原子氧对Kapton／Al薄膜性能影响研究

模拟空间环境下原子氧辐照条件,通过采用固定的原子氧束流密度进行不同时间辐照试验,研究了温控涂层材料Kapton/Al薄膜的质量损失、光学性能、表面形貌和表面粗糙度的演化规律.试验结果表明,原子氧对材料的剥蚀量与原子氧的作用时间成正比例关系.材料辐照后太阳吸收率发生明显变化,而辐射率几乎不发生变化.辐照后试样表面的粗糙度,是影响太阳吸收率变化主要因素.随着辐照时间的增长,材料表面粗糙度增加,导致太阳吸收率增大.     

各向异性单晶叶片强度寿命研究—第I部分:晶体滑移本构模型及应用

单晶叶片技术是提高航空发动机及地面燃气轮机性能、寿命及可靠性的关键技术之一，但单晶材料机械、力学性能的各向异性特性制约了其发展和应用，对其工程应用及应用的理论基础提出了挑战。课题组开展了各向异性单晶叶片强度分析和寿命预测方面的一些研究工作。包括：建立并验证了弹塑性、蠕变滑移本构模型及蠕变持久寿命预测方法；进行了不同晶体取向DD3单晶在不同温度、不同速率或不同温度、不同应力水平下的拉伸试验及蠕变试验，这些实验数据及由其反映的单晶中、高温各向异性特性对单晶材料的应用具有重要意义。此外还进行了某种单晶叶片的实验研究。作为上述研究的应用，对某发动机单晶涡轮叶片进行了强度分析和寿命预测。本文这一部分介绍本构模型及应用，实验研究将在第II部分介绍。     

气膜冷却流场的实验研究和数值模拟的分析

用Ｘ型双丝热线探头对扇形气膜孔射流下游流场的测量结果表明，湍流因射流的注入而显著增强，并存在十分明显的各向非同性。传统的应力和速度梯度的涡粘关系仍然适用于气膜冷却流场，但应该在不同的方向上分别对湍流粘性系数进行修正。标准ｋ－ε湍流模型可成功地模拟孔内流动和流向倾角α较小时的掺混气膜冷却流场，但在α较大时的孔中线附近区域内的流场模拟是不成功的，并导致冷却效率的模拟失败。     

航空发动机进气畸变诱导叶片振动的研究

介绍了进气畸变导致的叶片振动响应的一般分析方法 ,讨论了引起叶片振动响应的周向总压畸变导致的激振力谐波的计算方法 ,并结合某型发动机叶片试验结果和计算结果进行对比 ,对叶片在周向总压进气畸变条件下的振动响应进行了分析和讨论     

某型发动机第4级压气机叶片振动特性及断裂机理分析

某型发动机第 4级压气机转子叶片断裂是由榫头工作面出现裂纹造成的。为此 ,对榫头断口进行了金相分析 ,对叶片振动特性进行了计算 ,对叶片静频和振动型进行了测量 ,并对叶片进行了疲劳破坏试验 ,结果表明 ,叶片断裂故障是由在慢车状态叶片发生 1扭共振和榫头微动磨损造成的。     

基于N-S方程的悬停旋翼桨叶气动干扰数值模拟

采用基于N-S方程的CFD方法,通过计算前后平行放置的双翼和三翼的干扰流场,对悬停状态旋翼桨叶之间的气动干扰机理进行了数值探讨;在此基础上,进行了2种桨叶片数、2种桨距及2种桨尖马赫数情况的旋翼悬停流场对比计算,模拟它们对旋翼气动性能和桨叶间气动干扰作用的影响,得到一些与工程实际吻合的现象和结论。     

某型发动机新件涡轮叶片叶冠掉块故障分析

为排除某型发动机新件涡轮叶片叶冠掉块故障,对故障件进行尺寸检测、加工制造工艺复查、断口分析、结构和强度分析等,认为:引发故障的主要原因是叶冠转接R不圆滑、存在尖角,造成应力集中;而相邻原机件叶片弦宽尺寸超差,锯齿形工作接触面积小,以及非工作面局部碰磨,是引发故障的次要因素。采取并验证了有针对性的排故措施。     

