论小行星的起源

太阳周围的星云盘的初始温度分布使得小行星和木星的边界区成为冰物质从不凝聚到凝聚的过渡区。化学组成间断性使得木星区内侧固态可吸积物质的面密度比小行星区的平均值大,使尘粒沉降所需时间和小行星区相差不多。尘层由于引力不稳定而瓦解为粒子团,粒子团转化为星子,其质量是木星区的比小行星区的大,星子的生长率也是木星区的较大。木星区内侧大星子间的摄动和相遇改变了它们的轨道,产生了较大的相对速度。一部分大星子进入小行星区,拉走了大部分物质,增加了留下的小行星的随机速度,使该区内形成不了大的行星。本文通过定量分析,证明上述论点。     

喷流吸积与小行星的形成

前文论述了我们对小行星起源的基本观点,即小行星区的初始物理-化学条件导致该区星子生长慢、可吸积物质被转移到木星区,因而星子生长停顿于“半成品”状态,不能形成大行星,而只能形成小行星.本文利用前文得出的星云盘条件和引力不稳定性公式,把由引力不稳定性所形成的环体作为“喷流”,用喷流吸积理论计算星子的生长,讨论可吸积物质转移问题,给我们的基本观点作了进一步的论证.     

类地行星聚合过程的计算机模拟

本文在文[1]、[2]的基础上建立了原太阳星云模型,并对“由小星子聚合连结成类地行星”的理论假设进行了模拟计算。 计算结果表明:在碰撞聚合过程中,小星子逐渐聚集并形成几个在近于共面的圆轨道上运动的大行星;如果初轨根数和其他参数选择得恰当,就可以得到与实际类地行星系统大致相符的结果。     

金星的形状及其动力学参数

根据最近发表的由先驱者金星轨道飞行器获得的金星司托克斯系数,导出了金星的扁率和克莱洛椭球体,还讨论了金星的主惯量矩及其原始自转周期等问题. 在行星形状理论中,如果已知4个选定的椭球参数,例如α(赤道半径),J_2(二阶带谐系数),GM(引力常数)和ω(自转角速度),就可以建立起一个等位旋转椭球——行星的动力学形状,以及行星重力场。就金星而言,上述4个参数中的J_2长期以来很难获得。通过空间探测手段的不断发展,近来已能取得较准确的金星的J_2值了。本文拟根据已发表的最新观测资料,按文献[1]的公式计算金星的动力学形状,并讨论金星的主惯量矩等问题。     

双星系统中行星的形成及动力学

自1995年在类太阳恒星周围发现第1颗太阳系外行星(简称系外行星)以来,到目前为止发现的系外行星数目已达500多个.恒星一般诞生在双星系统中,因此在双星系统中发现行星是很自然的.目前的观测统计显示,双星系统中具有行星的恒星比例大概为17％.显然这个比例应该看成一个下限,因为很强的观测选择效应使很多行星观测计划避开了双星系统.目前发现的有行星的双星系统大都为S型,即一颗伴星围绕着里面的恒星-行星系统公转.一般S型的双星轨道间距在100 AU以上,不过目前也发现了4个S型双星轨道间距在20 AU左右.这些系统包括Gamma Cephei、GJ 86、HD41004和HD 196885.除了以上介绍的S型双星,还有一类叫P型,即行星围绕两个恒星公转.P型的双星到目前为止只发现并确认了两例.本论文将主要研究S型双星系统中的行星形成. 在第1章,我们首先概括了到目前为止有关单星和双星系统中行星的观测特征.然后,我们系统地介绍了有关行星形成的理论模型,特别是这些理论模型应用到双星系统中时需要考虑的情况变化.双星系统中,由于伴星的引力扰动,行星形成与之在单星系统中相比变得更加复杂.伴星的引力可以激发起星子的轨道,从而使得它们的碰撞速度增大到大于星子的表面逃逸速度,甚至大于使星子碎裂的极限速度.行星形成的中间(第2)阶段—从星子到行星胚胎,因此变得问题重重和扑朔迷离.我们接下来的内容将主要集中在这个问题很多的中间阶段,看星子能否以及如何顺利通过这个阶段.     

行星的自转周期和形成时间

本文假定所有微粒和小星子都绕太阳作开普勒圆运动,并考虑了太阳系早期演化的因素后,得到了九大行星和小行星应有的原始自转周期.在讨论自转的基础上,还进一步计算了各行星的相对形成时间.     

