Диссертация (Некоторые задачи эволюции движения деформируемого спутника в центральном гравитационном поле сил), страница 10
Описание файла
Файл "Диссертация" внутри архива находится в папке "Некоторые задачи эволюции движения деформируемого спутника в центральном гравитационном поле сил". PDF-файл из архива "Некоторые задачи эволюции движения деформируемого спутника в центральном гравитационном поле сил", который расположен в категории "". Всё это находится в предмете "физико-математические науки" из Аспирантура и докторантура, которые можно найти в файловом архиве МАИ. Не смотря на прямую связь этого архива с МАИ, его также можно найти и в других разделах. , а ещё этот архив представляет собой кандидатскую диссертацию, поэтому ещё представлен в разделе всех диссертаций на соискание учёной степени кандидата физико-математических наук.
Просмотр PDF-файла онлайн
Текст 10 страницы из PDF
Первые два члена (3.14) не влияют на уравнение.РассмотримQ1 3(O1R 0 , r)(O1R 0 , u11) dx 3R 3 I22 A2 (O1R 0 , r)(O1R 0 , 3 (1) 1( 2 )u* (r '')) dx ,3Rгде r '' 3 ( 2 ) 1(1)r . Пусть координаты вектора 1( 2 ) 3(1)O1R0 равны(1, 2 ,3 ) , а R0 (0,0,1) в орбитальной системе координат. Кроме того,O1 3 (1) 1( 2 ) 3 (2 )1(1) 3(3) 3 (h) 1(i) 3 () 0 ,0 0 10 1 0 0 .0 1 0Использовав эти формулы, вычислим координаты(1, 2 ,3 ) , вчастности3 sin1[cos(h 3 )cosi sin sin(h 3)cos] cos1 sin i sin ,тогдаQ1 3 R3 2 I 22 A2 [D1 32 D2 ];D1 b1 f1 b1 f 2 b2 f 2 c1 f 3; D2 (a2 b1) f1 (2a1 b1 b2 ) f 2 (c2 c1) f 3 ;91f1 x4dx y 4dx z 4dx ; f 2 x2 y 2dx y 2 z 2dx z 2 x 2dx ;f 3 x 2dx y 2dx z 2dx .Продолжив расчёты подобным образом, получим, что четвёртый членобнулится, а A2 [r G][u11 G] dx 2 2 A4 I24 D1 , R 3 (r, u11)dx 2 I22 A2R 3 D0 ,D0 [(2b1 a2 ) f1 (2b2 b1 2a1) f 2 (c1 c2 c3 ) f3 ] .§ 3.3.
Быстрая эволюция долготы восходящего узла иаргумента широты перигеяУравнение Рауса для угла gg [3 2 I 22 R3 ( D1 32 D2 )], D1 D1 D0 / 3- имеет весьма громоздкий вид и неудобно для анализа, однако послеусреднения по быстрым углам l и 3 упрощаетсяg 3 2 I22 A2 1(1 e2 )3/2 p3[6D1 D2 ( 32 (3 4sin 2 i) 4sin 2 i 1)] .92Механический смысл этого уравнения в том, что деформации приводятк вращению перицентра орбиты шара. Поскольку члены, определяющиескорость изменения перицентра, не зависят от диссипативных сил, то этуэволюцию можно трактовать как быструю.Уравнение для угла h имеет видh [3 2 I22 R3 [ D1 32 D2 ] ,Hи после усреднения по углам l и 3 также упрощаетсяh 32 2 I 22 A2 1(1 e2 )3/2 p3 D2 cos i[2 3sin 2 1] .Данное уравнение показывает, что влияние деформаций обуславливаюттакже быструю прецессию плоскости орбиты шара.Таким образом, можно сделать вывод о том, что в пространственномварианте задачи при осесимметричных упругих деформациях тела плоскость (Ω – долгота восходящего узла), аего орбиты прецессирует со скоростью сама орбита, не изменяя своей формы, поворачивается в собственнойплоскости – это скорость движения перицентра орбиты.
Известно, чтотакой эффект наблюдается при движении искусственных спутников Земли.Интересно заметить, что такое жевлияниена эволюцию орбитыискусственного спутника оказывает сжатие Земли [3]. Вторая зональнаягармоникагеопотенциалаобуславливаетвозникновениевозмущенийэлементов орбиты ИСЗ, при этом о вековых неравенствах можно говоритьтолько применительно к угловым элементам – долготе восходящего узла Ω,аргументу широты перигея ω и средней аномалии.93§ 3.4.
