![](/user_photo/_userpic.png)
книги из ГПНТБ / Пекер Ж.К. Экспериментальная астрономия
.pdf22 |
ГЛАВА I |
целесообразно планируя |
будущие измерения, в извест |
ном смысле оптимизируя добывание информации. |
|
«Модели» являются |
инструментом не только астро |
номов. Существуют модели атомов, модели молекул, мо
дели |
плазмы... |
Построены д а ж е |
модели физического |
мира, |
в которых |
фундаментальные |
постоянные имеют |
другие значения. Гамов в своих произведениях с глав ным героем мистером Томпкпнсом довел такие экспе рименты до крайности. Например, в книге «Мистер Томпкинс в Стране Чудес» он с очаровательным юмо ром увеличивает постоянную Планка в 102 7 раз, тем са мым уменьшая скорость света до 15 км/ч. В этом фан тастическом и восхитительном эксперименте биллиардные шары уменьшаются до размеров квантов, велосипеди сты становятся плоскими, как блины, частицы газа диф
фундируют сквозь бамбук |
и вся вселенная |
умещается |
||
в |
стакане! |
|
|
|
|
4. Заключение. Рождение космической астрономии |
|||
|
Таким |
образом, мне кажется, что с философской точ |
||
ки |
зрения |
не существует |
чересчур больших |
различий |
между методами астрономии и физики, а также других наук. В научной работе приходится постоянно иметь де ло с необходимыми посредниками между объектом ис
следования и знанием |
о |
нем. |
Экспериментирование — |
|||
это опосредствование, |
так |
как |
знание |
нельзя |
получить |
|
непосредственно. |
|
|
|
|
|
|
Ракеты, созданные во время второй мировой войны, |
||||||
открыли для астрономии |
огромную область |
исследова |
||||
ний, а спутники и другие |
космические |
аппараты |
позво |
|||
лили нам увидеть астрономию в совершенно |
новом |
|||||
свете, с широким полем для экспериментирования |
и воз |
можностью избежать некоторых наиболее тягостных по мех на пути между наблюдателем и светилом.
В этой небольшой книге * мы попытаемся проследить, как развитие космической техники вызвало большие на дежды относительно мощного развития астрономии и до какой степени эти надежды осуществились. Область
* И в книге «Les observatoires spatiaux» того ж е автора,
АСТРОНОМИЯ - ЭКСПЕРИМЕНТАЛЬНАЯ НАУКА? |
23 |
«пересечения» астрономии и космических исследований пока еще мала, но она неуклонно растет.
Разумеется, мы начнем с разговора о прогрессе, свя занном с тем фактом, что у нас теперь имеется возмож ность проводить эксперименты с искусственными небес ными телами: спутниками, метеорами, кометами, и за тем перейдем к анализу законов их движения и строения верхней атмосферы Земли .
ГЛ А ВА II
ИСКУССТВЕННЫЕ СПУТНИКИ КАК НЕБЕСНЫЕ ТЕЛА,
ИЛИ В В Е Д Е Н И Е В «ЭКСПЕРИМЕНТАЛЬНУЮ НЕБЕСНУЮ МЕХАНИКУ»
Б ы ло бы бесполезно перечислять все космические и орбитальные аппараты, запущенные начиная с 4 октября 1957 г. — даты выведения на орбиту первого советского спутника. В табл. 1 и 2 (в конце книги) перечислены
1957 |
|
|
1960 |
|
1365 |
|
1967 |
|
Р и с . I. Количество |
удачных |
запусков п аппаратов, выведенных па |
||||||
орбиты с 1957 г. За |
это |
ж е |
время весьма значительно возрос вес |
|||||
спутников: от 83,5 |
кг |
для |
«Спутника-1» |
(1957 |
г.) |
до 6,5 т |
для |
|
«Спутника-7» и затем |
до |
126 |
т (ракетно-космический комплекс «Са |
|||||
т у р н - 5 » — «Аполлон-4» |
(1967 |
г.). Знаками |
+ , • , |
• |
обозначены |
ко |
личества спутников, выведенных па орбиты США, СССР и Францией соответственно.
лишь основные запуски, представляющие интерес для астрономии, а на рис. I изображен рост общего числа запусков, из которого выделены удачные. Мы не будем касаться других технических подробностей, кроме при веденных в этих таблицах и на рисунке. В последующем
И С К У С С Т В Е Н Н ЫЕ СПУТНИКИ КАК Н Е Б Е С Н Ы Е ТЕЛА |
25 |
||
будем рассматривать |
запущенный спутник |
как |
астроно |
мический объект. Мы |
можем изучать его |
на |
земных |
обсерваториях и с помощью радиотелескопов, теодоли тов, широкоугольных фотокамер и т. д. следить за его движением по траектории. Если спутник не излучает сигналов или излучает только непрерывный сигнал неиз
менной частоты, то мы не сможем получить |
непосред |
||
ственно информацию о той среде, в которой |
он движет |
||
ся |
(в околоземном пространстве — о верхней |
атмосфере; |
|
в |
межпланетном — о радиации, приходящей |
из |
разных |
областей вселенной, о корпускулярном излучении |
Солн |
||
ца |
или галактики, о межпланетной пыли и метеоритах) . |
||
В |
этом случае информацию о различных силах, |
дейст |
вующих на спутник, можно получить, только изучая его движение. Мы будем применять небесную механику к объектам, запущенным человеком с обдуманной целью;
если |
угодно, можно говорить об экспериментальной |
не |
бесной |
механике. |
|
Из сил, действующих на спутник, укажем, прежде всего, гравитационные силы; среди них в первую очередь следует выделить силу притяжения Земли, поскольку она является преобладающей среди других гравитационных сил, влияющих на движение искусственного спутника Земли. Силы притяжения других тел и негравнтационные силы лишь возмущают движение спутника в поле тяготения Земли.
