在电子计算机上自动推导Flora群小行星的普遍摄动I．Hansen方法应用

在IBKM 4341电子计算机上应用Hansen方法和运行Broucke R.开发的Poisson级数展开程序系统，自动推导了木星对Flora群小行星的普遍摄动，将将计算得到的摄动系数表与前人应用Bohlin群法所得相应表作了比对。由此得到结论：1．取代Bohlin群法，用在电子计算机上建立的Hansen方法程序能够既快又精确地计算小行星的普遍摄动；2．对于1000″＜n＜1100″（n为小行星的周日平均运动，单位以弧秒／日表示）情形，如果小行星轨道的偏心率e和交角i不太大，Stroemberg表是适用的，最大误差不到20″；3．对于n-1047″情形，因此时n′/n－2／7，接近通约状态（n′为木星的周日平均运动），必须计及（2－7）长周期项，而de la Villemarque所给出的公式不够精确；4．对于975″＜n＜1000″情形，Stromberg表因其精度低而不适用，当e,i较大时尤甚；5．对于n-997″情形，因此时n′／n-3/10，即接近另一种通约状态，必须计及（3－10）长周期项。     

小行星(554)Peraga的摄动和轨道的研究

一、本工作的目的这顆小行星是哥茲(Gotz)于1905年在克尼斯杜耳(Konigstuhl)天文台发現的.历来沒有人研究过它的摄动。本工作的第一个目的是要利用小行星群普遍摄动的韓申-波林(Hansen-Bohlin)的原理,来研究它的摄动和軌道。这个行星的平均周日运动是n=969″598,因此甚接近赫期吉亚(Hestia)和伏洛拉(Flora)两羣的边界(赫斯吉亚羣的范围是:825″相似文献   

在电子计算机上进行的小行星特别摄动计算——方法与精度问题

一、引言紫金山天文台于1954年开始从事小行星摄动的研究,八年多来进行了近10颗小行星的特别摄动计算和轨道改进.鉴于国内计算技术的迅速进展和小行星研究的迫切需要,1962年秋季,在经过较多的准备以后,我们利用中国科学院计算技术研究所的快速电子计算机,初步成功地建立了小行星特别摄动计算的工作程序.我们考虑了在太阳-内行星的质心综合引力下,小行星所受木星、土星的摄动,按照科     

小行星YORP效应的可探测候选体

YORP (Yarkovsky-O''Keefe-Radzievskii-Paddack)效应是小行星长期动力学演化的机制之一. 与碰撞、引力摄动等因素相比, YORP效应作用量级小, 短时标观测效应不明显, 这给直接测量YORP效应带来了很大的困难. 利用小行星光变数据库中已知的小行星数据, 统计了小行星的自转速率分布, 使用核密度估计以及Kolmogorov-Smirnov检验分别分析了近地小行星和主带小行星自转速率的分布特性, 分别给出了在近地小行星和主带小行星中寻找受YORP效应影响减速自转的最佳样本群; 基于7颗已被探测到YORP旋转加速度的近地小行星, 利用YORP强度估计方法和光变探测条件建立了筛选模型, 给出了未来可直接通过光变数据探测\lk YORP效应的10颗近地小行星.     

一些新小行星的轨道证认研究

本文根据紫金山天文台发现的一百余颗小行星的初始轨道根数,收集近二十年来未编号小行星的7000余次观测资料,利用电子计算机进行比较系统的证认工作.初步证认出以后,考虑精确摄动,结合全部资料改进轨道.经确定证认,最后计算出准确轨道的有8颗新小行星.文中最后对紫金山天文台发现的另四颗已正式编号的小行星提出了命名.     

分点和赤道改正的分离摄动项求解法

本文所提出的分离摄动项求解法,是利用小行星在整个轨道上分布的不少于9次的位置测定值,与用该小行星的轨道根数初值计算出的列表位置进行比较,将由太阳系其它天体摄动力对小行星位置、速度的影响进行分离,求解出分点及赤道改正,小行星轨道根数改正,地球轨道根数改正和由摄动力引起的小行星位置和速度改正。这种方法的优点在于:(1)列表位置仅需根据小行星的轨道根数初值计算出,不考虑摄动力的作用,这样可避免小行星运动理论不完善对确定分点和赤道改正的影响;(2)在解算中,可以单独地求出摄动力对小行星运动速度和位置的影响,通过对摄动函数的数值积分,可求得任一时刻的小行星的真位置。     

四个匈牙利羣小行星的新轨道要素

在这篇文章里,我们给出了四个匈牙利群小行星的新轨道要素和普遍摄动表.摄动计算是用波林方法,而轨道改进则是采用简化的惕乾方法和爱克方法.     

