Sur la recherche des mouvements stationnaires dans les systèmes ayant des variables cycliques

Résumé Ayant défini la notion de système lié associé à un système mécanique comportant des variables cycliques, on montre que l'ensemble des mouvements stationnaires du système coïncide avec l'ensemble des mouvements stationnaires du système lié. L'étude de la stabilité de ces mouvements montre que si le système lié est stable, il en est de même pour le système initial. La recherche des mouvements stationnaires des gyrostats fournit une application de cette étude.

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A constrained system is associated with a mechanical system having cyclic coordinates. We prove that the set of steady motions of this mechanical system and the set of steady motions of the constrained system are the same. Investigating the stability of these motions, we prove that, if the constrained system is stable, then the mechanical system is also stable. As an example, we consider the problem of the relative equilibrium of gyrostat satellites.

     

Sur la stabilite de certains mouvements particuliers d'un satellite artificiel de la terre soumis aux efforts aerodynamiques

L'auteur considère le mouvement d'un satellite artificiel de la terre évoluant suffisamment près de celle-ci pour qu'on ait à tenir compte des efforts aérodynamiques et en admettant que l'air est un fluide parfait incompressible en mouvement irrotationnel.Il met le problème en équations et, dans le cas d'un satellite de révolution, démontre l'existence de mouvements particuliers où le centre de gravité du satellite a un mouvement circulaire uniforme le satellite tournant uniformément autour de son axe perpendiculaire au plan du cercle. Il donne des conditions suffisantes de stabilité et d'instabilité de ces mouvements au moyen de la méthode de Liapounoff.

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The author considers the motion of an artificial satellite of the Earth revolving sufficiently near it so that the aerodynamic forces can be taken into account. It is supposed that air is a perfect incompressible fluid in irrotational motion.The problem is posed in the form of equations and proves the existence of particular motions in the case of a satellite of revolution when the centre of gravity of the satellite has uniform circular motion, the satellite revolving uniformly around its axis, perpendicular to the plan of the circle.Sufficient conditions for stability and instability of particular motions are given by the method of Liapunov.

     

