![](/user_photo/_userpic.png)
книги из ГПНТБ / Каргу Л.И. Системы угловой стабилизации космических аппаратов
.pdfГлава 2
ПАССИВНЫЕ СИСТЕМЫ УГЛОВОЙ СТАБИЛИЗАЦИИ
2. 1. Принцип гравитационной стабилизации
Можно считать, что принцип гравитационной стаби лизации известен со времени выхода в свет знаменитой ра-боты Лагранжа о либрациях Луны [36].
За последние несколько лет теории и практике гра витационных систем посвящено большое количество ра бот. Наиболее фундаментально вопросы гравитационно
стабилизированных |
спутников |
исследованы в |
работе |
В. В. Белецкого [2]. В ряде статей отечественных |
[16, 17, |
||
21] и зарубежных |
[9, 23, 27] |
ученых всесторонне |
реша |
ются задачи, связанные с этим видом пассивной стаби лизации.
Теоретически и практически доказано, что для устой
чивости относительного |
равновесия спутника на круго |
|
вой орбите |
достаточно, |
чтобы по радиус-вектору была |
направлена |
наибольшая |
ось эллипсоида инерции, по |
нормали к плоскости орбиты — меньшая ось и по каса тельной к орбите — средняя ось.
Физическую сущность этого явления рассмотрим на
примере идеальной гантели, |
состоящей из двух |
шаров |
с одинаковыми полумассами |
т, соединенными |
между |
собой абсолютно жестким и невесомым стержнем длины
2/. Будем считать, |
что центр масс гантели движется по |
|
круговой орбите с |
орбитальной |
угловой скоростью СОо = |
= const. |
|
|
Вначале представим, что ось гантели направлена по |
||
касательной, к орбите (рис. 2.1, |
а). При таком положе |
нии гантели ее массы одинаково удалены от притяги
вающего центра 0 3 (центра |
Земли). |
Следовательно, з |
точках 1 и 2 гравитационные |
силы G; |
( t = l , 2) уравно- |
вешены центробежными силами |
FТем |
не менее это (По |
ложение является положением |
неустойчивого равнове |
сия. Почему должно нарушиться равновесие при откло нении масс гантели от оси х0 (рис. 2.1, б) на одинаковые расстояния и за счет каких сил возникает момент, стре мящийся совместить ось гантели с осью г/о, так как и для этого положения условия невесомости сохраняются.
Рлс. 2.1. К |
выводу стабилизирующих гравитационных |
|
|
моментов |
по углу тангажа: |
а—неустойчивое |
п о л о ж е н и е |
равновесия; б—произвольное поло |
|
ж е н и е в |
плоскости орбиты |
Известно, что гравитационные силы обратно пропор циональны квадрату расстояния между центрами взаи модействующих тел, а центробежные силы прямо про
порциональны расстоянию от оси вращения. На |
рисун |
||||||||
ке 2.2 приведена графическая зависимость G(r) |
и |
F(r), |
|||||||
где отрезку R соответствует положение |
центра |
масс |
|||||||
гантели, |
а отрезкам |
Г\ и г2 |
— положение |
масс |
і и 2. |
Из |
|||
рис. 2.2 |
видно, что |
| С? ± — Fij>|G 2 — F 2 \, |
поэтому |
гантель |
|||||
будет стремиться совпасть |
с |
осью уо |
по кратчайшему |
||||||
пути. Из |
этого же рисунка следует, что для сравнитель |
||||||||
но малых отрезков г имеет место неравенство |
|
Gi—G2> |
|||||||
>Ft—F2, |
которое равносильно |
большему |
влиянию |
на |
|||||
восстанавливающий |
момент |
гравитационных |
сил |
по |
|||||
сравнению с центробежными. |
Если Ft—F2~0, |
то |
|
G i > |
Зі
> G 2 , в результате чего гантель будет стремиться к ус тойчивому положению.
