一、NONGRAVITATIONAL EFFECT ON ORBITAL MOTIONS OF COMETS（论文文献综述）
陈媛媛,马月华[1]（2021）在《近地小行星（10302）1989 ML和（4660）Nereus的轨道特征及演化分析》文中研究表明近地小行星（10302） 1989 ML和（4660） Nereus作为下一代深空探测的候选目标一直备受关注.在考虑太阳系主要天体的动力学背景下,通过计算最大Lyapunov指数（MLE）及MEGNO （Mean Exponential Growth factor of Nearby Orbits）指数讨论它们的稳定性.同时,对每个小行星,在其观测误差范围内按多元正态分布各选取1000个克隆粒子,通过统计分析显示这两个小行星在10万年内可能的运动范围,给出半长径-偏心率空间中的出现次数分布图,并统计小行星与地球或其他大行星之间的密近交汇及碰撞的概率.此外还对这两个小行星的标称轨道进行长期共振、Kozai共振及平运动共振的动力学分析.综上得出结论, 1989 ML处在平运动共振主导的区域,发生密近交汇的概率较小,从而其轨道相对较稳定;而Nereus处在地球的密近交汇区域,轨道极不稳定.
姜浩轩[2]（2020）在《基于红外观测的小行星族群热物理参数与分布特征研究》文中研究表明小行星热物理是近年来小行星研究领域的一个重要环节,随着空间和地面望远镜观测技术的进步,大量小行星的红外数据被观测到,使得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、粗糙度等热物理参数。在太阳系中不同光谱类型（如S型、V型等）、不同区域（如主带、近地等）的小行星这些参数有较大的差别。通过建立热物理模型计算理论辐射通量并结合相应的红外观测数据进行比对,可获得这些热物理参数的大小。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-PaddackorYORPeffect）效应,并预测其轨道和自转状态的变化,另外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、小行星族群、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。本文主要从小行星族群的角度出发,借助先进热物理模型（Advanced Thermophysical Model,ATPM）结合相应的中红外观测计算了 10颗Vesta族群小行星、近地小行星（341843）2008 EV5、Nysa-Polana族群小行星（135）Hertha、近地小行星（3200）Phaethon、Pallas族群小行星（531）Zerlina、及3颗Themis族群小行星的热物理参数,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,并且从这些差异和相似性中对近地小行星和族群之间的联系以及轨道演化过程进行了讨论。Vesta族群是小行星带中数目最多的族群之一,该族群是小行星（4）Vesta经历碰撞后产生的碎片形成,同时Vesta族群也是HED（Howardite-Eucrite-Diogenite meteorites）陨石的发源地。研究表明该组群存在的年龄超过10亿年,为科学家们研究小行星带和早期太阳系形成与演化过程提供了重要线索。本文从热物理特性的角度对该族群中的10颗小行星进行了研究,得到这10颗Vesta族群小行星的平均热惯量为42 Jm-2s-1/2K-1,平均几何反照率大小0.328,与之对应的表面粗糙度普遍较低。此外,我们还对这些热物理参数的结果进行了统计分析,研究了小行星热惯量和有效直径之间的变化关系,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,并研究了这些小行星随热惯量随自转周期的变化情况,由于样本数目较少,结果中并未发现二者之间有明显的相关关系,基于我们得到的热物理参数,估算了这十颗小行星的表壤粒径尺寸范围在0.006～1.673 mm之间。小行星（341843）2008 EV5是一颗Aten型近地小行星,光谱类型为C型,具有潜在撞击地球的危险,该小行星曾是欧空局（ESA）的小行星探测任务Marco-Polo-R的基准探测目标,虽然最终航天器并没有飞往该小行星,但对其物理特性、起源演化等的研究仍有较高的科学价值。2010年空间红外望远镜WISE对其做了大量的观测,为研究其热物理特性提供了关键数据。