Диссертация (Некоторые задачи эволюции движения деформируемого спутника в центральном гравитационном поле сил), страница 7
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 7 страницы из PDF
Таким образом, возмущающая функции Рауса будетиметь вид:111R (G, J G) (G, J J J G) (G, J G u ) 21100211100u dx 2 22 R 3 [3(O 1R0 , r )(O 1R0 , u) (r, u)]2dx E[u] .(2.37)Ω2Мы будем писать уравнения Рауса только для канонических переменных,поэтому члены выражения (2.37), не зависящие от них, также можноопустить.
Функция Рауса примет вид:59R R * R 3 3(O 1R0 , r )(O 1R0 , u) 2 dx ,Ω2R * 1 (G, J 01G) 1 (G, J 01 J 1 J 01G) (G, J 01Gu ) .2(2.38)2**Очевидно, что R * не зависит от углов 2 ,3 и потому R R 0 . Уравнения 2 3Рауса для Ii примут видIi i R * R3{ 3(i (O 1R0 ), r )(O 1R0 , u)2dx Ω2 3(OΩ21R0 , r )( (O 1R0 ), u) dx} .i2(2.39)Заметим, что деформации упругой части, описываемые формулами (2.25),вызываются двумя основными причинами – силами инерции вращения исилами гравитации.
Силы инерции при быстром вращении спутника будутзначительно превосходить силы гравитации и будут вызывать быструюэволюцию вращательного движения, в отличие от медленной гравитационнойэволюции. Поэтому разобьем эволюцию на два этапа: быструю под действиемсил инерции вращения и медленную под действием гравитации.§ 2.5. Быстрая эволюция вращательного движения спутниковИз формул (2.37), (2.38) следует, что уравнения для I 2 , I3 будутI2 0,то есть переменные I 2 , I3 не эволюционируют.I3 060Получим уравнение для I1 . Будем искать решения уравнений длямодальных переменных, опустив члены с гравитацией и приняв ω J 01G .Найдемω ( A1 I 22 I12 sin 1, A1 I 22 I12 sin 1, C 1I1 )T , ( A1 I 22 I12 cos1 10 , A1 I 22 I12 sin 1 10 ,0)T .ω(2.40)Из формул (2.26) определимq00 0 ,p00 0 ,q10 12 ([b123 b132 ] A1C 1I1 I 22 I12 cos1 [b123 b132 ] A1 I 22 I12 cos1 10 ) ,(2.41)p10 12 ([b123 b132 ] A1C 1I1 I 22 I12 sin 1 [b123 b132 ]A1 I 22 I12 sin 1 10 ) ,q20 22b212 A2 ( I 22 I12 ) sin 21 ,p20 22b212 A2 ( I 22 I12 ) cos21.Из формул (2.41) вычислим производные:q00 0 ,p 00 0 ,(2.42)q10 12 ([b123 b132 ] A1C 1I1 I 22 I12 ( sin 1)10 [b123 b132 ]A1 I 22 I12 sin 1 102 ) ,p10 12 ([b123 b132 ] A1C 1I1 I 22 I12 cos1 10 [b123 b132 ]A1 I 22 I12 cos1 102 ) ,q20 2 22b212 A2 ( I 22 I12 ) cos 21 10 ,61p 20 2 22b212 A2 ( I 22 I12 ) cos21 10.Используя равенства (2.41), (2.42) и соотношения1 b10 , cos1 1, sin 1 b10 ,cos1 b sin1 cos1 cos1 sin 1 sin 1 cos(1 1).получаем значения модальных переменных:q0 0 ,p0 0 ,(2.43)q1 12 A2C 1I1 I 22 I12 [Cb123 (2 A C )b132 ]cos(1 1) ,p1 12 A2C 1I1 I 22 I12 [Cb123 (2 A C )b132 ]sin(1 1 ) ,q2 22b212 A2 ( I 22 I12 ) sin 2(1 1) ,p 20 22b212 A2 ( I 22 I12 ) cos 2(1 1).Далее находимJ 01J1J 01 1 2J11A1 A2J 211 2J12A1 A2J 221 1 1J 31A C1 1 1J 32A CJ13 A1C 11 A1C 1 ,J 23(2.44)1 2J 33C(G, J 01G u ) = ( J 01G,Gu ) = 1 A2I 22 I12 ( x2u3 x3u2 )sin 1 ( x3u1 x1u3 )cos1 C 1I1( x1u2 x2u1) 2dx .После громоздких вычислений, используя формулы (2.39), (2.40),(2.43), (2.44) получим уравнение для I1 :62I1 A1 I22 I12 2 {( x2u3 x3u2 )cos1 ( x3u1 x1u3 )cos1 2 A1 I 22 I12 ( x2u2 x1u1)sin 21 ( x1u2 x2u1)cos21 (2.45)2C 1I1 ( x2u3 x3u2 )sin 1 ( x1u3 x3u1)cos1 }dxВведем переменную 10 10t (угол 1 описывает вращение вокруг осисимметрии спутника).
