книги из ГПНТБ / Арнольд К. Методы спутниковой геодезии
.pdfплощадь F. Вместо р2 в качестве эквивалентного параметра чаще принимают момент t0, в который спутник проходит через перигей.
Между элементами орбиты и постоянными интегрирования суще ствуют следующие соотношения:
г |
кМ ' " ~ х 1 А2М2 |
|
|
Р з = - ^ - . |
(12) |
Если эти соотношения подставить в уравнение (8), то получим ин теграл энергии
& = г*+г*и* = кМ (-j—^), |
(13) |
где v — линейная скорость спутника.
Для второго закона Кеплера с учетом уравнения (6), подставляя
вместо х' производную истинной аномалии |
v, получим |
гЪ' = УШа{\ — е2 ). |
(14) |
Иногда при расчетах со заменяют долготой перигея Q -f- со (см. рис. 2).
С помощью уравнения (7) легко приходим к третьему закону Кеплера. Действительно, если (t2 — £х) = Т — период обращения спутника, то соответствующее ему значение 2-(F2 — Fj) — удвоен ная площадь орбитального эллипса, равная 2nab. Если заменить р1г используя (12), то с учетом b2 = а2 (1 — е2 ) получим
Т = - ^ = а ' \ |
(15) |
|
VkM |
|
|
Если период заменить средним |
движением |
|
» = |
" | L . |
(16) |
то получим |
Т |
|
|
(17) |
|
п2а3 |
= кМ. |
В то время как шесть элементов орбиты в задаче двух тел постоян ны, истинная аномалия v в соответствии с уравнением (14) изменяется со временем. Однако не рекомендуется определять истинную анома лию v как функцию времени путем интегрирования уравнения (14). Напротив, получают значение радиуса-вектора г в качестве функ ции времени, заменяя в уравнении (13) v с помощью (14), а также исключая гравитационный параметр кМ на основании третьего закона Кеплера (17)
nat = —— |
. |
|
a |
j / a 2 e 2 _ ( a — r)2 |
|
Замена |
|
(18) |
r = |
a(l — ecosE) |
дает |
п • dt — (1 — е cos Е) dE |
(19) |
||||
и интеграл |
||||||
n(t — t0) = M^E |
— |
esinE, |
(20) |
|||
|
||||||
Г де Е — эксцентрическая |
и Л/" средняя аномалии (рис. 3). |
среднюю |
||||
Часто в спутниковой |
геодезии |
время |
выражают через |
аномалию М, а радиус вычисляют как ее функцию, так как п постоян ная величина, а средняя.аномалия изменяется линейно со временем. Эксцентрическая аномалия Е в основном имеет характер вспомога тельной переменной.
Уравнение (20) называется уравнением Кеплера. С его |
помощью |
||||||||||||||
можно |
представить Е как функцию от М в виде разложения в ряд |
||||||||||||||
|
|
|
|
|
по степеням е. На вычислительных ма |
||||||||||
|
|
|
|
|
шинах |
это |
уравнение |
решают |
методом |
||||||
|
|
|
|
|
приближений. |
|
|
|
|
|
|||||
|
|
|
|
|
Итак, для заданного момента |
t |
с по |
||||||||
|
|
|
|
|
мощью (20) вычисляем |
значение |
М, |
а за |
|||||||
|
|
|
|
|
тем Е, чтобы найти далее радиус-вектор г |
||||||||||
|
|
|
|
тнин |
из уравнения (18). В общем |
нельзя |
обой |
||||||||
|
|
|
|
|
тись без истинной аномалии v, так как эта |
||||||||||
|
|
|
|
|
величина |
определяет направление |
радиу |
||||||||
|
|
|
|
|
са-вектора |
г в пространстве, |
как |
это сле |
|||||||
|
|
|
|
|
дует ниже из уравнения (24). Таким об |
||||||||||
Рис. |
3. |
Е — |
эксцентриче |