叶片摩擦阻尼器的优化设计方法研究

为减小叶片振动应力 ,防止叶片出现大应力的疲劳破坏 ,在叶片上设计干摩擦阻尼结构是最常用的方法之一。本文对叶片缘板摩擦阻尼器的工程优化设计方法进行了研究。研究了摩擦阻尼器参数对叶片响应的影响规律并提出了设计时应采取的措施。在阻尼器的材料和摩擦面结构已确定的情况下 ,优化设计的最主要的一个参数就是接触面的法向正压力 ,基于实际发动机中叶片激振力和粘性阻尼不易精确确定的实际 ,研究了激振力和粘性阻尼对法向正压力优化的影响 ,并提出了一种法向正压力的优化方法。由于这一优化方法对激振力和粘性阻尼值并不敏感 ,因此为工程上进行法向正压力的优化提供了理论方法     

航空发动机风扇转子叶片外物损伤I.鸟撞击试验研究(英文)

本文改进了叶片鸟撞击试验条件。对某型发动机风扇一级转子叶片进行了鸟撞击试验。通过对叶片的鸟撞击瞬态响应分析和撞击前后叶片叶型变化的分析,验证了风扇一级转子叶片的抗鸟撞击性能,为某型发动机风扇转子叶片的抗外物损伤设计提供了依据。     

A Comparative Study of the Influence of the Active Young Sun on the Early Atmospheres of Earth, Venus, and Mars

Because the solar radiation and particle environment plays a major role in all atmospheric processes such as ionization, dissociation, heating of the upper atmospheres, and thermal and non-thermal atmospheric loss processes, the long-time evolution of planetary atmospheres and their water inventories can only be understood within the context of the evolving Sun. We compare the effect of solar induced X-ray and EUV (XUV) heating on the upper atmospheres of Earth, Venus and Mars since the time when the Sun arrived at the Zero-Age-Main-Sequence (ZAMS) about 4.6 Gyr ago. We apply a diffusive-gravitational equilibrium and thermal balance model for studying heating of the early thermospheres by photodissociation and ionization processes, due to exothermic chemical reactions and cooling by IR-radiating molecules like CO₂, NO, OH, etc. Our model simulations result in extended thermospheres for early Earth, Venus and Mars. The exospheric temperatures obtained for all the three planets during this time period lead to diffusion-limited hydrodynamic escape of atomic hydrogen and high Jeans’ escape rates for heavier species like H₂, He, C, N, O, etc. The duration of this blow-off phase for atomic hydrogen depends essentially on the mixing ratios of CO₂, N₂ and H₂O in the atmospheres and could last from ∼100 to several hundred million years. Furthermore, we study the efficiency of various non-thermal atmospheric loss processes on Venus and Mars and investigate the possible protecting effect of the early martian magnetosphere against solar wind induced ion pick up erosion. We find that the early martian magnetic field could decrease the ion-related non-thermal escape rates by a great amount. It is possible that non-magnetized early Mars could have lost its whole atmosphere due to the combined effect of its extended upper atmosphere and a dense solar wind plasma flow of the young Sun during about 200 Myr after the Sun arrived at the ZAMS. Depending on the solar wind parameters, our model simulations for early Venus show that ion pick up by strong solar wind from a non-magnetized planet could erode up to an equivalent amount of ∼250 bar of O⁺ ions during the first several hundred million years. This accumulated loss corresponds to an equivalent mass of ∼1 terrestrial ocean (TO (1 TO ∼1.39×10²⁴ g or expressed as partial pressure, about 265 bar, which corresponds to ∼2900 m average depth)). Finally, we discuss and compare our findings with the results of preceding studies.