Аналогичным образом можно показать, что при от клонении гантели от положения неустойчивого равно весия в противоположную сторону, она также будет стремиться совместить свою ось с осью г/о-
Следовательно, для гантели возможно несколько ус тойчивых положений. Состояния гантели для данной за
дачи условно приведены на рис. 2.3. Положение |
шари |
|
ка на вершине |
соответствует |
|
положению |
гантели |
на |
рис. 2.1, а; устойчивые |
поло |
|
жения шарика |
справа и еле- |
|
|
|
|
|
|
|
|
\J\J~ |
|
|||
Рис. 2.2. Зависимость |
гравита |
|
|
Рис. |
2.3. Иллюстрация |
воз |
||||||
ционных |
и центробежных сил |
|
|
можных положений |
гантели |
|||||||
от расстояния между |
центром |
|
|
|
|
|
|
|
||||
масс аппарата |
и притягиваю |
|
ва |
от |
вершины |
отражают |
||||||
|
щим центром |
|
|
|
|
|||||||
|
|
|
|
|
устойчивые положения |
ган |
||||||
|
|
|
|
|
|
|
||||||
|
|
|
|
|
|
|
тели. |
|
|
|
|
|
Определим |
величину восстанавливающего |
момента, |
||||||||||
действующего |
относительно |
оси тангажа. В соответствии |
||||||||||
с рис. 2.1, б результирующий |
гравитационный |
момент, |
||||||||||
действующий |
относительно оси, будет |
|
|
|
||||||||
|
Мг = (01х |
+ 02х)у |
+ (01У |
- 02У) |
х, |
|
(2.1) |
|||||
где |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
01х |
= Ох sin ах ; |
02х |
= 02 |
sin а2 ; |
Qw=Q1cosa1; |
|||||||
02</ = Q2 cosa2 ; |
Ох= |
—Щ; \ |
02= |
%\ |
sin а ^ — ; |
|||||||
|
|
|
|
|
|
г \ |
|
|
Г2 |
|
|
г1 |
|
|
х |
c o s a 1 = |
R — у |
|
R+у. |
|
|||||
sin a2 ——; |
|
Г\ |
- ; cosa 2 = |
r2 |
, |
|
||||||
|
Г% |
|
|
|
|
|
|
|
|
После подстановки этих выражений в формулу (2.1) получим
|
|
Mz= -ptnRx |
l~L--L>j, |
(2.2) |
|||||
где ц—гравитационная |
|
постоянная. f |
|
|
|||||
Разложив |
I//"! 3 |
и 1/л22 |
в |
ряд |
Маклер ейа в |
ок |
|||
рестности точек |
(х, у) |
и (—X, —у) и ограничиваясь |
пер |
||||||
выми двумя членами ряда, получим |
|
|
|||||||
|
|
|
Ж , = -6т%2ху. |
|
(2.3) |
||||
Так как |
(HQ2 = |
H/R3; |
|
л: = /shift; |
J / = I / C O S T > , |
где |
|||
-—угол между |
осью |
|
гантели |
и |
положительным на- |
||||
равлением оси х0, |
то |
|
|
|
|
|
|
||
|
|
МГ= |
- |
З т / Ч 2 |
s i n 2». |
(2.4) |
'очно так же результирующий момент, возникающий при действии центробежных сил, может быть найден из вы ражения
MtF=—(Fu-\-Fix)y-(Fw |
- |
^ ) |
(2-5) |
||
где |
|
|
|
|
|
Flx |
= m%2r1 sin ах ; |
FZx = mu>02r2 |
sin а2 ; |
|
|
Fiy |
— тч>агіcos |
а і ! |
F%y = m%2r2 |
cos а2 . |
|
Так как Flx=F2x=tn%2x; |
Fxy=Fw——2m%2y, |
то |
MzF=0. |
||
Для определения |
восстанавливающего момента по |
углу рыскания допустим, что гантель лежит в плоскости
местного горизонта |
и отклонена от оси XQ на угол гр (рис. |
|
2.4, а). В данном |
случае восстанавливающий момент от |
|
гравитационных сил будет равен нулю, |
поскольку для |
|
точек 1 и 2 имеют |
место равенства: г4 = г2 |
и аі = аг. Цент |
робежные силы |
|
|
І Л | = І^а| = « ^ з і п ф |
(2.6) |
|
создадут момент, |
стремящийся совместить оси гантели |
|
С ОСЬЮ Хо, т. е. |
|
|
|
Afj/ =-mo)0 2 /2 sin2cp. |
(2.7) |
Рассматривая взаимодействие восстанавливающих гравитационных и центробежных сия в плоскости y0Zo, можно придти к выводу, что по углу крена гравитацион-