在第五章中我们借助ATPM和WISE红外观测得到2008 EV5的热惯量Γ=110-10+30 Jm-2s-1/2K-1,几何反照率pv=0.095-0.003+0.016,有效直径Deff=431-33+6m。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估算为0.58～1.3 mm。最后,研究并讨论了该小行星表面水冰存在的可能性。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,得到该小行星的热惯量大小30-21+35 Jm-2s-1/2K-1,pv=0.135-0.034+0.0182,几何反照率大小pv=0.135-0.034+0.018,有效直径为Deff=82.863-5.027+12.937。小行星（3200）Phaethon是近年来较为热门的研究目标,该小行星是日本航空航天局探测器DESTINY+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,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。在第六章中我们将（3200）Phaethon和Pallas族群小行星（531）Zerlina的热物理参数结合起来进行研究,通过将理论辐射流量与观测值进行拟合,我们得到Phaethon和Zerlina的热惯量分别为:ΓPhaethon=550-290+920 Jm-2s-1/2K-1,ΓZerlina=0-0+34 Jm-2s-1/2K-1,几何反照率分别为:pv,Zerlina=0.1435-0.0325+0.0420,pv,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。Themis族群也是小行星带中重要的族群之一,以小行星（24）Themis命名,分布在小行星带的外部区域。在该族群中,大部分小行星均为B-type和C-type小行星,这些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进行研究可为我们提供该族群母体小行星的内部信息,从而为我们提供了研究大型B-type和C-type小行星的有效途径。在第七章中,我们借助WISE红外观测和ATPM对该族群中三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,发现三者之间的热参数大小非常接近,从另一个角度证明了这三颗小行星有可能是来自于同一小母体。小行星族群是研究太阳系早期演化的重要对象,在使用热物理模型计算小行星族群热参数的过程中,我们提出了新的计算太阳反射光的方法,首次研究了Vesta族群小行星的热惯量分布,以及族群内小行星其他热物理参数的分布情况,并且研究了部分近地小行星（如2008 EV5,Phaethon）与主带族群小行星之间在热物理参数方面的联系。该工作可从热物理参数的角度对小行星族群分类方法进行完善和改进,同时,对近地小行星热物理参数的研究结果将为我国小行星深空探测任务的探测目标特性提供重要帮助。
徐伟彪,胡中为[3]（2006）在《论彗星空间探测的科学目标》文中认为彗星的空间探测是当代前沿课题.本文首先概述彗星的主要研究结果.彗星的本体是不大的‘脏雪球’彗核;随着接近太阳,其表面冰升华并带出尘埃而形成彗发,发生复杂的物理-化学过程;太阳辐射压和太阳风推斥彗发的尘埃和离子而形成彗尾;彗星尘散失在轨道附近而成为流星群.虽然地面观测到彗发和彗尾的丰富资料,但对彗核却了解甚少,需要发射飞船进行空间探测;接着,从探测彗核的真实性质、采集彗星样品分析成分、探索彗星活动和机制、彗星的有机物与生命起源、彗星-地球关系、太阳系起源和演化线索几方面阐述彗星的空间探测的科学意义;然后,综述彗星空间探测的一些计划进展情况,总结彗星空间探测的重要成果;最后,讨论未来的彗星空间探测的科学目标,包括高轨卫星采集彗星尘、搜寻近地小彗星、搜寻未知彗星、发射更优秀飞船探测不同彗星.
胡中为,马剑波,杨捷兴,汪琦[4]（2002）在《Hale-Bopp彗星的短期非引力效应与彗核活动》文中提出对于 Ｈａｌｅ－Ｂｏｐｐ彗星在１９９７年２月底到４月初的几次彗核活动中，分析了它的同时期天体测量资料，发现它有活动时的观测位置与由彗星历表计算的位置偏差明显地超过观测误差，也超过彗星质心与光心的偏差，因此，这些结果表明彗核活动的确造成了可观测的短期非引力效应；对几次彗核活动及其相应的非引力效应作了讨论．