разом, для получения |
истинной аномалии |
||||||||||
часто |
определяют значение |
Е |
по М из |
||||||||||||
екая |
аномалия, |
v — истин |
|||||||||||||
|
ная аномалия |
уравнения Кеплера, после чего или |
|
||||||||||||
|
|
|
|
|
|
У |
|
-е |
Е |
|
|
|
(21) |
||
|
|
|
|
|
2 |
1- |
7Г*Т |
|
|
|
|
||||
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
||||||
или |
|
|
|
|
COS V : |
|
cos |
|
Е—е |
' |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
1 - е |
|
c o s £ |
|
|
|
|
|||
|
|
|
|
sin V = • |
V l — е 2 |
s i n E |
|
|
|
|
|
||||
|
|
|
|
1 — e cos E |
|
|
|
|
|
||||||
Радиус-вектор получают затем из уравнения (11). |
|
|
|
||||||||||||
Если ху |
— плоскость |
экватора |
(см. рис. 2) и z — ось |
вращения |
|||||||||||
Земли, |
то |
при прохождении восходящего |
узла |
спутник переходит |
из южного полушария в северное, причем при движении его по своей орбите истинная аномалия v увеличивается.
Из уравнения (13) можно вычислить скорость, с которой близкий
спутник движется по своей орбите. Для |
круговой орбиты при г |
= |
|||
= а = RE ~ |
6 370 ООО м и кМ = |
3,986 |
-101 4 м3 /сека , |
получим |
так |
называемую |
первую космическую |
скорость |
|
|
|
|
|
7,9 км/сек. |
(22) |
* 7
Чтобы космическому аппарату в непосредственной близости от Земли придать такую скорость v2, что его кинетической энергии хватит для преодоления земного тяготения, и он сможет достичь планет Венеры или Марса, необходима, разумеется, значительная энергия.
Если |
— потенциал Земли во внешнем пространстве, то для |
соблюдения энергетического баланса космического аппарата, име ющего достаточно кинетической энергии, чтобы как раз преодолеть земное притяжение, необходимо
2 г
причем если г - V оо, то должно v ->-0. Отсюда вторая космическая скорость или скорость освобождения будет
У2 = У 2 = V! 1/2 = 11,2 км/сек. |
(23) |
2.2. ПРОСТРАНСТВЕННЫЕ КООРДИНАТЫ СПУТНИКА, ВЫРАЖЕННЫЕ ЧЕРЕЗ ЭЛЕМЕНТЫ ОРБИТЫ
В прямоугольной геоцентрической системе координат, в которой одна координатная плоскость совпадает с плоскостью орбиты и ось х"" которой есть радиус-вектор перигея, движение спутника опи сывается следующими уравнениями:
х'"" = г cos v, y"" = rsinv, |
z"'" = |
0. |
Вращая эту систему вокруг оси z"" на |
величину аргумента пери |
|
гея со по ходу часовой стрелки так, чтобы ось х"" |
перемещалась по |
направлению к восходящему узлу, получим для координат в этой
новой системе |
(х"', |
у"', |
z"') |
х"* |
= /-cos |
(со + |
V), у"' = r sin (со + v), z'" = Q. |
Вращая эту систему вокруг оси х"' по ходу часовой стрелки на величину угла наклона і, а затем вращая полученную таким образом систему по ходу часовой стрелки еще вокруг оси z на величину дол готы восходящего узла, так что система х"'', у"', z"' преобразуется в систему х, у, z (см. рис. 2), получим координаты спутника в инерциальной системе х, у, z.
1 |
|
/cos |
(У -j-co) cos Q — sin (v + |
со) sin Q cos i\ |
|
= |
r I cos |
(v + со) sin Q + sin (v + |
со) cos Q cos і I . |
(24) |
|
|
\sin ( f + c o ) s i n i |
/ |
|
i; + co= L .