2 |
1981 |
33 |
ные силы создают момент, аналогичный моменту по уг лу тангажа, а центробежные силы — моменту по углу рыскания. Из рис. 2.4, б видно, что моменты этих сил на травлены согласно, поэтому
Л ^ = — Апг%42 sin 2у. |
(2.8) |
Приведенный анализ показывает, что восстанавли вающий момент, действующий на КА несимметричной формы с неравномерно распределенными по его объему
массами, возникает как вторичный эффект взаимодейст вия гравитационных и центробежных сил. Поэтому со ставляющие этого момента, стремящиеся расположить вытянутое тело по радиусу-вектору орбиты, очень малы. Так, для реальных спутников их величины имеют сле дующий порядок [9]:
Л ї , = 10-*; МХ=\0-3; |
МУ= 10~fi Н-м. |
Принцип гравитационной стабилизации самым широ ким образом проявляется в небесной механике. Значение восстанавливающих гравитационных моментов можно показать на примере Земли.
Вначале представим себе, что Земля имеет форму идеального шара с равномерно распределенной по его объему массой. Наличие угловой скорости суточного вра щения превращает ее ,в гигантский гироскоп с кинетиче ским моментом # з , который обладает свойством сохра нять положение этого вектора 'неизменным їв инерциальном пространстве. Однако такой гироскоп является нейтрально устойчивым. Если к нему приложить возму
щающий момент, линия действия |
которого не совпадает |
с главной осью, то он отклонится |
от первоначального |
положения на угол, пропорциональный .величине и вре
мени действия |
возмущающе |
|
|||||
го момента. Следовательно, |
|
||||||
при |
такой |
форме |
Земли |
|
|||
встреча |
ее |
с |
метеоритами |
|
|||
или хвостами комет не пред |
|
||||||
вещала |
бы ничего хорошего. |
|
|||||
Действительно, любые, даже |
|
||||||
ничтожно |
малые |
возмуще |
р; И с . 2.5. К пояснению принци- |
||||
ния, |
смещали |
бы |
ось |
вра- |
|||
щения |
Земли, |
и смена |
вре- |
па гравитационной стабилиза- |
|||
мен |
года утратила |
бы |
вся- |
|
|||
кую |
закономерность. |
|
|
В действительности плоскость экватора «всегда накло нена под углом 0,41 рад к плоскости орбиты и без учета различных второстепенных факторов стабильно сохраня ет это положение (рис. 2.5). Очевидно, что устойчивость обеспечивается гравитационным эффектом, поскольку Земля имеет форму сплюснутого у полюсов эллипсоида. За последние годы при помощи ИСЗ удалось уточнить форму нашей планеты. Оказалось, что поверхность океа на около Северного полюса отстоит примерно на 15 м дальше от центра Земли, чем предполагалось ранее, а в районе Южного полюса — на несколько метров ближе, т. е. по форме Земля напоминает грушу, суженную к Се верному полюсу.
Выделяв мысленно -в теле Земли сферу (на рис. 2.5 показано пунктиром), видим, что оставшиеся ее части можно представить ,в виде обода сложной формы, охва тывающего шар. Когда-то в момент образования солнеч ной системы Земля приняла устойчивое положение по от ношению к притягивающему центру — Солнцу. Любое возмущение может отклонить ее от устойчивого положе-
2* |
35 |
ния, однако, как только это произойдет, в действие всту пит гравитационная стабилизация, которая аналогично маятнику гировертикали корректирует Землю-гироскоп.
