Masse M an der festen Stelle 0 R3 übt auf einen Punkt der Massem (einen sogenannten Aufpunkt), der sich an der Stelle x 6 0 befindet, nach demNewton’schen Gravitationsgesetz folgende Anziehungskraft aus: f1x1MmMm f2 Gx2 .F G 3 x, genauer:2 x 2 x 2 ) 32 x (x123f3x3Dies sagt gerade aus, dass die Anziehungskraft eines Körpers mit dem Quadrat derEntfernung abnimmt, weil x/ x ein Vektor der Länge 1 ist, der von 0 in Richtungx weist (die negative Richtung der Kraftwirkung). G ist die Gravitationskonstante.Wir betrachten nun die FunktionMmMm. G 2 x x1 x 2 2 x 3 2 Da U eine Funktion von r x1 2 x2 2 x3 2 ist, kann man ihren Graphen wiefolgt veranschaulichen:U (x) GU(r)r x Die Funktion U ist eine Potentialfunktion für das Gravitationsvektorfeld F, weilder negative Gradient von U gerade F ist.
Die Mathematik der Planetenbewegung13Beweis.Der Gradient grad U (x) von U im Punkt x ist gerade als Vektor der drei partiellenAbleitungen von U definiert: grad U (x) : U x1 (x) U x2 (x) U x3 (x)Der Gradient zeigt genau in die Richtung des steilsten Anstieges der Funktion Uim Punkt x und seine Länge ist gerade der Wert des Anstieges in dieser Richtung.Für nähere Erklärung des Gradienten siehe Appendix A.5.Als Beweis differenzieren wir die FunktionU (x1 , x2 , x3 ) G Mm222 12 GMm(x x x)123x1 2 x 2 2 x 3 2hintereinander nach x1 , x2 , x3 :3 U(x1 , x2 , x3 ) GM m( 12 )(x1 2 x2 2 x3 2 ) 2 2x1 x13 U(x1 , x2 , x3 ) 21 GM m(x1 2 x2 2 x3 2 ) 2 2x2 x23 U(x1 , x2 , x3 ) GM m(x1 2 x2 2 x3 2 ) 2 x3 x3Also gilt tatsächlich: 3GM m(x1 2 x2 2 x3 2 ) 2 x13 grad U (x) GM m(x1 2 x2 2 x3 2 ) 2 x2 3GM m(x1 2 x2 2 x3 2 ) 2 x3 x13 GM m(x1 2 x2 2 x3 2 ) 2 x2 F(x) x3
14Franziska Michor3.2. Der Energieerhaltungssatz.Der Massenpunkt bewegt sich nur unter dem Einfluss des Kraftfeldes F auf einerBah
Die Mathematik der Planetenbewegung 3 Inhaltsverzeichnis 1. HistorischerUb erblick . en Achse der Bahnellipse ist f ur alle Planeten des Sonnensystems konstant. . r(t) desMassenpunktes f ur t 2[t1;t2] ub erstrichen wird. A .
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-Textbook: Ladefoged (2006), A Course in Phonetics, (available in Thai version) -Website (for interactive learning): UCLA.-Supplementary reading and interactive lessons: Academic websites around the world, e.g., U. of Arizona, USA, Macquarie U., Australia, Otago U., New Zealand, Stuttgart U., Germany, etc. A. Tumtavitikul, SWU, Aug. 2009-Lectures: on-campus, in classroom environments via .