17颗伏洛拉群小行星的新轨道根数

本篇内容是已经发表的佘山天文年判第24卷中所载工作的继续.自从该年判发表以后,我们在苏联理论天文研究所小行星部主任雅洪托娃教授的鼓励和帮助下,继续利用波林方法进行伏洛拉群其他成员的摄动计算和轨道改进,现在我们又已作成了17颗星的结果来,特将算得的新轨道根数登载于此.和以前一样,这些行星的新的轨道根数是考虑了木星和土星的摄力影响,计算木星的摄动系数是利用斯特隆别尔格的表,计算土星的摄动长期项是利用勃洛克的表.     

2021年国际远程天文奥林匹克竞赛理论试题

1.(低年组、高年组)测量视差从地球上观测,天狼星的周年三角视差为π1=0.379″。如果从一颗以椭圆轨道绕转太阳的小行星上观测,天狼星的三角视差为π₂=1.379″,椭圆轨道的偏心率e=0.59。计算这颗小行星的轨道周期T。讨论所有可能的情况。     

小行星(415)Palatia的摄动计算与轨道改进

小行星(415)Palatia是1896年德国海德堡(Heidelberg)天文台最初发现的。苏联理论天文研究所出版的1952年小行星星历表里面,采用了列节列(Lederle)的轨道根数:但是这小行星的星历表没有把摄动计算在内。1952年的实测和星历表的方位竟相差到两三度之多。因此这小行星的摄动计算和轨道改进的工作,是值得及时加以进行。     

小行星中心简史

本文扼要介绍国际小行星中心的简史,同时也概括了小行星研究的历史,现状和展望。全文共13节:1.两个时期 2.19世纪的工作 3.计算研究所 4.小行星中心的创始5.理论天文研究所 6.用电子计算机计算摄动 7.小行星索引 8.迁往剑桥(美) 9.证认工作 10.小行星的编号 11.小行星的观测者 12.特殊小行星 13.展望未来。     

一种解析定轨方法

本文给出了人造地球卫星轨道计算的一种解析方法,定轨方案中摄动计算考虑了地球引力场非球形摄动的J2,J3,J4的长期项,长周期项,J2短周期项,大气阻力,太阳光压及日月引力摄动的长期项。初始根数改正量估计采用微分轨道改进算法。在定轨迭代收敛后,残差的均方根误差在5″左右,资料使用率超过80%。     

《大气一号》气球卫星轨道倾角变化分析

引起《大气一号》两颗气球卫星（ＤＱ－１Ａ和ＤＱ－１Ｂ）轨道倾角变化的摄动因素主要是太阳光压摄动、大气旋转和日月引力摄动。太阳光压摄动引起气球卫星轨道倾角增大，平均每天变化约０．００１７，大气旋转引起轨道倾角减小，平均每天变化不到０．０００１，但随着高度下降，变化量亦增大，陨落前达０．００２。本文根据卫星轨道摄动理论，给出气球卫星轨道倾角变化的一种定量分析方法，得到的分析结果为：（１）由太阳光压摄动     

双星多方模型的形状及其对同步子星轨道要素的摄动影响

研究了双星多方模型的形状对同步子星轨道要素的摄动影响，假定两子星在同一轨道面上运动，推出了主星对伴星的轨道要素的摄动量，理论结果表明，双星多方模型对轨道半长轴和偏心率只有周期项摄动，无长期摄动，但对近星点和历元平近点角除有周期摄动外还有长期摄动效应。文中将理论结果应用于同步双星βＰｅｒ（大陵五双星）的计算上，除计算了两个子星的形状（椭率）外对同步子星的轨道要素变化的周期项振幅和长期项的效应做了数值     

双星多方模型的形状及其对同步子星轨道要素的摄动影响

研究了双星多方模型的形状对同步子星轨道要素的摄动影响。假定两子星在同一轨道面上运动，推出了主星对伴星的轨道要素的摄动量。理论结果表明：双星多方模型对轨道半长轴和偏心率只有周期项摄动，无长期摄动，但对近星点和历元平近点角除有周期摄动外还有长期摄动效应。文中将理论结果应用于同步双星βＰｅｒ（大陵五双星）的计算上。除计算了两个子星的形状（椭率）外对同步子星的轨道要素变化的周期项振幅和长期项的效应做了数值计算     