Sur les solutions particulières du problème généralisé des trois corps solides

Résumé Il est envisagé dans ce travail le problème généralisé du mouvement translatoire-rotatoire des trois corps solides.Il est supposé que chaque particule élémentaire du chacun corps agit sur chaque particule d'autre corps par une force (d'attraction ou de répulsion), dirigée suivant la droite, passante par ces deux particules. Cette force est proportionnele à produit des masses des deux particules et à une certaine fonction du temps, de la distance mutuelle et des ses dérivées première et seconde.On ne suppose pas, que le troisième axiome de la dynamique Newtonienne a lieu, de sorte que notre système des trois corps se trouve sous l'influence des six forces distinctes.Les équations fondamentales du mouvement translatoire-rotatoire des trois corps solides n'admettent pas, en général, des intégrales premières classiques.Nous avons établie auparavant les conditions à laquelles doivent satisfaire les corps pour que le problème posé admettra lesmouvements plans, c'est-à-dire les tels mouvements quand les centres des masses des trois corps restent toujours dans un plan invariable et chaque corps est assujetti à tourner autour d'axe, qui est perpendiculaire à ce plan invariable.Il est établie, que le problème admet ces mouvements plans au cas où chaque des trois corps possède d'une symétrie dynamique et géométrique par rapport d'un plan, passant par le centre des masses. Il est étudie plus loin la question d'existence des tels mouvements plans dans lequels les centres des masses des trois corps forment toujours un triangle équilateral (solution Lagrangienne), ou restent toujours sur une ligne droite (solution Eulerienne). Il est montré, que ces mouvements peuvent exister au cas où chaque des trois corps possède, outre la symétrie par rapport d'un plan, encore d'une symétrie dynamique et géométrique par rapport d'un axe, perpendiculaire à plan de la symétrie.Dans ces solutions chaque corps tourne uniformément autour cet axe avec vitesse angulaire, indépendante des paramètres des mouvements orbitaux des centres des masses.Sont obtenues les conditions à laquelles doivent satisfaire les lois des forces actives et les caractéristiques de structure des corps pour que ces mouvements Lagrangiennes et Euleriennes pourront être exister.On donne les exemples. Il est envisagé, en particulier, le cas où chaque corps est une sphère avec la distribution sphérique de la densité, et les particules élémentaires s'exercent mutuellement par les lois du Newton-Coulont (d'attraction ou de répulsion), avec les coefficients de la proportionnalité dépendant du temps. Alors, les solutions Lagrangiennes peuvent exister au cas seulement où chaque corps agit sur les deux autres par le même loi.Les solutions Euleriennes peuvent exister au cas seulement où les coefficients sont des constantes, ou bien sont les produits de celles constantes par une fonction unique du temps.Les résultats analogues sont établies pour les corps arbitraires, possèdant la symétrie axiale, dont les particules élémentaires s'exercent aussi par les lois du Newton-Coulont.Remarquons maintenant, que les résultats exposés dans ce travail montrent que les solutions célèbres du Lagrange et Euler dans le problème classique des trois points matériels, s'attirant mutuellement selon loi du Newton, existent aussi dans le problème des trois corps solides avec les suppositions les plus générales pour les forces actives. De cette façon il est établie, que ces mouvements classiques, ayant d'une grande importance pour la mécanique céleste contemporaine, possédent d'une stabilité d'un genre singulier remarquable.En effet, les configurations triangulaires et rectilignes des trois corps peuvent se conserver indéfiniment avec les changements différents des lois des forces actives, aussi qu'avec les changements divers des structures des corps solides en mouvement (dans cértaines conditions aussi pour les corps fluides).D'un autre côté, les résultats obtenus ont, comme il semble à l'auteur de ce travail, non seulement l'intérèt purement théorique, mais peuvent avoir aussi les applications dans les problèms concrets du mouvement des corps célestes dans les domaines très éloignés d'espace cosmique.En effet, il parait indubitable, que dans les divers domaines d'univers et dans les divers systèmes cosmiques, peuvent avoir lieu les actions mutuelles très différentes, qui peuvent en outre se changer avec le temps.La loi d'attraction universelle du Newton, qui est probablement assez suffisante pour notre système solaire, est sans doute une approximation grossière et douteuse seulement des lois réelles de la Nature.

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In the present paper, the generalized problem of translatory-rotatory motion of three rigid bodies, whose elementary particles act upon each other according to arbitrary laws of forces along the straight line joining them, is discussed.Author has shown that this problem admits particular solutions, analogous to the classic solutions of Lagrange and Euler, when each body possesses axial symmetry. In these solutions the centres of mass of the three bodies form an equilateral triangle (Lagrangian solutions) or remain always on a straight line (Eulerian solutions). Each body turns uniformly around its axis of symmetry, which remains always perpendicular to the plane of motion of centres of mass.

     

Cas special du probleme restreint des trois corps (special cases of restricted three-body problems)

Resume Nous envisageons ici le problème, posée par l'académicien A. J. Ichlinsky (Académie des Sciences, U.R.S.S.). Deux masses actifs égales tournent par une orbite circulaire kepleriènne. Deux autres masses égales, simétriques par rapport à, le centre de cette orbite, se trouvent sous l'attraction des masses actifs et s'attirent l'un l'autre, mais n'agissent sur les masses actifs. Il est montré, que le mouvement de chaque masses passives est suffisament proche au mouvement d'une masse passive dans le problème de Kopenhague. En particulier problème d'Ichlinsky admet les solutions particulières, voisines aux solutions lagrangiènnes du problème de Kopenhague. Toutes ces solutions particulières sont instables mais admettent les solutions périodiques, voisines aux solutions lagrangiènnes. Le problème posée peut être applicable aux quelques problèmes de la mécanique celeste stellaire.

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In this paper we consider the some special cases of restricted three-body problems, proposed by academician A. J. Ichlinsky.

     

Sur les solutions périodiques du mouvement plan de libration des satellites et des planètes

Résumé Ce papier présente une étude analytique du mouvement plan de rotation des satellites (et des planètes) dans leurs mouvements orbitaux. Les trois familles des solution périodiques sont obtenues par la méthode du prolongement analytique de Poincaré. Ensuite, la stabilité de ces solutions périodiques est discutée, et les équations approchées des courbes limites de stabilité sont données jusqu'au quatrième ordre.

