Космические исследования, 2021, T. 59, № 5, стр. 373-376
Влияние сжатия Земли на интеграл энергии и некоторые характеристики орбиты космического аппарата
1 Институт прикладной математики им. М.В. Келдыша РАН
Москва, Россия
2 Московский государственный технический университет им. Н.Э. Баумана
Москва, Россия
* E-mail: Ivashkin@keldysh.ru
Поступила в редакцию 13.01.2021
После доработки 16.02.2021
Принята к публикации 15.04.2021
Аннотация
Учет сжатия Земли с помощью второй зональной гармоники потенциала гравитационного поля Земли модифицирует интеграл энергии приземного движения по сравнению с кеплеровской моделью анализа. На основе этого интеграла получена явная аналитическая структура изменения основного орбитального параметра, кеплеровской константы энергии. Данный метод учета сжатия Земли также дал возможность оценить поправку, по сравнению с обычным невозмущенным анализом, в скорости отлета космического аппарата с околоземной орбиты ожидания при полете к Луне или к планете.
ПОСТАНОВКА ЗАДАЧИ
При полете КА или, вообще, материальной точки в центральном ньютоновском гравитационном поле Земли, движение КА в невращающейся геоцентрической геоэкваториальной системе координат удовлетворяет уравнению:
(1)
${{d}^{2}}{\mathbf{r}}{\text{/}}d{{t}^{2}} = \partial {{U}_{0}}{\text{/}}\partial {\mathbf{r}}{\text{*}} = \partial \left( {\mu {\text{/}}r} \right){\text{/}}\partial {\mathbf{r}}{\text{*}} = - \left( {\mu {\text{/}}{{r}^{3}}} \right){\mathbf{r}},$(3)
${{V}^{2}} - 2{{U}_{0}} = {{V}^{2}} - 2\mu {\text{/}}r = {{h}_{k}},\,\,\,{{h}_{k}} = - \mu {\text{/}}a,$ОБОБЩЕННЫЙ ИНТЕГРАЛ ЭНЕРГИИ ПРИ УЧЕТЕ СЖАТИЯ ЗЕМЛИ
В простейшем случае анализа движения у Земли для учета ее сжатия в потенциале Земли U к основному члену U0 добавляется вторая зональная гармоника U2 [2, 3, 5, 6]:
(4)
$U\left( {\mathbf{r}} \right) = {{U}_{0}}\left( {\mathbf{r}} \right) + {{U}_{2}}\left( {\mathbf{r}} \right);$(5)
$\begin{gathered} {{U}_{{\text{2}}}}({\mathbf{r}}) = - \frac{{{\varepsilon }}}{{{{r}^{3}}}}\left( {{{{\sin }}^{2}}{{\varphi }} - \frac{1}{3}} \right) = - \frac{{{\varepsilon }}}{{{{r}^{3}}}}\left( {\frac{{{{z}^{2}}}}{{{{r}^{2}}}} - \frac{1}{3}} \right),~ \\ \varepsilon = \left( {{\text{3/2}}} \right){{J}_{{\text{2}}}}\mu R_{{\text{E}}}^{{\text{2}}}, \\ \end{gathered} $(6)
${{{\text{d}}}^{2}}{\mathbf{r}}{\text{/d}}{{t}^{2}} = \partial U{\text{/}}\partial {\mathbf{r}}*,$(7)
$\begin{gathered} {{a}_{{Px}}} = \frac{{{\varepsilon }}}{{{{r}^{4}}}}\left( {5\frac{{{{z}^{2}}}}{{{{r}^{2}}}} - 1} \right)\frac{x}{r};\,\,\,\,{{a}_{{Py}}} = \frac{{{\varepsilon }}}{{{{r}^{4}}}}\left( {5\frac{{{{z}^{2}}}}{{{{r}^{2}}}} - 1} \right)\frac{y}{r}; \\ {{a}_{{Pz}}} = \frac{{{\varepsilon }}}{{{{r}^{4}}}}\left( {5\frac{{{{z}^{2}}}}{{{{r}^{2}}}} - 3} \right)\frac{z}{r}. \\ \end{gathered} $Удвоенная полная механическая энергия движения точки единичной массы h(r, V) имеет вид:
(8)
$\begin{gathered} h = {{V}^{2}} - 2U = {{V}^{2}} - 2{{U}_{0}} - 2{{U}_{2}} = \\ = {{V}^{2}} - {{2{{\mu }}} \mathord{\left/ {\vphantom {{2{{\mu }}} r}} \right. \kern-0em} r} + \frac{{2{{\varepsilon }}}}{{{{r}^{3}}}}\left( {\frac{{{{z}^{2}}}}{{{{r}^{2}}}} - \frac{1}{3}} \right). \\ \end{gathered} $Теорема. Полная механическая энергия движения материальной точки в модели (6), где потенциал U(r) соответствует (4), (2), (5), постоянна на траектории точки.
