|
Реферат: Солнце и звёзды (Астрономия)
Звёзды.
Что такое звезда.
Они восходили над динозаврами, над Великим Оледенением, над строящимися
египетскими пирамидами. Одни и те же звёзды указывали путь финикийским
мореплавателям и каравеллам Колумба, созерцали с высоты Столетнюю войну и
взрыв ядерной бомбы в Хиросиме. Одним людям виделись в них глаза богов и
сами боги, другим – серебряные гвозди, вбитые в хрустальный купол небес,
третьим – отверстия, через которые струится небесный свет.
Постоянство и непознаваемость звёзд наши предки считали непременным
условием существования мира. Древние египтяне полагали, что, когда люди
разгадают природу звёзд, наступит конец света. Другие народы верили, что
жизнь на Земле прекратится, как только созвездие Гончих псов догонит
Большую Медведицу. Наверное, для них очень важно было осознавать, что в
этом невечном и изменчивом мире остаётся что-то неподвластное времени.
Не удивительно, что любые изменения в мире звёзд издавна считались
предвестниками значительных событий. Согласно Библии, внезапно вспыхнувшая
звезда возвестила миру о рождении Иисуса Христа, а другая звезда – Полынь –
будет знаком конца света.
В течение многих тысячелетий астрологи сверяли по звёздам жизни отдельных
людей и целых государств, хотя и предупреждали при этом, что роль звёзд в
предначертании судьбы велика, но не абсолютна. Звёзды советуют, а не
предсказывают, говорили они.
Но шло время, и люди стали всё чаще смотреть на звёзды с другой, менее
романтической точки зрения, звёзды стали рассматриваться как физические
объекты, для описания которых вполне достаточно известных законов природы,
а изобретение новых астрономических приборов позволило ответить на вопрос
«что такое звезда?».
В начале ХХ века, в основном благодаря трудам астрофизика Артура
Эддингтона, окончательно сформировалось представление о звёздах как о
раскалённых газовых шарах, заключающих в своих недрах источники энергии –
термоядерный синтез ядер гелия из ядер водорода. Впоследствии выяснилось,
что в звёздах могут синтезироваться и более тяжёлые химические элементы. По
современным представлениям, жизненный путь одиночной звезды определяется её
начальной массой и химическим составом. В телах массой меньше, чем 7-8
сотых долей массы Солнца долговременные термоядерные реакции идти не могут.
Эта величина близка к минимальной массе наблюдаемых звёзд. Их светимость
меньше солнечной в десятки тысяч раз. Температура на поверхности подобных
звёзд не превосходит 2-3 тыс. градусов. В звёздах большой массы, напротив,
эти реакции протекают с огромной скоростью. Если масса рождающейся звезды
превышает 50-70 солнечных масс, то после загорания термоядерного топлива
чрезвычайно интенсивное излучение своим давлением может просто сбросить
излишек массы. Через несколько миллионов лет, а может быть и раньше, эти
звёзды могут взорваться как сверхновые
Что касается химического состава звёзд, то на них не обнаружено ни одного
неизвестного химического элемента. Единственный элемент – гелий – был
открыт сначала на Солнце и лишь потом на Земле. Наиболее обильным элементом
в звёздах является водород, приблизительно втрое меньше содержится в них
гелия. После водорода и гелия на звёздах наиболее распространены те же
элементы, которые преобладают в химическом составе Земли: кислород,
углерод, азот, железо и др. Важную роль в жизни звезды играет её магнитное
поле. С магнитным полем связаны практически все проявления солнечной
активности: пятна, вспышки, факелы. Наибольшей интенсивности магнитные поля
достигают на компактных звёздных остатках – белых карликах и особенно
нейтронных звёздах.
Если рассматривать звёзды как природные объекты, то естественный путь к их
познанию лежит через измерение и сопоставление свойств.
Снятие мерки со звёзд.
Блеск.
Первое, что замечает человек при наблюдении ночного неба, - это различная
яркость (блеск) звёзд. Видимый блеск звёзд оценивается в звёздных
величинах. Исторически сложившаяся система звёздных величин присваивала 1-ю
величину наиболее ярким звёздам, а 6-ю – самым слабым. Впоследствии это
шкалу усовершенствовали. Было принято, что разность в пять звёздных величин
соответствует отличию в видимой яркости ровно в 100 раз. Следовательно,
разница в одну звёздную величину означает, что звезда ярче другой в ~ 2.512
раза. Для более точных измерений шкала оказалась слишком грубой, поэтому
пришлось вводить дробные значения. Звёздные величины обозначают индексом m,
который ставится вверху после числового значения. Например, яркость
Полярной звезды 2.3 .
Видимый блеск – легко измеримая, важная, но далеко не исчерпывающая
характеристика. Для того чтобы установить мощность излучения звезды –
светимость, надо знать расстояние до неё.
Расстояние до звёзд.
Расстояние до предмета можно определить, не добираясь до него физически.
Нужно измерить направление на этот предмет с двух концов известного отрезка
(базиса), а затем рассчитать размеры треугольника, образованного концами
отрезка и удалённым предметом. Этот метод называется триангуляцией.
Чем больше базис, тем точнее результат измерений. Расстояния до звёзд столь
велики, что длина базиса должна превосходить размеры земного шара, иначе
ошибка измерения будет велика. К счастью, наблюдатель вместе с планетой
путешествует в течение года вокруг Солнца, и если он произведёт два
наблюдения одной и той же звезды с интервалом в несколько месяцев, то
окажется, что он рассматривает её с разных точек земной орбиты, - а это уже
порядочный базис. Направление на звезду изменится: она немного сместится на
фоне более далёких звёзд. Это смещение называется параллактическим, а угол,
на который сместилась звезда на небесной сфере, - параллаксом. Годичным
параллаксом звезды называется угол, под которым с неё был виден средний
радиус земной орбиты, перпендикулярный направлению на звезду.
С понятием параллакса связано название одной из основных единиц расстояний
в астрономии – парсек. Это расстояние до воображаемой звезды, годичный
параллакс которой равнялся бы точно 1’’. Годичный параллакс любой звезды
связан с расстоянием до неё простой формулой: r = 1/П, где r – расстояние
в парсеках, П – годичный параллакс в секундах.
Сейчас методом параллакса определены расстояния до многих тысяч звёзд.
Светимость.
Когда были измерены расстояния до ярких звёзд, стало очевидно, что многие
из них по светимости значительно превосходят Солнце. Если светимость Солнца
(L = 4*10 Вт) принять за единицу, то мощность излучения Сириуса составит:
221 L , Веги – 50 L и т.д. Это, однако, не означает, что Солнце очень
бледно выглядит по сравнению с остальными звёздами, известны звёзды,
излучающие света в десятки тысяч раз меньше.
Цвет и температура.
Одна из легко измеримых звёздных характеристик – цвет, который всегда
указывает на её температуру. В астрономии применяют абсолютную шкалу
температур, шаг которой – один кельвин (1К).
Самые горячие звёзды – всегда голубого и белого цвета, менее горячие –
желтоватого, холодные – красноватого. Но даже наиболее холодные звёзды
имеют температуру 2-3 тыс. кельвинов – горячее любого расплавленного
металла.
Человеческий взгляд способен лишь грубо определить цвет звезды. Для более
точных оценок служат фотографические и фотоэлектрические приёмники
излучения, чувствительные к различным участкам видимого спектра.
Спектральная классификация звёзд.
