Моделированиe орбитального движения
Метод оскулирующих элементов. 1
Интегрирование уравнений орбитального движения. 2
Моделирование орбитального движения (как невозмущенного, так и возмущенного) сводится к решению системы обыкновенных неоднородных дифференциальных уравнений второго порядка (уравнений движения):
(1)
где:
r – вектор координат тела
m – гравитационная постоянная центрального тела
f(r,t) – ускорение, создаваемое возмущающими силами
Даже для невозмущенного движения нахождение решения в явном виде сопряжено с определенными трудностями. В случае же наличия возмущений, точное решение, как правило, не существует (точнее, существует, но не выразимо в элементарных функциях). Мы рассмотрим методы нахождения приближенных решений.
Для приближенного решения движения могут быть использованы общие методы численного решения дифференциальных уравнений: Эйлера, Рунге-Кутты, Адамса и т.д.
Общие методы решения дифференциальных уравнений не делают предположений о виде правой части системы (1). С одной стороны, это делает их универсальными; с другой стороны, если функция в правой части известна, то, возможно, существует более точный метод решения.
Так, например, если отсутствуют возмущения, то движение тела описывается законами Кеплера. В этом случае уравнения движения могут быть проинтегрированы точно и нет никакой необходимости прибегать к приближенным численным методам. Решение уравнений невозмущенного движения приведено в следующем разделе.
Если возмущающие силы малы (по сравнению с силой притяжения центрального тела), то движение тела в течение небольшого промежутка времени будет слабо отличаться от кеплеровского. Если мы рассмотрим изменение параметров орбиты во времени, то получим семейство орбит, которые будут касаться (оскулировать) с истинной траектория движения.
Суть метода оскулирующих элементов состоит в следующем: на каждом интервале тело предполагается движущимся по отрезку кеплеровской орбиты, по которой бы оно двигалось в отсутствие возмущений (т.н. оскулирующая орбита). Затем, с учетом возмущающих сил, параметры орбиты пересчитываются и вычисляется новая оскулирующая орбита. При этом действие возмущающих сил на интервале считается мгновенным.
Полученное таким образом приближение будет более точным, чем полученное с помощью общих методов (при сравнимой длине шага). Это объясняется тем, что мы точно учитываем влияние доминирующей силы – силы тяготения центрального тела.
Метод оскулирующих элементов подробно разобран в главе 4.2 книги А.В. Алёшин, О.В. Половников "Основы теории полета космического аппарата".
Запишем законы сохранения в полярных координатах:
(2)
где:
E, M – удельные энергия и момент имульса
m – гравитационная постоянная центрального тела
Перигей и апогей
Некоторые простые результаты можно получить даже без интегрирования уравнений движения.
Так, из системы (1) следует, что:
(3)
Легко видеть, что:
а) если Е < 0, то: rmin ≤ r ≤ rmax
b) если Е > 0, то: r ≥ rmах
где:
Таким образом, мы нашли высоту перигея и апогея орбиты.
Отсюда находим скорость в апогее и перигее:
Разделение переменных
Преобразуем систему (1) к виду:
(4)
Обратите внимание на неопределенность знака при dr. Положительные значения соответствуют половине орбиты, на которой высота растет, отрицательные – половине, на которой высота уменьшается.
Обозначим также (считая Е≠0):
Найдем траекторию движения, т.е. зависимость r(q).
Произведем замену:
, где r = a (1 - e2)
Тогда, из уравнения (4):
Мы получили первый закон Кеплера: траектория движения является коническим сечением. При этом легко видеть, что введенные ранее величины соответствуют параметрам конического сечения:
е – эксцентриситет
a – большая полуось
Значение q0 соответствует перигею. Угловое расстояние от перигея u = q – q0 называется истинной аномалией.
Как мы увидим, в общем случае, зависимость координат от времени не выражается в элементарных функциях. Однако, обратная задача разрешима: мы можем явно выразить зависимость времени от координат.
Результат интегрирования зависит от знака E. Рассмотрим случаи: Е<0, Е>0, а также особый случай E=0. Эти случаи соответствуют эллиптической, гиперболической и параболической орбитам соответственно. Во всех случаях t0 соответствует моменту прохождения через перигей.
a) E < 0 (эллипс)
Произведем замену:
Тогда:
При этом:
· Т > 0 - период орбиты (получаем третий закон Кеплера)
· Q – эксцентрическая аномалия (получаем уравнение Кеплера)
b) E > 0 (гипербола)
Произведем замену:
Тогда:
c) E = 0 (парабола)