一、Stabilities of asteroid orbits in resonances（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》文中研究指明近地小行星（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。
刘靖怡[3]（2020）在《近地小行星取样返回任务转移轨道优化设计》文中认为小行星取样返回是深空探测的热点。轨道设计是开展深空探测任务设计的重要环节。本文研究了近地小行星取样返回任务的转移轨道优化设计问题。针对日心直接转移轨道的设计问题,利用两脉冲转移和三脉冲转移进行取样返回任务转移轨道设计。主要包括如下三个方面的研究:（1）采用经典Lambert轨道转移算法和三脉冲转移方法,对发射窗口、逃逸状态、任务时序进行数值寻优,获得往返于小行星的速度增量,形成小行星取样返回轨道转移方案;（2）针对化学推进转移轨道,设计了以探测器干重为优化指标的轨道转移方案。通过求解直接转移获得转移速度增量,结合运载火箭的发射能力,得到探测器干重并使其最大化,有效地提升了探测器干重,扩大了小行星遴选范围;（3）建立了剩余质量-转移时间的多目标优化模型和速度增量-转移时间的多目标优化模型,利用NSGA-Ⅱ算法进行求解,有效地分配了轨道转移时间与停留在小行星上的科学探测时间,为任务设计提供了更多的灵活性。针对具有一定倾角和偏心率的目标小行星,研究了采用天体借力的日心转移轨道的设计问题。建立了含有深空机动的天体借力转移的模型,对发射窗口、飞行时序进行数值寻优,获得取样返回转移轨道的速度增量,形成小行星取样返回轨道转移方案。通过建立并求解含有深空机动的日心借力飞行转移模型,有效地降低了轨道转移途中的速度增量。针对地心逃逸段轨道的设计,研究了采用月球借力逃逸转移的轨道设计方法,探讨了月球借力的作用。按照发射能量高低、月球借力次数的不同进行了如下三方面的研究:（1）针对高能发射情况,利用正向拼接、反向拼接两种方法建立了月球单次借力逃逸转移的基本模型。通过反向拼接法的应用,发现了月球借力逃逸可以有效降低发射能量,但是不会降低最优日心转移轨道的速度增量;得出了月球借力可以摆脱直接逃逸方式对于逃逸方向角的约束的结论。同时开展了高能发射情况下,以探测器干重为优化指标的月球借力逃逸转移轨道优化设计,有效提升了转移至部分小行星的最大干重;（2）针对低能发射情况,利用圆锥曲线几何性质、开普勒轨道特性,系统研究了共振型、backflip型、coplanar型月球双借力逃逸轨道的求解方法。建立了月球双借力日心化学推进转移模型和电推进转移模型,比较了低能发射两种推进模式下,不同月球双借力转移模型的效果,形成了共振比为2的月球双借力逃逸电推进轨道转移方案;（3）针对低能发射化学推进模式下,月球借力逃逸转速度增量过大的问题,建立了有脉冲辅助的月球借力发射转移模型,有效地降低了全程转移的速度增量,减少燃料消耗,从而增加航天器的干重。
司震[4]（2020）在《受摄不规则小行星的动力学分析与轨道设计》文中认为小行星不规则引力场内的动力学与控制问题一直是小行星探测任务轨道设计的理论基础和亟待解决的关键问题。由于太阳系中的小行星普遍存在自身质量小,形状各异,自旋状态各不相同的特点,致使在其附近的探测器所处的动力学环境十分复杂,进而产生了丰富的运动形态。因此,合理的探测器动力学环境分析对探测轨道的设计至关重要。同样,针对小行星探测任务类型或任务的不同阶段,需要对各阶段的动力学进行分析进而制定相应的轨道设计。悬停探测轨道,即探测器相对于小行星表面上的某片区域或某个点保持静止,目前被广泛应用于小行星的地面测绘及采样探测等任务。