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This paper presents an analytical study of the rotational motion of the satellites (and the planets) in their orbital planes. The three families of periodic solutions are obtained by the method of analytical continuation as formulated by Poincaré. The stability of these solutions are analyzed, and the approximate equations of the transition curves are obtained to the fourth order.

     

Cas special du probleme restreint des plusieurs corps

Résumé Nous considerons ici un cas particulier du problème restreint des n+1 corps. Les n points matériels actifs des masses unitaires sont situés dans les sommets d'un polygone équilatéral, qui tourne uniformément autour son centre. Ces n corps agissent sur un point matériel passif par une loi quelconque. On trouve les points de libration correspondants et on recherche le problème de la stabilité de ces points au sense de Liapounov.

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In this paper we consider the some special case of restricted multi-body problem.

     

Les equations aux variations du probleme de Störmer

Résumé Une théorie a déjà été établie [3] concernant tout système lagrangienL(q, ,t) qui possède des intégrales premières ou plus généralement des formes invariantes, provenant par, exemple d'invariances géométriques. Cet article est une application concrète et directe aux équations aux variations du problème de Störmer qui intéressent actuellement des chercheurs en Mécanique [4].

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The variational equations of Störmer's problem

A theory has already been established [3] concerning all lagrangiansL(q, ,t) which possess the integrals or more generally invariant forms, originating for example from geometric invariances. This paper is a direct application to the variational equations of Störmer's problem that has captured the interest of many researchers in celestial mechanics [4].

     

Sur les mouvements réguliers des satellites

Résumé Il est envisagé dans ce travail le problème du mouvement translatoire-rotatoire d'un corps solide invariable dans le champ centrale de la gravitation Newtonienne. Il est établie auparavaat la forme générale du développement de la fonction des forces du problème et il est marqué ses propriétés remarquables. Nous abordons ensuite l'étude des mouvements, nommés reguliers, dans lesquels le centre des masses du corps décrit une orbite circulaire Keplerienne, tandis que le corps lui-même conserve une orientation invariable par rapport à cette orbite.Il est démontré, que ces mouvements peut admettre seulement le corps possedant la symétrie axiale dynamique. Nous distinguons les trois types différents des mouvements réguliers, dont nous nommons par flotte, flèche et rais.Il existenr encore quelques cas intermédiaires.     

Sur une reduction des equations du mouvement du probleme des 3 corps

Résumé Dans cet article nous étudions, dans un premier temps, la réduction des équations du mouvement du problème plan des 3 corps en introduisant le groupe des similitudes planes dans la 1-forme de Poincaré. Ceci permet de dégager le cas des trajectoires de moment cinétique nul et d'énergie nulle. Nous envisageons ensuite la réduction du problème dans l'espace en établissant un lien remarquable avec le problème plan.

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In this article we first of all study the reduction of the equations of movement of the planar three body problem through the introduction of the group of similitude in Poincare's 1-form. This brings out the case of trajectories with zero angular momentum and zero energy. We then consider the reduction of the problem in space by establishing a remarkable link with the planar problem.

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Proceedings of the Sixth Conference on Mathematical methods in Celestial Mechanics held at Oberwolfach (West Germany) from 14 to 19 August, 1978.     

Zur Bahnberechnung von Geostationären Satelliten

Zusammenfassung Mittels kanonischer Resonanztheorie wird eine Störungsrechnung erster Ordnung für die Bahn eines geostationären Satelliten durchgeführt. Die von der Erdabplattung, der Elliptizität des Erdäquators, sowie von Sonne und Mond herrührenden Störungen werden berücksichtigt. Die durch den Einfluss der verschiedenen Störeffekte modifizierte Resonanzfrequenz wird bestimmt.

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A first order perturbation theory for a geostationary satellite is presented. The perturbations caused by the oblateness of the Earth, the ellipticity of the Earth equator and the gravitational influence of Sun and Moon are considered. The resonance frequency which is slightly modified by these perturbations is determined.