Переход от системы x"", у"", z"" к системе х, у, z можно пред ставить также следующими матричными преобразованиями.
Если повернем систему вокруг оси z против хода часовой стрелки на угол а (если смотреть с положительного направления оси z на пересечение осей), то координаты х, у, z преобразуются так (рис. 4, а)
cos a |
sin а |
0\ /ж\ |
/ я Л |
|
|
-sin а |
cos а |
0 \\у 1 = RZ (а) \у |
|. |
(25) |
|
О |
О |
1 / W |
\z, |
|
|
Соответствующее вращение против хода часовой |
стрелки |
вокруг |
|||
оси у описывается следующим |
преобразованием |
(рис. 4, б) |
|
||
|
|
-RJa)\ |
|
|
(26) |
Рис. 4. Повороты системы координат с помощью мат
риц |
вращения |
Rz (а), |
|
Ry (а), Rx |
(а) |
бв
Вращая систему против хода часовой стрелки вокруг оси х, пре образуем координаты следующим образом (рис. 4, в):
' |
|
1 0 |
0 |
\/а:\ |
|
/ж- |
|
|||
0 |
|
cos a |
sin а |
|
U у I = RX |
(а)| |
г/ | |
(27) |
||
чО |
—sin а |
cos а/ |
\z/ |
|
|
|
|
|||
Преобразование |
координат |
ж"", |
г/"", |
z"" |
в |
координаты |
х, |
|||
у, z получается в виде произведений |
|
матриц |
|
|
|
|||||
л г ( - й ) |
|
Ях(-І) |
R Z ( - (со) |
|
(у-А=[г/"]. |
|
|
|||
|
|
|
|
|
|
\z""7 |
|
W |
|
|
Если применить |
|
простое |
тригонометрическое |
преобразование, |
||||||
то уравнениям (24) |
межно придать |
вид |
|
|
|
|
||||
|
|
'cos |
(L + Q) - f 2 sin 2 -і- sin L sin QN |
|
||||||
|
|
sin (L -f- Q) — 2 sin2 |
sin L cos Q |
|
||||||
|
|
\sin і sinZ, |
|
|
|
|
|
|
|
2.3. ПРОСТРАНСТВЕННЫЕ КООРДИНАТЫ СПУТНИКА, ВЫРАЖЕННЫЕ ЧЕРЕЗ НАЧАЛЬНЫЕ УСЛОВИЯ
Шесть упомянутых выше элементов орбиты чаще всего рекоменду ются для описания орбит спутников, так как они постоянные, если пренебречь возмущениями орбиты. Меняются только истинная ано малия и или М и Е.
Кроме того, в случае искусственных спутников Земли интересна другая система параметров, которая определяется положением и скоростью спутника в момент отделения ракеты-носителя (началь ный момент. — Перев.).
Если известны радиус-вектор положения
и вектор скорости
в момент отделения ракеты-носителя, то орбиту спутника в простран стве однозначно определяют с помощью этих шести параметров. По ним можно однозначно получить соответствующие элементы ор биты следующим путем.
Единичный вектор, перпендикулярный к плоскости орбиты, опре деляют по г и г- следующим векторным произведением:
,г-г
IV = \г-г\ •
Этот же вектор получают по элементам орбиты ( sin і sin
—sin г cos Q cos і
Из решения обоих уравнений получают угол наклона і и долготу
восходящего узла Q. |
|
_ |
Если выразить в уравнении (13) |
v2 через г' 2 , то |
|
Ели известно кМ и в начальный момент г 2 и г , то получим боль- |
||
шую полуось а. |
|
|
іра |
в векторной форме можно записать так |
|
Второй закон Кеплера |
\г-г'\2 = кМа(1-е*).
С помощью этого уравнения, зная г, г", кМ и а, находят эксцент риситет е.
Истинную аномалию v получают по г, р, є из уравнения (11) для радиуса-вектора.
