Astrodynamiikka

Astrodynamiikka ( muista kreikkalaisista sanoista ἄστρον - "tähti" ja δύναμις  - voima) on taivaanmekaniikan osa, joka tutkii keinotekoisten avaruuskappaleiden liikettä: keinotekoiset satelliitit , planeettojenväliset asemat ja muut avaruusalukset .

Astrodynamiikan tehtäviin kuuluvat avaruusalusten kiertoradan laskeminen, laukaisuparametrien määrittäminen, liikkeiden seurauksena tapahtuvien kiertoradan muutosten laskeminen , painovoimaharjoitusten suunnittelu ja muut käytännön tehtävät. Astrodynamiikan tuloksia käytetään avaruuslentojen suunnittelussa ja toteuttamisessa.

Astrodynamiikka erottuu taivaanmekaniikasta , joka tutkii ensisijaisesti luonnonkosmisten kappaleiden liikettä gravitaatiovoimien vaikutuksesta keskittymällä avaruusalusten ohjauksen sovellettujen ongelmien ratkaisemiseen. Tältä osin astrodynamiikassa on myös otettava huomioon klassisen taivaan mekaniikan huomiotta jättämät tekijät - ilmakehän ja Maan magneettikentän vaikutus, gravitaatiopoikkeamat, auringon säteilypaine ja muut.

Historia

Avaruusmatkan alkuun saakka 1900-luvulla kiertoradan ja taivaan mekaniikka eivät eronneet toisistaan. 1900-luvun puolivälissä, Maan ensimmäisten keinotekoisten satelliittien aikaan, tätä aluetta kutsuttiin "kosmiksi dynamiikaksi" [1] . Molemmat kentät käyttivät samoja perustavanlaatuisia menetelmiä, kuten niitä, joita käytettiin Keplerin ongelman ratkaisemiseen (paikan määrittäminen ajan funktiona).

Johannes Kepler oli ensimmäinen, joka mallinsi menestyksekkäästi planeettojen kiertoradat suurella tarkkuudella ja julkaisi lakinsa vuonna 1605. Isaac Newton julkaisi yleisempiä taivaan liikkeen lakeja Principia Mathematican (1687) ensimmäisessä painoksessa, joka kuvaa menetelmän kappaleen kiertoradan löytämiseksi kolmen havainnon perusteella [2] . Edmund Halley käytti tätä määrittääkseen erilaisten komeettojen kiertoradat , mukaan lukien hänen nimeään kantavan komeetan . Vuonna 1744 Euler formalisoi Newtonin peräkkäisen approksimaatiomenetelmän analyyttiseksi menetelmäksi, ja Lambert puolestaan ​​yleisti hänen työnsä elliptisille ja hyperbolisille kiertoradalle vuosina 1761-1777.

Toinen virstanpylväs kiertoradan määrittämisessä oli Carl Friedrich Gaussin osallistuminen "paonneen" kääpiöplaneetan Ceresin etsintään vuonna 1801. Gaussin menetelmä mahdollisti vain kolmen havainnon ( oikean nousu- ja deklinaatioparien muodossa ) kuuden sitä täysin kuvaavan kiertoradan elementin löytämisen. Ratamäärityksen teoriaa kehitettiin myöhemmin siinä määrin, että sitä käytetään nykyään GPS-vastaanottimissa ja vasta löydettyjen pienplaneettojen seurantaan ja luetteloimiseen . Nykyaikaista kiertoradan määritystä ja ennustamista käytetään kaikentyyppisten satelliittien ja avaruusluotainten kanssa työskentelyyn, koska niiden tulevaisuuden sijainnit on tiedettävä suurella tarkkuudella.

Astrodynamiikan kehitti tähtitieteilijä Samuel Herrick 1930-luvun alussa. Tajuttuaan avaruuslentojen aikakauden lähestyvän tulon ja saatuaan tukea Robert Goddardilta [3] hän jatkoi työtään avaruusnavigointitekniikan parissa uskoen, että sitä tarvitaan tulevaisuudessa.

Käytännöt

Nyrkkisäännöt

Seuraavat nyrkkisäännöt ovat hyödyllisiä tilanteissa, jotka klassinen mekaniikka on arvioinut astrodynamiikan vakiooletusten mukaisesti. Tarkastellaan erityisesimerkkiä planeetta kiertävästä satelliitista, mutta peukalosääntöjä voidaan soveltaa myös muihin tilanteisiin, kuten pienten kappaleiden kiertoradalle tähden, kuten Auringon, ympärillä.