郑学塘,郁丽忠,朱文耀[5]（2001）在《变质量少体问题及其应用》文中指出该文以变质量质点动力学方程 （密歇尔斯基方程 ）为基础 ,建立了变质量少体问题的运动方程 ,并利用小参数方法得到了变质量少体问题的分析解。文中还将研究结果应用到彗星运动上 ,讨论彗星轨道中非引力效应。指出非引力效应会导致某些彗星轨道半长径和偏心率等产生长期和周期变化 ,这些变化将明显地影响彗星运动的周期以及过近日点的时间和地点 ,因此在这些彗星精密定轨和探讨其轨道动力演化时应当考虑这种非引力效应。文末还具体计算了恩克彗星轨道中非引力效应
陶隽[6]（2000）在《海尔—波普彗星近核研究》文中研究说明本文简要回顾了彗星研究的概况,然后评述了海尔一波普彗星（C/1995 01）的研究结果,包括尘埃、气体产生率、尘埃粒子大小分布、气体、尘埃喷出速度、彗核自转周期、自转轴指向等参数,彗核爆发和X射线发射等现象。 我们讨论了C/1995 01在1996年9月的图象和光变曲线。在9月10—11日观测到了彗核的爆发。在这两天内彗发的星等分别增加了2.1和1.4等。同时发现在彗核附近有两个球状喷出物。根据喷出物的运动外推出爆发的初始时刻是1996年9月9日（9.5±0.2UT）。然而,产生这次爆发的物理原因尚不清楚。两个喷出物的径向投影速度分别是120和97m/s。与此同时,Owens et al（1998）观测到这颗彗星的X射线爆发。 我们应用一种处理彗星CCD图象的方法,即小波分析方法,它可以较理想地把喷流从彗发中分离出来。我们用它对1.56米望远镜观测到的Hale-Bopp彗星CCD图象进行处理,得到它们的喷流图象,再比较不同日期喷流亮度中心到彗核的距离可以测定喷流的速度。如果Hale-Bopp彗星的自转周期为12小时左右,根据27次测定得到喷流的平均速度为（599±34）m/s。我们发现各条喷流的喷发速度不一样,而且有较大的日变化,变化幅度在（200～900）m/s之间。 我们对上海天文台的1.56米望远镜1997年初海尔-波普彗星的观测资料所显示的内彗发形态作了数值模拟。在1997年1月底到3月初的时间内,内彗发形态变化剧烈,由径向喷流演化为旋喷流。我们假设彗核作刚体自转,用两个活动源产生尘埃粒子喷射,计算它们在太阳辐射压作用下的运动轨迹,再投影到天球切平面上,与实际观测图像比较得到彗核自转轴的指向是赤经250度,赤纬-60度（2000年历元）。这一结果和目前大多数的结果基本一致。模拟图像与真实彗发结构大致相同。两个彗核表面活动区域的纬度分别是30度和0度。模拟表明只用一个彗核和两个源就可以解释观测到的彗发结构,不需要加入双核等因素。
卢仙文[7]（2000）在《中国古代彗星记录的证认》文中认为对中国古代彗星记录的研究状况进行了全面论述。讨论了古代彗星名称、记录和轨道的确定，以事实说明，据这些彗星记录不可能得到精确的轨道；回顾了古代彗星证认的历史发展，着重分析进行短周期彗星证认时可能出现的问题和解决方法；总结了古代彗星证认的意义：一是有助于短周期彗星长期演化的研究，二是有助于历史年代的确定。
卢仙文,江晓原,钮卫星[8]（1999）在《古代彗星的证认与年代学》文中进行了进一步梳理以《淮南子·兵略训》载武王伐纣时所见彗星为例，从统计和动力学的角度讨论了根据古代彗星记录确定遥远历史年代的可能性．分析表明，这种可能性在０ ．６ ％ 以下．因此可得出结论，在彗星记录过于简单的情况下，无法以之确定年代，即使作为旁证，其权重也是非常小的，在用其他方法确定年代时，可忽略其影响．
宋正海[9]（1996）在《为什么中国人未能发现哈雷彗星》文中进行了进一步梳理哈雷彗星发现是建立在行星运动的椭圆轨道定律和万有引力定律基础上的。所以尽管中国有着有关哈雷彗星的最早、最丰富、最连续的历史记录，但中国人未能在哈雷之前发现此彗星，这是因为当时中国传统科学中尚未产生上述这两个定律。
胡中为,陶隽,汤德莹,阎林山[10]（1995）在《哈雷彗星爆发的短期非引力效应》文中指出探讨伴有喷流的彗星爆发是否造成可观测的非引力效应。分析哈雷彗星在１９８５年三次爆发时期的定位资料，结果表明，这三次爆发后哈雷彗星的地心赤经和赤纬跟历表推算值的偏差都明显地大于误差，说明彗星爆发确实造成可观测的短期非引力效应，且此三次爆发情况不同。
二、NONGRAVITATIONAL EFFECT ON ORBITAL MOTIONS OF COMETS（论文开题报告）
（1）论文研究背景及目的
此处内容要求：
首先简单简介论文所研究问题的基本概念和背景，再而简单明了地指出论文所要研究解决的具体问题，并提出你的论文准备的观点或解决方法。