依巴谷星(104297)相对于伽里略卫星Callisto的CCD位置测量

１９９７年１１月１４日晚，在中国科学院云南天文台１米望远镜上用新安装的１０２４２ＣＣＤ观测到了木星的两颗伽里略卫星；Ｅｕｒｏｐａ和Ｃａｌｌｉｓｔｏ及一颗依巴谷星（星号为 １０４２９７）．当采用新的 ＪＰＬ ＤＥ４０５和 Ｓａｍｐｓｏｎ－Ｌｉｅｓｋｅ理论（Ｇ５）计算卫星的理论位置并相对于Ｃａｌｌｉｓｔｏ测量恒星位置时，视位置的观测值与计算值之差的平均值在赤经和赤纬方向分别为△α＝－０″０２９±０．″０１２，△δ＝０．″００５± ０．″０１１．这对应于平均观测历元（ＵＴ）：１９９７年１１月１４日１３时４３分５０秒．这一试验结果与 Ｃａｓａｓ等在同一时期内ＣＣＤ观测的结果有着很好的一致性 它反映了依巴谷星表体现的光学参考系与ＤＥ４０５体现的动力学参考系在观测历元具有较好的一致性．单次位置测定的标准误差在赤经赤纬方向分别为±０．″０５２和０．″０４７．这一精度明显优于 Ｃａｓａｓ等人发表的 Ｃａｌｌｉｓｔｏ的处理精度，并与目前国际上最好的伽里略卫星观测精度相当     

关于近地小行星轨道演化的初步探索

本文采用改进的显式辛算法和嵌套的PKF7（8）积分器同时对86颗已命名（或编号）的近地小行星的轨道演化进行了数值研究，在103－104年的时间尺度上，给出了这些小行星轨道演化的状况以及它们与几颗大行星靠近的最小距离，特别是与地球接近的最小距离可小于0．01天文单位，甚至可能比月球还更靠近地球．     

