Chương 1 trình bày các khái niệm, tổng quan về nhiệt vệ tinh, các môi trường nhiệt trên quỹ đạo vệ tinh, trao đổi nhiệt của vệ tinh, mô hình nhiệt của vệ tinh, các phương pháp điều khiển nhiệt vệ tinh. - Chương 2 trình bày các kết quả nghiên cứu cho mô hình nhiệt hai nút của vệ tinh theo phương pháp số Runge-Kutta 4 và phương pháp tuyến tính của Grande. - Chương 3 tác giả sử dụng phương pháp tuyến tính hoá tương đương và phương pháp cân bằng điều hoà để phân tích đáp ứng nhiệt của vệ tinh. Trong trình bày tác giả có đưa ra một so sánh giữa hai phương pháp này với hai phương pháp khác là phương pháp tuyến tính của Grande và phương pháp Runge-Kutta 4 để kiểm tra độ chính xác giữa bốn phương pháp.
Kết quả chỉ ra rằng có sự sai khác rất ít giữa phương pháp tuyến tính hoá tương đương và các phương pháp khác. Nội dung cụ thể của các chương sẽ được trình bày dưới đây. LUAN VAN CHAT LUONG download : add luanvanchat@agmail.com Chƣơng 1 TỔNG QUAN VỀ NHIỆT VỆ TINH 1. Môi trƣờng nhiệt trên quỹ đạo vệ tinh 1.
Các tác nhân sinh nhiệt Khi một vệ tinh chuyển động trên quỹ đạo, nó chịu tác dụng của các dạng môi trường nhiệt chủ yếu là: ánh sáng mặt trời (nhiệt bức xạ mặt trời), ánh sáng phản chiếu của trái đất (nhiệt bức xạ albedo), và năng lượng hồng ngoại phát ra từ trái đất (nhiệt hồng ngoại của trái đất). Trong phần này sẽ trình bày tổng quan về các loại môi trường nhiệt này. Nhiệt bức xạ mặt trời a. Một vài số liệu về mặt trời Mặt Trời là ngôi sao ở trung tâm Hệ Mặt Trời, chiếm khoảng 99,86 phần trăm khối lượng của Hệ Mặt Trời [1].
Trái Đất và các thiên thể khác như các hành tinh, tiểu hành tinh, thiên thạch, sao chổi, và bụi quay quanh Mặt Trời. Khoảng cách trung bình giữa Mặt Trời và Trái Đất xấp xỉ 149,6 triệu kilômét (một đơn vị thiên văn AU) nên ánh sáng Mặt Trời cần 8 phút 19 giây mới đến được Trái Đất. Trong một năm, khoảng cách này thay đổi từ 147,1 triệu ki lô mét (0.9833 AU) ở điểm cận nhật (ngày 3 tháng 1) tới xa nhất là 152,1 triệu ki lô mét (1.017 AU) ở điểm viễn nhật (khoảng ngày 4 tháng 7). Thành phần của Mặt Trời gồm hydro (khoảng 74 phần trăm khối lượng, hay 92 phần trăm thể tích), heli (khoảng 24 phần trăm khối lượng, 7 phần trăm thể tích), và lượng nhỏ các nguyên tố khác gồm sắt, niken, oxy, silic, lưu huỳnh, ma giê, các bon, ne on, can xi, crom [2] Mặt Trời có dạng quang phổ G2V.
G2 có nghĩa nó có nhiệt độ bề mặt xấp xỉ 5.505 °C) khiến nó có màu trắng, và thường có màu vàng khi nhìn từ bề mặt Trái Đất bởi sự tán xạ khí quyển. Chính sự tán xạ này của ánh sáng ở giới hạn cuối màu xanh của quang phổ khiến bầu trời có màu xanh [3]. Quang phổ Mặt Trời có chứa các vạch ion hoá và kim loại trung tính cũng như các đường hydro rất yếu. V (số 5 La Mã) trong lớp quang phổ thể hiện rằng Mặt Trời, như hầu hết các ngôi sao khác, là một ngôi sao thuộc dãy chính.