写法范例：
本文主要提出一款精简64位RISC处理器存储管理单元结构并详细分析其设计过程。在该MMU结构中,TLB采用叁个分离的TLB,TLB采用基于内容查找的相联存储器并行查找,支持粗粒度为64KB和细粒度为4KB两种页面大小,采用多级分层页表结构映射地址空间,并详细论述了四级页表转换过程,TLB结构组织等。该MMU结构将作为该处理器存储系统实现的一个重要组成部分。
（2）本文研究方法
调查法：该方法是有目的、有系统的搜集有关研究对象的具体信息。
观察法：用自己的感官和辅助工具直接观察研究对象从而得到有关信息。
实验法：通过主支变革、控制研究对象来发现与确认事物间的因果关系。
文献研究法：通过调查文献来获得资料，从而全面的、正确的了解掌握研究方法。
实证研究法：依据现有的科学理论和实践的需要提出设计。
定性分析法：对研究对象进行“质”的方面的研究，这个方法需要计算的数据较少。
定量分析法：通过具体的数字，使人们对研究对象的认识进一步精确化。
跨学科研究法：运用多学科的理论、方法和成果从整体上对某一课题进行研究。
功能分析法：这是社会科学用来分析社会现象的一种方法，从某一功能出发研究多个方面的影响。
模拟法：通过创设一个与原型相似的模型来间接研究原型某种特性的一种形容方法。
三、NONGRAVITATIONAL EFFECT ON ORBITAL MOTIONS OF COMETS（论文提纲范文）
（2）基于红外观测的小行星族群热物理参数与分布特征研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 小行星研究的科学意义 |
| 1.2 太阳系小天体的轨道分类 |
| 1.2.1 近地小行星 |
| 1.2.2 主带小行星 |
| 1.2.3 特洛伊天体 |
| 1.2.4 半人马天体 |
| 1.2.5 海外天体 |
| 1.3 主带小行星族群分类 |
| 1.4 太阳系小天体的光谱分类 |
| 1.5 小行星空间探测任务现状 |
| 1.5.1 黎明号探测器(Dawn)及其探测目标Vesta、Ceres |
| 1.5.2 隼鸟号(Hayabusa)和其探测目标(25143) Itokawa |
| 1.5.3 嫦娥二号(Chang'e 2)以及小行星(4179) Toutatis |
| 1.5.4 冥王号(OSIRIS-REx)及其探测目标(101955) Bennu |
| 1.5.5 隼鸟2号(Hayabusa-2)及其探测目标(162173) Ryugu |
| 1.6 小行星热物理参数 |
| 1.7 空间红外望远镜和WISE观测数据处理 |
| 1.7.1 空间红外望远镜简介 |
| 1.7.2 WISE/NEOWISE红外观测数据处理 |
| 1.8 本论文的主要研究内容与创新点 |
| 第2章 小行星形状模型 |
| 2.1 光变曲线反演模型 |
| 2.1.1 小行星光度模型 |
| 2.1.2 小行星HG星等系统 |
| 2.1.3 小行星光变曲线反演形状模型方法 |
| 2.2 雷达观测反演小行星形状模型 |
| 第3章 小行星热物理热物理模型简介 |
| 3.1 标准热物理模型(STM) |
| 3.2 快自转热物理模型(FRM) |
| 3.3 近地小行星热物理模型(NEATM) |
| 3.4 经典热物理模型(TPM) |
| 3.5 考虑太阳反射光的高等热物理模型(ATPM) |
| 3.6 基于ATPM的Yarkovsky和YORP效应 |
| 第4章 Vesta族群小行星的热物理研究 |
| 4.1 Vesta和Vesta族群简介 |
| 4.1.1 Vesta族群小行星红外观测 |
| 4.2 热物理模型ATPM的使用和拟合过程 |
| 4.3 Vesta族群小行星热物理参数拟合结果 |
| 4.3.1 (63) Ausonia |
| 4.3.2 (556) Phyllis |
| 4.3.3 (1906) Neaf |
| 4.3.4 (2511) Patterson |
| 4.3.5 (3281) Maupertuis |
| 4.3.6 (5111) Jacliff |
| 4.3.7 (7001) Neother |
| 4.3.8 (9158) Plate |
| 4.3.9 (12088) Macalintal |
| 4.3.10 (15032) Alexlevin |
| 4.4 Vesta族群小行星热物理参数统计分析 |
| 4.4.1 热惯量、有效直径和几何反照率的关系 |