     

Elimination des noeuds dans le probleme newtonien des quatre corps

Résumé Nous appliquons la méthode des transformations canoniques à variables imposées à la réduction du problème newtonien des quatre corps. L'élimination du centre de gravité étant supposée faite, le problème est ramené à celui des trois corps fictifs. Alors nous menons à bien la réduction dûe aux intégrales des aires explicitement sous forme Hamiltonienne en tenant compte de l'aspect géométrique d'élimination des noeuds préconisé par Jacobi.Nous nous imposons trois fonctions comme nouvelles variables: la troisième intégrale des aires et deux fonctions in variantes; ces deux dernières fonctions resteront nulles lorsque nous prendrons comme troisième axe de coordonnées l'axe défini par le moment cinétique des quatre corps; elles sont choisies en involution avec la troisième intégrale des aires et de crochet un entre elles. Cela nous conduit à déterminer un système de quatorze variables canoniques que nous interprétons géométriquement. Il y a effectivement élimination des moeuds: il s'introduit un pseudo-noeud commun aux deuxième et troisième corps fictifs qui concide avec le noeud du premier corps fictif; ces noeud et pseudo-noeud sont repérés par un paramètre ignorable.

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Elimination of nodes in the Newtonian four-body problem

We apply the method of canonical trasformations with imposed variables to the reduction of the Newtonian four-body problem. After the elimination of the center of gravity, the problem is reduced to that of three fictitious bodies. Then we proceed to the actual reduction using the integrals of angular momentum, in Hamiltonian formulation, and considering the geometrical aspects of the elimination of the nodes advocated by Jacobi.We impose three functions as new variables: the third integral of angular momentum and two invariant functions; these last two functions will remain null when we take as third coordinate axis the axis, defined by the momentum vector of the four bodies; they are chosen in involution with the third integral of momentum and so that their Poisson bracket is equal to one. Then we determine a system of fourteen canonical variables which have a simple geometrical interpretation. It is an actual elimination of the nodes: a pseudonode for the second and third fictitious bodies is introduced which coincides with the node of the first fictitious body; the node and the pseudo-node are referred to by an ignorable parameter.

     

Transformation invariante du problème des deux corps associée à l'excentricité

Dans un système d'axes fixes le problème gravitationnel des n. corps possède quatre groupes d'invariance (rectifications). Aucun de ces groupes ne peut échanger une solution non bornée et une solution bornée.Dans le cas du problème non circulaire et non rectilinéaire des deux corps, une transformation paramétrique peut-être définie, changeant seulement l'exentricité et l'horaire. Cette transformation est de type homographique et son expression anlytique dépend des valeurs de l'exentricité par rapport à l'unité. Par conséquent, une solution hyperbolique ou parabolique peut-être changée en une solution elliptique. Les applications et l'utilité d'une telle transformation concerne les captures des comètes. Finalement, une hypothétique extension est indiquée pour le problème des n. corps.

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Invariant transformation of the two-body problem associated with eccentricity

In an absolute reference frame the gravitational n-body problem possesses four groups of invariant transformations (rectifications). But no one can change an unbounded solution into a bounded solution.For the non-circular two-body problem, having non-zero angular momentum a parametric transformation may be defined changing only the eccentricity and the time. This transformation is of homographic type, and it is an analytical expression depends on the value of the eccentricity with respect to unity. Therefore an hyperbolic or parabolic solution may be changed into an elliptic solution. The application and usefulness of this transformation is concerned with the capture of comets [5].Finally, an hypothetic extension is indicated to the n-body problem.

     

Triple close approach in the three-body problem: A limit for the bounded orbits

Using the results of Sundman and Birkhoff as also the studies on the generalized Hill's curves, we develop a new method for computing a lower bound of the moment of inertia for the bounded orbits in the general three-body problem.Thus we obtain much higher values than in the classical results. We show for instance, that when the integral of the energy goes to zero, this lower bound goes to the minimum moment of inertia of the corresponding parabolic Euler motion of the same angular momentum: it is then the greatest lower bound.