小行星族群热物理参数及分布特征研究

小行星热物理是近年来小行星研究领域的一个重要环节, 随着红外观测技术的进步, 该领域的研究取得了长足发展. 小行星发出的热辐射取决于小行星的尺寸、形状、反照率、热惯量(Gamma)、粗糙度等热物理参数. 研究小行星热物理特性的科学意义是多方面的, 比如能够帮助我们计算小行星的Yarkovsky效应和YORP (Yarkovsky-O’Keefe-Radzievskii-Paddackor)效应, 还能对小行星表面的表壤颗粒尺寸进行估算, 从而能更好地对小行星表面的物质成分特征进行研究. 另一方面, 研究小行星族群的热物理特性, 可进一步为研究小行星、小行星带乃至太阳系的形成和演化机制提供重要科学依据. 本文借助先进热物理模型(Advanced Thermophysical Model, ATPM), 结合相应的中红外观测资料计算了Vesta族群、Nysa-Polana族群、Pallas族群、Themis族群、 近地小行星(341843) 2008 EV5、 近地小行星(3200) Phaethon的热物理参数, 揭示了不同种类、不同族群的小行星之间热物理参数的差异和造成这些差异的原因, 以及相同族群中的小行星热物理参数的相似性, 并且基于这些差异和相似性对近地小行星和族群之间的联系及其轨道演化过程进行了讨论.
Vesta族群是由小行星(4) Vesta经历碰撞后产生的碎片形成的. 本文研究了该族群中的10颗小行星, 得到这10颗Vesta族群小行星的平均热惯量为42 $\rm Jm^{-2}\cdot s^{-1/2}\cdot K^{-1}$, 平均几何反照率大小0.328, 并发现与之对应的表面粗糙度普遍较低. 此外, 对已有的主带区域小行星几何反照率进行统计后, 发现Vesta族群小行星的几何反照率普遍偏大, 基于这些热物理参数, 我们进一步估算了这10颗小行星的表壤粒径尺寸范围在0.006--1.673 mm之间. Themis族群也是小行星带中重要的族群之一, 该族群小行星物质成分比较原始, 且成员中大部分可能都有水冰的存在, 对其成员小行星的热物理特性研究可为我们提供该族群母体小行星的内部信息. 我们借助WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer)红外观测和ATPM对该族群中3颗体积较大的小行星(62) Erato、(171) Ophelia和(222) Lucia的热物理参数进行了计算, 发现3者之间的热参数大小非常接近, 从热物理的角度证明了这3颗小行星有可能是来自于同一个母体.
小行星(341843) 2008 EV5是一颗Aten型近地小行星(NEA), 光谱类型为C型, 具有潜在撞击地球的危险, 该小行星曾是欧洲空间局(ESA)的小行星探测任务Marco-Polo-R的基准探测目标, 我们借助ATPM和WISE红外观测得到2008 EV5的热惯量$\Gamma = 110_{-10}^{+30}$ $\rm Jm^{-2}\cdot s^{-1/2}\cdot K^{-1}$, 几何反照率$p_v= 0.095_{-0.003}^{+0.016}$, 有效直径$D_eff= 431_{-33}^{+6} \rm m$. 由于其热惯量相对大多数近地小行星较小, 我们推测其可能来自主带区域, 并对其1000条克隆轨道进行了逆向积分1 Myr, 发现其来自主带区域的概率为6.1%, 同时估算了表壤粒径尺寸为0.58--1.3 mm. 研究表明, 2008 EV5有可能来自于Nysa-Polana族群, 我们对这个族群中的小行星(135) Hertha的热参数进行了计算, 得到该小行星的$\Gamma = 30_{-21}^{+35}$ $\rm Jm^{-2}\cdot s^{-1/2}\cdot K^{-1}$, $p_v=0.135_{-0.034}^{+0.018}$, $D_eff=82.863_{-5.027}^{+12.937} \rm km$. 小行星(3200) Phaethon是日本航空航天局探测器(Japan Aerospace Exploration Agency, JAXA) DESTINY+ (Demonstration and Experiment of Space Technology for INterplanetary voYage Phaethon fLyby dUSt science)的探测目标, 其特殊的轨道形状(大偏心率、小近日点距离)导致在一个轨道周期内温度的变化幅度较大, 使之具有特殊的物理特性. 此外, 该小行星也是双子座流星雨的起源. 研究表明Phaethon起源于主带区域中的Pallas族群, 该族群是小行星带中B-type小行星的重要来源, 其成员数目不多, 但目前大部分的具有活动性的小行星均与Pallas族群相关. 本文中, 我们借助ATPM和WISE的红外观测得到Phaethon和Pallas族群小行星Zerlina的热惯量分别为: $\Gamma_Phaethon= 550_{-290}^{+920}$ $\rm Jm^{-2}\cdot s^{-1/2}\cdot K^{-1}$, $\Gamma_Zerlina=0_{-0}^{+34}$ $\rm Jm^{-2}\cdot s^{-1/2}\cdot K^{-1}$, 几何反照率分别为: $p_{v, Zerlina}=0.1435_{-0.0325}^{+0.0420}$, $p_{v, Phaethon}=0.1253_{-0.0020}^{+0.0034}$, 热参数上的差异可能是由于Phaethon较强的活动性, 当Phaethon的轨道演化至当前位置时, 其较高的近日点温度会使表面的物质发生变化, 同时观测也表明Phaethon有质量流失现象, 使得Phaethon与Pallas族群其他小行星相比, 其表面特性发生改变, 从而热物理参数也随之改变.     

小行星(43)ARIADNE的摄动计算和轨道改进

1°.利用波林(Bohlin)方法计算这颗小行星受木星和土星的普遍摄动并利用惕仁(Tie-tjen)方法作轨道改进.2°.取上面获得结果为第一近似值,再用爱克(Eckert)方法作轨道改进获得平均残差|Δα|=1~s.96,|Δδ|=21″.8.     

“小行星2001”国际学术研讨会简况

2001年6月11－16日在意大利巴勒莫召开了小行星领域近10年来最重要的一次专业会议“小行星2001－从皮亚齐到第3个千年”（Asteroids2001:fromPiazzi to the 3rd millennium）国际学术会，与会者几乎涵盖了小行星研究领域内各个方面的专家。会议旨在交流当前学术界对小行星的研究和认识，讨论该领域里的最新进展及热点前沿问题。简要介绍了会议情况，突出了20世纪90年代至今的新成果和新问题。