Более полную информацию о природе излучения звёзд даёт спектр. Специальный
аппарат, устанавливаемый на телескопе, при помощи специального оптического
устройства – дифракционной решётки – раскладывает свет звезды по длинам
волн в радужную полоску спектра. Самое коротковолновое видимое излучение
соответствует фиолетовому цвету, а наиболее длинноволновое – красному. По
спектру нетрудно узнать, какая энергия приходит от звезды на различных
длинах волн, и оценить её температуру точнее, чем по цвету.
Многочисленные тёмные линии, пересекающие спектральную полоску, связаны с
поглощением света атомами различных элементов в атмосфере звёзд. Так как
каждый химический элемент имеет свой набор линий, спектр позволяет
определить, из каких веществ состоит звезда.
В начале ХХ в. была разработана спектральная классификация звёзд. Основные
классы в ней обозначаются латинскими буквами (О, В, А, F, G, К, М), они
отличаются набором наблюдаемых линий и плавно переходят один в другой.
Вдоль этой последовательности уменьшается температура и изменяется цвет
звёзд – от голубого к красному. Звёзды, относящиеся к классам О, В, и А,
называются горячими или ранними, F и G - солнечными, К и М – холодными или
поздними. Для более точной характеристики каждый класс разделён ещё на 10
подклассов, обозначаемых цифрами от 0 до 9, которые ставятся после буквы.
Размеры звёзд.
Звёзды так далеки, что даже в самый большой телескоп они выглядят всего
лишь точками. Как же узнать размер звезды?
На помощь астрономам приходит Луна. Она медленно движется на фоне звёзд, по
очереди перекрывая идущий от них свет. Хотя угловой размер звезды
чрезвычайно мал, Луна заслоняет её не сразу, а за время в несколько сотых
или тысячных долей секунды. По продолжительности процесса уменьшения
яркости звезды при покрытии её Луной определяют угловой размер звезды. А,
зная расстояние до звезды, из углового размера легко получить её истинные
размеры.
Но лишь небольшая часть звёзд на небе расположена так удачно, что может
покрываться Луной. Поэтому обычно используют другие методы оценки звёздных
размеров. Угловой диаметр ярких и не очень далёких светил может быть
непосредственно измерен специальным прибором – оптическим интерферометром.
Но в большинстве случаев радиус звезды (R) определяют теоретически, исходя
из оценок её полной светимости (L) и температуры (T). По законам излучения
нагретых тел светимость звезды пропорциональна величине R T . Сравнивая
какую-либо звезду с Солнцем, получают удобную для вычисления формулу:
Масса звезды.
Важнейшей характеристикой звезды является масса. Чем больше вещества
собралось в звезду, тем выше давление и температура в её центре, а это
определяет практически все остальные характеристики звезды, а так же
особенности её жизненного пути.
Прямые оценки массы могут быть сделаны только на основании закона
всемирного тяготения. Массы звёзд заключены в пределах от нескольких
десятков до 0.1 массы Солнца. Таким образом, по массе звёзды различаются
всего в несколько сот раз – гораздо меньше, чем по размерам (в сотни тысяч
раз) или по светимости (более миллиарда раз).
Как устроена звезда и как она живёт.
Звёзды не останутся вечно такими же, какими мы их видим сейчас. Во
Вселенной постоянно рождаются новые звёзды, а старые умирают. Чтобы понять,
как эволюционирует звезда, как меняются с течением времени её внешние
параметры – размер, светимость, масса, необходимо проанализировать
процессы, протекающие в недрах звезды. Но наблюдениям доступны лишь внешние
слои звёзд – их атмосферы. Проникнуть в глубь даже ближайшей звезды –
Солнца – мы не можем. Приходится прибегать к косвенным методам: расчётам,
компьютерному моделированию.
Звёзды образуются из космических газопылевых облаков. При сжатии под
действием тяготения сгустка газа его внутренняя часть постепенно
разогревается, когда температура в центре достигнет примерно миллиона
градусов, начинаются ядерные реакции – образуется звезда. Чтобы получить
представление о структуре звезды, пользуются методом последовательных
приближений. Задавая некоторое соотношение водорода, гелия и более тяжёлых
элементов и зная массу звезды, вычисляют её светимость. Эту процедуру
повторяют до тех пор, пока для определённой смеси вычисленная и полученная
из наблюдений светимость не совпадут. Данный состав и считают близким к
реальному. Оказалось, что для большинства звёзд на долю водорода и гелия
приходится не менее 98% массы. Строение звёзд зависит от массы. Если звезда
в несколько раз массивнее Солнца, то глубоко в её недрах происходит
интенсивное перемешивание вещества (конвекция), подобно кипящей воде. Такую
область называют конвективным ядром звезды. Чем больше звезда, тем большую
её часть составляет конвективное ядро, в котором находится источник
энергии. По мере превращения водорода в гелий молекулярная масса вещества
ядра возрастает, а его объём уменьшается. Внешние же области звезды при
этом расширяются, она увеличивается в размерах, а температура её
поверхности падает. Горячая звезда – голубой гигант – постепенно
превращается в красный гигант.
Срок жизни звезды напрямую зависит от её массы. Звёзды с массой в сто раз
больше солнечной живут всего несколько миллионов лет. Если масса составляет
2-3 солнечных срок увеличивается до миллиарда лет. В звёздах-карликах,
масса которых меньше массы Солнца, конвективное ядро отсутствует. Водород в
них горит, превращаясь в гелий, в центральной области. Когда он сгорает
полностью, звёзды медленно сжимаются и за счёт энергии сжатия могут
существовать ещё очень длительное время.
Солнце и подобные ему звёзды представляют собой промежуточный случай. У
Солнца имеется маленькое конвективное ядро, но не очень чётко отделённое от
остальной части. Ядерные реакции горения водорода протекают как в ядре, так
и в его окрестностях. Возраст Солнца примерно 4.5-5 млрд. лет, и за это
время оно почти не изменило своего размера и яркости. После исчерпания
водорода Солнце может постепенно вырасти в красный гигант, сбросить
чрезмерно расширившуюся оболочку и закончить свою жизнь, превратившись в
белый карлик. Но это случится не раньше, чем через 5 млрд. лет.
Звёздные пары.
Некоторые звёзды видны на небесной сфере буквально рядом друг с другом –
это двойные и кратные системы звёзд. Любая звёздная пара – это сёстры-
двойняшки. Так же, как одиночные, двойные и кратные звёзд сформировались из
сгустков межзвездного газа и пыли. Если газовое облако спокойно и
«безветренно», то, сжимаясь под действием сил тяготения, падая само на
себя, оно рождает одну звезду. Но обычно, как и все небесные тела, облако
вращается и при этом клубится подобно облакам на Земле. Вращательные
движения препятствуют прямому сжатию звезды, и образуется двойной
«газоворот». Так рождается звёздная двойня.
Новорожденная пара звёзд, надёжно связанная силами притяжения, кружится
вокруг общего центра масс. Расстояние между напарницами может быть очень
разным. Так, между Мицаром и Алькором оно по меньшей мере в 20 тыс. раз
превосходит расстояние от Земли до Солнца; время обращения этих звёзд – их
год – составляет несколько миллионов земных лет. А некоторые звёзды
кружатся совсем рядом, завершая год за считанные минуты.