Другое уравнение для v получим, если преобразуем (11) к виду ecos v = — — 1
и потом v продифференцируем по времени. Если при этом подставить вместо v выражение, полученное на основании второго закона Кеп лера (14), то
По cos v и sin v однозначно определяют истинную аномалию. Аргумент широты L получается как скалярное произведение век
тора г и радиуса-вектора восходящего узла и.
г • п
По составляющей z уравнения (24) находят выражение для L
Аргумент |
перигея со получают |
как |
разность |
|
|
|
|||||
|
|
|
|
со = |
L — v. |
|
|
|
|
|
|
Шестой элемент орбиты, время прохождения |
через |
перигей, |
|||||||||
получаем |
следующим образом. |
Из |
уравнения |
(21), пользуясь |
v |
||||||
и е, определяем эксцентрическую аномалию Е, |
далее располагая |
е, |
|||||||||
Е и моментом t, к |
которому |
относятся |
векторы г и г ' , из уравне |
||||||||
ния Кеплера |
(20) |
находим |
искомый |
момент |
прохождения через |
||||||
перигей |
t0. |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
2.4. РАЗЛОЖЕНИЯ В РЯДЫ В ЗАДАЧЕ ДВУХ ТЕЛ |
|
|
|
|
|||||||
Наконец, следует указать для задачи двух |
тел |
еще |
некоторые |
||||||||
важные разложения |
в ряды. |
|
|
|
|
|
|
|
Если истинную аномалию v выразить через эксцентрическую ано малию Е, то получается (Брауэр, Клеменс [1])
и наоборот
£ = y - 2 ( p s i n z ; - - | - p 1 2 s i n 2v + ~ р3 sin З і ; - . . . ) .
Истинную и эксцентрическую аномалии v и Е выражают через сред нюю аномалию М следующим образом:
v=M-\-[2e |
— ±-ez-\-. |
|
. . ) s i n M + ( ~ е 2 + - |
. . . ) s i n 2 M |
+ |
||||||||
|
|
+ |
( l ! e 3 |
+ ~ |
• • - ) з і п Ш > |
|
|
|
|
||||
Е = М+(е-^е* |
+ |
- |
. . . ) |
sin M+[~e2 |
- + |
. . . ) |
- sin 2M + |
||||||
|
|
+ ( - | e 3 - + . . . ) s i n 3 M . |
|
|
|
|
|||||||
Для отношения |
радиуса-вектора |
г к |
большой |
полуоси а |
имеем |
||||||||
- ^ - = l + Y e 2 |
+ ( - e |
+ T e |
3 - + . • - ) c o s M |
+ |
|
||||||||
+ ( - - | - е 2 + - . . . ) c o s 2 i k f - f - ( - - | e 3 + —. . . ) c o s 3 M + . . . . |
|||||||||||||
В дальнейшем при вычислении возмущений приходится интегри |
|||||||||||||
ровать выражения вида |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|||
|
|
|
|
( v ) 9 |
е х р |
i h v ' |
|
|
|
|
|
||
в которые время входит |
как переменная интегрирования, / = |
V~^- |
|||||||||||
При этом целесообразно представить это выражение в виде раз |
|||||||||||||
ложения в ряд Фурье по средней аномалии М. |
Здесь применяют |
||||||||||||
формулу Ганзена (Тиссеран |
[6], Кэли |
[2], Гровс |
[3,4]) |
|
|
||||||||
|
|
яехр jhv = |
2 Xlh |
(е) ехр juM, |
|
|
(29) |
||||||
|
|
|
|
|
|
а |
|
|
|
|
|
|
|
которая получается |
следующим образом. |
|
|
|
|
||||||||
Если |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
(-^Уsinhv= |
B1sinM |
+ |
B2sin2M |
+ |
. . . , |
|
|
|||||
то |
coshv |
= ~C0 |
+ |
C1cosM |
+ |
C2cos2M |
+. |
. . , |
|
||||
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
(-£-) е х р / Л і ; = - 1 - С 0 |
+ |
4-Сі(Л + А-1 ) + . • .+^Bv(A-A-i) |
|
+ . |
|||||||||
|
|
|
|
|
А = |
ехр |
]М. |
|
|
|
|
|
Если
і Г _ Y<7<
\{С1 |
+ |
В1) |
= |
Х\'Н; |
\{C,-B1) |
= |
xl\h; |
||
~(C* |
+ |
B2) |
= |
x l h ; |
\{С2-В2) |
= |
Х\Н; |
||
|
|
|
|
Г — 9 V ? » |
|
|
|
||
|
|
|
|
O q |
— |
6Л. о |
і |
|
|
|
|
|
c |
^ |
x |
p + |
x V |
; |
|
то получим уравнение (29).
