结构动力方程摄动法.pdf

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1、摄动方法PerturbationMethod把系统视为理想模型的参数或结构作了微小扰动的结果来研究其运动过程的数学方法。这种方法最早应用于天体力学，用来计算小天体对大天体运动的影响，后来广泛应用于物理学和力学的理论研究。摄动方法作为一般的数学方法，也是控制理论研究中的一种工具。摄动方法的基本思路是：如果一个系统Sε中包含有一个难以精确确定或作缓慢变化的参数ε，就可以令ε＝0，使系统Sε退化为s0，而把Sε看作是s0受到（由于ε≠0而引起的）摄动而形成的受扰系统。问题因而简化成为在求解S0的基础上来找出系统Sε的运动表达式。这样做往往能达到简

2、化数学处理的目的。摄动方法所提供的系统Sε的运动Γε的形式是s的幂级数（可能包含负幂次项），级数的各项系数是有关变量（时间、状态变量等）的函数。如果在这些变量的容许变化范围内，当ε趋于零时，Γε的表达式一致地（均匀地）趋于S0的运动表达式Γ0，就称表达式Γε为一致有效的。摄动问题可分为正则摄动和奇异摄动两类形式。如果令ε＝0，Γε的表达式可化为Γ0，而且是一致有效的，就称这个摄动问题是正则摄动问题。如果在Sε中令ε＝0会导致问题无解或多解，或者虽然当ε＝0时Sε能化为s0并有解Γ0，但表达式Γε不一致有效，则称这个摄动问题为奇异摄动问题。正

3、则摄动问题比较简单，也易于处理。常用的方法有幂级数展开法（不包含ε的负幂次）、参数微分法、迭代法等。奇异摄动问题则复杂得多，当ε趋于0时系统Sε的行为或结构往往发生本质的或剧烈的改变，出现各种复杂的现象。奇异摄动问题的研究已发展为控制理论的一个重要分支。其中常用的方法有伸缩坐标法、匹配渐近展开法、复合展开法、参数变易法、平均法、多重尺度法等。对于弱非线性系统，若把非线性部分看作是对线性部分的摄动，常能用摄动方法（这种情况常称为小参数法）得到相当好的结果。奇异摄动理论与分岔理论、突变论等也有比较密切的关系。坐标摄动法研究天体在真实轨道上的坐标

4、和在中间轨道上的坐标之差，这个差值称为坐标摄动。在经典方法中，常把坐标摄动表示为某个小参量（例如摄动行星的质量）的幂级数，然后逐项进行计算。由于计算技术的发展，微分方程近似解法中皮卡迭代法正逐步代替原来的小参量幂级数展开方法。它的主要优点是有统一的迭代过程，使计算过程能高度自动化。直角坐标摄动这是1858年恩克在研究彗星的运动时提出的，它讨论坐标摄动在直角坐标系中的表示式，经常用于计算短周期彗星和月球火箭的轨道。这种方法的优点是：摄动方程的推导简单，形式对称，可以直接得到坐标，便于计算天体的历表。它的缺点是：以直角坐标表示的摄动量难于显示出

5、摄动的几何特性和力学含义；随着时间跨度的增长，直接坐标的三个摄动量往往同时变大，以致不能把它们所服从的方程作线性化处理，否则就要多次更换零点。球坐标摄动自然天体一般总是围绕着某个主天体运动，例如行星绕着太阳运动，卫星绕着行星运动。因此，球坐标或极坐标的摄动就有较明显的几何意义。克莱洛和拉普拉斯在研究彗星的运动和大行星运动理论时最早提出了球坐标摄动方法。后来，纽康对拉普拉斯方法作了改进，特别是在展开摄动函数时运用了算符运算，使展开过程不仅有简洁的数学表示式，而且有规则的处理过程，便于以后在电子计算机上进行计算。纽康成功地运用这个方法研究了水星

6、、金星、地球、火星四颗内行星以及天王星、海王星的运动，据此编成的内行星的历表，一直是二十世纪以来编算天文年历的基础。希尔提出了一种以真近点角为引数的球坐标摄动法，它曾被成功地用于计算第一号小行星──谷神星的摄动。其他坐标摄动1963年穆森提出了另一种计算坐标摄动的方法，用于计算天体坐标在向径、速度和角动量三个方向上的摄动量。尽管这样的分解不正交，但由于它有不少优点，如有较明显的力学意义，推导方便，积分直接、运用算符运算、各阶摄动方程具有统一而紧凑的形式，并便于计算自动化，现正用于建立新的大行星运动理论。瞬时椭圆法这是轨道要素作为基本变量的摄

7、动方法。如果行星只受太阳的吸引，正如开普勒定律所描述的，它将沿着一个固定的椭圆运动，决定椭圆运动的六个轨道要素应是常数。若考虑到其他因素的影响，行星将偏离原来的椭圆，六个轨道要素就不再是常数，它们将遵循由常数变易法导出的规律而变化。在这种情况下，可得到一族椭圆，它们逐个地与真实轨道相切，在相切点，二者不仅有相同的坐标，而且有相同的速度;只是加速度彼此不同，一个是真实加速度，另一个是椭圆加速度，二者之差正是摄动力引起的摄动加速度。由于种摄动加速度的作用，天体在下一时刻将离开这个椭圆，走上邻近的一个瞬时椭圆；相反，一旦摄动作用消失，天体将沿着消

8、失点的瞬时椭圆一直运动下去。天体在太阳辐射压摄动下的运动正是这样：当辐射压起作用时，天体的瞬时椭圆不断变化；但当天体进入一个阳光照不到的阴影区时，辐射压消失，天体就沿着入影点的瞬