Действительно, в данном случае ускорение в (6) определяется однозначной скалярной силовой функцией U = U(r), движение происходит в потенциальном поле, силовая функция U = U(r) есть потенциал, не зависящий от времени. Тогда из общей теоремы механики [1, 4] следует, что на траектории точки dh/dt = 0 в силу уравнения движения (6), h = const. Можно и непосредственно показать это, используя (6), (1), (7). Следовательно, на любой траектории точки энергия (8) постоянна, имеем первый интеграл:
(9)
$h = {{V}^{2}} - \frac{{2{{\mu }}}}{r} + \frac{{2{{\varepsilon }}}}{{{{r}^{3}}}}\left( {\frac{{{{z}^{2}}}}{{{{r}^{2}}}} - \frac{1}{3}} \right) = ~{{h}_{K}} - 2{{U}_{2}} = {\text{const}}.$Будем называть этот интеграл обобщенным интегралом энергии, имея в виду, что он обобщает интеграл (3) на случай учета сжатия Земли при расчете траектории материальной точки КА.
Замечание 1. Из (8), (9) следует, что в данной модели потенциала для заданной константы энергии h движение точки происходит в области пространства $h + 2U = h + 2{{U}_{0}} + 2{{U}_{2}}$ = $h + \frac{{2{{\mu }}}}{r} - \frac{{2{{\varepsilon }}}}{{{{r}^{3}}}}\left( {\frac{{{{z}^{2}}}}{{{{r}^{2}}}} - \frac{1}{3}} \right) = {{V}^{2}} \geqslant $ ≥ 0. Видно отличие от кеплеровского случая.
Замечание 2. Данный подход может быть применен и для более полной модели зональных гармоник. Используя модель Земли, как тела вращения, симметричного относительно плоскости экватора, добавляют, например, в потенциал U, кроме второй, еще зональную гармонику 4-го порядка. Тогда обобщенный интеграл энергии принимает вид:
Можно использовать и все разложение потенциала по зональным гармоникам, что позволяет повысить точность и учесть несимметричность относительно экватора:
Замечание 3. В данном случае потенциального осесимметричного силового поля есть еще интеграл осевого момента количества движения точки [4]: Mz = (ez, [r, V]) = m = const, где ez – орт по оси вращения Земли.
ИЗМЕНЕНИЕ КЕПЛЕРОВСКОЙ КОНСТАНТЫ ЭНЕРГИИ НА ОРБИТАХ ОТЛЕТА К ЛУНЕ И ПЛАНЕТАМ
Выписав интеграл (9) для начальной точки траектории x0 (r0, V0, t0) и для некоторой другой ее точки xf (rf, Vf, tf), получим соотношение:
(10)
$h = V_{0}^{2} - \frac{{2{{\mu }}}}{{{{r}_{0}}}} + \frac{{2{{\varepsilon }}}}{{r_{0}^{3}}}\left( {\frac{{z_{0}^{2}}}{{r_{0}^{2}}} - \frac{1}{3}} \right)\, = \,V_{f}^{2} - \frac{{2{{\mu }}}}{{{{r}_{f}}}} + \frac{{2{{\varepsilon }}}}{{r_{f}^{3}}}\left( {\frac{{z_{f}^{2}}}{{r_{f}^{2}}} - \frac{1}{3}} \right).$Применим его к анализу траекторий отлета КА от Земли к Луне и планетам.
Из (10) следует, что изменение кеплеровской константы энергии в точном анализе удовлетворяет соотношению:
(11)
$\begin{gathered} \Delta {{h}_{k}} = {{h}_{{kf}}}--{{h}_{{k0}}} = {\text{2}}{{U}_{{{\text{2}}f}}}--{\text{2}}{{U}_{{{\text{2}}0}}} = \\ = --\frac{{2{{\varepsilon }}}}{{r_{f}^{3}}}\left( {\frac{{z_{f}^{2}}}{{r_{f}^{2}}} - \frac{1}{3}} \right) + \frac{{~2{{\varepsilon }}}}{{r_{0}^{3}}}\left( {\frac{{z_{0}^{2}}}{{r_{0}^{2}}} - \frac{1}{3}} \right), \\ \end{gathered} $Замечание 4. Интеграл энергии (9) и точное соотношение (11) для изменения Δhk справедливы для любой орбиты, в частности, для любых значений наклонения и эксцентриситета.
