ABAQUS xfem常见问题总结
ABAQUS学习总结 1.ABAQUS中常用的单位制。-（有用到密度的时候要特别注意） 单位制错误会造成分析结果错误，甚至不收敛。 2.ABAQUS中的时间 对于静力分析，时间没有实际意义（静力分析是长期累积的结果）。对于动力分析，时间是有意义的，跟作用的时间相关。 3.更改工作路径 4.对于ABAQUS/Standard分析，增大内存磁盘空间会大大缩短计算 时间;对于ABAQUS/Explicit分析，生成的临时数据大部分是存储在内存中的关键数据，不写入磁盘，加快分析速度的主要方法是提高CPU的速度。 临时文件一般存储在磁盘比较大的盘符下
提高虚拟内存
5.壳单元被赋予厚度后，如何查看是否正确。 梁单元被赋予截面属性后，如休查看是否正确。 可以在VIEW的DISPLAY OPTION里面查看。 6.参考点 对于离散刚体和解析刚体部件，参考点必须在PART模块里面定义。而对于刚体约束，显示休约束，耦合约束可以在PART ,ASSEMBLY,INTERRACTION,LOAD等定义参考点. PART模块里面只能定义一个参考点，而其它的模块里面可以定义很多个参考点。
7.刚体部件（离散刚体和解析刚体），刚体约束，显示体约束 离散刚体：可以是任意的形状，无需定义材料属性，要定义参考点，要划分网格。 解析刚体：只能是简单形状，无需定义材料属性，要定义参考点，不需要划分网格。 刚体约束的部件：要定义材料属性，要定义参考点，要划分网格。显示体约束的部件:要定义材料属性，要定义参考点，不需要要划分网格(ABAQUS/CAE会自动为其要划分网格)。 刚体与变形体比较:刚体最大的优点是计算效率高，因为它在分析作业过程中不参与所在基于单元的计算，此外，在接触分析，如果主面是刚体的话，分析更容易收敛。 刚体约束和显示体约束与刚体部件的比较：刚体约束和显示体约束的优点是去除约束后，就可以立即变为变形体。 刚体约束与显示体约束的比较:刚体约束的部件会参与计算，而显示约束的部件不会参与计算，只是用于显示作用。 8.一般分析步与线性摄动分析步 一般分析步：每个分析步的开始状态都是前一个分析步结束时刻的模型状态; 如果不做修改的话，前一个分析步所施加的载荷，边界条件，约束都会延续到当前的分析步中;所定义的载荷，边界条件以及得到的分析结果都是总量。
1什么叫松弛因子？松弛因子对计算结果有什么样的影响？它对计算的收敛情况又有什么样的影响？ 1、亚松驰（Under Relaxation）：所谓亚松驰就是将本层次计算结果与上一层次结果的差值作适当缩减，以避免由于差值过大而引起非线性迭代过程的发散。用通用变量来写出时，为松驰因子（Relaxation Factors）。《数值传热学-214》 2、FLUENT中的亚松驰：由于FLUENT所解方程组的非线性，我们有必要控制的变化。一般用亚松驰方法来实现控制，该方法在每一部迭代中减少了的变化量。亚松驰最简单的形式为：单元内变量等于原来的值加上亚松驰因子a与变化的积, 分离解算器使用亚松驰来控制每一步迭代中的计算变量的更新。这就意味着使用分离解算器解的方程，包括耦合解算器所解的非耦合方程（湍流和其他标量）都会有一个相关的亚松驰因子。在FLUENT中，所有变量的默认亚松驰因子都是对大多数问题的最优值。这个值适合于很多问题，但是对于一些特殊的非线性问题（如：某些湍流或者高Rayleigh数自然对流问题），在计算开始时要慎重减小亚松驰因子。使用默认的亚松驰因子开始计算是很好的习惯。如果经过4到5步的迭代残差仍然增长，你就需要减小亚松驰因子。有时候，如果发现残差开始增加，你可以改变亚松驰因子重新计算。在亚松驰因子过大时通常会出现这种情况。最为安全的方法就是在对亚松驰因子做任何修改之前先保存数据文件，并对解的算法做几步迭代以调节到新的参数。最典型的情况是，亚松驰因子的增加会使残差有少量的增加，但是随着解的进行残差的增加又消失了。如果残差变化有几个量级你就需要考虑停止计算并回到最后保存的较好的数据文件。注意：粘性和密度的亚松驰是在每一次迭代之间的。而且，如果直接解焓方程而不是温度方程（即：对PDF计算），基于焓的温度的更新是要进行亚松驰的。要查看默认的亚松弛因子的值，你可以在解控制面板点击默认按钮。对于大多数流动，不需要修改默认亚松弛因子。但是，如果出现不稳定或者发散你就需要减小默认的亚松弛因子了，其中压力、动量、k和e的亚松弛因子默认值分别为0.2，0.5，0.5和0.5。对于SIMPLEC格式一般不需要减小压力的亚松弛因子。在密度和温度强烈耦合的问题中，如相当高的Rayleigh数的自然或混合对流流动，应该对温度和/或密度（所用的亚松弛因子小于1.0）进行亚松弛。相反，当温度和动量方程没有耦合或者耦合较弱时，流动密度是常数，温度的亚松弛因子可以设为1.0。对于其它的标量方程，如漩涡，组分，PDF变量，对于某些问题默认的亚松弛可能过大，尤其是对于初始计算。你可以将松弛因子设为0.8以使得收敛更容易。 SIMPLE与SIMPLEC比较 在FLUENT中，可以使用标准SIMPLE算法和SIMPLEC（SIMPLE-Consistent）算法，默认是SIMPLE算法，但是对于许多问题如果使用SIMPLEC可能会得到更好的结果，尤其是可以应用增加的亚松驰迭代时，具体介绍如下: 对于相对简单的问题（如：没有附加模型激活的层流流动），其收敛性已经被压力速度耦合所限制，你通常可以用SIMPLEC算法很快得到收敛解。在SIMPLEC中，压力校正亚松驰因子通常设为1.0，它有助于收敛。但是，在有些问题中，将压力校正松弛因子增加到1.0可能会导致不稳定。对于所有的过渡流动计算，强烈推荐使用PISO算法邻近校正。它允许你使用大的时间步，而且对于动量和压力都可以使用亚松驰因子1.0。对于定常状态问题，具有邻近校正的PISO并不会比具有较好的亚松驰因子的SIMPLE或SIMPLEC好。对于具有较大扭曲网格上的定常状态和过渡计算推荐使用PISO倾斜校正。当你使用PISO邻近校正时，对所有方程都推荐使用亚松驰因子为1.0或者接近1.0。如果你只对高度扭曲的网格使用PISO 倾斜校正，请设定动量和压力的亚松驰因子之和为1.0比如：压力亚松驰因子0.3，动量亚