Điều này có nghĩa nó tạo ra năng lượng bằng tổng hợp hạt nhân của hạt nhân hydro thành heli. Có hơn 100 triệu ngôi sao LUAN VAN CHAT LUONG download : add luanvanchat@agmail.com lớp G2 trong Ngân Hà của chúng ta. Từng bị coi là một ngôi sao nhỏ và khá tầm thường nhưng thực tế theo hiểu biết hiện tại, Mặt Trời sáng hơn 85% các ngôi sao trong Ngân Hà với đa số là các sao lùn đỏ [4,5]. Lõi của Mặt Trời được coi là chiếm khoảng 0,2 tới 0,25 bán kính Mặt Trời [6].
Nó có mật độ lên tới 150g/cm³ [7,8] (150 lần mật độ nước trên Trái Đất) và có nhiệt độ gần 13.000 độ K (so với nhiệt độ bề mặt Mặt Trời khoảng 5. Lõi là vùng duy nhất trong Mặt Trời tạo ra một lượng đáng kể nhiệt thông qua phản ứng tổng hợp: phần còn lại của ngôi sao được đốt nóng bởi năng lượng truyền ra ngoài từ lõi. Tất cả năng lượng được tạo ra từ phản ứng tổng hợp hạt nhân trong lõi phải đi qua nhiều lớp để tới quang quyển trước khi đi vào không gian dưới dạng ánh sáng Mặt Trời hay động năng của các hạt [10,11]. Trong vùng từ 0,25 tới khoảng 0,7 bán kính Mặt Trời, vật liệu Mặt Trời đủ nóng và đặc đủ để bức xạ nhiệt chuyển được nhiệt độ từ trong lõi ra ngoài [12].
Trong vùng này không có đối lưu nhiệt. Bức xạ mặt trời Bức xạ mặt trời là dòng vật chất và năng lượng của Mặt Trời phát ra. Bức xạ mặt trời có tính chất gần giống với các tia bức xạ phát ra từ vật đen tuyệt đối ở nhiệt độ gần 5800K. Trong đó, có khoảng 7% nằm trong khoảng vùng tia cực tím (ultra violet), 46% năng lượng nằm trong vùng các tia bức xạ nhìn thấy và 47% năng lượng nằm trong vùng các tia hồng ngoại (infra-red).
Nhiệt bức xạ albedo Suất phản chiếu hay albedo là ánh sáng mặt trời (bức xạ mặt trời) phản chiếu của hành tinh. Suất phản chiếu hành tinh là tỷ số bức xạ tản phát ra từ bề mặt hành tinh với bức xạ chiếu đến nó. Albedo là tỷ số không có đơn vị, nó thường được biểu diễn theo tỉ lệ phần trăm, và giá trị của nó trong đoạn [0, 1] với giá trị 0 thể hiện bề mặt đen tuyệt đối và giá trị 1 thể hiện bề mặt phản xạ hoàn toàn bức xạ chiếu đến. Suất phản chiếu cũng phụ thuộc vào tần số của bức xạ chiếu tới.
Khi không nói cụ thể, thường người ta ngầm chỉ ánh sáng khả kiến. Nói chung, suất phản chiếu phụ thuộc vào góc tới của tia bức xạ. Độ phản chiếu trung bình của Trái Đất, hay suất phản chiếu hành tinh được chỉ ra ở Bảng 1.1, chúng chịu ảnh hưởng của mây bao phủ, luôn biến đổi, và phụ thuộc vào điều kiện địa chất, môi trường hay mặt đại dương. LUAN VAN CHAT LUONG download : add luanvanchat@agmail.com + Albedo thay đổi theo mùa và vị trí khảo sát + Abedo của bề mặt có tuyết rất lớn + Albedo của biển rất thấp + Mặc dù phía Bắc bán cầu có nhiều đất hơn phía Nam bán cầu, nhưng trị số trung bình năm của hai bán cầu được xem là như nhau, điều đấy cho thấy tầm quan trọng của mây trong quá trình xác định albedo.3 Bức xạ hồng ngoại của trái đất Ánh sáng mặt trời chiếu tới trái đất không phải tất cả đều được phản chiếu như bức xạ albedo mà bị trái đất hấp thụ và bức xạ trở lại gọi là năng lượng bức xạ hồng ngoại.
