Astrodynamika

Astrodynamika (z jiného řeckého ἄστρον - „hvězda“ a δύναμις  - síla) je část nebeské mechaniky , která studuje pohyb umělých vesmírných těles: umělé družice , meziplanetární stanice a další kosmické lodě .

Rozsah úloh astrodynamiky zahrnuje výpočet drah kosmických lodí, stanovení parametrů jejich startu, výpočet změn drah v důsledku manévrů , plánování gravitačních manévrů a další praktické úkoly. Výsledky astrodynamiky se využívají při plánování a provádění jakýchkoliv vesmírných misí.

Astrodynamika vyniká od nebeské mechaniky , která primárně studuje pohyb přírodních kosmických těles působením gravitačních sil , svým zaměřením na řešení aplikovaných problémů řízení kosmických lodí. V tomto ohledu je v astrodynamice nutné brát v úvahu i faktory ignorované klasickou nebeskou mechanikou – vliv atmosféry a magnetického pole Země, gravitační anomálie, tlak slunečního záření a další.

Historie

Až do začátku cestování vesmírem ve 20. století se orbitální a nebeská mechanika od sebe nelišily. V polovině 20. století, v době prvních umělých družic Země, se této oblasti říkalo „kosmická dynamika“ [1] . Obě pole používala stejné základní metody, jako jsou ty, které se používají k řešení Keplerianova problému (určení polohy jako funkce času).

Johannes Kepler byl prvním, kdo úspěšně modeloval oběžné dráhy planet s vysokou mírou přesnosti, a své zákony publikoval v roce 1605. Isaac Newton publikoval obecnější zákony nebeského pohybu v prvním vydání svého Principia Mathematica (1687), který popisuje metodu pro nalezení oběžné dráhy tělesa ze tří pozorování [2] . Edmund Halley toho využil k vytvoření drah různých komet , včetně té, která nese jeho jméno . V roce 1744 byla Newtonova metoda postupné aproximace formalizována Eulerem do analytické metody a jeho práce byla v letech 1761-1777 Lambertem zobecněna na eliptické a hyperbolické dráhy .

Dalším mezníkem v určování drah byla v roce 1801 účast Carla Friedricha Gausse na pátrání po „uniklé“ trpasličí planetě Ceres . Gaussova metoda umožnila použít pouze tři pozorování (ve formě párů rektascenze a deklinace ) k nalezení šesti orbitálních prvků , které ji zcela popisují. Teorie určování oběžné dráhy byla následně rozvinuta do té míry, že se dnes používá v přijímačích GPS a pro sledování a katalogizaci nově objevených planetek . Moderní určování a predikce oběžné dráhy se používá pro práci se všemi typy satelitů a vesmírných sond, protože jejich budoucí pozice musí být známa s vysokou mírou přesnosti.

Astrodynamiku vyvinul astronom Samuel Herrick na počátku 30. let 20. století. Uvědomil si blížící se příchod éry vesmírných letů a poté, co získal podporu od Roberta Goddarda [3] , pokračoval ve své práci na technologii vesmírné navigace, protože věřil, že bude v budoucnu zapotřebí.

Cvičení

Základní pravidla

Následující základní pravidla jsou užitečná pro situace aproximované klasickou mechanikou za standardních předpokladů astrodynamiky. Uvažuje se o konkrétním příkladu družice obíhající kolem planety, ale pravidla se mohou vztahovat i na jiné situace, jako jsou dráhy malých těles kolem hvězdy, jako je Slunce.

Důsledky pravidel orbitální mechaniky jsou někdy kontraintuitivní . Pokud jsou například dvě kosmické lodě na stejné kruhové oběžné dráze a chtějí se ukotvit, pokud nejsou velmi blízko, dokovací loď nemůže jednoduše spustit motory, aby zrychlila. To změní tvar jeho oběžné dráhy, způsobí, že nabere výšku a skutečně zpomalí vzhledem k vedoucí lodi. Vesmírné setkání před dokováním obvykle vyžaduje několik dobře načasovaných startů motoru během několika orbitálních období, jejichž dokončení trvá hodiny nebo dokonce dny.

Pokud nejsou splněny standardní předpoklady astrodynamiky, budou se skutečné trajektorie lišit od těch vypočítaných. Například pro objekty na nízké oběžné dráze Země je atmosférický odpor komplikujícím faktorem. Tato orientační pravidla jsou zjevně nepřesná při popisu dvou nebo více těles srovnatelné hmotnosti, jako je binární hvězdný systém (viz problém N-těles ). Nebeská mechanika používá obecnější pravidla, která platí pro širší spektrum situací. Keplerovy zákony planetárního pohybu, které lze matematicky odvodit z Newtonových zákonů, jsou přísně dodržovány pouze při popisu pohybu dvou gravitujících těles za nepřítomnosti negravitačních sil; popisují také parabolické a hyperbolické trajektorie. V těsné blízkosti velkých objektů, jako jsou hvězdy, nabývají rozdíly mezi klasickou mechanikou a obecnou teorií relativity velký význam .

Orbitální manévr

V kosmických letech je orbitální manévr použití pohonných systémů ke změně oběžné dráhy kosmické lodi.

Přenos oběžné dráhy

Přenosové dráhy jsou obvykle eliptické dráhy, které umožňují kosmické lodi pohybovat se z jedné (obvykle kruhové) dráhy na druhou. Obvykle vyžadují tažení na začátku a na konci a někdy i v průběhu.

V případě orbitálního přechodu mezi nekoplanárními drahami musí být provedena změna roviny v průsečíku rovin oběhu ("uzel"). Protože cílem je změnit směr vektoru rychlosti o úhel rovný úhlu mezi rovinami, téměř celý tento tah musí být proveden, když je kosmická loď v uzlu blízko apocentra , když je velikost vektoru rychlosti na svém minimu. Malá část změny sklonu orbity však může být provedena v uzlu blízko periapsie mírným nakloněním tahu ve směru požadované změny sklonu. Toto funguje, protože kosinus malého úhlu je velmi blízký jednotě, což má za následek, že malá změna v rovině je efektivně „volná“, kvůli vysoké rychlosti kosmické lodi blízko periapsis a Oberth efektu .

Poznámky

  1. ↑ Thomson, William T. Úvod do vesmírné dynamiky. — New York: Wiley, 1961.
  2. ↑ Bate, R.R.; Mueller, D.D.; White, JE Základy astrodynamiky . - Courier Corporation , 1971. - S. 5. - ISBN 978-0-486-60061-1 .
  3. ↑ S. Herrick. Základy astrodynamiky . Získáno 3. října 2019. Archivováno z originálu dne 29. října 2019.
  4. ↑ Vallado, David Anthony. Základy astrodynamiky a  aplikací . - Springer, 2001. - S. 317. - ISBN 0-7923-6903-3 .
  5. ↑ Spitzer, Arnon. Optimální trajektorie přenosu pomocí elektrického pohonu  . — USPTO, 1997.
  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie
V bibliografických katalozích
 Orbity