第二讲天体运动 一、两种对立的学说 1．地心说 (1)地球是宇宙的中心，是静止不动的；太阳、月亮以及其他行星都绕_地球运动； (2) 地心说的代表人物是古希腊科学家__托勒密__． 2．日心说 (1)__ 太阳_是宇宙的中心，是静止不动的，所有行星都绕太阳做__匀速圆周运动__； (2)日心说的代表人物是_哥白尼_． 二、开普勒三大定律 行星运动的近似处理 在高中阶段的研究中可以按圆周运动处理，开普勒三定律就可以这样表述： (1)行星绕太阳运动的轨道十分接近圆，太阳处在圆心； (2)对某一行星来说，它绕太阳做圆周运动的角速度(或线速度)不变，即行星做匀速圆周运动； (3)所有行星轨道半径的三次方跟它的公转周期的二次方的比值都相等，即r3 T2＝k. 三、太阳与行星间的引力 1．模型简化：行星以太阳为圆心做__匀速圆周__运动．太阳对行星的引力，就等于行星做_匀速圆周_运动的向心力． 2．太阳对行星的引力：根据牛顿第二定律F ＝m v2r 和开普勒第三定律r3T2∝k 可得：F∝___m r 2__.这表明：太阳对 不同行星的引力，与行星的质量成___正比_，与行星和太阳间距离的二次方成___反比___． 3．行星对太阳的引力：太阳与行星的地位相同，因此行星对太阳的引力和太阳对行星的引力规律相同，即F′∝_M r 2 4．太阳与行星间的引力：根据牛顿第三定律F ＝F′，所以有F∝Mm r 2_，写成等式就是F ＝_ G Mm r 2__. 四、万有引力定律 1.内容：自然界中任何两个物体都相互吸引，引力的方向在它们的连线上，引力的大小与物体的质量m 1和m 2的乘积成正比、与它们之间距离r 的二次方成反比. 2.公式： F=G Mm r 2 (1)G 叫做 引力常量 ， (2)单位：N ·m2/kg2 。在取国际单位时，G 是不变的。 (3)由卡文迪许通过扭秤实验测定的，不是人为规定的。 3.万有引力定律的适用条件 (1)在以下三种情况下可以直接使用公式F ＝G m1m2 r2 计算： ①求两个质点间的万有引力：当两物体间距离远大于物体本身大小时，物体可看成质点，公式中的r 表示两质点间的距离． ②求两个均匀球体间的万有引力：公式中的r 为两个球心间的距离． ③一个质量分布均匀球体与球外一个质点的万有引力：r 指质点到球心的距离． (2)对于两个不能看成质点的物体间的万有引力，不能直接用万有引力公式求解，切不可依据F ＝G m1m2 r2得出r→0 时F→∞的结论而违背公式的物理含义． 内容 理解 开普勒第一定律 所有行星绕太阳运动的轨道都 是椭圆，太阳处在椭圆的一个上。 开普勒第一定律又叫轨道定律． 某个行星在一个固定平面的轨道上运动。 不同行星的运动轨道是不同的。 开普勒第二定律 对任意一个行星来说，它与太阳的连线在相等的时间内扫过的相等. 开普勒第二定律又叫面积定律． 行星运动的速度是在变化的，近日点速率最大，远日点速率最小。 开普勒第三定律 所有行星的轨道的半长轴的三次方跟它的公转周期的二次方的比 值都相等 表达式 a 3T 2 =k 第三定律也叫周期定律 K 与中心天体的质量有关，与行星的质量无关。 如果围绕着同一个恒星运动，对于所有行星而言，K 是相同的。如果围绕着不同的恒星，K 不同。 此公式使用于所有天体。
第1章关于 Abaqus 基本知识的常见问题第一篇基础篇
第1章关于 Abaqus 基本知识的常见问题 第1章关于 Abaqus 基本知识的常见问题 1.1 Abaqus 的基本约定 1.1.1 自由度的定义 【常见问题1-1】 Abaqus 中的自由度是如何定义的？ 1.1.2 选取各个量的单位 【常见问题1-2】 在 Abaqus 中建模时，各个量的单位应该如何选取？ 1.1.3 Abaqus 中的时间 【常见问题1-3】 怎样理解 Abaqus 中的时间概念？
第1章关于 Abaqus 基本知识的常见问题 1.1.4 Abaqus 中的重要物理常数 【常见问题1-4】 Abaqus 中有哪些常用的物理常数？ 1.1.5 Abaqus 中的坐标系 【常见问题1-5】 如何在 Abaqus 中定义局部坐标系？ 1.2 Abaqus 中的文件类型及功能 【常见问题1-6】 Abaqus 建模和分析过程中会生成多种类型的文件，它们各自有什么作用？ 【常见问题1-7】 提交分析后，应该查看 Abaqus 所生成的哪些文件？ 1.3 Abaqus 的帮助文档 1.3.1 在帮助文档中查找信息 【常见问题1-8】 如何打开 Abaqus 帮助文档？
第1章关于 Abaqus 基本知识的常见问题 【常见问题1-9】 Abaqus 帮助文档的内容非常丰富，如何在其中快速准确地找到所需要的信息？ 1.3.2 在 Abaqus/CAE 中使用帮助 【常见问题1-10】 Abaqus/CAE 的操作界面上有哪些实时帮助功能？ 【常见问题1-11】 Abaqus/CAE 的 Help 菜单提供了哪些帮助功能？ 1.4 更改工作路径 【常见问题1-12】 Abaqus 读写各种文件的默认工作路径是什么？如何修改此工作路径？ 1.5 Abaqus 的常用 DOS 命令 【常见问题1-13】 Abaqus 有哪些常用的 DOS 命令？
