Лабораторна робота Форма орбіти та рух ШСЗ за законами Кеплера
.pdfРух супутника на орбіті визначається другим і третім законами Кеплера. У
другому законі Кеплера зазначається, що за рівні проміжки часу радіус-вектор супутника описує площі рівних секторів. Інакше кажучи, що секторіальна швидкість супутника є стала. Це можна довести, якщо розглядати рух ШСЗ у системі координат O , жорстко скріпленій з площиною орбіти (рис. 3). Дві осі,
О і O лежать у площині орбіти, тоді третя O – направлена перпендикулярно до площини орбіти по вектору інтеграла площ с. Вісь О направлена у точку перигею.
z |
|
|
c |
r |
|
|
|
|
|
|
f |
|
|
П |
|
O |
y |
|
|
|
|
|
N |
x
Рис. 3. Зв’язок систем координат O і Oxyz.
У вибраній орбітальній системі координат (рис. 3) інтеграли площ
отримаємо з виразу
i |
j |
k |
|
|
|
||
|
|
|
|
|
|
|
|
r r |
|
|
0 |
|
i 0 j 0 k c |
, |
(30) |
|
|
|
0 |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
де i , j , k - орти відповідних осей орбітальної системи координат. Розкриваючи визначник і прирівнюючи вирази при однакових ортах, отримаємо
c . |
(31) |
|
|
Введемо полярну систему координат у площині орбіти через радіус-вектор r
і кут v, і в цій системі координат виразимо інтеграл площ (31). Для цього
знайдемо вирази для координат |
, |
і складових вектора швидкості |
|
, |
|
|
|
|
|
супутника у площині орбіти |
|
|
|
|
r cos v , |
|
r cosv r sin v v , |
|
|
|
|
|
|
|
r sin v , |
|
r sin v r cos v v . |
|
(32) |
Тепер підставимо вирази (32) у формулу (31) для вектора площ і після перетворень отримаємо
r 2 v c . |
(33) |
Нехай положення супутника за невеликий проміжок часу t зміниться на кут v. Тоді площа, яку опише радіус-вектор супутника, буде площею сектора
|
s |
r 2 |
v . |
|
||||||||
|
|
2 |
|
|
|
|||||||
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|||
Похідну від площі по часу t називають секторіальною швидкістю, яка |
||||||||||||
запишеться так |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
s |
ds |
|
|
1 |
|
r |
2 |
v . |
(34) |
|||
dt |
|
2 |
|
|
||||||||
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|||
Порівнюючи формули (33) і (34), маємо |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|||
|
s |
c |
|
, |
|
|
|
(35) |
||||
|
|
|
|
|
|
|||||||
|
|
2 |
|
|
|
|
|
|
|
|
що виражає другий закон Кеплера.
Рівняння орбіти в полярних координатах. Розв’язок системи рівнянь (29)
єрівнянням орбіти. В орбітальній системі координат система (29)
перетворюється у таку:
0 |
|
. (36)
r c2 f 0
Вполярних координатах друге рівняння системи (36) після підстановки
r cos v прийме вид
|
|
c 2 |
|
|
||
r |
|
|
|
|
. |
|
1 f |
cos v |
|
||||
Якщо позначити |
|
|
|
|
||
c2 p ; |
|
f e , |
(37) |
|||
отримаємо рівняння кривої другого порядку у полярних координатах |
|
|||||
r |
p |
|
, |
(38) |
||
|
||||||
1 e cos v |
де p – параметр кривої, е – ексцентриситет. Параметр орбіти (для еліптичного руху – фокальний параметр) можна виразити через велику піввісь орбіти
p a 1 e2 . |
(39) |
В залежності від ексцентриситету е плоска крива другого порядку може приймати різну форму і значення інтегралів c, f i h при цьому також змінюються. Дослідимо, які значення приймає інтеграл енергії V 2 2 r h при різних ексцентриситетах е. Для цього використаємо рівняння зв’язку перших семи інтегралів (25), в якому враховуючи позначення (37), отримаємо
e2 1 h c 2 . |
(40) |
В еліптичному русі 0 e 1, тоді на основі (40) h 0 , і з інтегралу енергії виходить, що
V 2 2 r .
Це означає, що кінетична енергія руху супутника менша за його потенціальну енергію. Для окремого випадку, коли e 0 , із (40) маємо
h |
. |
(41) |
|
p |
|
При коловому русі радіус орбіти r p a . Враховуючи це і підставляючи
(41) в інтеграл енергії, отримаємо
|
|
|
|
|
|
|
|
V |
|
. |
(42) |
||||
|
|
|
r |
|
|||
Якщо приймемо, що Земля сферичної форми з радіусом 6371,1 км |
і = |
||||||
398600,5 км3/с2, то V = 7,91 км/с. |
|
|
|
|
|
|
|
При параболічному русі e 1, тому h 0 і, відповідно |
|
||||||
|
|
|
|
|
|
||
V |
2 |
. |
(43) |
||||
|
|||||||
|
|
|
r |
|
Таким чином, при параболічному русі кінетична і потенціальна енергії супутника однакові. Для Землі це відбудеться при швидкості супутника то V = 11,2 км/с.