1. Зчікон всемирного тяготения
Если предположить, что возмущения отсутствуют и масса Земли сосредоточена в одной точке (ниже мы увидим, в каких пределах это предположение справедли во), то орбитой спутника будет эллипс с одним из фо кусов в этой точке; эллипс неподвижен в пространстве и его плоскость пересекает небесную сферу по большому кругу.
Движение спутника по этой орбите описывается зако нами Кеплера. Следует учесть, что семейство возможных траекторий весьма ограничено, поскольку перигей (точ ка орбиты, ближайшая к Земле, которая здесь считается
26 ГЛАВА II
материальной точкой) не может находиться внутри зем ного шара (рис. 2).
Прежде чем приступить к изучению орбит, позвольте мне предупредить читателя: современная небесная ме ханика — весьма сложный предмет, и я собираюсь из ложить лишь некоторые ее положения, необходимые для
Р H с. 2. Возможные п невозможные эллиптические орбиты.
понимания методов космической астрономии. Итак, на чиная исследование орбит, мы должны вычислить потен циал сил тяготения н проверить основную гипотезу о том, что при подобных расчетах Землю можно считать притягивающей материальной точкой.
Мы знаем, что сила притяжения тела с массой М,
действующая на тело с массой т, представляется |
векто |
||||||
ром F, направленным от массы m к массе |
М. |
Величина |
|||||
этой |
силы равна GMin/r2-; |
поэтому можно |
написать |
||||
|
„ |
= |
GMm |
|
|
|
, , , |
|
b |
- 7 ? - u , |
|
|
|
(1) |
|
где |
u — единичный вектор |
направления от |
m |
к M, |
G — |
||
постоянная всемирного |
тяготения, |
г — расстояние между |
|||||
m и |
M. |
|
|
|
|
|
|
Известно, что сила |
тяготения |
обладает |
потенциалом, |
||||
т. е. в окрестности массы |
M эта сила зависит |
только от |
И С К У С С Т В Е Н Н ЫЕ |
СПУТНИКИ |
КАК НЕБЕСНЫЕ ТЕЛА |
27 |
координат выбранной |
точки и |
равна |
|
F = — m grad V |
(2) |
(пли — m W , если использовать символ «набла» вместо grad), где V — скаляр, называемый гравитационным по тенциалом массы М, величина которого в любой точке определяется равенством
|
|
|
|
|
(3) |
Равенства |
(1) или (2) |
совместно |
с |
(3), в ы р а ж а ю т |
закон |
всемирного |
тяготения |
Ньютона. |
|
Д л я величины |
GM$ |
Международным астрономическим союзом в 1964 г.
принято значение 398,603 км3 /с |
( М ш обозначает |
массу |
|||
З е м л и ) . |
|
|
|
|
|
|
2. Потенциал |
сферического тела |
|
|
|
Потенциал нескольких притягивающих масс, распо |
|||||
ложенных |
в различных |
точках, |
находится |
скалярным |
|
слоокением |
потенциалов |
отдельных тел, тогда |
как |
соот |
|
ветствующие силы суммируются |
как векторы. |
Поэтому |
|||
если требуется вычислить потенциал в некоторой |
точке |
||||
или силу, действующую на тело |
с массой m в какой-ли |
||||
бо точке, |
удобнее использовать |
скалярный Потенциал, а |
не векторные силы, поскольку сложение векторов — бо лее сложная операция, чем сложение скаляров.