天体运动 总结 一、处理天体运动的基本思路 1．利用天体做圆周运动的向心力由万有引力提供，天体的运动遵循牛顿第二定律求解，即G Mm r 2＝ma ，其中a ＝v 2r ＝ω2r ＝(2π T )2r ，该组公式可称为“天上”公式． 2．利用天体表面的物体的重力约等于万有引力来求解，即G Mm R 2＝m g ，gR2＝GM ，该公式通常被称为黄金代 换式．该式可称为“人间”公式． 合起来称为“天上人间”公式． 二、对开普勒三定律的理解 开普勒行星运动定律 1．所有行星绕太阳运动的轨道都是椭圆，太阳处在椭圆的一个焦点上。 2．对任意一个行星来说，它与太阳的连线在相等的时间内扫过相等的面积。 3．所有行星的轨道的半长轴的三次方跟它的公转周期的二次方的比值都相等．此比值的大小只与有关，在不 同的星系中，此比值是不同的.(R 3 T 2＝k ) 1．开普勒第一定律说明了不同行星绕太阳运动时的椭圆轨道是不同的，但有一个共同的焦点． 2．行星靠近太阳的过程中都是向心运动，速度增加，在近日点速度最大；行星远离太阳的时候都是离心运动，速度减小，在远日点速度最小． 3．开普勒第三定律的表达式为a 3 T 2＝k ，其中a 是椭圆轨道的半长轴，T 是行星绕太阳公转的周期，k 是一个常量，与行星无关但与中心天体的质量有关． 三、开普勒三定律的应用 1．开普勒定律不仅适用于行星绕太阳的运转，也适用于卫星绕地球的运转． 2.表达式a 3 T 2＝k 中的常数k 只与中心天体的质量有关．如研究行星绕太阳运动时， 常数k 只与太 阳的质量有关，研究卫星绕地球运动时，常数k 只与地球的质量有关． 四、太阳与行星间的引力 1．模型简化：行星以太阳为圆心做匀速圆周运动，太阳对行星的引力提供了行星做匀速圆周运一、太阳与行星间的引力 2．万有引力的三个特性 (1)普遍性：万有引力不仅存在于太阳与行星、地球与月球之间，宇宙间任何两个有质量的物体之间都存在着这种相互吸引的力． (2)相互性：两个有质量的物体之间的万有引力是一对作用力和反作用力，总是满足牛顿第三定律． (3)宏观性：地面上的一般物体之间的万有引力很小，与其他力比较可忽略不计，但在质量巨大的天体之间或天体与其附近的物体之间，万有引力起着决定性作用．
Numerical Singularity 说明出现刚体位移 过约束（Overconstraint） 接触对的主面上不能有尖角，桩的两个侧面要分别定义接触对，底部可能可以用tie. slave surface的网格要比master surface细。 过约束可能是因为被挖的土上既定义了接触，又要被杀死，这二者相矛盾。可以试试为每段被挖的土单独定义一个接触，挖土时先deactivate这个接触，再杀死单元。 Zero pivot 往往意味着OVERCONSTRAINT。此警告信息如果只是出现在dat文件中，没有出现在msg文件中，就没问题，说明ABAQUS自动解决了过约束问题。如果overconstraint警告信息也出现在msg文件中，说明ABAQUS无法自动解决此问题，这时分析往往不会收敛，在后处理时可以用display group显示出现过约束的node set WarnNodeSolvProbZeroPiv_2_1_1_1_1. 这时需要你自己修改模型，避免过约束 负特征值 如果只有负特征值警告，没有numberical singularity, 计算能收敛，就没问题, 是非线性问题迭代过程中的正常现象. 塑性问题不收敛的常见现象 塑性问题不收敛时，msg文件中的常见现象是 1）出现很多equilibrium iteration，且TIME INCREMENT 不断减小； 2）始终出现***warning: the strain increment has exceeded fifty times the strain to cause first yield at 1 points ***warning: the strain increment is so large that the program will not attempt the plasticity calculation at 1 points 3）在msg文件的结尾显示 ***note: the solution appears to be diverging. convergence is judged unlikely. ***error: too many attempts made for this increment 接触问题和塑性材料不要用二阶单元 不要在塑性材料上施加点载荷 下列警告都是非线性问题迭代过程中的正常现象，是ABAQUS正在尝试找到正确的解： ***warning: the system matrix has 8 negative eigenvalues. ***warning: the strain increment has exceeded fifty times the strain to cause first yield at 34 points ***warning: excessive distortion at a total of 2 integration points in solid (continuum) elements ***note: elements are distorting excessively. convergence is judged unlikely （以当前的increment不能收敛，自动减小increment，重新迭代）. 在后处理时可以看到大变形而严重扭曲的单元，应在这些地方进行网格细化。 在msg文件中看到反复出现 severe discontinuity iteration 8 ends contact change summary: 0 closures 5 openings. severe discontinuity iteration 9 ends contact change summary: 5 closures 0 openings.