| 4.4.2 热惯量和自转周期 |
| 4.4.3 表壤粒径尺寸 |
| 4.5 本章小结 |
| 第5章 小行星(341843) 2008 EV5和Nysa族群的热物理研究 |
| 5.1 小行星(341843) 2008 EV5简介 |
| 5.1.1 2008 EV5的形状模型及观测 |
| 5.2 小行星(341843) 2008 EV5 ATPM拟合过程和计算结果 |
| 5.3 基于2008 EV5热物理参数的分析与讨论 |
| 5.3.1 2008 EV5热红外光变曲线 |
| 5.3.2 与TPM结果的比较 |
| 5.3.3 2008 EV5的轨道演化历史 |
| 5.3.4 2008 EV5粒径尺寸估算 |
| 5.3.5 2008 EV5是否存在水冰 |
| 5.4 Nysa族群小行星(135) Hertha热物理研究 |
| 5.5 本章小结 |
| 第6章 近地小行星(3200) Phaethon和Pallas族群热物理研究 |
| 6.1 近地小行星(3200)Phaethon和Pallas族群简介 |
| 6.2 热物理参数拟合结果 |
| 6.3 本章小结 |
| 第7章 Themis族群热物理研究 |
| 7.1 Themis族群简介 |
| 7.2 Themis族群热物理参数拟合结果 |
| 7.3 本章小结 |
| 第8章 总结与展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 在读期间发表的学术论文与取得的研究成果 |
（5）变质量少体问题及其应用（论文提纲范文）
| 1 变质量少体问题及其运动方程 |
| 2 变质量少体问题的分析解 |
| 3 结论和应用 |
（6）海尔—波普彗星近核研究（论文提纲范文）
| 致谢 |
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第一章 彗星概论 |
| 第一节 概况 |
| 第二节 彗星研究简要历史 |
| 第三节 彗核 |
| 第四节 彗发 |
| 第五节 彗尾 |
| 第六节 运动轨道 |
| 第七节 彗星观测 |
| 第八节 空间探测 |
| 第九节 彗星X射线发射 |
| 第十节 非引力效应 |
| 第十一节 Edgewonh-Kuiper带天体(EKBOs) |
| 第十二节 彗星和流星雨 |
| 第二章 近核研究 |
| 第一节 图象处理方法 |
| 第二节 近核研究所能得到的参数 |
| 第三章 海尔—波普彗星 |
| 第一节 海尔—波普彗星的发现 |
| 第二节 海尔—波普彗星的轨道 |
| 第三节 海尔—波普彗星研究结果 |
| 第四章 海尔—波普彗星近核研究 |
| 第一节 观测概述 |
| 第二节 海尔—波普彗星的爆发 |
| 第三节 Hale—Bopp彗星喷流速度的测定 |
| 第四节 彗核自转参数的模型拟合 |
| 第五章 展望 |
| 参考文献 |
| 附录 |
| 获奖情况 |
| 在学期间发表的文章 |
| 已发表或待发表的部分代表性文章 |
| 简历 |
四、NONGRAVITATIONAL EFFECT ON ORBITAL MOTIONS OF COMETS（论文参考文献）
- [1]近地小行星（10302）1989 ML和（4660）Nereus的轨道特征及演化分析[J]. 陈媛媛,马月华. 天文学报, 2021(05)
- [2]基于红外观测的小行星族群热物理参数与分布特征研究[D]. 姜浩轩. 中国科学技术大学, 2020(01)
- [3]论彗星空间探测的科学目标[J]. 徐伟彪,胡中为. 南京大学学报(自然科学版), 2006(01)
- [4]Hale-Bopp彗星的短期非引力效应与彗核活动[J]. 胡中为,马剑波,杨捷兴,汪琦. 天文学报, 2002(01)
- [5]变质量少体问题及其应用[J]. 郑学塘,郁丽忠,朱文耀. 南京理工大学学报, 2001(01)
- [6]海尔—波普彗星近核研究[D]. 陶隽. 中国科学院研究生院（上海天文台）, 2000(11)
- [7]中国古代彗星记录的证认[J]. 卢仙文. 天文学进展, 2000(01)
- [8]古代彗星的证认与年代学[J]. 卢仙文,江晓原,钮卫星. 天文学报, 1999(03)
- [9]为什么中国人未能发现哈雷彗星[J]. 宋正海. 自然辩证法通讯, 1996(03)
- [10]哈雷彗星爆发的短期非引力效应[J]. 胡中为,陶隽,汤德莹,阎林山. 南京大学学报(自然科学版), 1995(02)