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Résumé En utilisant les résultats de Sundman et de Birkhoff ainsi que les études sur les courbes de Hill généralisées, on développe une nouvelle méthode pour calculer un minorant du moment d'inertie pour les orbites bornées dans le problème des trois corps.On obtient ainsi des valeurs beaucoup plus élevées que dans les résultats classiques. On montre en particulier que lorsque I'intégrale de I'énergie tend vers zéro ce minorant tend vers le minimum du moment d'inertie du mouvement parabolique d'Euler correspondant de même moment cinétique: c'est alors la limite inférieure.

     

Evolutionary stages of visual binary components

In the assumption of a coeval origin of the components of visual binaries, the possible evolutionary stages of the stars forming a system can be studied on the basis of the differences in apparent visual magnitudes and color indices. According to such differences, a subdivision of systems in groups depending on the evolutionary stages of the components has been investigated. Some rough limiting estimates of the masses can be attempted. A comparison with observations is given.

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Résumé Dans l'hypothèse de l'origine contemporaine pour les étoiles composantes des systèmes binaires visuels on a recherché les phases évolutives possibles en se basant sur les différences des magnitudes apparentes visuelles et des indices de la couleur. En conséquence on a subdivisé les systèmes par groupes par rapport aux phases évolutives des composantes. On a donné des évaluations approximatives limites pour les masses et une comparaison avec les observations.

     

Cosmologie,systemes d'unites et theorie de Weyl

Sommaire Nous considérons ici le problème du changement d'unités en physique au moyen de la théorie des groupes. Nous proposons une définition du changement d'unités fondée sur l'existence de trajectoires de groupe dans la variété. Les applications de cette méthode permettent de comprendre pourquoi les systèmes d'unités gravitationnel et atomique, bien que calqués sur le même modèle, restent cependant indépendants. Le mélange de plusieurs systèmes d'unités, comme par exemple l'interprétation de résultats optiques au moyen de mesures atomiques, conduit à l'échelle cosmologique à des décalages spectraux, et pourrait être à l'origine de certains décalages spectraux anormaux. L'utilisation des espaces de Weyl intégrables apparaît comme naturelle dans cette théorie: les coefficients _j de la forme linéaire fondamentale qui définit ces espaces résultent du groupe d'invariance considéré. Le choix du lagrangien apparaît comme un choix d'unités et permet de comprendre comment une constante, universelle dans un système d'unités, peut devenir fonction du temps par exemple dans un autre système.     

Sur une etude de stabilite par analogie avec la collision triple

Résumé Dans cet article on a adapté les méthodes d'étude de la collision triple et de son voisinage au problème de la stabilité d'une position d'équilibre d'un lagrangienL = (x ² +y ²)/2 +U oùU est un polynôme homogène de degrék, le cask=3 étant tout particulièrement développé. On met en évidence des configurations centrales, des solutions par homothétie d'énergie nulle et on étudiera leur voisinage [3, 4].

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In this paper, we apply the methods of study of the triple collision and its neighbourhood to the problem of stability of the equilibrium ofL = (x ² +y ²)/2 +U, whereU is homogeneous. The case ofU of degree 3 is especially studied. We investigate the central configurations and homothetical solutions with zero energy and we study their neighbourhood.

     

Proprietes Geometriques des Equations d'Euler-Poisson du Corps Solide a Point Fixe

Introduction et résumé Le problème de la réduction à l'ordre deux des équations d'Euler-Poisson par les 3 intégrales premières classiques a été étudié par Leimanis en 1971. Dans cet article on se propose de reprendre ce problème d'un point de vue géométrique. On étudie systématiquement les propriétés géométriques des équations d'Euler-Poisson du mouvement du corps solide pesant à point fixe dans deux cas. Dans le premier cas, le corps solide est muni d'un moment gyrostatique constant par rapport à lui-même. On montre ici que la réduction des équations d'Euler-Poisson nous ramène aux trois équations d'Euler initiales avec une structure présymplectique, ceci grâce à la présence d'une forme invariante de volume. D'autres conséquences géométriques sont signalées.Dans le deuxième cas, on supprime le moment gyrostatique. On remarque alors une propriété supplémentaire par rapport au cas précédent: la présence d'une transformation infinitésimale dûe à l'homogénéité des équations. La réduction des équations peut s'effectuer d'une infinité de manières alors qu'elle était unique dans le premier cas. Ceci est illustré par le cas intégrable de la toupie symétrique où l'on met en évidence, de façon originale, les deux quadratures nécessaires.