湍流与黏性有什么关系？ 湍流和粘性都是客观存在的流动性质。 湍流的形成需要一定的条件，粘性是一切流动都具有的。 流体流动方程本身就是具非线性的。 NS方程中的粘性项就是非线性项，当然无粘的欧拉方程也是非线性的。 粘性是分子无规则运动引起的，湍流相对于层流的特性是由涡体混掺运动引起的。 湍流粘性是基于湍流体的parcel湍流混掺是类比于层流体中的分子无规则运动，只是分子无规则运动遥远弱些吧了。不过，这只是类比于，要注意他们可是具有不同的属性。 粘性是耗散的根源，实际流体总是有耗散的。 而粘性是制约湍流的。 LANDAU说，粘性的存在制约了湍流的自由度。 湍流粘性系数和层流的是不一样的,层流的粘性系数基本可认为是常数,可湍流中层流底层中粘性系数很小,远小于层流时的粘性系数;而在过渡区,与之相当,在一个数量级;在充分发展的湍流区,又远大于层流时的粘性系数.这是鮑辛内斯克1987年提出的。 1 FLUENT的初始化面板中有一项是设置从哪个地方开始计算(compute from),选择从不同的边界开始计算有很大的区别吗?该怎样根据具体问题选择从哪里计算呢?比如有两个速度入口A和B,还有压力出口等等，是选速度入口还是压力出口?如果选速度入口,有两个,该选哪个呀?有没有什么原则标准之类的东西？ 一般是选取ALL ZONE，即所有区域的平均处理，通常也可选择有代表性的进口(如多个进口时)进行初始化。对于一般流动问题，初始值的设定并不重要，因为计算容易收敛。但当几何条件复杂，而且流动速度高变化快(如音速流动)，初始条件要仔细选择。如果不收敛，还应试验不同的初始条件，甚至逐次改变边界条件最后达到所要求的条件。 2 要判断自己模拟的结果是否是正确的，似乎解的收敛性要比那些初始条件和边界条件更重要，可以这样理解吗？也就是说，对于一个具体的问题，初始条件和边界条件的设定并不是唯一的，为了使解收敛，需要不断调整初始条件和边界条件直到解收敛为止，是吗？如果解收敛了，是不是就可以基本确定模拟的结果是正确的呢？ 对于一个具体的问题，边界条件的设定当然是唯一的，只不过初始化时可以选择不同的初始条件（指定常流），为了使解的收敛比较好，我一般是逐渐的调节边界条件到额定值（"额定值"是指你题目中要求的入口或出口条件，例如计算一个管内流动，要求入口压力和温度为10MPa和3000K，那么我开始叠代时选择入口压力和温度为1MPa和500K（假设，这看你自己问题了），等流场计算的初具规模、收敛的较好了，再逐渐调高压力和温度，经过好几次调节后最终到达额定值10MPa和3000K，这样比一开始就设为10MPa 和3000K收敛的要好些）这样每次叠代可以比较容易收敛，每次调节后不用再初始化即自动调用上次的解为这次的初始解，然后继续叠代。即使解收敛了，这并不意味着就可以基本确定模拟的结果是正确的，还需要和实验的结果以及理论分析结果进行对比分析。 连续性方程不收敛是怎么回事？ 在计算过程中其它指数都收敛了，就continuity不收敛是怎么回事 这和Fluent程序的求解方法SIMPLE有关。SIMPLE根据连续方程推导出压力修正方法求解压力。由于连续方程中流场耦合项被过渡简化，使得压力修正方程不能准确反映流场的变化，从而导致该方程收敛缓慢。你可以试验SIMPLEC方法，应该会收敛快些。 边界条件对应的一般设定方法 边界条件对应的一般设定方法： *Genaeral--- pressure inlet;pressure outlet *Compressible flows---mass flow inlet;pressure far-field *Incompressible ---velocity inlet;outflow
精心整理 天体运动总结 1. 开普勒三定律 1.1所有绕太阳运动的行星轨道都是椭圆，太阳在椭圆的一个焦点上（后简化为所有轨道都是圆，太阳在圆心上），注意：第一定律只是描述了一个图像，并没有需要计算的东西，而且太阳究竟在哪个焦点上还得看第二定律 1.2对于某一颗行星来说，它的扫面速度是恒定的。这句话也可以说成是：离太阳越近，速度越大。这是判断近日点远日点的根据。 第二定律有个计算是研究近日点远日点速度与到太阳距离关系的。 ab 2.m 1的错误，将会直接导致后面计算错误。 C.万有引力的方向肯定在两物体之间的连线上而指向对方 D.甲对乙的引力和乙对甲的引力是一对作用力反作用力 2.2万有引力的规律 2.2.1从公式上来看，当两个物体质量一定时，万有引力随着距离的增大而减小，并且 和距离的“平方”成反比。所以一定要养成这样的意识，距离是原来n 倍，力就 变为原来的n 2分之一倍，或者，力变为原来的n 分之一倍，倍。这样会缩短做题时间，一般做题的时候不要在这方面浪费时间。 2.2.2地球对地球表面的物体都有吸引力，这个力就表现在重力上，但要清楚，重力只