Если перейти от кеплеровской константы hk к полуоси a (3) и линеаризовать по a, то из (11) получим вариацию Δa в первом приближении:
(12)
$\Delta a \approx \left( {{{a_{0}^{2}} \mathord{\left/ {\vphantom {{a_{0}^{2}} \mu }} \right. \kern-0em} \mu }} \right)\Delta {{h}_{k}}.$При полете КА к планете отлет от Земли будет происходить по гиперболической орбите (в оскулирующем приближении). Для оценок возьмем для этой орбиты скорость “на бесконечности” V∞ = 3–4 км/c. В этом случае расстояние rf возрастает неограниченно, и предпоследний член в (11) 2U2f стремится к нулю, поэтому изменение кеплеровской константы энергии ΔhK стремится к предельному значению ΔhKl:
(13)
$\Delta {{h}_{K}} \to \Delta {{h}_{{Kl}}} = --{\text{2}}{{U}_{{{\text{2}}0}}} = \frac{{~2{{\varepsilon }}}}{{r_{0}^{3}}}\left( {{\text{si}}{{{\text{n}}}^{2}}{{{{\varphi }}}_{0}} - \frac{1}{3}} \right).$Для численных оценок, для начальной точки отлета к Луне и планетам с околоземной опорной орбиты возьмем, для определенности, u0 = 0, что близко к характеристикам межпланетных и лунных полетов. Тогда в формулах (13), (14) будет φ0 = 0 и z0 = 0, получим:
(14a)
$\Delta {{h}_{{Kl}}} \approx {{--{\text{2}}\varepsilon } \mathord{\left/ {\vphantom {{--{\text{2}}\varepsilon } {\left( {{\text{3}}r_{0}^{3}} \right)}}} \right. \kern-0em} {\left( {{\text{3}}r_{0}^{3}} \right)}}.$В этом случае для отлета от Земли как к планете по гиперболической орбите, так и к Луне по вытянутой эллиптической орбите, ΔhKl ≈ –0.0617 км2/c2. Численные расчеты подтверждают эти оценки [7, 8]. При hK < 0 это изменение кеплеровской константы энергии (14) соответствует изменению большой полуоси орбиты, в соответствии с (12): Δa ≈ –6200 км при a0 = 200 тыс. км, Δa ≈ –8900 км при a0 = 220 тыс. км, Δa ≈ –56000 км при a0 = = 600 тыс. км. Практически это изменение происходит быстро, в течение ~ первых трех часов начального полета КА от Земли, при возрастании расстояния rf до ~70 тыс. км.
СКОРОСТЬ ОТЛЕТА КА С ОКОЛОЗЕМНОЙ ОПОРНОЙ ОРБИТЫ
Изменение кеплеровской константы энергии, вызванное сжатием Земли, приводит в рамках модели (4), (5) к изменению начальной скорости КА отлета от Земли по сравнению с кеплеровской моделью движения. Для корректности анализа зададим для орбиты отлета некоторое значение кеплеровской константы энергии hKg (или V∞, a). Тогда в кеплеровской модели движения КА (1)–(2), в силу интеграла (3), начальная скорость:
При учете сжатия Земли, в модели (4)–(5), при условии hKf = hKg, в силу интеграла (10), начальная скорость определится из соотношения:
(16)
${{V}_{0}} = \sqrt {{{h}_{{Kg}}} + \frac{{2{{\mu }}}}{{{{r}_{0}}}} + 2{{U}_{{20}}} - 2{{U}_{{2f}}}} = \sqrt {{{h}_{{Kg}}} + \frac{{2{{\mu }}}}{{{{r}_{0}}}} + \Delta h} ,$Дадим численные оценки для случая z0 = 0. При отлете от Земли к планете по геоцентрической орбите с V∞ = 3–4 км/с учет сжатия Земли в (16) увеличивает по сравнению с кеплеровским случаем (15) начальную скорость V0 от ~11.410–11.713 до ~11.413–11.716 км/с, т.е. на ~3 м/с. При полете к Луне, при rα = rM + |Δrα|, rM = = 400 тыс. км, учет сжатия увеличивает начальную скорость V0 от ~10.919 до ~10.922 км/с, т.е. тоже на ~3 м/с. Это приводит к заданию начальной оскулирующей большой полуоси орбиты, увеличенной (по сравнению с кеплеровским случаем) на ~6.5 тыс. км, и увеличенного на ~13 тыс. км [7, 8] начального апогейного расстояния rα, как отмечено выше.