Năng lượng bức xạ hồng ngoại trung bình hàng năm của trái đất được duy trì khá ổn định, tuy nhiên cường độ năng lượng hồng ngoại trái đất phát ra ở một thời điểm nào đó từ một điểm cụ thể trên trái đất có thể biến đổi phụ thuộc vào các yếu tố như nhiệt độ bề mặt trái đất và mức độ mây che phủ. Ở khu vực bề mặt nóng sẽ phát ra nhiều bức xạ hơn so với khu vực lạnh. Nói chung, hệ số phát xạ hồng ngoại của trái đất có giá trị lớn nhất ở khu vực nhiệt đới và sa mạc (đây là những vùng trên trái đất nhận nguồn nhiệt mặt trời lớn nhất) và sẽ giảm theo độ cao. Khi mức độ che phủ của mây tăng lên thì năng lượng hồng ngoại trái đất sẽ giảm xuống bởi vì các đám mây thường lạnh và chúng ngăn chặn rất hiệu quả các bức xạ phát ra từ bề mặt nóng ở bên dưới.
Năng lượng hồng ngoại phát ra từ trái đất có nhiệt độ trung bình khoảng 18o C , có bước sóng xấp xỉ bước sóng mà vệ tinh phát ra, điều đó có nghĩa là nó có bước sóng dài hơn bước sóng phát ra từ mặt trời ở nhiệt độ 5505 C. Không giống như năng lượng mặt trời với bước sóng ngắn, tải nhiệt hồng ngoại trái đất chiếu tới vệ tinh không bị phản chiếu bởi mặt bức xạ do vệ tinh được phủ những lớp đặc biệt. Sự hấp thụ và toả nhiệt của vệ tinh 1. Một số phƣơng pháp tƣơng tác nhiệt 1.
Dẫn nhiệt LUAN VAN CHAT LUONG download : add luanvanchat@agmail.com Dẫn nhiệt là sự truyền nhiệt từ điểm này đến điểm khác của vật liệu. Trên một quy mô nhỏ, dẫn nhiệt xảy ra khi các phân tử, nguyên tử hay các hạt nhỏ hơn (như electron) ở vùng nóng (dao động nhanh) tương tác với các hạt lân cận (ở vùng lạnh hơn, dao động chậm hơn), chuyển giao một số động năng của dao động nhiệt từ hạt dao động nhanh sang những hạt dao động chậm. Nói cách khác, sức nóng được trao đổi giữa các nguyên tử hay phân tử lân cận khi chúng dao động và va chạm với nhau (trong hầu hết vật chất, trao đổi này còn được coi như sự dịch chuyển của dòng proton), hoặc là bởi electron dao động nhanh di chuyển từ một nguyên tử khác (trong kim loại). Trong chất rắn, sự dẫn nhiệt xảy ra mạnh vì mạng lưới các nguyên tử nằm ở vị trí tương đối cố định và gần nhau, giúp việc trao đổi năng lượng giữa chúng thông qua dao động được dễ dàng.
Khi mật độ các hạt giảm, tức là khoảng cách giữa các hạt trở nên xa hơn, dẫn nhiệt giảm theo. Điều này là do khoảng cách lớn giữa các nguyên tử gây ra việc có ít va chạm giữa các nguyên tử có nghĩa là chúng ít trao đổi nhiệt hơn. Do đó, chất lỏng và đặc biệt là các loại khí ít dẫn nhiệt. Với các chất khí, khi nhiệt độ hay áp suất tăng, các nguyên tử có xác suất va chạm nhau nhiều hơn, và do đó độ dẫn nhiệt cũng tăng theo.
Tính chất dẫn nhiệt trong lòng vật liệu có thể khác với tính dẫn nhiệt ở bề mặt, nơi có thể tiếp xúc với vật liệu khác. Kim loại (ví dụ như đồng, platinum, vàng, .) thường là các vật liệu dẫn nhiệt tốt. Điều này là do các điện tử tự do có thể chuyển nhiệt năng nhanh chóng trong lòng kim loại. Các "chất lỏng điện tử" của một vật kim loại rắn tiến hành gần như tất cả các dòng nhiệt qua vật rắn này.
Proton mang ít hơn 1% năng lượng nhiệt. Điện tử cũng chuyên chở dòng điện chạy qua các chất rắn dẫn điện, dẫn đến độ dẫn nhiệt và độ dẫn điện của hầu hết các kim loại có cùng một tỷ lệ. Một dây dẫn điện tốt, chẳng hạn như đồng, thông thường cũng dẫn nhiệt tốt. Dẫn nhiệt trong một vật rắn tương tự như khuếch tán của các hạt trong chất lỏng, khi không có dòng chảy chất lỏng.