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。     

人造卫星三阶摄动理论初探

本文研究了Vinti型中间轨道摄动方程的原则解法,提出了一种有实用意义的半分析、半数值方法。用的基本手段是平均根数法,平均根数σ~*及短周期项△σ_s的定义为:这里,σ为密切根数,T为卫星运动周期,t~*为虚拟时间变量。短周期项△σ_s(准到三阶)可用Fourier分析方法求得,而百(dσ~*)/(dt)(准到四阶)则用数值平均方法计算。本方法可用来处理高精度的卫星激光观测。     

电离层变化对短波传播时延的影响及改正

本文直接用电离层的虚高计算短波传递时延,经太阳黑子11年周期变化、周年变化和周日变化的改正,得到了在1000公里以内短波时延计算的实用公式为: τ=τ_o τ_r τ_s τ_d,(以ms为单位) τ_o=2.900, τ_r= 0.0010R,±0.0007 τ_s=-0.048cos(2πt_s 28°.4),±0.014 ±6°.6 τ_d=0.105cos(2πt_d-63°.7)-0.102cos(4πt d/2 77°.0)±0.039 ±9°.6 ±0.039 ±2°.1 式中τ_o为根据BIH经验公式计算的时延值;τ_r为太阳黑子相对数R对时延的影响;τ_s为周年变化对时延的影响;τ_d为周日变化对时延的影响;t_s、t_d分别表示年和日的数。以武昌时辰站的实际收时结果比对,每天接收BPV时号八次,用此公式计算全年所有的收时精度均优于用BIH经验公式所获得的收时精度。     

Energy Buildup,Flux Confinement and Helicity Accumulation in the Solar Corona

Starting from a dipole field and a given distribution of footpoint displace- ment of field lines on the photosphere,we find axisymmetric,force-free field solutions in spherical coordinates that have the same distribution of normal field on the photo- sphere and magnetic topology as the dipole field.A photospheric shear is introduced in the azimuthal direction in a region that strides across the equator and ends at latitude γ_s.The footpoint displacement has a sine distribution in latitude and a peak amplitude of (?)_m.The magnetic energy E,azimuthal flux F_(?),and magnetic helicity H_T in the solar corona are then calculated for each force-free field solution.It is found that for a given shear region range γ_s,all of the three quantities increase monotoni- cally with increasing (?)_m.In particular,both F_(?) and H_T have a linear dependence on (?)m.When (?)_m reaches a certain critical value (?)_(mc),the force-free field loses equilib- rium,leading to a partial opening of the field and the appearance of a current sheet in the equatorial plane.At this point,E,F_(?)and H_T reach their maximum values, E_c,F_((?)c) and H_(Tc).E_c increases,and F_((?)c) and H_(Tc)decrease with decreasing λ_s.It is found that E_c is always smaller than the open field energy,in agreement with the Aly conjecture.Of the three critical parameters,E_c has the weakest dependence on λ_s.Therefore,if one is interested in the transition of a magnetic configuration from a stable state to a dynamic one,the magnetic energy is probably the most appropriate marker of the transition.     

人造卫星二阶摄动理论的半分析、半数值方法

本文提出了一种新的计算人造卫星二阶摄动的半分析、半数值方法,其基本思想是: i),采用σ~＊作为基本根数系统;这里σ~＊是从密切根数σ中扣去短周期项△σ_s的平根数。 ii),σ~＊的长期、长周期变率(准到三阶)由密切限的变率dσ/dt的数值平均求得。 ii),计算dσ/dt中所用的密切根数σ,由σ~＊加上短周期项△σ_s,而得,其中一阶短周期项△σ_s~((1))用分析公式计算,二阶短周期项△σ_s~((2))用Fourier分析方法求取。由于采用了σ~＊作为根数系统,克服了密切根数σ数值方法的积分步长短、计算时间长、积累误差大等缺点;由于dσ/dt、△σ_s~((2))用数值方法计算,又避免了繁复的公式推导,兼得了计算公式简单,程序编制方便等优点。用本方法计算二阶摄动,计算时间比经典的数值方法要节省十分之九,所占内存的大小可比分析方法节省4/5—5/6。本文还讨论了微分方程的数值积分方法,改进了迭代过程,使得它更适合于卫星动力测地中测轨的要求。本文还给出了用本方法计算的数值结果。数值结果表明:用本方法测轨,向径、垂迹方向误差小于0.1米,沿迹方向误差小于1米。     

关于脉冲星脉冲到达时间转换方程

较详细地介绍了脉冲星脉冲到达时间（TOA）转换方程,讨论了脉冲星TOA转换方程在航天器导航算法中的具体应用问题。同时,对导航用的脉冲星脉冲TOA转换方程与地面射电计时观测用的脉冲星脉冲TOA转换方程进行了比较研究。     

恒星自转测量中因标准星速度非零所引入误差的讨论

近年来,谭徽松等人以所选用标准星的观测轮廓与Gray的转致轮廓直接卷积,再与被测星观测轮廓比较,由此来测量了一些恒星的自转。在这种方法中,当所选标准星自转速度不严格为零时,将引入误差。本文在标准星速度(vsini)_s较小的条件下,进行函数展开,先后给出了轮廓修正关系式R_0(λ)=R(λ)-α_2(△λ_L)_s~2R″(λ),及速度修正关系式(vsini)_0~2=(vsini)~2+(vsini)_s~2。并估算说明,当标准星速度(vsini)_s<5km/s,而被测星速度vsini>20km/s时,该误差可不考虑。     

稳定化和自变量变换

本文提出一种简单而有效的稳定化技术用于数值积分以根数为变量的Lagrange方程,用这种方法可以减少沿迹误差的积累。本文也研究了经Sundman自变量变换dt=r~αds后二体问题运动方程的稳定性,变换后的运动方程按照是否引入能量积分而具两种形式.讨论了两种形式运动方程的稳定性怎样随α而变化,并证明了引入积分的方程的任一解都是新变量s的具两个频率的拟周期函数.     