Таким образом, |
для |
определения движения спутника |
|||
в поле |
тяготения Земли |
(не |
являющейся в |
действитель |
|
ности |
материальной |
точкой) |
нам следует |
просуммиро |
вать потенциалы бесконечно малых частей притягиваю
щего |
тела: |
|
(4) |
Д л я |
вычисления интеграла (4) распространенного по |
всему объему сферы, выберем элемент объема так, как
показано на рис. 3, разбивая сферу |
на концентрические |
|
слои. Элемент массы равен |
|
|
dm = |і (Я) Я 2 s i n e d0 |
dydR, |
(5) |
28 ГЛЛВЛ II
где u ( ^ ) |
— м а с с а единицы объема |
(плотность). |
Следо |
||
вательно, |
потенциал |
шарового слоя |
толщиной dR |
в точ |
|
ке Р равен |
|
|
|
|
|
|
|
л |
2л |
|
|
|
V = — G\dQ\dq\L{R)Rs^-dR. |
|
(6) |
||
|
о |
|
о |
|
|
Используя очевидное геометрическое соотношение
г2 = х2+ |
R*-2Rxcosd, |
(7) |
запишем |
|
|
rdr |
= xRs'mQdQ |
(8) |
и' выполним Интегрирование. Равенство (6) |
приводится |
|
к виду |
|
|
V = - o f |
f n (R)R ^ ^ d R . |
(9) |
При интегрировании x и R считаются постоянными; сле довательно, потенциал шарового слоя толщиной dR с центром в О равен
2л |
гь |
( Ѳ = л > 4 |
|
|
V = - G - J - n # ) { |
га |
\ |
drdydR. |
(10) |
0 |
(0=0) |
|
|
Выбор способа вычисления интеграла зависит от того, внутри или вне сферы радиуса R находится точка Р. В нашем «астрономическом» случае точка Р является внешней. Тогда
га = х— R,
rb = |
x+R |
и, следовательно,
V = - 4 л О ц ( Я ) - Ç - r f f l = - ô / n (/?)-§-. |
(11) |
Сравнивая это выражение с (3), мы видим, что получи лась такая формула, как если бы вся масса шарового слоя ô/?z была сосредоточена в центре О. Это выражение справедливо для всех шаровых слоев данной сферы, если предположить, что плотность зависит только от расстоя-
И С К У С С Т В Е Н Н ЫЕ СПУТНИКИ КАК |
НЕБЕСНЫЕ |
ТЕЛЛ |
29 |
и и я от центра О (предположение не слишком |
грубое |
для |
|
Земли, по крайней мере в первом |
приближении) . |
|
Таким образом, в первом приближении мы можем рассматривать движение спутника Земли как движение
точки с малой массой |
под влиянием |
притяжения дру |
гой точечной массы М®, |
расположенной |
в центре Земли . |
Р и с . 3. Вычисление потенциала сферы на внешнюю точку.
К сожалению (или к счастью) для высокоточных астрономических наблюдений этого приближения недо статочно. Следовательно, мы вынуждены изучать воз мущения такого движения . Это изучение даст нам цен ную информацию о возмущающих силах; поэтому иссле дование динамики движения спутника представляет большой интерес. Позднее мы вернемся к этой пробле ме (стр. 41).
Однако, перед тем как сформулировать задачи, с ко торыми на практике сталкиваются специалисты, изучаю щие движение спутников, полезно для оценки величин, с которыми приходится иметь дело, рассмотреть не сколько простых задач .
|
3. Численное исследование простого случая |
|
|
круговой |
орбиты |
Предыдущий анализ показывает, что в качестве пер |
||
вого |
приближения при исследовании движения спутни |
|
ков |
можно принять задачу |
о движении двух точечных |
масс. Круговые орбиты составляют семейство возможных
30 ГЛАВА ГI
орбит, и с их помощью можно оценить порядки неко торых величин. Следует отметить при этом, что боль шинство реальных орбит почти круговые: так как ра диус Земли ~7000 км, то у орбиты с высотой апогея
- Hl гоЭ)
|
|
|
|
|
|
|
|
6 |
ІдЛ(Лвкм) |
|
||
Р и с . |
4. |
Периоды обращения па околоземных |
круговых |
орбитах. |
||||||||
По оси |
ординат — логарифм |
периода |
(в |
часах), |
по |
осп |
абсцисс — |
|||||
|
|
логарифм расстояния |
от центра |
Земли |
(в км). |
|
|
|||||
700 |
км |
и |
перигея |
350 |
км |
эксцентриситет |
очень |
мал: |
||||
е = |
0,025. |
Поэтому |
во |
многих |
практических |
случаях |
круговая орбита является достаточно хорошим прибли
жением |
реальной |
орбиты. |
|
|
|
|
Период Р и большая |
полуось |
орбиты а (т. е. радиус |
||||
круговой |
орбиты) |
связаны |
I I I законом |
Кеплера: |
||
|
|
|
GM. |
® = c o n s t |
|
|
|
|
Р2 |
Ал2 |
|
||
или |
|
|
|
|
|
(12) |
|
|
Р = 2л (GM®)-'h |
а \ |
И С К У С С Т В Е Н Н ЫЕ СПУТНИКИ КАК НЕБЕСНЫЕ ТЕЛА |
31 |
Р и с . |
5. Характеристики круговых орбит. |
П о оси |
абсцисс — |
высота |
|||||
над |
поверхностью |
Земли |
(в км), |
по |
оси |
ординат — характеристиче |
|||
ская |
и круговая |
скорости |
ѵ к |
а р |
и ѵ к |
ѵ у г |
(слева), |
видимая |
угловая |
|
скорость О В И Д ; |
на |
правой |
шкале — период Р. |
|
На |
круговой орбите |
величина скорости |
ѵ (модуль |
век |
|||
тора |
скорости) постоянна |
и равна |
|
|
|
||
|
|
vKpyr |
= |
(GM&fa-4*. |
|
(13) |
|
На |
рис. 4 и 5 приведены зависимости периода и |
ско |
|||||
рости |
от расстояния. |
Заметим, |
что |
стационарному |