В теорії руху ШСЗ прийнято колову швидкість супутника називати першою
космічною швидкістю, а параболічну – другою космічною швидкістю.
При гіперболічному русі e 1 і h 0 , тому |
|
V 2 2 r . |
(44) |
В цьому випадку визначальну роль відіграє кінетична енергія супутника, вона більша від потенціальної енергії.
Динамічний інтеграл. Всі, отримані вище, інтеграли (12), (18) і (23) не можуть бути загальним розв’язком системи диференціальних рівнянь незбуреного руху (6), тому що не містять час у явному виді. Інтеграл, який дає в явному виді залежність положення ШСЗ на орбіті від часу t отримаємо інтегруванням виразу для інтеграла площ (33), підставляючи туди рівняння
орбітальної кривої (38), маємо
v |
dv |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
t . |
(45) |
||
|
|
|
|
|||||
1 e cos v |
2 |
3 |
||||||
0 |
|
|
|
p |
|
Інтеграл в лівій частині виразу (45) залежить від того, яке значення приймає ексцентриситет орбіти е.
Оскільки ШСЗ, як правило, має еліптичну орбіту 0 e 1, тому розглянемо тільки цей випадок. Для обчислення інтеграла (45) вводять нову змінну на основі тангенса половинного кута за формулою
tg |
v |
|
1 e |
|
tg |
E |
. |
(46) |
|
|
|
|
|
||||||
2 |
|
1 e |
|
|
2 |
|
|
Після диференціювання (46), підстановки у (45) і інтегрування отримаємо
|
|
|
|
|
|
|
|
|
||
E e sin E |
|
|
|
|
|
|
t |
. |
(47) |
|
|
|
a3 |
||||||||
Введемо середній рух n і середню аномалію M за формулами |
|
|||||||||
|
|
|
|
|
|
|||||
n |
|
|
|
|||||||
|
, |
|
(48) |
|||||||
a3 |
|
|||||||||
M n t . |
|
(49) |
||||||||
Рівняння (47) із врахуванням (48) і (49) прийме вид: |
|
|||||||||
E e sin E M . |
|
(50) |
Це рівняння називається рівнянням Кеплера. Воно зв’язує допоміжну змінну,
якою є ексцентрична аномалія Е, середню аномалію М, момент проходження супутника через перигей і час t.
Згідно з формулою (49) середня аномалія М зростає прямо пропорціонально часові і визначає положення деякого фіктивного супутника, який рухається рівномірно по колу радіуса великої півосі а з періодом T, що дорівнює реальному.
Реальний супутник рухається по еліпсу і відповідно з другим законом Кеплера має максимальну швидкість в перигеї і мінімальну в апогеї.
Нехай супутник має період обертання Т. Тоді з рівнянь (49) і (50) виходить ,
що при повному оберті ШСЗ отримаємо 360 nT , звідси
n |
360 |
|
2 |
. |
(51) |
|
|
||||
|
T |
|
T |
|
Таким чином, n – середня кутова швидкість рухомої точки. В небесній механіці її називають середнім рухом.
Підставимо у формулу (51) замість n вираз (48) і після перетворень отримаємо
T 2 |
|
4 |
2 |
const , |
(52) |
a3 |
|
|
|||
|
|
|
|
Ця формула відображає третій закон Кеплера, згідно з яким в еліптичному незбуреному русі відношення квадрата періоду Т обертання супутника по орбіті до куба її великої півосі а є величина стала для даної планети.
Рух ШСЗ за законами Кеплера є найпростішою моделлю орбітального руху супутника і називається кеплерівським або незбуреним рухом. Необхідною умовою виконання законів Кеплера є припущення, що Земля (центральне тіло) і
супутник - це матеріальні точки з масами рівними масам Землі і супутника відповідно. У цьому випадку супутник рухається під дією тільки двох сил -
гравітаційного притягання Землі та прискорення супутника.
Зміст роботи
Згідно в зазначеним вище, за модель Землі приймаємо кулю з середнім радіусом R = 6371.1 км і геоцентричною гравітаційною сталою = 398600.5
км3/с2. Ці параметри є вихідними для розв’язування задач.
Задача 1. Побудувати схематично еліптичну орбіту та її проєкцію на небесну сферу за такими параметрами:
-довготою висхідного, вузла орбіти ;
-кутом нахилу орбіти і;
-аргументом перицентру
та показати положення супутника на орбіті коли, відома його істинна аномалія v.
Результатом цієї задачі є схематично побудований рисунок, на якому за даними свого варіанту (параметрами орбіти , і, і v) нанесені параметри орбіти подібно до рис. 1.