Эволюция остальных переменныхВ дополнение к полученным в § 3 уравнениям, выпишем усредненныепо l уравнения и для остальных переменных (с ненулевыми правымичастями):2 3l M KD21{6 D1 D2[3sin 2 1 sin 2 (h 3) (cos1 sin i sin 1 cos(h 3)cos i)]3L[4(cos1 sin i sin 1 cos(h 3)cos i) cosec i cos 1] ,(3.15)3 KD2 I21{cos1[cos2 i cos2 (h 3 )sin 2 i] 1 cos(h 3 )sin 2i cos 2i cosec 1} .2Формулы (3.15) можно интерпретировать как изменение орбитального исобственного кинетического моментов шара в противофазе друг другу, атакже прецессию оси вращения шара.Далее, рассмотрим влияние на движение члена u12 (r ) .
Вычисленияпоказывают, что член функционала РаусаQ2 3 R3 (O1R0 , r)(O1R0 , u12 )dxдает вклад только в уравнение для переменной g, а остальные членыповлияют на уравнения для 2 , lи g. Таким образом, сферически-симметричная деформация окажет влияние на угловую скорость вращенияперицентра орбиты в ее плоскости.94ГЛАВА 4. МЕДЛЕННАЯ ЭВОЛЮЦИЯ В ЗАДАЧЕО ПОСТУПАТЕЛЬНО-ВРАЩАТЕЛЬНОМДВИЖЕНИИ ДЕФОРМИРУЕМОГО СПУТНИКА§ 4.1. Гравитационные приливыВ рамках постановки задачи главы 3 §3.1 продолжим исследованиевлияния частных решений (3.11), (3.12) на эволюцию движения шара.Рассмотрим влияние слагаемого u13 (r , t ) .
Вычислим вклад в уравнениядвижения членаQ3 3 R 3 (O 1R 0 , r)(O1R 0 , u13 ) dx .(4.1)Интеграл (4.1), а точнее, производные от него по каноническим переменнымДелоне и Андуайе, удобнее вычислять в орбитальной системе координатCxyz, так как в ней u13 (r , t ) имеет наиболее простой вид. Ось Cz направленана притягивающий центр, ось Cx – по касательной к орбите, ось Cyортогональна к плоскости орбиты. Ограничимся в ряде для u13 (r , t ) первымидвумя членами, и перейдем в интеграле (4.1) к орбитальным осям.
Тогда, вновых осях, u13 примет вид:3 R u13 (r , t ) 3 R 3u* (r ) 1 l 3 R 3 {[( B1r , r )( SB2 B2 S ) R l ( B3r , r )( SB4 B4 S ) r02 ( SB5 B5S )]r 2[( B1S r , r ) B2 ( B3S r , r ) B4 ]r }S O O 1 O (O 1)1 1114.2)95Здесь кососимметрическая матрица S определяет угловую скорость шараотносительно системы координат Cxyz. Выражение (4.1) перепишется в видеQ3 3 R 3 (O1O 1R 0 , r)(O1O 1R 0 , u13 (r, t ))dx ,(4.3)гдеO1O 1R 0 e z ( 1, 2 , 3 )T , 1 2 0, 3 1.(4.4)Воспользовавшись выражениями для матриц O1 , O из (3.13),(3.3), вычислимматрицу S: 0S s12 s13s120 s23s13 s23 ;0 s12 sin [2 sin 1 cos(h 3 )cos i 2 cos 1 sin i] 2 cos sin 1 sin( h 3 );s13 2 cos 1 cos i 2 sin 1 cos( h 3 )sin i ;s23 2 sin sin 1 sin(h 3 ) 2 cos[sin 1 cos( h 3 )cos i cos 1 sin i]С помощью формул (4.2) и (4.5) получим b1 x 3 b1 y 2 x b2 z 2 x c1x 3 R 2u13 ( r , t ) 1 l b1 x y b1 y 3 b2 z 2 y c1 y R l 2 a1 x z a1 y 2 z a2 z 3 c2 z (b1 b2 )( s13 x 2 z s23 xyz ) (c2 c1 ) s13 z 2 (b b )( s xyz s y 2 z ) (c2 c1 ) s23 z 1 2 1323 (c c )( s x s y ) 023 2 1 13(4.5)96(b1x 2 b1 y 2 b2 z 2 ) s13 z (a1x 2 a1 y 2 a2 z 2 )s13 z (b1x 2 b1 y 2 b2 z 2 ) s23 z (a1x 2 a1 y 2 a2 z 2 )s23 z (b1 x 2 b1 y 2 b2 z 2 )(s13 x s23 y ) (a1x 2 a1 y 2 a2 z 2 )( s13 x s23 y ) (4.6)02 0 (a a )(s xz 2 s yz 2 ) 23 1 2 13Здесь введено обозначение = -3 R 3 .