Согласно уравнениям (2.35) она является быстройпеременной. Поэтому усредним уравнение (2.45) по переменной 10 .Отметим, что при усреднении все коэффициенты с номером k=0 пропадают,что означает, что деформации по формам с индексом 0 не влияют наэволюцию вращательного движения спутника. Уравнение (2.45) заменится наусредненное:I1 bA5C 12 (C A) I1( I 22 I12 )[4( I 22 I12 )2 I121],(2.46)где1 12[b123 (2 AC 1 1)b132 ]2 0,22 22b212 0.Знак правой части уравнения (2.46) определяется знаком С–A. Если С>A, топроизводная I1 0 и переменная I1 монотонно возрастает, в случае С<Aпроизводная I1 0 и переменная I1 монотонно убывает.
Стационарнымидвижениями уравнения (2.46) будут I1 I 2 и I1 0 .Уравнение в вариациях для стационарного движения I1 0 будет иметь вид: I1 k 2 I24 I1,63гдеk bA5C 1 2 (C A) .Следовательно,стационарноедвижениеI1 0 будет асимптотическиустойчиво при С<A и неустойчиво при С>A.Уравнение в вариациях для стационарного движения I1 I 2 будет I1 2k 1I14 I1.Следовательно, стационарное движениеI1 I 2 будет асимптотическиустойчиво при С>A и неустойчиво при С<A.Таким образом, в результате быстрой эволюции вектор кинетическогомомента спутника G будет либо при С>A стремиться занять положениевдоль оси симметрии Cx3 (при I1 I 2 углы 2 0 , 1 0 - см.
Рис.4 ), либопри С<A стремиться занять положение в экваториальной плоскостиэллипсоида инерции (при I1 0 угол 2 , а угол 1 0 см. Рис. 4).2§ 2.6. Медленная диссипативная эволюцияРассмотрим случай медленной диссипативной эволюции вследствиедействия гравитационных приливов. Будем считать быструю эволюцию (вслучае C>A) закончившейся, и примем I1 I 2 , 1 0 .
Вычислим явнокоординаты вектора O 1 R ( 1, 2 , 3)T . По формулам (2.32):64 cos 11 2 ( Γ 3 (3 ) Γ 1(1 ) Γ 3 ( 2 ) Γ 1 ( 2 ) Γ 3 (1) ) cos . 0 3(2.47)Заметим, что Γ 3 (1) Γ 3 (0) E , Γ 1 ( 2 ) Γ 1(0) E , поскольку 2 0 послезавершения быстрой эволюции.