«Похожи как близнецы» это выражение часто совсем не подходит для двойных и
кратных звёзд. Нередко напарницы различны не только по цвету (а значит и по
температуре), но и по размерам. Так, вокруг ярко-красного исполина
Антареса, в 500 раз превосходящего Солнце по диаметру, кружит ослепительно-
голубая звезда втрое меньше Солнца, а ярче его почти в 20 раз. Но самое
любопытное то, что красный гигант – это стадия звёздной старости, а голубая
звезда ещё молодая. И тем не менее Антарес А и Антарес В – сёстры-
ровесницы, только от рождения им досталась разная масса. Антарес А в 18 раз
массивнее Солнца, а Антарес В – в 6 раз. Обе звезды одновременно зажглись,
включили свои водородные термоядерные печки, но массивная звезда горит
гораздо интенсивнее, потому что температура и давление в её ядре-топке
выше, чем у сестры. Хотя запас горючего ей был отпущен втрое больший,
звезда Антарес А уже практически отгорела, и скоро наступит её конец: она
превратится в нейтронную звезду или даже в чёрную дыру. А вот Антарес В,
который расходует своё ядерное топливо скупее, будет светить ещё сотни
тысяч лет.
В Галактике много таких пар, где одна из звёзд уже состарилась, а другая
ещё полна сил.
Переменные звёзды.
Иногда на небе появляются новые звёзды: они вспыхивают, достигают
необыкновенно яркого блеска, а потом в течение нескольких недель или
месяцев угасают, изредка вспыхивают вновь, но не пропадают навсегда. Это,
так называемые, переменные звёзды, звёзды блеск которых меняется. До сих
пор астрономы не пришли к единому мнению, какого минимального изменения
блеска достаточно для того, чтобы причислить звезду к данному классу. По
этому в каталоги переменных звёзд включают все звёзды, у которых достоверно
выявлены даже очень незначительные колебания блеска. Сейчас в нашей
Галактике известно несколько десятков тысяч переменных звёзд. Переменные
звёзды различаются массой, размерами, возрастом, причинами переменности и
подразделяются на несколько больших групп. Одна из них – пульсирующие
звёзды, яркость которых меняется из-за колебания размеров. К ним
принадлежат мириды – красные гиганты, меняющие блеск на несколько звёздных
величин с периодами в среднем от нескольких месяцев до полутора лет.
Пристальное внимание астрофизиков привлекают не только пульсирующие
переменные. Так называемые, взрывные звёзды – пример сложных процессов в
двойных звёздных системах, где расстояние между компонентами ненамного
превышает их размеры. В результате взаимодействия компонентов вещество из
поверхностных слоёв менее плотной из звёзд начинает перетекать на другую
звезду. В большинстве взрывных переменных та звезда, на которую перетекает
газ, - белый карлик. Если на его поверхности накапливается много вещества,
и резко начинаются термоядерные реакции, то наблюдается вспышка новой
звезды.
Особая группа переменных – самые молодые звёзды, сравнительно недавно (по
космическим масштабам) сформировавшиеся в областях концентрации
межзвёздного газа. Их называют орионовыми переменными. Эти звёзды часто
меняют блеск беспорядочным образом, но иногда у них прослеживаются и
признаки периодичности, связанной с вращением вокруг оси.
Переменные звёзды, описанные выше, меняют свой блеск вследствие сложных
физических процессов в недрах или на поверхности, либо в результате
взаимодействия в тесных двойных системах. Это физически переменные звёзды.
Однако найдено немало звёзд, переменность которых объясняется чисто
геометрическими эффектами. Известны тысячи затменных переменных звёзд в
двойных системах. Их компоненты, перемещаясь по своим орбитам, временами
заходят один за другой. Самая знаменитая переменная звезда – Алголь.
Яркость может быть непостоянной и из-за того, что на поверхности звезды
имеются тёмные или светлые пятна. Вращаясь вокруг оси, звезда
поворачивается к земному наблюдателю то более светлой, то более тёмной
стороной.
У Солнца пятна маленькие. Если наблюдать Солнце издалека, как звезду, его
переменность вряд ли будет заметна: Солнце слишком яркое. Однако
специальными исследованиями с космических аппаратов было установлено, что,
действительно, при прохождении по солнечному диску крупных пятен на Землю
поступает чуть-чуть меньше света. Так что Солнце вполне можно считать
пятнистой переменной звездой.
Взрывающиеся звёзды.
Тот, кто внимательно следит за звёздами из ночи в ночь, имеет шанс
обнаружить новую звезду, возникшую как бы на пустом месте. Блеск такой
звезды постепенно увеличивается, достигает максимума и через несколько
месяцев ослабевает настолько, что она становится не видимой даже
вооружённым глазом, исчезает. Ещё более грандиозное, но чрезвычайно редкое
небесное явление – вспышка сверхновой звезды, блеск которой бывает видно
даже днём.
Новые звёзды.
Все новые звёзды являются компонентами тесных двойных систем, в которых
одна – как правило, звезда типа нашего Солнца, а вторая – белый карлик.
Орбита такой двойной системы настолько тесна, что нормальная звезда сильно
деформируется приливным воздействием компактного соседа. Плазма из
атмосферы этой звезды может свободно падать на белый карлик, в результате
чего вокруг последнего образуется тонкий плотный слой газа, температура
которого постепенно увеличивается и вырастает до столь высоких значений,
что начинается термоядерная реакция синтеза гелия. Из-за очень большой
плотности вещества она носит взрывообразный характер. Именно этот
термоядерный взрыв на поверхности белого карлика и приводит к сбросу
накопившейся оболочки, разлёт и свечение которой наблюдается как вспышка
новой звезды.
Как показывают оценки, ежегодно в нашей Галактике вспыхивает около сотни
новых звёзд.
Сверхновые звёзды.
Сверхновые звёзды – одно из самых грандиозных космических явлений. Коротко
говоря, сверхновая – это настоящий взрыв звезды, когда большая часть её
массы (а иногда и вся) разлетается со скоростью до 10 тыс. км. / сек., а
остаток сжимается (коллапсирует) в сверхплотную нейтронную звезду или в
чёрную дыру. Сверхновые играют важную роль в эволюции звёзд. Они являются
финалом жизни звёзд массой более 8-10 солнечных. Законченной теории взрыва
сверхновой с формированием компактного остатка и сбросом внешней оболочки
пока не создано ввиду крайней сложности учёта всех протекающих при этом
физических процессов.
Необычные объекты: нейтронные звёзды и чёрные дыры.
После того как звезда исчерпает свои источники энергии, она начинает
остывать и сжиматься. При этом физические свойства газа кардинально
меняются, так что его давление сильно возрастает. Если масса звезды
невелика, то силы гравитации сравнительно слабы и сжатие звезды
прекращается, она переходит в устойчивое состояние белого карлика. Но если
масса превышает некоторое критическое значение, сжатие продолжается. При
очень высокой плотности электроны, соединяясь с протонами, образуют
нейтральные частицы – нейтроны. Вскоре уже почти вся звезда состоит из
одних нейтронов, которые настолько тесно прижаты друг к другу, что огромная
звёздная масса сосредоточивается в очень небольшом шаре радиусом несколько
километров и сжатие останавливается. Плотность этого шара – нейтронной
звезды – чудовищно велика даже по сравнению с плотностью белых карликов:
она может превысить 10 млн. т. / см. куб.
Что произойдёт, если масса звезды будет настолько велика, что даже
образование нейтронной звезды не остановит гравитационного коллапса?