Подставляя (4.6) в (4.3) и учитывая(4.4), выведемQ3 [( )( D3 32 ( D4 D3 )) D5 [ 1 3s13 2 3s23 ]] ,(4.7)где обозначеноD3 [b1 ( x 2 + y 2 ) + b2 z 2 + c1 ]x 2d ; D4 [a1 ( x 2 + y 2 ) + a2 z 2 + c2 ]z 2 d ;D5 {[(b1 a1 )( x 2 + y 2 ) + (b2 a2 ) z 2 + c1 c2 ]( x 2 z 2 ) 2(a1 a2 b1 b2 ) x 2 z 2 }d {[(b1 a1 )( x 2 + y 2 ) + (b2 a2 ) z 2 + c1 c2 ]( y 2 z 2 ) 2(a1 a2 b1 b2 ) y 2 z 2 }d ;Чтобы получить дифференциальные уравнения движения, необходимо будетдифференцировать выражение (4.7) по каноническим переменным, вчастности, потребуются значения производных i, где q j обозначаютq j97каноническиепеременные.Дляэтоговоспользуемсяследующимиформулами 1 e z (O 1R0 )O,21q j q jq j3 cos cosh sin cos i sin h R0 cos sin h sin cos i cos h .sin sin i(4.8)Замечая, что величина α, входящая в выражение для Q3 , не зависит отпеременных Андуайе, а компоненты матрицы S не зависят от угла 2 ,приходим к выводу, что усреднение по углу 2 производных от Q3 поканоническим переменным, можно получить просто заменив величиныe zq jусредненными по углу 2 .
Поэтому, после вычисления производных в (4.8),усредним их по углу 2 , и получим следующие выраженияsin 1 cos2 sin i cos(h 3 ) cos2 cos1 cos i cos2 sin1 cosi cos cos(h 3 ) cos2 sin1 sin sin(h 3) cos2 cos1 sin i cos ;2 0 cos 1 cos i sin 1 sin i cos(h 3 )e z sin 1 sin sin(h 3 ) sin 1 cos cos i cos( h 3 ) cos 1 cos sin i ; 2 20ez1e z3e zI1e zI 322 cos i cos sin i ;00 0 ;0 sin i sin( h 3 ) cos i sin( h ) sin cos(h ) ;cos33 I 22 I32 012(4.9)98e zle zhe ze zH222e z d dl21d 0 ; 0 dl e zg21 0 ;0 cos i cos sin i ;0 cos i cos sin i ;0 0 sin .2 H 2 0 12§ 4.2.
Усредненные уравнения поступательновращательного движенияИспользуя равенства (4.7), (4.9), (4.8) а также результаты §1 даннойглавы, получим дифференциальные уравнения поступательно-вращательногодвижения шара, учитывая все виды происходящих деформаций. Дляупрощения уравнений усредним их по быстрой переменной l. Кроме того,как видно из (3.15), 3 является быстрой переменной, т.к. перед правойчастью ее уравнения отсутствует в качестве множителя малый параметр χ.Поэтому произведем усреднение и по переменной 3 . В результате получимприближенные уравнения:99II1 1 I2 ;I22222I nk n 1 A1 (1 e 2 )3/2 I 2 I 3 (e) I 2 3I3 (e, g )sin 2 i 2142I2 2I2I3 2 (e)cos i ;I2I3 nk n 1 A1I 3 (1 e 2 )3/2 1 (e) 4 (e, g )sin 2 i 2 (e)cos i ;1 0;L nk n 1 A1I 3 2 (e)cos i (1 e 2 )3/2 3 (e) ;(4.10) nk n1 A1I 3 (1 e 2 )3/2 1 (e)cos i 2 (e) ;H I3 ;g K 1[6 D1 D2 ( 32 (3 4sin 2 i) 4sin 2 i 1)]h K2D2 1 cos i[2 3sin 2 1 ] k2 A-1 I 3 1 (1 e 2 )3/ 2В уравнениях (4.10) были введены обозначения:212 (1 e cos )4d 1 3e 2 83 e 4 1(e);0212 (1 e cos )065 e 6 (e);d 1 152 e2 45e4 16283 2 1 4e 4e2.1002128 (1 e cos ) d 1 14e235 e8 (e); 105e4 35e 6 1283440212 (1 e cos )4sin 2 ( g)d 12 43 e2 (1 2sin 2 g ) 01 e 4 (1 4sin 2 g ) (e, g ); 164226k 9 D5 p ;K 3 2 I 22 A2 (1 e 2 )3/23p ; 2M 3n.3Седьмое уравнение системы (4.10) может быть проинтегрировано, ивыражает тот факт, что проекция кинетического момента системы на ось 3Кёниговой системы координат С1 23 сохраняется:H I3 H 0 const.Сохраняется и кинетический момент системыΛ G const .Здесь черезΛ обозначен орбитальный кинетический момент, а через G -вращательный.