Klasik mekanik, iki gövde için kapalı veya izole bir sistem olarak mükemmel bir şekilde bütünleştirilebilir. Bununla birlikte, daha önce, Newton'un gezegenlerin hareketine tam bir biçimde bir çözüm bulamadığını bulduğu yerde sorunların var olduğu bulundu. Tanrının güneş sistemini şimdi ve onları yeniden ayarlaması gerektiğine dair ünlü açıklamasını yaptı. Poincare, böyle bir çözümün olmadığını göstererek, güneş sisteminin istikrarına yönelik bir çözüm için İsveç ödülünü çözdü. Poincare, bunlarla ilgili ayırma ve tedirginlik yöntemleri geliştirdiği kaos teorisinin kapısını açan şey budur. Genel sistemler için Newton mekaniğinin entegre edilemez olduğu ortaya çıkıyor,
Üç veya daha fazla gövdeli sistemler için klasik mekanik, kapalı formda çözülemez. Herhangi bir $ N $ vücut problemi için kütle merkezi için 3, momentum için 3 $, açısal momentum için 3 $ ve enerji için bir denklem vardır. Bunlar sorunla ilgili 10 $ 'lık kısıtlamalardır. Bir N-cisim probleminin 6N $ serbestlik derecesi vardır. $ N ~ = ~ 2 $ için bu, çözümün 2 $ dereceli bir birinci integral tarafından verildiği anlamına gelir. Bu, Galois'in gösterdiği problemle karşılaşır ki, derecesi 5 $ veya daha yüksek olan herhangi bir kök sistemin genellikle cebirsel kökü yoktur. Diferansiyel denklemler için ilk integraller, bu diferansiyel denklemin çözümü boyunca sabit kalan fonksiyonlardır. Yani $ 8 $ çözümleri için $ p_8 (x) ~ = ~ \ prod_ {n = 1} ^ 8 (x ~ - ~ \ lambda_n) $, $ 8 $ farklı köklerle $ \ lambda_n $ sabit olan sekiz sıralı polinom vardır 8 $ 'lık çözümler boyunca. $ P_8 (x) ~ = ~ p_5 (x) p_3 (x) $ olduğundan, Galois teorisi olarak adlandırılan bir cebir dalı bize beşinci dereceden polinomların köklerini bulmak için genel bir cebir sistemine veya cebirsel bir çözüm kümesine sahip olmadığını söyler. . Bu, dörtten yüksek herhangi bir derece sisteminin genel olarak cebirsel olmadığı anlamına gelir. $ N $ -body probleminin kökündeki Galois teorisi bize $ N ~ \ ge ~ 3 $ için cebirsel bir çözüm olmadığını söyler.
Klasik mekanikteki bir problem, üç cisim için kaybolan payda problemidir. Bu bir Hamiltoniyen $ H (J, ~ \ theta) ~ = ~ H_0 (J, ~ \ theta) ~ + ~ \ epsilon H_1 (J, ~ \ theta) $ için $ J ~ = ~ (J_1, ~ J_2) $ ve $ \ theta ~ = ~ (\ theta_1, ~ \ theta_2) $. Burada $ J ^ \ prime $
$$ S (J ^ \ prime, ~ \ theta) ~ = ~ \ theta \ cdot J ^ \ prime ~ + ~ i \ epsilon \ sum_ değişkenine göre yazılmış bir üretici fonksiyon {n_1, n_2} {{H_ {1, n_1, n_2}} \ over {n_1 \ omega_1 (J ^ \ prime) ~ + ~ n_2 \ omega_2 (J ^ \ prime)}} e ^ {n_1 \ omega_1 (J ^ \ prime) ~ + ~ n_2 \ omega_2 (J ^ \ prime)} $$
rezonans koşulu $ n_1 \ omega_1 (J ^ \ prime) ~ + ~ n_2 \ omega_2 (J ^ \ prime) ~ = ~ 0 $ için ıraksak olacaktır. Bu rezonans koşulu, birçok kişinin güneş sisteminin rezonans koşullarında kararlı olamayacağını varsaymasına yol açtı. Yine de güneş sistemi neredeyse rezonans koşullarıyla doludur.
Gerçek hatta var olan rezonans koşullarının sayısı yoğun. Herhangi bir $ \ epsilon $ mahallesinde, rasyonel sayılara karşılık gelen sayılabilecek şekilde sonsuz sayıda olası rezonans koşulu olacaktır. Bir gezegenin yörüngesi sürüklendikçe, bu rezonans koşullarından geçecek ve kaotik bir şekilde tedirgin olacaktır. Dünya ve Jüpiter için 1/12 $ gibi basit rasyonel sayılar için 1003/12000 $ 'lık güçlü rezonansların meydana gelmesi beklenmelidir. Daha karmaşık rasyonel sayılar için, istikrarsızlığın daha zayıf olması beklenebilir. Diğer bir deyişle, frekansların oranı \ lq \ lq yeterince irrasyonelse \ rq \ rq $ ~ $ $$ \ Big | {{\ omega_1} \ over {\ omega_2}} ~ - ~ {m \ over s} \ Big | ~ > ~ {{k (\ epsilon)} \ over {s ^ {2.5}}}, ~ \ lim _ {\ epsilon ~ \ rightarrow ~ 0} k (\ epsilon) ~ \ rightarrow ~ 0 $$ yörünge daha kararlı. Dolayısıyla, basit bir rasyonel sayıya yakın bir "güçlü rezonans" koşulundan çıkarılan bir yörünge, basit bir rasyonel frekans oranına sahip bir yörüngeye yakın olan bir yörüngeden daha kararlı olacaktır.
Bu, Greenberg’in kaos teorisine Hamiltonyen yaklaşımının temelidir. Buna deterministik denir, çünkü diferansiyel denklemler zamanla ters yönde değişmez, bu nedenle bir parçacığın hareketi kesinlikle belirlenir. Ancak. o parçacığın başlangıç koşullarında hafif bir varyasyon varsa, genel olarak, başlangıç noktasından keyfi olarak uzağa gidebilir. Küçük $ \ delta z ~ = ~ (\ delta q, ~ \ delta p) $ değişkeni, $ \ lambda için $ \ delta z ~ \ rightarrow ~ exp (\ lambda t) \ delta z $ üstel eşlemiyle büyütülür $ Lyapunov üssü. Bir gövdenin başlangıç koşullarının spesifikasyonundaki herhangi bir hata, bu hatanın artmasına neden olur. Algoritmik bir perspektiften bakıldığında, bir kesme, artan sayısal taşma hatalarıyla sonuçlanır. Dolayısıyla, bir parçacığın dinamikleri, onun dinamiklerini aslında doğa belirlese bile, bilgisayarla gelişigüzel doğrulukla geleceğe entegre edilemez.
W. Zurek bunu biraz daha ileri götürdü ve $ \ delta z $ 'nın Heisenberg belirsizlik ilkesi tarafından belirlendiği kuantum dalgalanmalarının nasıl olduğunu düşündü.