Weyl时空中的引力场方程

本文在Weyl时空中,即度规张量gij的协变导数gij;κ=-φ_κgij的时空中,从时空的无挠仿射联络的Bianchi恒等式出发,得到了Weyl时空中的引力场方程,Einstein引力场方程只是该方程的特殊情形。     

动态Dilaton—Maxwell黑洞中Dirac粒子的Hawking辐射

给出了动态Dilaton-Maxwell黑洞背景下Dirac方程的退耦与分离变量,并通过适当的变换在动态Dilaton-Maxwell黑洞的视界附近找到了静止质量不为零的Dirac方程的有物理意义的解,导出了Hawking热谱公式、辐射温度和视界面方程。从而解决了Dirac粒子在Dilaton-Maxwell黑洞背景下Hawking蒸发的问题。     

含辐射作用力的相对论改正运动方程

在本文中我们得到了慢速运动中两个球对称非旋转天体在辐射作用力影响下的运动方程。此方程相对论改正达到了(v/c)~2、(v/c)~4、(v/c)~5量级。运动方程只依赖于相对论质量,而与天体的内部结构和致密度无直接关系。这意味着运动方程可以应用于象中子星和黑洞一类具有强内引力的天体。     

弹性地球各种几何轴和物理轴的定义

基于经典的弹性地球自转动力学理论,建立了极移和章动的联合动力学方程。由此给出了弹性地球各种几何轴和物理轴(Tisserand轴、自转轴、瞬时形状轴、角动量轴、CEP和CIP轴)的极移、岁差章动的动力学方程,明确了各种轴的定义及其之间的理论关系。理论研究表明,联合动力学方程要比经典动力学方程综合性强易于理解,可同时求解极移和章动,特别是在文[1]理论中出现的倾斜模(TOM),在此只是作为了一个特解而存在。     

漫反射激光测距特性研究

首先分析不同目标反射模型的漫反射激光测距方程的表达形式,然后通过对有合作目标的卫星激光测距和漫反射激光测距的特性对比分析,在理论上推导出适合1.2m望远镜激光测距系统的漫反射激光测距方程的一般形式.方程的最终表达形式与目标的形状、反射率和目标表面的漫反射特性函数有关.最后进行了地面靶板漫反射激光测距试验,并以试验为例来说明如何求解方程里特定的参数.     

Mira变星拱星包层的温度结构

我们研究了Mira变星拱星包层的温度结构。假设Mira变星拱星包层由气体和尘埃颗粒两种成分组成,气体为理想气体,并有稳定的和球对称的径向向外流动;我们研究了拱星包层气体的加热机制和致冷原因,根据拱星包层气体的质量、动量和能量守恒方程及多方膨胀过程方程,通过计算得到了拱星包层气体温度所满足的温度方程。这个温度方程对于Mira变星拱星包层有普遍意义。对于典型的Mira变星我们进行了数值计算,得到了温度曲线。与观测得到的温度曲线比较表明,理论模型与观测事实相一致。     

爱因斯坦-杨振宁方程及爱因斯坦方程的宇宙学解

本文讨论均匀各向同性总星系的Robertson-Walker度规,得出了爱因斯坦-杨振宁方程关于无自旋理想流体物质的无挠内解的显式,并由此找到了在早期宇宙辐射时期,爱因斯坦方程的一些宇宙学解。     

致密星的边界层问题

本文证明了对于中心区产生的相变的致密星,相变将使恒星结构方程(Oppenheimer-Volkoff方程)产生修正,并使度规产生新的奇异性。以上结果表明,必须在相变面附近建立边界层。     

在电宇宙中的二类黑洞的外部度规场和电磁场的严格解

运用Ernst方程内部对称群的Harrison变换 ,得到了E -M场方程的二个新的严格解 ,发现在电宇宙中的R -N度规仍是静态的 ,这与磁宇宙的结果不同。     

关于DSX体系下的广义相对论（1PN）流体力学问题的探讨

使用ＤＳＸ 体系对于广义相对论（１ＰＮ） 的一般流体和理想流体均作了初步的探讨,建立了一种既适用于局部坐标系又适用于整体坐标系的解决广义相对论流体力学的新方法．对于一般流体,利用Ｍａｐｌｅ 软件计算了精确到ｃ－ ４ 项的能量动量张量Ｔａｂ 的结构,经过化简整理代到描述流体运动的基本方程中,得到了ＤＳＸ 体系下一般流体的基本方程,这是在局部坐标系中的结果,通过局部坐标和整体坐标之间的变换关系,可得整体坐标下物体的运动状态．另外,还给出了ＤＳＸ 体系下的理想流体力学的表示形式,通过将理想流体力学中一般的量改写为该体系下的量,从而改写了理想流体的Ｅｕｌｅｒ 方程和能量方程     

无力磁场中的流场

本文提出了大磁雷诺数无力场作为低β展开的零阶近似的全部方程,其中一个方程在以前许多工作中被遗漏了。文中就哥西问题讨论了方程组的定解问题,并给出平面和轴对称问题中求解的一般途径。     

2维弦论中的黑洞的熵

在2维弦论黑洞背景时空中求解了具有't Hooft的边界条件和“准周期”边界条件的Klein-Gor-don方程和Dirac方程,分别计算了相应的玻色子熵和费米子熵,发现它们具有同一发散形式,两仅相差一个系数。