是万有引力的一个分力。可以这么想：万有引力首先得提供物体由于随地球自转 而所需的向心力，剩下来的那部分就是重力。这样就需要注意，向心力指向自转 轴，所以重力就不能指向地心了。又由于这个向心力很小，所以重力很接近万有 引力。当然，地球不同纬度所需向心力是不同的，赤道所需向心力最大，两极点 不需要向心力，所以赤道表面的重力加速度最小，两极点重力加速度最大。 2.2.3一个物体受到另一个物体的吸引力和第三个物体无关，所以太空中一个物体所受 吸引力应为所有其他物体对它的吸引力的矢量和，只不过我们现在所考虑的都是 吸引力最大的那个力（其他的引力比起这个引力小的不是一点半点）。不过也有例 外情况，最常见的就是在地球和月球的连线上，肯定会有那么一个点，使得地球 和月球对这一点上的物体的吸引力大小相等方向相反。 3.天体运动 参阅八大行星的公转周期。 3.4关于开普勒第三定律 上面三个公式推导过程都是用了万有引力提供向心力，从 2 2 2 Mm G m r r T π ?? = ? ?? 可知： 3 22 4 r GM Tπ =，只要中心天体质量M一样，那么轨道半径的三次方和周期平方只比就 是固定值，这也就是为什么第三定律在应用时必须绕同一中心天体。 其实我们可以推导出这样的定律： 对于所有绕同一中心天体运动的行星来说，轨道半径的三次方与角速度的平方的乘积是固定值
模型不能算或不收敛，都需要去monitor，msg文件查看原因，如何分析这些信息呢？这个需要具体问题具体分析，但是也存在一些共性。这里只是尝试做一个一般性的大概的总结。如果你看见此贴就认为你的warning以为迎刃而解了，那恐怕令你失望了。不收敛的问题千奇万状，往往需要头疼医脚。接触、单元类型、边界条件、网格质量以及它们的组合能产生许多千奇百怪的警告信息。企图凭一个警告信息就知道问题所在，那就只有神仙有这个本事了。一个warning出现十次能有一回参考这个汇总而得到解决了，我们就颇为欣慰了。 类似于： Fixed time is too large Too many attamps have been made THE SOLUTION APPEARS TO BE DIVERGING. CONVERGENCE ISJUDGED UNLIKELY. Time increment required is less than the minimum specified 这样的信息几乎是无用信息（除了告诉你的模型分析失败以外，没有告诉你任何有用的东西）。宜再查找别的信息来考察。根据经验，改小增量步也不一定能收敛，虽然也有人报告过改好的先例，我是从来没有遇到过，也从来没有那个奢望。所以我一般从模型的设置入手。 必须说明的是：Error和warning的性质是完全不同的。Error意味着运算失败，but出现warning 可能还能算，而且有些运算必定会出现warning（比如接触分析必定出“负特征值”，下有详述）。很多警告只是通知性质的，或者只是说明一下而已，不一定都是模型有问题。比如以下warning完全可以忽略： xxxxx will （not）printed，这种只是通知你一声，某些玩意儿不输出了。还有： The parameter frequency cannot be used with the parameter field. It will be ignored（都说某某被ignored了）. A系列 如果模型能算，且结果合理，那么大部分警告信息可以不管。但是以下除外： 1 numerical sigularity(数值奇异)：刚体位移（欠约束） solver problem. numerical sigularity when processing node105 instance pile D.O.F. 1 ratio=1.735e13 2 Zero pivot（零主元）：过约束或者欠约束。 这2个问题一般都意味着模型约束存在问题。1）、2）都会伴随着产生大量负特征值。解决方案当然第一步是检查约束了。 B系列 有一些直接导致计算aborted，那就得仔细分析了，比如： 1 xxxxx is not a valid in ABAQUS/Standard(告诉你这种计算standard不支持了，换别的) 2 missing property 在perperty步检查材料属性是不是都加上了。如果有梁单元，看看梁法向定义对了没有。 3 Detected lock file Job-1.lck. Please confirm that no other applications are attempting to write to the output database associated with this job before removing the lock file and resubmitting.