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Geometrical properties of the Euler Poisson's equations of a heavy rigid body about a fixed point

In this paper, we study the geometrical properties of the Euler Poisson's equations of the motion of a heavy rigid body about a fixed point. Two cases are studied. In the first on the rigid body has a gyrostatic moment, constant with respect to itself. It is shown, from the reduction of Euler Poisson's equations, we that we have a presymplectic structure for the initial Euler's equations, and this fact being due to the existence of an invariant volume. Other geometrical consequences are obtained.Secondly the rigid body is considered without its gyrostatic moment. We have here a new property which is the existence of an infinitesimal transformation, due to the homogeneity of the equations. Here the reduction of the equation can be made by an infinity of ways, when it was unique precedently. This study is illustrated by the integrable case of the symetrical top.

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Paper presented at the 1981 Oberwolfach Conference on Mathematical Methods in Celestial Mechanics.     

An asymptotic solution for the stellar case of the planar Three-Body Problem

A simplified model of the planar Three-Body Problem is considered in which two particles, forming a close binary, orbit a distant point. A small parameter , related to the distance separating the binary and the remaining mass is defined. The time is eliminated from the equations of motion and an angular variable is used instead. A two-variable expansion procedure is used to find an asymptotic solution. The solution obtained is known completely up to the order ten in , and it is valid for almost arbitrary initial conditions. Specification of the initial conditions leads to a solution which is periodic with respect to a modified time variable.

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Résumé On considère un modèle simplifé du Problème Plan des Trois Corps, dans lequel deux particules, formant une binaire proche, sont en orbite par rapport à un troisième point éloigné des deux autres. On définit un petit paramètre , lié à la distance séparant la binaire de la particule restante. On élimine le temps des équations du mouvement et on utilise une variable angulaire comme nouvelle variable indépendante. Une méthode de développement à deux échelles est utilisée permettant d'obtenir une solution asymptotique du problème. La solution obtenue est connue complètement jusqu'àl'ordre dix en , et elle est valable pour des conditions initiales très générales. Pour des conditions initiales bien déterminées, on obtient une solution périodique par rapport à une nouvelle variable temporelle.

     

Comparaison de catalogues de crateres lunaires

Résumé La partie systématique des différences entre les positions des cratères de plusieurs catalogues est développée en harmoniques sphériques. L'application du test en ² détermine l'ordre du développement. La méthode a été appliquée pour comparer le système de référence de Arthur avec les catalogues de Schrutka-Rechtenstamm et Gavrilov. On obtient les surfacesf (l, b) des différences systématiques de ces catalogues. La zone centrale de la face visible de la lune (± 40° en latitude et longitude) est bien déterminée, mais la zone marginale présente des différences systématiques qui peuvent atteindre le kilomètre.

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The systematic part of the differences between positions in crater catalogues is expanded into spherical harmonics. The application of the ² test determines the highest order of the expansion. The method was applied to compare the Arthur System with the Schrutka-Rechtenstamm and Gavrilov catalogues. The surfacesf (l, b) of systematic differences from these catalogues were obtained. The central zone of the near side of the Moon (± 40° in latitude and longitude) is well determined but the marginal zone presents systematic differences that can be as large as one kilometer.

     

Analyse de l'Ombre extérieure pendant les Éclipses de lune

Sommaire L'analyse photométrique de l'ombre extérieure pendant 20 éclipses de 1921 à 1968 sur la base d'un matériau homogène d'observations révèle l'existence de la luminescence du sol lunaire excitée par les radiations corpusculaires solaires. L'influence de la haute atmosphère terrestre vers 25 km d'altitude se manifeste au bord de l'ombre.

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Photometric analysis of the peripheric umbra during 20 eclipses between 1921 and 1968 based upon the homogeneous observational material reveals the existence of the lunar luminescence excited by solar corpuscular radiations. The influence of the terrestrial upper atmosphere at about 25 km height is detectable on the border of the umbra.

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En congé de l'Institut Astronomique de l'Académie des Sciences, Prague.