Orbitaalimekaniikan sääntöjen vaikutukset ovat toisinaan ristiriitaisia . Jos esimerkiksi kaksi avaruusalusta on samalla ympyräradalla ja haluavat telakoida, elleivät ne ole hyvin lähellä, telakointialukset eivät voi yksinkertaisesti käynnistää moottoreitaan nopeuttaakseen sitä. Tämä muuttaa sen kiertoradan muotoa, saa sen nousemaan korkeuteen ja itse asiassa hidastumaan suhteessa johtavaan alukseen. Avaruuskohtaaminen ennen telakointia vaatii tyypillisesti useita hyvin ajoitettuja moottorin käynnistyksiä useiden kiertojaksojen aikana, mikä kestää tunteja tai jopa päiviä.

Jos astrodynamiikan standardioletukset eivät täyty, todelliset liikeradat poikkeavat lasketuista. Esimerkiksi matalalla Maan kiertoradalla oleville kohteille ilmakehän vastus on vaikeuttava tekijä. Nämä nyrkkisäännöt ovat selvästi epätarkkoja, kun kuvataan kahta tai useampaa samankokoista kappaletta, kuten binääritähtijärjestelmää (katso N-kappaleongelma ). Taivaanmekaniikka käyttää yleisempiä sääntöjä, jotka koskevat useampaa tilanteita. Keplerin planeettojen liikkeen lakeja, jotka voidaan matemaattisesti johtaa Newtonin laeista, noudatetaan tiukasti vain, kun kuvataan kahden gravitaatiokappaleen liikettä ilman painovoimavoimia; ne kuvaavat myös parabolisia ja hyperbolisia lentoratoja. Suurten esineiden, kuten tähtien, välittömässä läheisyydessä klassisen mekaniikan ja yleisen suhteellisuusteorian väliset erot ovat erittäin tärkeitä .

Orbital Manuver

Avaruuslennossa kiertoradalla tarkoitetaan propulsiojärjestelmien käyttöä avaruusaluksen kiertoradan muuttamiseksi.

Siirtokiertorata

Siirtoradat ovat yleensä elliptisiä kiertoradat, joiden avulla avaruusalus voi siirtyä yhdeltä (yleensä pyöreältä) kiertoradalta toiselle. Ne vaativat yleensä vetämistä alussa ja lopussa ja joskus prosessin aikana.

Jos kyseessä on kiertoradan siirtymä ei-tasoisten kiertoradojen välillä, tason muutos on tehtävä ratatasojen leikkauspisteessä ("solmu"). Koska tavoitteena on muuttaa nopeusvektorin suuntaa kulmalla, joka on yhtä suuri kuin tasojen välinen kulma, lähes kaikki tämä työntövoima on tehtävä, kun avaruusalus on solmupisteessä lähellä apocenteria , kun nopeusvektorin suuruus on minimissä. Pieni osa kiertoradan kaltevuuden muutoksesta voidaan kuitenkin tehdä lähellä periapsia olevaa solmua kallistamalla työntövoimaa hieman halutun kaltevuuden muutoksen suuntaan. Tämä toimii, koska pienen kulman kosini on hyvin lähellä yksikköä, jolloin pieni tason muutos on käytännössä "vapaa" johtuen avaruusaluksen suuresta nopeudesta lähellä periapsia ja Oberth-ilmiöstä .

Muistiinpanot

  1. ↑ Thomson, William T. Johdatus avaruusdynamiikkaan. - New York: Wiley, 1961.
  2. ↑ Bate, R.R.; Mueller, D.D.; White, JE Astrodynamiikan perusteet . - Courier Corporation , 1971. - S. 5. - ISBN 978-0-486-60061-1 .
  3. ↑ S. Herrick. Astrodynamiikan perusteet . Haettu 3. lokakuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 29. lokakuuta 2019.
  4. ↑ Vallado, David Anthony. Astrodynamiikan ja  sovellusten perusteet . - Springer, 2001. - s. 317. - ISBN 0-7923-6903-3 .
  5. ↑ Spitzer, Arnon. Optimaalinen siirtorata käytettäessä sähkövoimaa  . - USPTO, 1997.
  Siirry Wikidata-kohteeseen  Sanakirjat ja tietosanakirjat
Bibliografisissa luetteloissa
 kiertoradat