如何区分层流和紊流？以什么为标准来区分呢？从层流过渡到紊流的标准是什么？ 答:自然界中的流体流动状态主要有两种形式,即层流laminar和湍流（就是问题中所说的紊流）turbulence.层流是指流体在流动过程中两层之间没有相互混渗，而湍流是指流体不是处于分层流动状态。 对于圆管内流动，雷诺数小于等于2300，管流一定为层流，雷诺数大于等于8000到12000之间，管流一定为湍流，雷诺数大于2300而小于8 000时，流动处于层流与湍流的过渡区。 对于一般流动，在计算雷诺数时，可以用水力半径代替管径。 第40题：在处理高速空气动力学问题时，采用哪种耦合求解器效果更好？为什么？ 高速空气动力学问题也属于可压缩流动的范围，在Fluent中原则上，使用Pressure-ba sed和Density-based求解器都可以。从历史根源上讲，基于压力的求解器以前主要用于不可压缩流动和微可压缩流动，而基于密度的求解器用于高速可压缩流动。现在，两种求解器都适用于从不可压到高速可压的很大范围流动，但总的来讲，当计算高速可压缩流动时，基于密度的求解器还是璧基于压力的求解器更有优势，因此，在使用Fluent计算高速可压缩流动时，推荐使用Density-based求解器。 也许有很多人对于Pressure-based和Density-based求解器的原理的认识还不够深，在此稍微介绍一下： 求解Navier-Stokes方程的计算方法根据连续方程的处理方式，可以分为密度法和压力法。不论是密度法还是压力法，速度场都是由动量方程所控制，差别在压力场的确定方法上，密度法是通过连续方程确定密度，再由状态方程换算压力，这一方法多用于可压缩流动，作一定修正后，也可用于低马赫数流动，而这一流动已被看做不可压缩流，但此时精度及鲁棒性都有所降低，对于湍流甚至会失去有效性。密度法的弱点正好是压力法的长处，压力法是通过压力方程或压力修正方程来获得压力场，由于其鲁棒性及有效性，得以广泛使用。该方法原是作为求解不可压缩流动发展起来的，但也可以推广到可压缩流的计算上。这两种方法在求解思路上也有所不同，密度法多用同步求解各变量，而压力法则常为顺序求解各变量。显然顺序求解的一个优势是便于补充方程而无需修改算法程序。 Fluent用户手册上，对于可压缩流动有以下需要注意的策略，在此就不再翻译了，以免曲解原意。 Solution Strategies for Compressible Flows The difficulties associated with solving compressible flows are a result of the hi gh degree of coupling between the flow velocity, density, pressure, and energy. Thi
问题9：会讨论重力加速度g 随离地面高度h 的变化情况。 例15、设地球表面的重力加速度为g,物体在距地心4R （R 是地球半径）处，由于地球 的引力作用而产生的重力加速度g ,，则g/g , 为 A 、1； B 、1/9； C 、1/4； D 、1/16。 分析与解：因为g= G 2 R M ,g , = G 2)3(R R M +,所以g/g , =1/16,即D 选项正确。 问题10：会用万有引力定律求天体的质量。 通过观天体卫星运动的周期T 和轨道半径r 或天体表面的重力加速度g 和天体的半径R ，就可以求出天体的质量M 。 例16、已知地球绕太阳公转的轨道半径r=1.49?1011 m, 公转的周期T= 3.16?107 s,求太阳的质量M 。 分析与解：根据地球绕太阳做圆周运动的向心力来源于万有引力得： G 2r Mm =mr(2π/T)2 M=4π2r 3/GT 2=1.96 ?1030 kg. 例17 、宇航员在一星球表面上的某高处，沿水平方向抛出一小球。经过时间t ，小球落到星球表面，测得抛出点与落地点之间的距离为L 。若抛出时初速度增大到2倍，则抛出点与落地点之间的距离为3L 。已知两落地点在同一水平面上，该星球的半径为R ，万有引力常数为G 。求该星球的质量M 。 分析与解：设抛出点的高度为h,第一次平抛的水平射程为x,则有 x 2+h 2=L 2 由平抛运动规律得知，当初速度增大到2倍时，其水平射程也增大到2x,可得 （2x ）2+h 2=(3L)2 设该星球上的重力加速度为g ，由平抛运动的规律得： h= 2 1gt 2 由万有引力定律与牛顿第二定律得： mg= G 2R Mm 联立以上各式解得M=2 2 332Gt LR 。 问题11：会用万有引力定律求卫星的高度。 通过观测卫星的周期T 和行星表面的重力加速度g 及行星的半径R 可以求出卫星的高度。 例18、已知地球半径约为R=6.4?106 m,又知月球绕地球的运动可近似看作匀速圆周运动，则可估算出月球到地球的距离约 m.(结果只保留一位有效数字)。 分析与解：因为mg= G 2R Mm ，而G 2 r Mm =mr(2π/T)2
abaqus的隐式求解的就是求算出一个很大的刚度矩阵的解，这个方程能否通过一次一次的迭代到最后达到一个系统默认的收敛准则标准的范围之内，就决定了这一次计算能否收敛。因此要收敛的话，系统与上一个分析步的边界条件区别越小的话，系统就越容易找到收敛解。针对这一点，我们可以得到下面的几种方法来尽可能的使系统的方程的解尽可能的接近上一步，以达到收敛。下面的方法的指导思想是：尽可能小的模型，前后两个分析步的改变尽可能的少。 1. 接触分析真正加载之前，设置一个接触步让两个面接触上来，在这个步骤里面，接触面的过盈小一点好，比如0.001.接下去再把作用与两个接触体的力及接触方向的自由度放开。 2. 如果系统的载荷很多的话，将系统的载荷分做多步进行加载，一次性全上可能使系统无法在规定的迭代次数内收敛。所以根据需要分开，让abaqus的内核慢慢消化去。少吃多餐在这边好像也是成立的。 3. 系统有多个接触的话，也最好如载荷一样，分成几个step让他们接触上。