Чёрные дыры образуются в результате коллапса гигантских звёзд массой более
3-х масс Солнца. При сжатии их гравитационное поле уплотняется всё сильнее
и сильнее. Наконец звезда сжимается до такой степени, что свет уже не может
преодолеть её притяжение. Радиус, до которого должна сжаться звезда, чтобы
превратиться в чёрную дыру, называется гравитационным радиусом. Для
массивных звёзд он составляет несколько десятков километров. Отличить
чёрную дыру от нейтронной звезды (если излучение последней не наблюдается)
очень трудно. Поэтому о существовании чёрных дыр часто говорят
предположительно. Тем не менее, открытие массивных несветящихся тел –
серьёзный аргумент в пользу их существования.
Белые карлики.
В современной теории звёздой эволюции белые карлики рассматриваются как
конечный этап эволюции звёзд средней и малой массы (меньше 3-4 масс
Солнца). После того как в центральных областях стареющей звезды выгорит
весь водород, её ядро должно сжаться и разогреться. Внешние слои при этом
сильно расширяются, эффективная температура светила падает, и оно
становится красным гигантом. Образовавшаяся разреженная оболочка звезды
очень слабо связана с ядром, и она в конце концов рассеивается в
пространстве. На месте бывшего красного гиганта остаётся очень горячая и
компактная звезда, состоящая в основном из гелия, - белый карлик. Благодаря
своей высокой температуре она излучает главным образом в ультрафиолетовом
диапазоне и ионизует газ разлетающейся оболочки.
Звезда по имени Солнце.
Что видно на Солнце.
При помощи даже маленького любительского телескопа можно получить
увеличенное изображение солнечного диска. Что же видно на этом изображении?
Прежде всего обращает на себя внимание резкость солнечного края. Солнце –
газовый шар, не имеющий чёткой границы, плотность его убывает постепенно.
Почему же в таком случае мы видим его резко очерченным? Дело в том, что
практически всё видимое излучение Солнца исходит из очень тонкого слоя –
фотосферы. Именно этот тонкий светящийся слой и создаёт у наблюдателя
иллюзию того, что Солнце имеет поверхность.
Грануляция.
На первый взгляд диск Солнца кажется однородным. Однако, если приглядеться,
на нём обнаруживается много крупных и мелких деталей. Даже при не очень
хорошем качестве изображения видно, что вся фотосфера состоит из светлых
зёрнышек (называемых гранулами) и тёмных промежутков между ними. Размеры
гранул невелики по солнечным масштабам – до 1000-2000 км. в поперечнике;
межгранульные дорожки более узкие, примерно 300-600 км. в ширину. Картина
грануляции не является застывшей: одни гранулы исчезают, другие появляются.
Каждая из них живёт не более 10 мин. Грануляция создаёт общий фон, на
котором можно наблюдать гораздо более контрастные и крупные объекты –
солнечные пятна и факелы.
Пятна.
Солнечные пятна – это тёмные образования на диске Солнца. По величине пятна
бывают очень разными – от малых, диаметром примерно 1000-2000 км., до
гигантских, значительно превосходящих размеры нашей планеты. Установлено,
что пятна – это места выхода в солнечную атмосферу сильных магнитных полей.
Магнитные поля уменьшают поток энергии, идущий от недр светила к фотосфере,
поэтому в месте их выхода на поверхность температура падает. Пятна холоднее
окружающего их вещества примерно на 1500 К, а следовательно, и менее ярки.
Вот почему на общем фоне они выглядят тёмными. Солнечные пятна часто
образуют группы из нескольких больших и малых пятен. Живут группы пятен
долго, иногда на протяжении двух или трёх оборотов Солнца (период вращения
Солнца составляет 27 суток).
Факелы.
Практически все пятна окружены яркими полями, которые называют факелами.
Факелы горячее окружающей атмосферы на 2000 К и имеют сложную ячеистую
структуру. Величина каждой ячейки -около 30 тыс. км. Факелы живут ещё
дольше, чем пятна, иногда 3-4 месяца. По-видимому, факелы тоже являются
местами выхода магнитных полей в наружные слои Солнца, но эти поля слабее,
чем в пятнах.
Количество пятен и факелов характеризует солнечную активность, максимумы
которой повторяются через каждые 11 лет.
Внутреннее строение Солнца.
Наше Солнце – это огромный светящийся газовый шар, внутри которого
протекают сложные процессы и в результате непрерывно выделяется энергия.
Внутренний объём Солнца можно разделить на несколько областей. Познакомимся
с ними, начиная с самого центра. В центральной части Солнца находится
источник его энергии. Эта область называется ядром. Под тяжестью внешних
слоёв вещество внутри Солнца сжато, причём чем глубже, тем сильнее.
Плотность его увеличивается к центру вместе с ростом давления и
температуры. В ядре, где температура достигает 15 млн. К, происходит
выделение энергии. Эта энергия выделяется в результате слияния атомов
лёгких химических элементов в атомы более тяжёлых. В недрах Солнца из
четырёх атомов водорода образуется один атом гелия. Ядро имеет радиус не
более четверти общего радиуса Солнца. Однако в его объёме сосредоточена
половина солнечной массы и выделяется практически вся энергия, которая
поддерживает свечение Солнца. Но энергия горячего ядра должна как-то
выходить наружу, к поверхности Солнца. Существуют различные способы
передачи энергии в зависимости от физических условий среды, а именно:
лучистый перенос, конвекция и теплопроводность. Сразу вокруг ядра
начинается зона лучистой передачи энергии, где она распространяется через
поглощение и излучение веществом порций света – квантов. Плотность,
температура и давление уменьшаются по мере удаления от ядра, и в этом же
направлении идёт поток энергии. В целом процесс этот крайне медленный.
Чтобы квантам добраться от центра Солнца до фотосферы, необходимы многие
тысячи лет: ведь, переизлучаясь, кванты всё время меняют направление, почти
столь же часто двигаясь назад, как и вперёд. Так что если бы «печка» внутри
Солнца вдруг погасла, то мы узнали бы об этом только миллионы лет спустя.
На своём пути через внутренние солнечные слои поток энергии встречает такую
область, где непрозрачность газа сильно возрастает. Это конвективная зона
Солнца. Здесь энергия передаётся уже не излучением, а конвекцией. Что такое
конвекция? Когда жидкость кипит, она перемешивается. Так же может вести
себя и газ. То же самое происходит и на Солнце в области конвекции.
Огромные потоки горячего газа поднимаются вверх, где отдают своё тепло
окружающей среде, а охлаждённый солнечный газ опускается вниз. Конвективная
зона начинается примерно на расстоянии 0.7 радиуса от центра и простирается
практически до самой видимой поверхности Солнца (фотосферы), где перенос
основного потока энергии вновь становится лучистым. Однако по инерции сюда
всё же проникают горячие потоки из более глубоких, конвективных слоёв.
Хорошо известная наблюдателям картина грануляции на поверхности Солнца
является видимым проявлением конвекции.
Солнечная атмосфера.
Звёзды целиком состоят из газа. Но их внешние слои тоже именуют атмосферой.
Фотосфера.
Атмосфера Солнца начинается на 200-300 км. глубже видимого края солнечного
диска. Эти самые глубокие слои атмосферы называют фотосферой. Поскольку их
толщина составляет не более одной трёхтысячной доли солнечного радиуса,
фотосферу иногда условно называют поверхностью Солнца. Плотность газа в
фотосфере примерно такая же, как в земной стратосфере, и в сотни раз
меньше, чем у поверхности Земли. Температура фотосферы уменьшается то 8000
К на глубине 300 км. до 4000 К в самых верхних слоях. В телескоп с большим
увеличением можно наблюдать тонкие детали фотосферы: вся она кажется
усыпанной мелкими яркими зёрнышками – гранулами, разделёнными сетью узких
тёмных дорожек. Грануляция является результатом перемешивания всплывающих
более тёплых потоков газа и опускающихся более холодных. Разность
температур между ними в наружных слоях сравнительно невелика, но глубже, в
конвективной зоне, она больше, и перемешивание происходит значительно
интенсивнее. Конвекция во внешних слоях Солнца играет огромную роль,
определяя общую структуру атмосферы. В конечном счёте именно конвекция в
результате сложного взаимодействия с солнечными магнитными полями является
причиной всех многообразных проявлений солнечной активности. Фотосфера
постепенно переходит в более разреженные внешние слои солнечной атмосферы –
хромосферу и корону.
