Эксцентриситет орбиты линейный

Здесь р — фокальный параметр орбиты, определяющий ее линейные размеры — эксцентриситет орбиты, характеризующий ее форму ( = О — окружность, О < е < 1 — эллипс, е = 1 — парабола, > 1 — гипербола) 1 — истинная аномалия, т.е. угол между осью симметрии (линией апсид) и текущим радиусом-вектором точки Зр и (рр — радиальное и угловое расстояния перицентра Р от притягивающего центра Ql и оси х соответственно. [c.195]

Здесь р — параметр орбиты, определяющий ее линейные размеры, а е — эксцентриситет орбиты, характеризующий ее форму, [c.41]

С—константа в кеплеровом законе площадей с—скорость света линейный эксцентриситет орбиты [c.264]

Эксцентриситет е орбиты вполне характеризует ее форму, то есть определяет ее с точностью до подобного преобразования. Для того чтобы еще задать размеры орбиты, достаточно указать параметр орбиты р или другой какой-либо линейный элемент, например перицентральное расстояние Г- или — в случае эллипса и гиперболы — главную полуось а. Итак, для определения размеров и формы орбиты достаточно задать пару чисел е и р (или е и а , если орбита — не парабола) или, наконец, любую пару из чисел а, Ь, с, р, г-, е, к. [c.135]

Уравнения первого приближения (уравнения в вариациях) для исследования окрестности точек либрации L и б ограниченной эллиптической задачи трех тел составляют линейную систему с 2л-периодическими (относительно истинной аномалии возмущающих тел) функциями, поэтому даже в первом приближении вопрос об их устойчивости представляется весьма сложным. Для близкого к единице эксцентриситета орбит возмущающих масс точки либрации L и Ц неустойчивы в смысле Ляпунова [85]. Здесь же сформулирована теорема об устойчивости, которая оказывается верной лишь с точностью до первой степени эксцентриситета орбит возмущающих масс. Этот результат согласуется с результатами исследования Ляпунова [64]. В дальнейшем многие исследователи [86], [129], [130], [131] и др., пользуясь аналитическими или численными методами, строили области устойчивости и неустойчивости на плоскости параметров 1, е (ц — малая возмущающая масса, е — эксцентриситет ее орбиты) для линеаризованной системы уравнений (уравнений первого приближения). В нелинейной постановке при малых е [c.846]

Здесь 1з — произведение постоянной притяжения на массу Земли. Будем полагать, что КА предварительно выводится на круговую околоземную орбиту радиуса Гкр, а затем стартует с нее на гиперболическую орбиту перелета. При импульсном маневре должно выполняться равенство Гп = г р, где Гц — радиус перигея гиперболической траектории. Тогда линейный эксцентриситет [c.302]

Рассматриваемая гиперболическая орбита изображена на рис. 6.27. Из построения этой орбиты видно, что линейный эксцентриситет ее может быть выражен как [c.248]

Исследована устойчивость регулярных прецессий динамически симметричного спутника на круговой орбите дан анализ устойчивости плоских колебаний спутника — твердого тела на эллиптической орбите произвольного эксцентриситета рассмотрена устойчивость движения динамически симметричного спутника, когда его ось симметрии перпендикулярна плоскости эллиптической орбиты центра масс исследована устойчивость плоских вращений спутника и плоских колебаний произвольной амплитуды на круговой орбите получены новые результаты в задаче об устойчивости относительного эавновесия спутника с трехосным эллипсоидом инерции. Подробная библиография приведена в [31, 94]. В [95] указаны такие случаи, когда относительное равновесие спутника устойчиво в линейном приближении, есть устойчивость для большинства начальных условий, а на самом деле это равновесие неустойчиво но Ляпунову. Это — пример конкретной задачи механики, в которой установлено существование диффузии Арнольда (правда, эта диффузия не является экпоненци-альной). [c.125]

При выводе формул для возмущений обычно предполагают, что элементы орбит Луны и Солнца постоянны, за исключением долгот узла и перигея, которые рассматриваются как линейные функции времени. Такие предположения обоснованы в случае Солнца. Что касается Луны, то ее эксцентриситет изменяется от 0,045 до 0,065, а наклон к эклиптике — от 4°57 до 5°20, что вносит поправку в долготу Луны в десятых долях градуса. В связи с этим И. Козаи [4] предложил использовать комбинированный численно-аналитический метод для вычисления лунносолнечных возмущений. Короткопериодические возмущения учитываются аналитически, а для получения возмущений долгого периода численно интегрируются уравнения в вариациях для элементов орбиты спутника. При этом координаты Луны и Солнца берутся из Астрономического Ежегодника. [c.238]

Венфа — вторая от Солнца планета. Ее среднее расстояние от Солнца 108,2 млн, км, эксцентриситет 0,0068, наклон орбиты к гиюскости эклиптики 3°23,7. Средняя линейная орбитальная скорость 35 км/с. Полный оборот вокруг Солнца происходит за 224,7 дня. Диаметр Венеры вместе с облачным покровом составляет 0,970 диаметра Земли, масса 0,815 земной 4,87 10 г), средняя плотность 4,86 г/см В последние годы физические характеристики Венеры исследовались радиоастрономическими методами и непосредственными измерениями с советских АМС типа Венера . [c.48]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...