Задача 2. Для ШСЗ на коловій орбіті обчислити три з наступних чотирьох величин: радіус орбіти r, період T, лінійну швидкість супутника V, висоту орбіти
H, якщо одна з цих величин відома. Виконати обчислення для таких трьох випадків:
а) відома висота орбіти H;
б) заданий середній рух n;
в) відомий період орбіти T для випадку, коли ШСЗ має геоcтацioнарну орбіту.
Формули для розв’язку задачі.
Випадок а). Якщо відома висота орбіти H, то можна обчислити радіус колової орбіти r, оскільки відомий радіус R сферичної моделі Землі
r R H . |
(53) |
За відомим радіусом орбіти отримаємо лінійну швидкість супутника за формулою (42)
V r .
Тут досліджуємо колову орбіту, тобто e 0 , значить велика піввісь а дорівнює радіусу орбіти r, а саме: a r . При такій умові застосуємо третій закон Кеплера
T 2 4 2 .
a3
Звідси обчислимо період обертання супутника Т
T 2 |
a3 |
. |
(54) |
|
|
||||
|
|
|
За результатами обчислень необхідно зробити рисунок, на якому показати: Землю у вигляді сфери і колову орбіту ШСЗ. За одиницю масштабу прийняти радіус Землі R. Одиниця масштабу вибирається довільно (2-3 клітинки зошита або 1-1,5 см). На рисунку позначити: радіус Землі R , радіус колової орбіти r і висоту орбіти H, наприклад:
s
H
r
O R
Випадок б). Дано середній рух n в обертах за добу. Тривалість доби 24
години або 86400 секунд. Виходячи з формули (51) запишемо
n |
24h |
|
86400s |
. |
|
|
|||
|
T |
|
T |
Звідси період обертання супутника
86400s
T . n
За відомим періодом T з третього закону Кеплера отримаємо велику піввісь орбіти
a 3 |
T 2 |
|
. |
(55) |
|
4 2 |
|||||
|
|
|
Так як орбіта колова, то r a , і тепер висота орбіти Н і лінійна швидкість ШСЗ обчисляться за відомими вже формулами
|
|
|
|
|
|
H r R ; |
V |
. |
(56) |
||
|
|
r |
|
|
|
За результатами обчислень необхідно зробити |
рисунок подібний |
до |
|||
випадку а). |
|
|
|
|
|
Випадок в). Формули і |
хід розв’язування цієї |
задачі такі ж, як і |
у |
попередній, за винятком першої формули, тому що період Т обертання ШСЗ нам вже відомий. Тільки одне застереження: перед обчисленням великої півосі орбіти супутника за формулою (55) необхідно період Т руху ШСЗ, заданий в годинах,
хвилинах і секундах T h m s , переобчислити в секунди |
T s , тобто |
|
T h m s |
T s . Далі обчислення виконуються за формулами (55) і (56). |
|
За результатами обчислень необхідно зробити рисунок |
подібний до |
|
випадку а). |
|
Задача 3. Для ШСЗ, який знаходиться на еліптичній орбіті необхідно обчислити: період Т, радіус-вектор супутника r, висоту H і лінійну швидкість ШСЗ в точкак периґею VП, апогею VА і в точці орбіти Vо із заданою дійсною аномалією v, якщо відомо велику піввісь орбіти а та ексцентриситет е.
іФормули для розв’язку задачі.
T 2 |
a3 |
, |
|
|
|||
|
|
p a 1 e2 ,
де р – фокальний параметр.
r |
|
|
p |
; |
r |
p |
; |
r |
p |
, |
||||
|
|
|
|
|
|
|||||||||
O |
1 |
e cos v |
|
П |
1 |
e |
|
A |
1 |
e |
|
|||
|
|
|
|
|
|
HO rO R ; |
|
|
H П rП R ; |
H А rА R , |
|||||||||||||
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
||
|
2 |
|
1 |
|
|
|
|
1 e |
|
|
1 e |
||||||
vO |
|
|
|
|
|
; |
vП |
|
|
; |
vA |
|
|
. |
|||
|
|
|
|
|
|||||||||||||
|
r a |
|
|
a |
1 e |
|
a |
1 e |
До задачі необхідно зробити рисунок, на якому кут істинної аномалії v,
повинен відповідати значенню, заданому у вихідних даних.
|
VO |
|
|
|
|
s |
|
|
rO |
|
VП |
|
|
v |
|
|
rA |
|
|
|
|
|
|
А |
|
R |
П |
|
HA |
|
|
VA |
|
|
|
|
|
|
Література
1.Космическая геодезия: Учеб. Для вузов / В Н. Баранов, Е. Г. Бойко, И. И.
Краснорылов и др. – М.: Недра, 1986. - 407 c.
2.М. Бурша. Основы космической геодезии. Ч. 1. Геометрическая космическая геодезия.- М.: Недра, 1971. – 128 с.