Хромосфера.
Хромосфера (греч. «сфера света») названа так за свою красновато-фиолетовую
окраску. Она видна вовремя полных солнечных затмений как клочковатое яркое
кольцо вокруг чёрного диска Луны, только что затмившего Солнце. Хромосфера
весьма неоднородна и состоит в основном из продолговатых вытянутых язычков
(спикул), придающих ей вид горящей травы. Температура этих хромосферных
струй в 2-3 раза выше, чем в фотосфере, а плотность в сотни тысяч раз
меньше. Общая протяжённость хромосферы – 10-15 тыс. км. Рост температуры в
хромосфере объясняется распространением волн и магнитных полей, проникающих
в неё из конвективной зоны. Вещество нагревается примерно так же, как если
бы это происходило в гигантской микроволновой печи. Скорости тепловых
движений частиц возрастают, учащаются столкновения между ними, и атомы
теряют свои внешние электроны: вещество становится горячей ионизованной
плазмой. Эти же физические процессы поддерживают и необычайно высокую
температуру самых внешних слоёв солнечной атмосферы, которые расположены
выше хромосферы. Часто во время затмений над поверхностью солнца можно
наблюдать причудливой формы «фонтаны», «облака», «воронки», «кусты», «арки»
и прочие ярко светящиеся образования из хромосферного вещества. Это самые
грандиозные образования солнечной атмосферы – протуберанцы. Они имеют
примерно ту же плотность и температуру, что и хромосфера. Но они находятся
над ней и окружены более высокими, сильно разреженными верхними слоями
солнечной атмосферы. Протуберанцы не падают в хромосферу потому, что их
вещество поддерживается магнитными полями активных областей Солнца.
Некоторые протуберанцы, пробыв долгое время без заметных изменений,
внезапно как бы взрываются, и вещество их со скоростью в сотни километров в
секунду выбрасывается в межпланетное пространство.
Корона.
В отличие от хромосферы и фотосферы самая внешняя часть атмосферы Солнца –
корона – обладает огромной протяжённостью: она простирается на миллионы
километров, что соответствует нескольким солнечным радиусам. Плотность
вещества в солнечной короне убывает с высотой значительно медленнее, чем
плотность воздуха в земной атмосфере. Корону лучше всего наблюдать во время
полной фазы солнечного затмения. Главной особенностью короны является
лучистая структура. Корональные лучи имеют самую разнообразную форму:
иногда они короткие, иногда длинные, бывают лучи прямые, а иногда они
сильно изогнуты. Общий вид солнечной короны периодически меняется. Это
связано с одиннадцатилетнем циклом солнечной активности. Меняется как общая
яркость, так и форма солнечной короны. В эпоху максимума солнечных пятен он
имеет сравнительно округлую форму. Когда же пятен мало, форма короны
становится вытянутой, при этом общая яркость короны уменьшается. Итак,
корона Солнца – самая внешняя часть его атмосферы, самая разреженная и
самая горячая. Добавим, что она и самая близкая к нам: оказывается, она
простирается далеко от Солнца в виде постоянно движущегося от него потока
плазмы – солнечного ветра. Фактически мы живём окружённые солнечной
короной, хотя и защищённые от её проникающей радиации надёжным барьером в
виде земного магнитного поля.
Список используемой литературы:
Дагаев М. Н. «Наблюдение звёздного неба» М., Наука, 1993 г.
Данлоп С. «Азбука звёздного неба» / пер. с англ. М., Мир, 1986 г.
Куликовский П. Г. «Справочник любителя астрономии» М., Наука, 1991г.
Зигель Ф. Ю. «Сокровища звёздного неба» М., Наука, 1996 г.
Оглавление:
Звёзды
Что такое звезда
1
Снятие мерки со звёзд
2
Как устроена звезда и как она живёт
5
Звёздные пары
6
Переменные звёзды
7
Взрывающиеся звёзды
9
Необычные объекты: нейтронные звёзды и чёрные дыры 9
Белые карлики
10
Звезда по имени Солнце
Что видно на Солнце
11
Внутреннее строение Солнца
12
Солнечная атмосфера
13
Список используемой литературы
16
Реферат на тему: Спуск и посадка космических аппаратов
РЕФЕРАТ
СПУСК И ПОСАДКА КОСМИЧЕСКИХ АППАРАТОВ (КА)
НА ПЛАНЕТЫ БЕЗ АТМОСФЕРЫ
Изучение Солнечной системы с помощью космических аппаратов вносит
большой вклад в развитие естественных наук.
Большое внимание к Солнцу определяется вечно живущим в человеке желанием
понять, как устроен мир, в котором он жи-вет. Но если раньше человек мог
только наблюдать движение небесных тел и изучать на расстоянии
некоторые (зачастую малопонятные) их свойства, то сейчас научно-
техническая ре-волюция дала возможность достичь ряда небесных тел Солнеч-
ной Системы и провести наблюдения и даже активные экспери-менты с
близкого расстояния в их атмосферах и на поверхнос-тях. Эта возможность
детального изучения «на месте» изменя-ет саму методологию изучения
небесных тел, которая уже сей-час широко использует арсенал средств и
подходов, применяе-мых в комплексе наук о Земле. На стыке планетной
астрофизи-ки и геологии идет формирование новой ветви научного знания -
сравнительной планетологии. Параллельно на базе законов
электродинамики, атомной физики и физики плазмы идет форми-рование
другого подхода к изучению Солнечной системы - кос-мической физики. Все
это требует развития методов и средств космических исследований, т.е.
разработки, проектирования, изготовления и запуска космических аппаратов.
Главное требование, предъявляемое к КА,- это его на-
. 2 -
дежность. Основными задачами спускаемых и посадочных (ПА) аппаратов
являются торможение и сближение с поверхностью планеты, посадка,
работа на поверхности, иногда взлет с по-верхности для доставки
возвращаемого аппарата на землю. Для обеспечения надежного решения всех
этих задач при проекти-ровании СА и ПА необходимо учитывать условия в
окрестностях и на поверхности изучаемого тела: ускорение свободного па-
дения, наличие или отсутствие атмосферы, а также ее свойс-тва,
характеристики рельефа и материала поверхности и т.д. Все эти параметры
предъявляют определенные требования к конструкции спускаемого
аппарата.
Спуск является очень важным этапом космического полета, так как только
успешное его выполнение позволит решить пос-тавленные задачи. При
разработке СА и ПА принимаются две принципиально различные схемы спуска:
с использованием аэродинамического торможения (для планет, имеющих
атмосферу);
с использованием тормозного ракетного двигателя (для планет и других
небесных тел, не имеющих атмосферы).
Участок прохождения плотных слоев атмосферы является решающим, так как
именно здесь СА испытывают наиболее ин-тенсивные воздействия,
определяющие основные технические решения и основные требования к
выбору всей схемы полета.