Коэффициенты Ганзена вычисляются следующим образом:
XV h (е) = (1 + Р 2 ) - ' - 1 2 y s (ив) хЪ.b (е).
Б
и — s~^>h;
X ^ ( - g — u + |
s — 1, |
_ д 4 - Л — 1 , fe_u-}-s |
+ |
i t |
pa), |
||||
|
|
|
|
|
u — s fC /г.. |
|
|
|
|
Здесь |
Js(x) |
— функция |
Бесселя |
порядка |
s и |
F |
(a l t а 2 , а 3 , х) |
||
гипергеометрический |
ряд |
|
|
|
|
|
|||
F(a |
а |
а |
эЛ - |
1 4- |
г J - |
< * і ( « і + 1 ) « г |
(«2 + |
1) |
2 і |
У (ах , а2 , |
а 3 ) |
* ) - 1 + |
, |
1 . 2 . а 3 ( а 3 + 1 ) |
|
* + |
|||
В своей теории возмущений Каула сделал |
подстановку |
||||||||
|
|
|
|
GlM(e) |
= Xb%%0-»\ |
|
|
(30) |
|
В табл. 1 даны некоторые из коэффициентов Х9и . |
Они взяты |
||||||||
из таблицы Кэли |
[2]. |
|
|
|
|
|
|
28
q h и
—3 0 —2
—1
0
1
2
— 3 2 0
1
2
3
4
|
|
|
|
Коэффициенты Ганзена |
|||
|
|
|
xq,h |
g |
h |
и |
|
|
|
|
|
и |
|
|
|
|
|
|
|
|
- 4 |
1 |
- 1 |
3 |
|
, |
27 |
, |
, |
|
0 |
|
|
|
|
|
|
|
|
1 |
+ |
1 " е |
2 |
+ |
- |
|
1 |
|
|
||||||
3 |
|
. |
27 |
„ . |
|
2 |
|
2 |
|
^ 1 6 |
|
^ |
|
||
|
|
|
|
||||
Q |
|
|
|
|
|
3 |
|
-j-4e* |
+ ... |
|
|
|
|||
|
|
|
|
||||
0 |
|
|
|
|
—4 |
3 |
1 |
|
2 |
Т |
|
16 |
^ |
|
2 |
|
|
|
|
||||
1 _ _ | _ в 2 |
+ ... |
|
3 |
||||
|
|
|
|
|
|
|
|
7 |
|
123 |
о |
, |
|
4 |
|
|
е |
|
|
ел |
4- ... |
|
|
2 |
16 |
|
|
||||
|
|
Т |
|
5 |
|||
X |
е |
+••• |
|
|
|
||
|
|
|
|
Т а б л и ц а V
м
X е |
+ - |
1 + 2е2 + ...