这样的做法会让你以后在模型的修改中更有方向性。 4. 模型还是不收敛的话，你可以看一下是在哪一步或者那个inc不收敛。对于第一步直接不收敛的话，如果模型是像我上面把载荷和接触分成很多步建立的话，可以把载荷加载的顺序换一下。如果你把第二个加载的载荷换到第一步以后，计算收敛了，那影响收敛的主要问题应该就是原来第一个加载或着接触影响的。这种情况下面一般算到这个加载的时候还是不会收敛。这个时候可以考虑是否有什么其他办法能够使步骤的变化与上一步变动小一点，比如第一点里面提到，或者继续把这个载荷细分呢？ 5. 对于接触分析不收敛的情况，可以自己看一下模型的接触面。有时候是overclosure,这个时候在assemble里面将模型相对位置稍微移动下或者用接触里面的那个adjust only to remove overclose,不过或一种方法会使你的网格扭曲变形。问题不大也是可以用的。有的时候是因为，模型中的两个接触面变成了一个点和一个面接触，而点或者面中有一个位置并不是很稳定。这个时候就会出现了dividing,有时候求解无法成功。这时候可以看一下是不是能够将模型该 处稍微改一下呢？或者将该处的网格细化一下。 6. 模型实在是比较大的话，可以修改solver的设定，将迭代次数改大一点。对于开始计算就不收敛的，而在迭代次数到了以后时间增量还不是很小的话，可以将initial和minimum改小一点。模型越大的话这边可以改的越小，特别是前后两个step变化比较大的情况下。但对于模型不是很大的情况下，太小的时间增量是意义不大的，问题应该从模型当中是否有错误去考虑。 7. 模型太大的话会导致求解的方程太大，不需要的不重要的接触最好从模型当中去除。这样的话对结果影响也不会很大，而且可以是计算时间大大的减少。 8. 对于收敛准则的修改还是很不推荐的，应作为下下策使用。
店小秘之速卖通店铺管理手册
[键入文档标题] [键入文档副标题] 2015年5月更新 店小秘，免费跨境电商ERP，支持跨平台、多店铺管理。产品：刊登、多平台数据采集、批量产品管理；订单：数据自动
目录 数据采集使用说明 (2) 数据采集使用介绍 (2) 数据认领使用介绍 (2) 速卖通采集箱使用说明 (3) 速卖通创建产品使用说明 (5) 速卖通产品维护 (6) 线下产品维护 (6) 线上产品维护 (7) 图片银行使用说明 (8) 上传图片 (8) 同步图片 (9) 图片被引用次数 (9) 图片删除 (9) 订单处理流程说明 (10) 在线处理订单流程 (10) 批量发货使用说明 (13)
数据采集使用说明 店小秘为您提供了数据采集功能，可将其它平台的产品信息采集到店小秘，采集后可以认领到速卖通店铺，再根据需要编辑、修改下相关信息即可发布。 目前数据采集仅支持单品采集，可采集淘宝、速卖通、1688、天猫、京东、ebay(主站)、亚马逊(美国站)等7个平台的数据。 （注：采集的速卖通数据只可认领到其它平台，不可用于速卖通。） 数据采集使用介绍 打开导航【产品】下的【数据采集】，在编辑框填写产品的url网址，并点击“开始采集”即可完成。 您也可以同时采集多个产品，多个网址间用回车键“Enter”换行即可。 数据认领使用介绍 采集成功的产品将展示在当前页的下方，仅展示基本信息，不可直接编辑、操作，您需要将采集的产品认领到相关平台后才可以进一步编辑，发布。 目前仅支持将采集认领到wish或速卖通，选中要认领的产品，操作产品列表后面的【认领】或列表左上侧的【批量认领】，并指定要认领的平台即可完成。
Fluent 计算错误汇总 1..fluent不能显示图像 在运行fluent时，导入case后，检查完grid，在显示grid时，总是出现这样的错误 Error message from graphics function Update_Display: Unable to Set OpenGL Rendering Context Error: FLUENT received a fatal signal (SEGMENTATION VIOLATION). Error Object: () 解决办法： 右键单击快捷方式，把目标由x: 改成：x: 2d -driver msw 如果还有三维的，可以再建立一个快捷方式改成： x: 3d -driver msw 这就可以直接调用了。如果不是以上原因引起的话，也有可能是和别的软件冲突，如MATLAB等，这也会使fluent无法显示图像。 Q1:GAMBIT安装后无法运行，出错信息是“unable find Exceed X Server” A. GAMBIT需要装EXCEED才能用。 gambit的运行：先运行命令提示符，输入gambit，回车 fluent的运行：直接在开始－程序－Fluent Inc里面 Q2:Fluent安装后无法运行，出错信息是甥?挱湵扡敬映湩層漯数? A. FLUENT和GAMBIT需要把相应文件拷贝到license目录下 文件？gambit时提示找不到gambit出错信息：运行Q3: A. FLUENT和GAMBIT推荐使用默认安装设置， 安装完GAMBIT请设置环境变量， 设置办法“开始－程序－FLUENT INC-Set Environment 另外设置完环境变量需要重启一下，否则仍会提示找不到环境变量。Q4:使用Fluent和Gambit需要注意什么问题？ A. 安装好FLUENT和GAMBIT最好设置一下用户默认路径 推荐设置办法，在非系统分区建一个目录，如d:%users a）win2k用户在控制面板－用户和密码－高级－高级，在使用fluent用户的配置文件 修改本地路径为d:%users，重起到该用户运行命令提示符，检查用户路径是否修改 b）xp用户，把命令提示符发送到桌面快捷方式，右键单击命令提示符快捷方式 在快捷方式－起始位置加入D:%users,重起检查 Q5:Gambit运行失败，出错信息“IDENTIFIER default_ Server ” 等文件default_id.*的缺省文件已经打开，到用户默认目录删除gambitA.