Отметим наиболее трудоемкие и сложные задачи , решае-
. 3 -
мые при проектировании СА:
исследование проблем баллистического и планирующего спусков в
атмосфере;
исследование динамики и устойчивости движения при раз-личных режимах
полета с учетом нелинейности аэродинамичес-ких характеристик ;
разработка систем торможения с учетом задач научных измерений в
определенных слоях атмосферы, особенностей ком-поновки спускаемого
аппарата, его параметров движения и траектории.
Что касается спуска на планеты, лишенные атмосферы (классическим
примером здесь является Луна), то в этом слу-чае единственной
возможностью является использование тор-мозного двигателя, чаще всего
жидкостного (ЖРД). Эта осо-бенность порождает дополнительные (кроме
чисто баллистичес-ких) проблемы, связанные с управлением и
стабилизацией СА на так называемых активных участках - участках работы
ра-кетного двигателя.
Рассмотрим более подробно некоторые из этих проблем. Корни проблемы
устойчивости СА на активном участке лежат в существовании обратной связи
между колебаниями топлива в баках, корпуса СА и колебаниями
исполнительных органов системы стабилизации.
Колебания свободной поверхности топлива, воздействуя
. 4 -
на корпус СА, вызывают его поворот относительно центра масс, что
воспринимается чувствительным элементом системы стабилизации, который, в
свою очередь, вырабатывает команд-ный сигнал для исполнительных органов.
Задача заключается в том, чтобы колебания замкнутой системы объект -
система стабилизации сделать устойчивыми (если нельзя их исключить
вовсе). Заметим, что острота этой проблемы зависит от совершенства
компоновочной схемы СА, а также от структуры и параметров автомата
стабилизации (АС).
Желательно, конечно, этот комплекс вопросов решить уже на стадии
эскизного проектирования СА. Трудность здесь, од-нако, в том, что на этом
этапе практически нет информации о системе стабилизации объекта, в
лучшем случае известна структура автомата стабилизации. Поэтому
проводить анализ устойчивости СА на данном этапе невозможно.
В то же время ясно, что полностью сформированный конс-
труктивный облик СА целиком (или, во всяком случае, в зна-
чительной мере) определяет его динамику - реакцию на возму-
щение в процессе посадки. Следовательно, задача теоретичес-
кого анализа заключается в выборе математического аппарата,
способного выявить эту зависимость на языке, понятном раз-
работчику. Такой аппарат существует, и он опирается на из-
вестные термины «управляемость», «наблюдаемость», «стабили-
зируемость», характеризующие именно свойства СА как объекта
. 5 -
управления в процессе регулирования.
Этот аппарат дает возможность детально изучить зависи-мость «качества»
конструктивно-компоновочной схемы СА от его проектных параметров и в
конечном счете дать необходи-мые рекомендации по доработке компоновки
объекта либо обос-новать направление дальнейших доработок.
Обычно для стабилизации СА кроме изменения компоновки объекта используют
также демпферы колебаний топлива, наст-ройку системы стабилизации и
изменение ее структуры.
Итак, применительно к рассматриваемой задаче на этапе эскизного
проектирования инженеру приходится решать целый комплекс задач по
качественному анализу проблемы устойчи-вости в условиях относительной
неопределенности в отношении целого ряда параметров. Поскольку
рекомендации разработчика должны быть вполне определенными,то
единственный выход - работать с математической моделью СА в режиме
диалога «ин-женер - ЭВМ».
Рассмотрим другой круг задач проектирования - моделиро-вание процессов
ударного взаимодействия посадочного аппара-та с поверхностью планеты.
Многие достижения отечественной и зарубежной космонав-
тики были связаны с применением посадочных аппаратов (ПА)
для непосредственного, контактного, исследования Луны и
планет Солнечной системы. Использование ПА потребовало раз-
. 6 -
работки новых теоретических и экспериментальных методов исследований,
так как этап посадки, характеризуемый значи-тельными (по сравнению с
другими этапами) действующими наг-рузками, аппаратурными перегрузками и
возможностью опроки-дывания аппарата,является критическим для всей
экспедиции. такие характеристики процесса посадки объясняются большой
энергией, накопленной ПА к моменту посадки, и совокупностью многих
неблагоприятных случайных действующих факторов: рельефом и физико-
механическими характеристиками места по-садки, начальными
характеристиками и ориентацией СА, упру-гостью его конструкции и др.
Очевидно, что в таких условиях полная оценка надежнос-ти всего этапа
посадки возможна лишь при глубоком и всесто-роннем аналитическом
исследовании характеристик ПА, завися-щем от наличия математических
моделей процесса и расчетных (или расчетно-экспериментальных) методов
организации расче-тов.
С точки зрения численного решения задача посадки, при
учете всех сторон процесса, характеризуется большим потреб-
ным машинным временем расчета для одной посадочной ситуа-
ции(до 10 с при быстродействии ЭВМ примерно 10 операций в 1
с), большим количеством возможных посадочных ситуаций, ог-
раничениями на шаг интегрирования уравнений движения СА
(резкое изменение величин действующих усилий может вызвать
. 7 -
вычислительную неустойчивость алгоритма). При параметричес-ком
исследовании характеристик СА, в ряде случаев проводи-мом
автоматизированно, возможно появление так называемых «окон
неустойчивости», где расчет динамики аппарата нецеле-сообразен и где
используется диалоговый режим работы ЭВМ для исключения из
рассмотрения ряда посадочных ситуаций.
При многих инженерных расчетах, ставящих целью выбор оптимального ПА, а
также при качественной оценке его харак-теристик, наиболее разумно
использовать упрощенные матема-тические модели процесса (например,
модель посадки на ров-ную абсолютно жесткую площадку). Потребное
машинное время при этом невелико (до десятка минут) и может быть
еще уменьшено за счет применения оптимальных методов и шагов
интегрирования уравнений движения ПА.
При проектировании ПА многократно возникает необходи-мость оценки
влияния незначительных конструктивных измене-ний на характеристики
процесса или оперативной обработки результатов испытаний в найденных
заранее расчетных случа-ях (критических ситуациях) посадки.
При проведении таких расчетных работ, доля которых в
общем объеме велика, наиболее выгодно использовать ПЭВМ,
обладающие такими (по сравнению с ЭВМ) преимуществами, как
доступность и оперативность. Применение ЭВМ в таких случаях
нерентабельно, так как в силу их большого быстродействия,
. 8 -
значительная часть дорогостоящего машинного времени расхо-дуется уже не
на расчет, а на подготовительные операции при вводе-выводе информации
или изменении начальных условий процесса. Применение ПЭВМ выгодно
также при отладке сложных программ контактной динамики, предназначенных
для серийных расчетов на больших ЭВМ. Время отладки таких программ, в
силу их объема и структуры, зачастую превышает время их на-писания, а
оперативная и постоянная отладка программ на ЭВМ в диалоговом режиме
работы нежелательна из-за большого вре-мени их компиляции и
неэкономичного режима работы ЭВМ.
Так как в настоящее время не происходит значительного усложнения
структуры моделей процесса посадки, то одновре-менное увеличение
быстродействия ПЭВМ вызывает широкое внедрение последних в расчетную
инженерную практику.
ТИПИЧНЫЕ СХЕМЫ СПУСКА.
Посадка космических аппаратов на поверхность безатмос-ферной планеты
(например,Луны) обычно производится по схеме полета, предусматривающей
предварительный перевод КА на планетоцентрическую орбиту ожидания
(окололунную орбиту).