11
_ е |
+ А е |
з + ... |
|
4 |
|
1 — 6 е 2 + ... |
||
5 е _ 2 2 е З |
+ ... |
|
1 2 7 |
„2 л. |
|
|
|
|
2.5. С П И С О К |
Л И Т Е Р А Т У Р Ы |
|||||||
|
1. |
В г о u w е г, |
D . , C l e m e n c e , |
G . М.: Methods |
of Celestial Mechanics. |
||||||
Academic |
Press, New Y o r k , London |
1961. |
|
|
|
||||||
|
(Русский перевод: Д . Брауэр, Дж. Клеменс. Методы небесной механики. |
||||||||||
М., «Мир», 1964). |
|
|
|
|
|
|
|
|
|||
|
2. |
С а у 1 е у, |
A . : Tables of the developments |
of functions in the theory of |
|||||||
elliptic |
motion. Mem. of the R o y a l Astron. S o c , London, |
29 (1861). |
|||||||||
|
3. |
G г о v e s, |
G . |
V . : Motion |
of |
a |
Satellite |
in the E a r t h ' s Gravitational |
|||
Field . |
Proc. R o y . |
Soc. Ser. A , 254 |
(1960) |
48. |
|
|
|||||
|
4. |
G r o v e s , |
G . V . : Dynamics |
of |
Rockets and Satellites. North — Holland |
||||||
Publishing Company, |
Amsterdam 1965. |
|
|
|
|
||||||
|
5. |
M о u 1 t о n |
F . |
R . : Einfuhrung in die Himmelsmechanik. Leipzig, Ber |
|||||||
lin |
1927. |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
(Русский перевод: Ф. Mvльтoн: Введение в неоесную механику. М. — Л . , |
||||||||||
ОНТИ, 1935). |
|
|
|
|
|
|
|
|
|||
|
6. |
Т і s s е г a n d |
F . : Traite |
de Mecanique |
Celeste |
1. Gauthier — Villars |
|||||
et |
F i l s , |
Paris 1889. |
|
|
|
|
|
|
|
||
|
7. |
Z h о n g о 1 о v Г с h , I . D . , A m e 1 і n, |
V . M . : Tables and Nomograms |
||||||||
lor the Processing of Observations made |
on Artificial E a r t h Satellites. Pergamon |
||||||||||
Press |
1961. |
|
|
|
|
|
|
|
|
||
|
(На |
русском |
языке: Жонголович И. Д. и Амелин |
В. М. Сборник таблиц |
и номограмм для обработки наблюдений искусственных спутников Земли. М . — Л . , Изд-во АН СССР, 1960).
3. ВОЗМУЩЕНИЯ ОРБИТЫ ОТ ГРАВИТАЦИОННОГО ПОЛЯ
3.1 ВОЗМУЩАЮЩИЕ УСКОРЕНИЯ
Для движения спутника вокруг центрального тела со сферической симметрией справедливы уравнения движения (3). Однако лишь с большим приближением можно считать, что Земля обладает этим свойством, т. е. является телом со сферической симметрией. Очевидны отклонения Земли от шара с симметричным распределением плот ности, вызванные нерегулярной топографией земной поверхности.
По закону тяготения неправильности в распределении масс в теле Земли вызывают дополнительно действующие силы, которые влияют на спутник и существенно изменяют его орбиту, особенно, если спут ник движется только в нескольких тысячах километров над Землей.
Гравитационный потенциал Земли выражается во внешнем про странстве дифференциальным уравнением Лапласа, которое можно представить с помощью сферических функций следующим образом:
V |
= кМ |
1 + |
2 |
Pim(sin & {Clmcosm'k + SlrnsmmX}). |
(31) |
|
|
1=2 |
т=о |
|
|
где |
Рш |
— присоединенные |
сферические функции, нормированные |
||
посредством уравнения |
|
|
|
211 к/2 |
г |
О -іс/ 2
fcos тХ)
cos ф d(f dh = An. (32)
sin тХ\
Потенциал силы тяжести W можно получить, прибавляя к V потен циал центробежной силы, обусловленной вращением Земли.
В уравнениях (3) был учтен только основной член упомянутого разложения, а именно
с компонентами ускорения
д Т г |
кМ |
д Тт |
кМ |
д Т7 |
кМ |