ОЦЕНКА ИЗМЕНЕНИЯ КЕПЛЕРОВСКОЙ КОНСТАНТЫ ЭНЕРГИИ В ПЕРВОМ ПРИБЛИЖЕНИИ
При анализе движения КА по гиперболической и сильно вытянутой эллиптической орбите мы использовали расстояние до центра Земли в качестве параметра на траектории. В общем случае удобнее взять за параметр на орбите истинную аномалию θ [9] или время t, или среднюю аномалию M [10, 11]. Преобразуем соотношения (11), (12) для использования угла θ при определении изменения кеплеровской константы ΔhK (или полуоси Δa), в первом приближении. Тогда, согласно (11), (11a), учитывая также уравнение орбиты, получим:
где элементы орбиты: фокальный параметр p, эксцентриситет e, i, ω равны их начальным значениям p0, e0, i0, ω0. Изменение Δa определится по (12). Если орбита эллиптическая, a > 0, и рассматривается многооборотное движение точки, то можно провести осреднение движения. Для упрощения этой процедуры, используя элементарные тождественные тригонометрические преобразования, приводим 2U2f к сумме константы с0θ и нескольких слагаемых вида: (2ε/p3) ${{c}_{j}}\left( {i,{\text{\;}}e} \right){\text{cos}}({{n}_{j}}{{\omega }} + {{m}_{j}}\theta ),$ где ${{n}_{j}},~{{m}_{j}}~$ – целые числа:Эта константа дает “среднее” смещение кеплеровской константы энергии hK за счет сжатия Земли, согласно (17). В данной задаче этот параметр θ удобен, но принято делать осреднение по средней аномалии M. Тогда, после некоторых преобразований, получим “среднее” по M значение функции 2U2f:
Замечание 5. Пусть небесное тело не отлетает от Земли, а приближается к ней, входя в ее атмосферу. Тогда изменение кеплеровской константы энергии со временем осуществляется в обратном направлении. При этом расстояние от Земли r уменьшается со временем, и величина потенциала U2 возрастает до конечного значения, соответствующего входу в атмосферу, r ~ 6478 км.
Замечание 6. Если небесное тело (КА, астероид, комета) приближается к Земле, двигаясь на большом расстоянии (r ~ 300–400 тыс. км) от Земли по эллиптической околопараболической орбите, для которой – ΔhK < hK < 0, то из-за сжатия Земли кеплеровская константа энергии может увеличиться до положительного значения, и это тело сблизится с Землей по гиперболической орбите. Возможен и другой случай, когда под влиянием сжатия Земли орбита меняет свою структуру с гиперболической на эллиптическую.
ВЫВОДЫ
Упрощенный анализ влияния сжатия Земли как тела вращения – на основе зональных гармоник гравитационного потенциала – позволяет использовать интеграл энергии, обобщающий интеграл энергии в кеплеровском случае. Это дает возможность рассмотреть некоторые качественные особенности движения КА при полете к Луне и планетам и при возврате к Земле, а также небесных тел, астероидов и комет, тесно сближающихся с Землей. Сжатие Земли может вызвать изменение структуры орбит этих тел – с эллиптической на гиперболическую и обратно.
В заключение автор выражает искреннюю признательность В.В. Сазонову и А.А. Суханову за интересное обсуждение работы.
Список литературы
Суслов Г.К. Теоретическая механика. М.: Гостехиздат, 1944.
Аким Э.Л., Энеев Т.М. Определение параметров движения космического летательного аппарата по данных траекторных измерений // Космич. исслед. 1963. Т. 1. Вып. 1. С. 5–50.
Эльясберг П.Е. Введение в теорию полета искусственных спутников Земли. М.: Наука, 1965.
Арнольд В.И. Математические методы классической механики. М.: Наука, 1979.
Охоцимский Д.Е., Сихарулидзе Ю.Г. Основы механики космического полета. М.: Наука, 1990.
Chobotov V.A. Orbital Mechanics // Ed. AIAA Education Series. AIAA, USA, 2002.
Ивашкин В.В. Оптимизация космических маневров при ограничениях на расстояния до планет. М.: Наука, 1975.
Ивашкин В.В. Об оптимальных траекториях полета КА к Луне в системе Земля–Луна–Солнце. Препринт ИПМ им. М.В. Келдыша РАН. 2001. № 85.
Krause H.G.L. Die säkularen und periodischen Störungen der Bahn eines künstlichen Erdsatteliten // 7th International Astronautical Congress, Rome. 1956. Proceedings. P. 523–585.
Проскурин В.Ф., Батраков Ю.В. Возмущения в движении искусственных спутников, вызываемые сжатием Земли // Бюллетень Института теоретической астрономии. 1960. Т. 7. № 7(90). С. 537–549.
Абалакин В.К. и др. Справочное руководство по небесной механике и астродинамике. М.: Наука, 1976.
Дополнительные материалы отсутствуют.
Инструменты
Космические исследования