Перспективность и преимущество такой схемы посадки опреде-
ляются следующими обстоятельствами: свобода в выборе места
посадки; возможность проверки системы управления непосредс-
. 9 -
твенно перед спуском; возможность уменьшения массы СА, так как часть
массы можно оставить на орбите ожидания (напри-мер, топливо или прочный
термозащитный отсек для посадки на Землю при возвращении).
После проведения на промежуточной орбите необходимых операций
подготовки к спуску включается тормозной двига-тель, и спускаемый
аппарат переводится с орбиты ожидания на переходную орбиту - эллипс
траектории спуска (рис.1) с пе-рицентром вблизи предполагаемого места
посадки. В опреде-ленной точке переходной орбиты вновь включается
двигатель и начинается участок основного торможения,на котором решается
задача эффективного гашения горизонтальной составляющей вектора
скорости СА.
Управление на этом участке производится по программе, обеспечивающей
заданные значения координат в конце участка при минимальном расходе
топлива; информация при этом посту-пает с инерциальных датчиков.
Заданные конечные значения координат определяют вид но-минальной
траектории спуска на последующем участке конечно-го спуска
(«прецизионном» участке); спуск может осущест-вляться по вертикальной
или наклонной траектории.
Типичные траектории полета на основном участке основ-
ного торможения представлены на рис.2. Кривая 1 заканчива-
ется наклонной траекторией конечного спуска, кривая 2 -
. 10 -
вертикальной траекторией.Стрелками показаны направления вектора тяги
ракетного двигателя, совпадающие с продольной осью СА. На рис.3
представлена (в увеличенном масштабе) наклонная траектория полета на
участке (А,О) конечного спуска.
На участке конечного спуска, измерение фазовых коорди-нат объекта
производится радиолокационным дальномером и из-мерителем скорости
(доплеровским локатором).
К началу этого участка могут накопиться значительные отклонения (от
программных значений) координат, характери-зующих процесс спуска.
Причиной этого являются случайные погрешности определения параметров
орбиты ожидания, погреш-ность отработки тормозного импульса,
недостоверность сведе-ний о гравитационном поле планеты, закладываемых
в расчет траектории спуска.
Кроме того, полет на всех участках подвержен действию случайных
возмущений - неопределенности величины массы СА, отклонения от номинала
тяги тормозного двигателя и т.д. Все это в сочетании с неточностью
априорного знания рельефа по-верхности в районе посадки, делает
необходимым терминальное управление мягкой посадкой. В качестве исходной
информации используются результаты измерения высоты и скорости сниже-
ния. Система управления мягкой посадкой должна обеспечить заданную
точность посадки при минимальных затратах топлива.
. 11 -
На завершающем участке спуска (см. рис.3) - «верньер-ном» участке (В,О)
происходит обычно вертикальный полет СА с глубоким дросселированием
тяги тормозного двигателя. Верньерный участок вводится для того, чтобы
повысить конеч-ную точность посадки, так как влияние погрешностей опреде-
ления параметров траектории на точность посадки СА снижает-ся при
уменьшении величины отрицательного ускорения. Кроме того, если тяга
непосредственно перед посадкой мала, то уменьшается возможность выброса
породы под действием газо-вой струи и уменьшается опрокидывающее
воздейсвие на СА от-раженной от поверхности планеты реактивной струи.
ЗАДАЧИ, РЕШАЕМЫЕ СИСТЕМОЙ УПРАВЛЕНИЯ ПОЛЕТОМ СА.
Таким образом, основное назначение системы управления полетом СА -
компенсация возмущений, возникающих в полете или являющихся результатом
неточности выведения СА на орби-ту ожидания. СА стартует обычно с орбиты
ожидания, поэтому задачи управления естественно разделить на следующие
груп-пы:
1.управление на участке предварительного торможения;
2.управление на пассивном участке;
3.управление на участке основного торможения;
. 12 -
4.управление на «верньерном» участке;
Более удобна классификация задач по функциональному назначению
(рис.4).
Основной навигационной задачей является (рис.5) изме-рение навигационных
параметров и определение по ним текущих кинематических параметров
движения (координат и скорости), характеризующих возмущенную траекторию
(орбиту) движения СА.
В задачу наведения входит определение потребных управ-ляющих воздействий,
которые обеспечивают приведение СА в заданную точку пространсва с
заданной скоростью и в требуе-мый момент времени, с учетом текущих
кинематическихпарамет-ров движения, определенных с помощью решения
навигационной задачи, заданных ограничений и характеристик объекта управ-
ления.
Задачу управления можно проиллюстрировать примером -
алгоритмом управления мягкой посадкой СА на Луну. Структур-
ная схема соответствующей системы управления представлена
на рис.6
Радиодальномер измеряет расстояние r до лунной поверх-
ностивдоль определенного направления, обычно совпадающего с
направлением продольной оси СА. Доплеровский локатор дает
информацию о текущем векторе скорости снижения V, инерци-
альные датчики измеряют вектор Q углового положения СА, а
. 13 -
также вектор кажущегося ускорения V.
Результаты измерений поступают на выход управляющего устройства, в
котором составляются оценки координат, харак-теризующих процесс спуска
(в частности, высоты СА над по-верхностью Луны), и формируются на их
основе управляющие сигналы U , U , U , обеспечивающие терминальное
управление мягкой посадкой (O - связанная система координат СА). При
этом U , U задают ориентацию продольной оси СА (и, следова-тельно, тяги
двигателя) и используюся как уставки для рабо-ты системы стабилизации, а
управляющий сигнал U задает те-кущее значение тяги тормозного двигателя.
В результате обработки сигналов U , U , U , тормозным двигателем и
системой стабилизации полет СА корректируется таким образом, чтобы
обеспечить выполнение заданных терми-нальных условий мягкой посадки.
Конечная точность поссадки считается удовлетворительной, если величина
вертикальной составляющей скорости в момент контакта с поверхностью пла-
неты не вызывает допустимой деформации конструкции СА, а
горизонтальная составляющая скорости не приводит к опроки-дыванию
аппарата.
Задачи ориентации и стабилизации как задачи управления СА относительно
центра масс формулируется следующим обра-зом:
1.совмещение осей спускаемого аппарата (или одной оси) с
. 14 -
осями (или осью) некоторой системы координат, называемой базовой
системой отсчета, движение которой в пространстве известно (задача
ориентации);
2.устранение неизбежно возникающих в полете малых угло-вых отклонений
осей космического аппарата от соответствую-щих осей базовой системы
отсчета (задача стабилизации).
Заметим, что весь полет СА разбивается, по существу, на два участка:
активный (при работе маршевого двигателя); пассивный (при действии на СА
только сил гравитационного характера).
Решения перечисленных задач (навигации и наведения, ориентации и
стабилизации) на активных и пассивных участках имеют свою специфику.
Например, процесс управления полетом на пассивных участках
характеризуется , как правило, относительной мед-ленностью и большой
дискретностью приложения управляющих воздействий.
Совершенно иным является процесс управления полетом на активном участке,
например, при посадке на Луну. Непрерыв-но, начиная с момента
включения тормозного двигателя,на борту решается навигационная задача:
определяются текущие координаты СА и прогнозируются кинематические
параметры движения на момент выключения двигателя.
Так же непрерывно вычисляются и реализуются необходи-
. 15 -
мые управляющие воздействия (момент силы) в продольной и поперечной
плоскости наведения. Процесс управления на этом этапе характеризуется
большой динамичностью и,как правило, непрерывностью. В некоторых
случаях задача наведения может решаться дискретно,причем интервал
квантования по времени определяется требованиями к динамике и точности
наведения.