Vinti问题三阶解及其基本根数系统的泊松括号

本文具体推导了包括J_3在内的Vinti问题的三阶解,并给出了a、e、s、Μ_s、Φ_s和Ω_s的泊松括号,以便建立人造卫星运动的三阶摄动理论。     

The effect of the equatorially symmetric zonal winds of Saturn on its gravitational field

The penetration depth of Saturn’s cloud-level winds into its interior is unknown.A possible way of estimating the depth is through measurement of the effect of the winds on the planet’s gravitational field.We use a self-consistent perturbation approach to study how the equatorially symmetric zonal winds of Saturn contribute to its gravitational field.An important advantage of this approach is that the variation of its gravitational field solely caused by the winds can be isolated and identified because the leading-order problem accounts exactly for rotational distortion,thereby determining the irregular shape and internal structure of the hydrostatic Saturn.We assume that(i)the zonal winds are maintained by thermal convection in the form of non-axisymmetric columnar rolls and(ii)the internal structure of the winds,because of the Taylor-Proundman theorem,can be uniquely determined by the observed cloud-level winds.We calculate both the variation △J_n,n=2,4,6...of the axisymmetric gravitational coefficients J_n caused by the zonal winds and the non-axisymmetric gravitational coefficients △J_(nm) produced by the columnar rolls,where m is the azimuthal wavenumber of the rolls.We consider three different cases characterized by the penetration depth 0.36 R_S,0.2 R_S and 0.1 R_S,where R_S is the equatorial radius of Saturn at the 1-bar pressure level.We find that the high-degree gravitational coefficient ( J_(12)+△J_(12)) is dominated,in all the three cases,by the effect of the zonal flow with |△J_(12)/J_(12)|100%and that the size of the non-axisymmetric coefficientsdirectly reflects the depth and scale of the flow taking place in the Saturnian interior.     

A model of Saturn inferred from its measured gravitational field

We present an interior model of Saturn with an ice-rock core,a metallic region,an outer molecular envelope and a thin transition layer between the metallic and molecular regions.The shape of Saturn’s 1 bar surface is irregular and determined fully self-consistently by the required equilibrium condition.While the ice-rock core is assumed to have a uniform density,three different equations of state are adopted for the metallic,molecular and transition regions.The Saturnian model is constrained by its known mass,its known equatorial and polar radii,and its known zonal gravitational coefficients,J_(2n),n=1,2,3.The model produces an ice-rock core with equatorial radius 0.203 R_S,where R_S is the equatorial radius of Saturn at the 1-bar pressure surface;the core densityρ_c=10388.1 kgm~(3)corresponding to 13.06 Earth masses;and an analytical expression describing the Saturnian irregular shape of the 1-bar pressure level.The model also predicts the values of the higher-order gravitational coefficients,J_8,J_10 and J_12,for the hydrostatic Saturn and suggests that Saturn’s convective dynamo operates in the metallic region approximately defined by 0.2 R_Sre0.7 R_S,where r_e denotes the equatorial radial distance from the Saturnian center of figure.     

常系数Lindstedt方程的二阶解

本文用Lie变换讨论了常系数Lindstedt方程,具体地给出了它的二阶解。作为结果的应用,讨论了质点在Schwarzschild场中的轨迹。同时还讨论了包含J_3影响的Vinti问题中ρ与η的一种解。     

类新星食变星PG1030+590的光电测光

PG1030+590是最近发现的类新星食变星。我们首先给出该双星系统的高速光电测光结果及U、B、V和R光变曲线。通过利用激变变星的模型对观测结果进行分析,我们求得其物理和几何参数:白矮星子星质量M_1=0.83±0.22M_⊙,晚型星子星质量M_2=0.35±0.06M_⊙,晓型星子星半径R_2=0.37±0.08R_⊙以及轨道倾角i=81°±2°。我们还利用两种不同方法求出围绕白矮星的吸积盘的半径R_d≈0.32R_⊙,并把这个结果与密近双星中吸积盘半径的各理论模型进行了比较。     

考虑地球扁率J_2项下的高椭率轨道卫星原时改正

推导了高椭率地球轨道卫星时钟的原时改正公式。在考虑地球扁率J_2项摄动的情况下,给出了卫星原时到地心坐标时(geocentric coordinate time,TCG)的时间改正分析解。通过与数值解的对比,给出了该分析解的精度。结果显示,分析解的精度周期项振幅可以达到0.15 ns/d,长期项约为0.06 ns/d。     

机器推导人卫田谐摄动

本文用非保守的Lie变换来建立田谐摄动理论,包括田谐和带谐J_2的联合摄动项。摄动公式用计算机推导。Poisson级数的存放方式是用建立级数一项的多维下标和该项系数在内存中的存放地址之间的一一对应关系来实现的。本文还给出了几种天体力学中常见的典型级数在计算机中的存放规则。     

贫金属星中子俘获元素丰度

贫金属星的中子俘获元素丰度与恒星的形成和演化密切相关,它为研究星系形成早期的历史背景和化学演化提供了重要信息。贫金属星中子俘获元素丰度的研究已成为近年来核天体物理研究的前沿和热点。介绍了恒星内部重元素的核合图像,ｓ过程和ｒ过程核合成的概念及其核合成场所。着重介绍了近年来有关贫金属星中子俘获元素丰度的观测结果,综述了近年来贫金属星子俘获元素分布的理论研究进展情况和中子俘获元素的星系化学演化的研究进展     