2.2. Некоторые вопросы динамики спутника
сгравитационной системой стабилизации
Уравнения движения спутника, на который действуют гравитационные восстанавливающие моменты для случая малых отклонений и при условии отсутствия всех возму щений, можно представить в виде [1]
/ Л + ( / , + ^ - 4 ) ^ + 4 % 2 ( / , - / , ) ї = 0;
1»\~ V* + / » - / * ) % Y + V ( / * - |
IX)*=0; |
(2.9) |
/ г Н З < ( / , - / , ) » = 0. |
|
|
Из этой системы уравнений видно, что сделанные до пущения позволяют изучать движение относительно оси Oz отдельно от двух других осей.
При начальных условиях f} = r>0 и т} = т}0 = 0 решение третьего уравнения системы (2.9) для круговой орбиты ((00 = const) имеет ВИД
» = » 0 c o s < |
(2.10) |
где (о = <во13(/ж—Iy)//*]'•'* — собственная частота движения спутника .по углу тангажа (частота либрации).
Из выражения (2.10) следует, что установившееся движение спутника по данному каналу носит характер незатухающих гармонических колебаний с периодом
П = 0,577Т0(ІГ/ІХ-ІИ)Ч*, |
(2.11) |
где Го — период орбитального движения.
Соотношение моментов инерции вытянутого спутника таково, что IJ{IX—IV)>1, поэтому величина 7"» имеет тот же порядок, что и Т0, т. е. у гравитационных систем имеется серьезный недостаток — отсутствие демпфиро вания собственных колебаний. Этот недостаток усугуб ляется еще и тем, что колебания, которые необходимо демпфировать, являются низкочастотными. Данное об стоятельство приводит к тому, что спутник с недемпфи рованной системой гравитационной стабилизации не смо жет решить поставленных перед ним задач, связанных,
например, с |
фотографированием |
земной поверхности, |
обеспечением связи и т. п. |
|
|
Рассмотрим первые два уравнения системы (2.9), пе |
||
реписав их в |
виде |
|
|
/ ^ - t f Y + M > = 0 , |
j |
ГДЄ |
Я = (/^ + / у - / г |
) ш 0 ; |
Вновь введенные обозначения имеют определенный физический смысл: Я есть не что иное, как кинетический момент ориентированного на Землю спутника, который, вращаясь относительно инерциального пространства с угловой скоростью соо, представляет собой гироскоп. Этим объясняется наличие гироскопических перекрестных свя зей по осям рыскания и крена. Коэффициенты k-, и — передаточные коэффициенты при корректирующих чле нах, обусловленных ранее рассмотренными гравитацион ными и центробежными силами. Коррекция в данном слу чае не перекрестная (радиальная), как это имеет место у гировертикалей, а прямая, причем с различными пере
даточными коэффициентами. Для |
эллиптической |
орби |
|
ты Н, |
k-j и кі/ будут переменными |
во времени. |
|
Характеристическое уравнение, |
соответствующее |
си |
|
стеме |
(2.12), имеет вид |
|
|
|
а0р* + а2р*+аь=0, |
(2.13) |
Отсутствие в уравнении (2.13) членов с нечетными степенями р говорит о том, что система недемпфирована. Поэтому речь может идти только о колебательной устой чивости *. Из условия положительности коэффициен тов определяем Необходимое условие устойчивости
/ z > / * > / v , |
(2Л4) |
* Под колебательной устойчивостью здесь следует понимать ус тановившиеся либрац.ионные колебания с постоянной амплитудой и частотой.
а из |
условия положительности детерминанта |
уравне |
ния |
(2.13) |
|
|
а 2 2 - 4 а 0 а 4 > 0 |
(2.15) |
находим достаточное условие устойчивости. Более под робное исследование устойчивости гравитационной си стемы в данной постановке задачи проведено в работе [1].