Для решения перечисленных задач система управления по-летом СА
последовательно (или параллельно) работает в режи-мах ориентации,
стабилизации, навигации и наведения. Приборы и устройства,
обеспечивающие выполнение того или иного режима управления и
составляющие часть всего аппара-турного комплекса системы управления,
обычно называют сис-темами навигакции, наведения, ориентации и
стабилизации.
Наиболее часто на практике системы, управляющие движе-нием центра масс
космического корабля, называют системами навигации и наведения, а
системы, управляющие движением космического корабля относительно центра
масс,- системами ориентации и стабилизации.
КОМПОНОВОЧНАЯ СХЕМА И УСТОЙЧИВОСТЬ СА.
Устойчивость - важнейшее свойство, которым должен об-ладать СА во время
всех эволюций при посадке на планету.
Проблема обеспечения устойчивости, как известно, общая
. 16 -
проблема для всех движущихся объектов, в каждом конкретном случае
решаемая, однако, по-разному. И в данном случае, применительно к СА,
она также имеет свою специфику.
Дело в том, что жидкое топливо, питающее ракетный дви-гатель во время его
работы, колеблется (в силу наличия слу-чайных возмущений). Воздействуя на
корпус СА, эти колебания порождают колебания СА в целом.
Чувствительные элементы(гироскопы) реагируют на коле-бания корпуса и
включают, в свою очередь соответствующие исполнительные органы (рули),
тем самым формируя замкнутую колебательную систему спускаемый аппарат -
автомат стабили-зации (СА - АС).
При определенных условиях, в значительной степени за-висящих от «
совершенства» компоновки СА, могут возникнуть нарастающие колебания
корпуса СА, приводящие в конечном счете к его разрушению.
Характерным здесь является то, что корни неустойчивос-ти лежат именно в
особенностях компоновочной схемы СА, что влечет за собой необходимость
самого тщательного исследова-ния этих особенностей (рис.7).
Использование жидкостного ракетного двигателя для обеспечения мягкой
посадки СА порождает, как видно, ряд проблем, связанных с
обеспечением его устойчивости.
Займемся одной из них, а именно - исследованием роли
. 17 -
конструктивных параметров компоновочной схемы СА в формиро-вании
динамических свойств СА как управляемой системы.
Управление СА относительно центра масс в плоскостях тангажа и
рыскания осуществляется специальным автоматом стабилизации путем
создания управляющих моментов при целе-направленном включении
управляющих двигателей. Возможны и другие схемы управления, например,
путем перераспределения тяг управляющих двигателей или отклонения
маршевого двига-теля (газового руля).
Что касается топливных баков, то они обычно выполняют-ся в виде
тонкостенных оболочек различной геометрической конфигурации (обычно
осесимметричной) и размещены внутри СА.
Какими параметрами желательно характеризовать ту или иную
компоновочную схему с тем, чтобы формализовать даль-нейший анализ? С
точки зрения динамики представляют инте-рес те, которые в первую очередь
характеризуют: форму и расположение топливных баков; положение центра
масс СА; по-ложение и тип управляющих органов; соотношение плотностей
компонентов топлива; «удлинение» (т.е. отношение высоты к диаметру) СА.
Будем предполагать, что траектория посадки СА выбрана
(и является оптимальной в том или ином смысле). Есть также
(или формируется в процессе полета) программа работы марше-
. 18 -
вого двигателя. Все это однозначно определяет упомянутые выше
параметры компоновочной схемы СА в каждый момент вре-мени активного
участка.
Этих предположений достаточно для формализации обсуж-даемой проблемы -
исследования влияния особенностей компо-новки СА на его устойчивость.
Однако задача стабилизации СА при посадке на планеты, лишенные
атмосферы, включающая в себя анализ динамики объ-екта, исследование
причины неустойчивости и методов ее устранения, не допускает полной
формализации и требует прив-лечения диалоговой технологии исследования.
Для построения такой технологии необходимо начать с анализа основных
факторов, определяющих в конечном счете структуру диалога «человек -
ЭВМ», а именно: особенностей СА как механической системы; особенностей
его математичес-ких моделей; своеобразия методов исследования этих
моделей.
Спускаемый аппарат как механическая система представ-ляет собой
тонкостенную (частично ферменную) конструкцию, снабженную тормозным
устройством - жидкостным ракетным дви-гателем - и необходимой системой
стабилизации.
Важной особенностью компоновочной схемы СА является наличие в
конструкции топливных отсеков (с горючим и окис-лителем) различной
геометрической конфигурации.
Стабилизация СА относительно центра масс осуществляет-
. 19 -
ся специальным автоматом стабилизации путем создания управ-ляющих
моментов за счет отклонения управляющих двигателей, маршевого двигателя
или газовых рулей.
В процессе движения СА жидкость в отсеках колеблется, корпус аппарата
испытывает упругие деформации, все это по-рождает колебания объекта в
целом.
Чувствительные элементы (гироскопы) и исполнительные элементы (рули)
замыкают колебательную систему спускаемый аппарат - автомат стабилизации
и рождают весь комплекс воп-росов, связанный с обеспечением устойчивости
системы в це-лом.
Движение СА мы представляем себе как «возмущенное» движение,
наложенное на программную траекторию. Термин «ус-тойчивость» относится
именно к этому возмущенному движению.
Уместно заметить, что выбор модели представляет собой хороший пример
неформализуемой процедуры: без участия разработчика он в принципе
невозможен.
Какими соображениями руководствуется инженер при выбо-ре моделей?
Прежде всего ясно, что не имеет смысла перегружать расчетную модель
различными подробностями, делая ее неоп-равданно сложной. Поэтому
представляются разумными следую-щие соображения.
Для анализа запасов статистической устойчивости объек-
. 20 -
та можно ограничиться моделью твердого жесткого тела.
При выборе же характеристик устройств, ограничивающих подвижность
жидкости в отсеках, необходимо уже учитывать волновые движения на
свободной поверхности жидкости как ис-точник возмущающих моментов.
Выбор рационального размещения датчиков системы стаби-лизации объекта
приходится делать с учетом упругости.
Некоторые методы, используемые при анализе процессов стабилизации,
связаны с анализом динамических свойств объ-екта в некоторый
фиксированный момент времени. Для получе-ния интегральных характеристик
объекта в течение небольшого интервала времени или на всем исследуемом
участке использу-ются геометрические методы, связанные с построением
в пространстве областей устойчивости, стабилизируемости спе-циальным
образом выбранных параметров (как безразмерных, так и размерных). Эти
методы также позволяют длать ответ на вопрос, насколько велик запас
устойчивости или стабилизиру-емости, и помогают выяснить причины
возникновения неустой-чивости.
Существует еще группа методов обеспечения устойчивости СА, включающая в
себя:
1) рациональный выбор структуры и параметров автомата стабилизации ;
2) демпфирование колебаний жидкости в отсеках с по-
. 21 -
мощью установки специальных устройств;
3) рациональный выбор компоновочной схемы объекта (пе-рекомпоновка), с
одновременной настройкой параметров АС или с принципиальным изменением
его структуры.
Обратимся теперь собственно к термину «технология ре-шения» проблемы.
Под этим термином мы будем понимать набор комплексов отдельных
подзадач, на которые разбивается об-суждаемоая задача, математических
методов и соответствующих технических средств для их реализации,
процедур, регламен-тирующих порядок использования этих средств и
обеспечивающих решение задачи в целом.
Конечной целью проектных разработок по динамике СА яв-ляется
обеспечение его устой | |