哈雷彗星羟基(OH)的射电图象

一九八五年十一月十三日和十六日在国际哈雷彗星射电联测时段内,由加州大学贝克利分校I.D.Pater、芝加哥大学P.Palmer、伊利诺斯州立大学L.E.Snyder组成的观测小组,用设在新墨西哥州的美国国家射电天文台(NRAO)甚大阵(VLA)观测哈雷彗星的羟基(OH)谱线发射,得到了羟基最低能态(2II_3/2,J_5/3)F=2→2跃迁谱线(频率为     

Saturn's gravitational field induced by its equatorially antisymmetric zonal winds

The cloud-level zonal winds of Saturn are marked by a substantial equatorially antisymmetric component with a speed of about 50 m s-1 which, if they are sufficiently deep, can produce measurable odd zonal gravitational coefficients ?J2 k+1, k = 1, 2, 3, 4. This study, based on solutions of the thermal-gravitational wind equation, provides a theoretical basis for interpreting the odd gravitational coefficients of Saturn in terms of its equatorially antisymmetric zonal flow. We adopt a Saturnian model comprising an ice-rock core, a metallic dynamo region and an outer molecular envelope. We use an equatorially antisymmetric zonal flow that is parameterized, confined in the molecular envelope and satisfies the solvability condition required for the thermal-gravitational wind equation. The structure and amplitude of the zonal flow at the cloud level are chosen to be consistent with observations of Saturn.We calculate the odd zonal gravitational coefficients ?J_(2k+1), k = 1, 2, 3, 4 by regarding the depth of the equatorially antisymmetric winds as a parameter. It is found that ?J_3 is-4.197 × 10~(-8) if the zonal winds extend about 13 000 km downward from the cloud tops while it is-0.765 × 10~(-8) if the depth is about 4000 km. The depth/profile of the equatorially antisymmetric zonal winds can eventually be estimated when the high-precision measurements of the Cassini Grand Finale become available.     

行星形成方式的探讨

行星形成的方式,目前主要有两种见解:一种认为,行星是星子集聚而成,另一种认为,行星是由星云物质经过势井聚集为原行星而形成。笔者认为,角动量守恒定律,是认识太阳系起源和行星、卫星形成方式的重要钥匙。某一行星区的星云物质绕太阳转动的角动量总和(A_c)减去该区今日行星轨道角动量(A_p)应当等于该区行星自转角动量(A_r),即A_c-A_p=△A=A_r。但计算结果,A_c-A_p=△A>A_r。这就证明,行星是经过星云环形成的。文中计算了星云环内外边界的位置,即星云环的宽度,并提出一些新的看法,可能为行星形成方式的研究提供一些有益的线索。     

提丢斯-波得定则的说明

行星和规则卫星离中心体的距离同它们的质量有关,相邻两个行星区(或规则卫星区)的边界和两个行星(卫星)的质量比有关,适当选取这个边界后,发现行星(卫星)区宽度Δr 几乎和行星(卫星)的引力范围的直径2x=2(m/3M)~(1/3)r 成正比;离中心体愈远,比率Δr/2x 愈小.这个计算结果表明,行星和规则卫星是通过同样的机制形成的,它们都是由星子集聚形成的,而不是由很大的原行星、原卫星转变过来的.     

人造卫星一阶摄动理论的平均根数迭代法

本文对人造卫星一阶摄动理论中的两类平均根数迭代法进行了讨论。分析表明:采用平均根数-2(吻切根数减去一阶短周期项)比采用平均根数-1(吻切根数减去全部一阶周期项)至少有以下四个优点:(1)定义简单明确,在一阶理论中,平均根数-2仅与地球形状的 J_2部分有关;(2)可以克服平均根数-1这一方法本身所引起的临界倾角(i=63°26′或116°34′)的实际计算困难;(3)适用于任何无奇点变量的根数系统,可以消除小偏心率(e=0附近)和sin i=0附近的实际计算困难。(4)适用于同时考虑全部摄动因素。     

短周期彗星表面水冰升华分布研究

彗星是太阳系遗留的原始星子,研究彗星彗核的演化对理解太阳系其他天体的形成和演化历史具有重要意义.在太阳的辐射作用下,彗星携带的挥发性成分会发生升华,并带动尘埃运动,造成彗核物质的损失.因此,彗核的升华活动对其表面形貌甚至整体形状演化都会产生影响.从IAU (International Astronomical Union) MPC (Minor Planet Center)获取轨道数据,并考虑了彗核的自转以及进动,利用MONET (Mass lossdriven shape evolution model)形状演化模型对短周期彗星做数值模拟,计算得到了短周期彗星1P/Halley、9P/Tempel 1、 19P/Borrelly、 67P/C-G (Churyumov-Gerasimenko)、 81P/Wild 2和103P/Hartley 2在一个轨道周期内的太阳辐射能量以及表面侵蚀深度的分布,结合其动力学参数讨论了自转、进动和公转等特性对其表面水冰升华分布的影响以及造成南北侵蚀差异的可能性.