天体运动总结 一、处理天体运动的基本思路 1利用天体做圆周运动的向心力由万有引力提供，天体的运动遵循牛顿第二定律求解，即GM2m I ma其中a= V 2 =w2r = ( 丁)},该组公式可称为天上"公式. r T 2. 利用天体表面的物体的重力约等于万有引力来求解，即G R2 = mg, gR2= GM该公式通常被称为黄金代换式. 该 式可称为人间”公式. 合起来称为天上人间”公式. 二、对开普勒三定律的理解 开普勒行星运动定律 1. 所有行星绕太阳运动的轨道都是椭圆，太阳处在椭圆的一个焦点上。 2. 对任意一个行星来说，它与太阳的连线在相等的时间内扫过相等的面积。 3. 所有行星的轨道的半长轴的三次方跟它的公转周期的二次方的比值都相等.此比值的大小只与有关，在不 同的星系中，此比值是不同的.(T2=k) 1 .开普勒第一定律说明了不同行星绕太阳运动时的椭圆轨道是不同的，但有一个共同的焦点. 2. 行星靠近太阳的过程中都是向心运动，速度增加，在近日点速度最大；行星远离太阳的时候都是离心运动， 速度减小，在远日点速度最小. 3 3. 开普勒第三定律的表达式为旱=k,其中a是椭圆轨道的半长轴，T是行星绕太阳公转的周期，k 是一个常 量，与行星无关但与中心天体的质量有关. 三、开普勒三定律的应用 1 .开普勒定律不仅适用于行星绕太阳的运转，也适用于卫星绕地球的运转. 3 a 常数k只与太2.表达式T2= k中的常数k只与中心天体的质量有关.如研究行星绕太阳运动时, 阳的质量有关，研究卫星绕地球运动时，常数k只与地球的质量有关. 四、太阳与行星间的引力 1. 模型简化：行星以太阳为圆心做匀速圆周运动，太阳对行星的引力提供了行星做匀速圆周运一、太阳与行星 间的引力 2. 万有引力的三个特性 (1) 普遍性：万有引力不仅存在于太阳与行星、地球与月球之间，宇宙间任何两个有质量的物体之间都存在 着这种相互吸引的力. (2) 相互性：两个有质量的物体之间的万有引力是一对作用力和反作用力，总是满足牛顿第三定律.
HM——ABA接口问题 简洁一些，引用小宝斑竹在接口问题中的体会：“关于hm-abaqus的接口补充说明 经常用HM-abqus的人或者刚开始使用的人，对于软件的接口一般存在以下问题： 1、INP文件导入abaqus出错。 2、在abaqus里选择加载面，设置材料属性不方便。（也可以理解为没有几何元素的模型在网格上选取东东比较困难） 除了以上的两种，暂时我还没发现其他的问题。 对于1，只要前处理没有除网格外的载荷信息，并且所有关键字名称都没有数字，那么恭喜你，它一定不会出错。（当然，有些人说abaqus/cae有很多关键字不支持，但是hm支持。我的建议是：有那功夫，或许INP文件都改完了） 对于2，首先声明，所有在hm里建立的SET，都会出现在abaqus assembly里的set里，所以在abaqus里加载的时候，都是可以调用的，你所要做的就是正确的建立node set or element set。很多人知道在abaqus part里也有个set，那个是干什么的呢？目前我就是用来操作材料施加的。很多时候模型是各种复杂材料的混合，如果在abaqus里直接赋予，选取模型区域的手段有限（单个点，点到手抽筋；by angle，很多地方选不上，选到眼花；by set，在abaqus里建立part set的难度不下于手动点），我的建议：在hm里赋予一个空材料属性给相关的区域（hm 里有几何元素，选起来简直就是小CASE），到了abaqus里，软件会自动为你的每个材料区建立一个新的part set，这时候，空的材料属性要炸要炒随你便。 剩下的问题都不是问题。” 论坛问题汇总 1、hypermesh导入abaqus有单元显示、无模型显示。 答：这个问题很常见，不仅在hypermesh_to_abaqus中有人问，在HM与其它软件接口也有人反复问。首先要肯定的是导入过程没有任何问题。 在此，引用老向版主的一段话来回答 “版上不停的有人问为什么HM不能导出几何.看的人都烦了. 为什么要导出几何呢?* H/ _/ m' j; C ? @ 不同的软件,对几何的理解是不一样的, 所以才有这么多的不同的几何格式.; E0 H- x8 ?0 m5 D k 如果要导出几何,HM还得去研究你abaqus/ansys/patran内部是如何理解几何的,这是个浩大的工程.- M) S0 M! \( \ 你应该知道,对于求解器来说,它只需要知道节点,单元,材料,载荷等信息就能够求解了. 要几何干什么呢?' X- q3 w G) A6 H8 A5 j" i, d: \ 几何模型的作用仅仅是为了得到节点,网格.. 一旦有节点,网格有了,几何模型就可以扔掉了.* i$ c3 E& ~( C6 x4 n" V# R2 I 后处理程序本身也是基于有限元模型的,而不是基于几何模型的.! D6 K6 C' ?7 r9 j8 g 你既然打算用HM做前处理,就干脆一点,把所有的东西都在HM里面做好,然后提交给 abaqus/nastran计算就行了. p4 l9 W, t! u9 X( }