Тогда 1 2 3 cos cos2 cos sin 2 sin cos 1 sin 1 sin Γ 3T (2 ) Γ1T (1) Γ 3T (3 ))1 cos sin 2 cos cos2 sin cos 1 ,0 (2.48)Здесь введен вспомогательной угол α: 3 .**Вследствие справедливости формул R R 0 , уравнение (2.39) для I 2 , I 3 2 3упрощается и принимает видIi R3{ 3(i (O 1R0 ), r )(O 1R0 , u) 2dx 3(O 1R0 , r )(i (O 1R0 ), u) 2dx}, i 2,3 .Ω2Ω2(2.49)Перепишем еще раз уравнение (2.49), преобразовав его к виду:Ii 3 R 3{ Ω2[ 12 x1u1 22 x2u2 + 32 x3u3 i 1 2 ( x2u1 u2 x1) 1 3 ( x3u1 u1x3 ) 2 3 ( x3u2 u2 x3 )]2 dx},i 2,3(2.50)Теперь надо вычислить значения нормальных координат для случаямедленной диссипативной эволюции и подставить их в уравнения (2.50).Будем искать нормальные координаты, используя (2.26) и при их вычислении65имея в виду, что выполняются условия I1 I 2 , 1 0, I 2 const, 1 const .Для кинетического момента G получимG (0,0,C 1I 2 ), ω J 01G, ω 0 .(2.51)Из (2.26) выведемq00 0 ,p00 0 ,q10 312 b123 b132 R3 2 3 ,p10 312 b123 b132 R3 1 3 ,(2.52)q20 6 22b212 R 3 1 2 ,p20 3 22b212 R 3 ( 12 22 ) .Уравнения (2.52) позволяют вычислить производные от qi 0 , pi0 :q00 0 ,p 00 0 ,q10 312 b123 b132 R 3 2 3 .p10 312 b123 b132 R3 1 3 .q20 6 22b212 R 3 1 2 p 20 3 22b212 R 3 ( 12 22 )..(2.53)66Отсюда выведем выражения для нормальных координатq0 0p0 0..q1 312 b123 b132 R 3 2 3 b R 3 2 3 p1 3 12 b123 b132 R3 1 3 b R3 1 3 q2 6 b22 212 R 3(2.54).
31 2 b R 1 2 p2 3 22b212 R3 ( 12 22 ) b R3 ( 12 22 ) ..Подставим формулы (2.53) в уравнения (2.50) и вычислим поотдельности выражения 2 ( 12 x1u1)dx 22i( 12 )[b212 p2 ] i2 2 (12 ) 3b212 22 R3 (12 22 ) b R 3 ( 12 22 ) i2 ( 2u x )dx 0i 3 3 32 ( 22 x2u2 )dx 2 ( 22 )[b212 p2 ] ii22. (2.55). 2 2 ( 22 ) 3b212 22 R 3 (12 22 ) b[ R 3 ( 12 22 )] i672 i ( 1 2( x2u1 x1u2 ))dx 2 ( 1 2 ) 2b212 q2 i2. 2 R 3 b[ R3 ] 2 ( 1 2 ) 12 22b2121 21 2 i2 i ( ( x3u1 x1u3))dx 2 i ( ) b123 b132 p1 1 31 32.
2 ( 1 3 ) 312 b123 b132 2 R3 1 3 b[ R 31 3 ] i2 i ( ( x3u2 x2u3))dx 2 i ( ) b123 b132 q1 2 32 32. 2 ( 2 3 ) 312 b123 b132 2 R3 2 3 b[ R 3 2 3 ] .iПоскольку мы планируем далее усреднить уравнения (2.50), чтобы выявитьэволюционныепроцессы,тоотбросимвравенствах(2.55)всенедиссипативные члены, и вместо равенств (2.55) запишем22222 ( 2 ) b 3b2 2[ R3 ( 2 2 )].
,2( 212 22 x2u2 )dx 212 ii 2 (2.56) ( ) 12 b 2b2 [ R3 ]. ,((xuxu))dx2 2121 2 2 i 1 3 i 1 2 2 1 1 2 ( ) 3 b 2 b b 2 [ R 3 ]. ,((xuxu))dx1 123132 1 3 2 i 1 3 i 1 3 3 1 1 322 ( 2 )( b) 3 2b2 [ R3 ( 2 2 )].