Определим характер движения шутника к установив шемуся положению, если в исходном состоянии он был отклонен на углы -ф0 и уо> полагая при этом гро = Yo = 0. Приданных начальных условиях решение системы (2.12)
имеет вид
•|) (t) = |
" l 2 c o s |
"з 2 c o s '°2 * ф0 -^- |
||
1 Ixh (tojZ—<о22) |
(cosw2 r — COStO^J — |
|||
^xlУы1ы2 |
( ш 1 2 — w 2 2 ) |
(ш1 sin ю2 / — (oa sin o)^); (2. 16 ) |
||
Y(^)— m I 2 C O S ^ - m 2 2 C O S «г< |
у _ j _ |
|||
|
co^2 — (022 |
|
||
(/A),+ №)To |
( C O S <D2/ — CO S |
(0^) - | - |
||
Ixhi^i2 |
— <°22) |
|||
|
|
1х1у<йхи>2 ( ш ^ — ш 2 2 )
a/2
где «>i,2=—-—— ^—^
2 a o
u)x sin со2г! — <o2 sin (o^),
собственные частоты колебаний по каналам рыс кания и крена.
В работе [9] периоды собственных колебаний опреде лены без учета гироскопических перекрестных связей:
Т<, = Т0[(Іг-Іх)/ІУ]-Ч*; |
| |
2 1 7 ) |
Т^Т0[4(/г-1у)/1Х]-У\ |
J |
|
Воспользуемся конкретными параметрами спутника 1963 22А (США). Моменты инерции / ж = / 2 = 99 кг-м2 , 7^=3 иг-м2 подставим их в формулы (2.17).
7\=2я/со і ; Г а = 2я/(о2. |
(2. 18) |
В результате получим |
|
|
|
|
|||
|
r<v = oo; |
7\ —0,5077"0; |
|
|
|||
|
7\ = со; |
Г а = |
0,715Г0 . |
|
|
||
Таким образом, периоды, |
найденные по формулам |
||||||
(2.17) |
и по более |
точным формулам (2.18), для сильно |
|||||
вытянутого спутника с моментами инерции |
IX = IZ |
совпа |
|||||
дают с |
точностью |
до 28%. |
|
инерции 1Х— |
|||
Для |
спутника |
1963 26А |
с моментами |
||||
= 138,5; Iz= 142,5; |
/ у |
= 62,3 [кг-їм2] сравниваемые |
вели |
||||
чины: |
|
|
|
|
|
|
|
|
Г + |
= |
0,257Г0 ; |
7 \ = 1 , 5 4 Г 0 ; |
|
|
|
|
7, 1 =0,9257, 0 ; |
Г 2 = 0 , 8 1 2 Г 0 . |
|
|
С физической точки зрения трудно объяснить разли чие в периодах 7\ / Г ф = 6 для гироскопически связанных каналов и при угловой скорости собственного вращения гироскоп а-спутник а, равной соо. Поэтому для определения периодов колебания гравитационной системы стабили зации по каналам рыскания и крена следует пользовать ся формулами
|
7,ф = 2я/(о1 =7, 0 |
Д 2 ' - ( а 2 ' 2 - 4 а 0 а 4 ' ) 1 / 2 |
|
1/2 |
||||
|
2а0 |
|
|
|
(2. 19) |
|||
|
|
|
|
|
|
|
||
|
|
|
a%' + (a2 '2 |
— 4 а 0 а 4 |
, ) 1 |
|
1/2 |
|
|
Т-, = |
2п/ш2=Т0 |
/ 2 |
(2. 20) |
||||
|
2ап |
|
|
|
||||
|
|
|
|
|
|
|
||
где |
а2 ' = |
2/ , (/, + /,) + /,(/« - |
/ , ) - |
З V ; |
||||
Так как для гравитационно устойчивого спутника &т |
||||||||
всегда |
больше |
k$, то 7\|,]>7\. |
Более шлавные движе |
|||||
ния по каналу рыскания |
объясняются меньшей величи |
|||||||
ной восстанавливающих |
моментов |
этого |
|
канала, или |
||||
меньшей «жесткостью». |
|
|
|
|
|
|
Допустим, что система гравитационной стабилизации снабжена демпфирующим устройством. Дополнив каж дое уравнение системы (2.12) членами s7y и ефф, где ет ,