本文从悬停探测轨道设计的角度出发,考虑了探测器动力学环境中小行星的不规则引力场、太阳或周围天体的引力摄动、太阳光压摄动等影响因素。应用牛顿万有引力定律,建立了受摄小行星系统下的探测器动力学方程。根据动力学方程所体现的参数激励、外激励等的特点,运用非线性振动的方法,得到新的共振轨道族,提出了一种新的小行星探测轨道设计方法。论文的研究内容分为如下几个部分:（1）受摄不规则小行星模型构建:采用粒杆模型模拟小行星不规则引力场,分别考虑了太阳或周围天体的引力摄动和太阳光压摄动等因素,得到不同引力环境下的探测器动力学方程。研究分析了不同引力环境下各种因素对小行星平衡点个数、位置以及稳定性的影响。（2）小行星激励共振分析:基于探测器在平衡点附近的动力学方程,对其体现的激励形式进行分析。结合非线性振动理论,对比系统固有频率与激励频率的关系,对系统满足主共振、组合共振以及内共振的参数区域进行求解,得到受摄不规则小行星模型的共振轨道族发生条件。采用多尺度方法以及数值模拟,画出线性系统的激励共振边界。（3）小行星探测器共振轨道及其非线性特性:采用多尺度方法,对不同共振类型下的动力学方程进行求解。研究分析系统定常解并对其进行稳定性判断。通过数值模拟,得到小行星探测器周期共振轨道。绘制幅频响应曲线、力频响应曲线以及相图等,对小行星探测器共振轨道的非线性特性进行分析。
蓝磊,李俊峰[5]（2019）在《柯伊伯带小行星平运动共振研究》文中研究说明研究柯伊伯带小行星对理解太阳系的起源和演化有着重要的意义。由于距离海王星较近,柯伊伯带小行星受其影响较大。这其中,又以共振小行星和离散小行星两族受影响最为明显。本文主要讨论了这两族小行星与海王星的共振现象。共振小行星处在共振轨道中,可以避免与海王星的近距离接触,轨道相对稳定,可以长时间保持。离散小行星的演化过程是共振黏滞与引力离散共同作用的结果。本文除了综述共振小行星和离散小行星的研究进展,还进一步分析了相应共振比下共振在大偏心率时的宽度,解释了离散小行星在离散盘大量分布的原因。
孙磊磊[6]（2019）在《凌食系外行星系统TTV现象的研究》文中研究说明自1995年第一颗围绕类太阳恒星运动的太阳系外行星被发现之后,随着地面与空间太阳系外行星搜寻项目的不断扩展,目前超过3700颗太阳系外行星已被人类发现。此外,Kepler卫星借助凌食事件法还探测到了4400多颗待证认的太阳系外行星侯选体。对于太阳系外行星系统的研究可以帮助人类认识太阳系自身的形成与演化,同时还可以在太阳系外行星系统中搜寻处于宜居带的类地行星以及系外生命。因而在短短的二十年内,太阳系外行星已经成为了天体物理学的一个重要研究领域。凌食系外行星系统是太阳系外行星系统中独特的一类,系统中的行星周期性地凌食宿主恒星,即所谓的凌食事件。对凌食事件进行测光观测,不仅能够获得系统的物理参数和行星的物理特征,而且通过研究这些凌食事件的中心时刻对严格周期性的偏离,即Transit Timing Variation（TTV）现象,还可以对系统中已发现但尚未被证实的行星侯选体进行证认与刻画,以及对系统中尚未被发现的行星进行探测。更为重要的是,这些基本物理参数为研究系外行星的结构、形成和动力学演化提供了非常重要的线索。因而,我们选取了一些地面巡天计划（例如,SuperWASP和HATNet等）发现的凌食系统进行跟随观测与研究。与此同时,我们还对Kepler空间望远镜发现的行星系统进行新行星的探测与刻画。在2010年到2015年期间,我们利用中国科学院云南天文台1m和2.4m光学望远镜,香港可观自然教育中心暨天文馆0.5m望远镜以及西班牙0.3m望远镜对凌食系外行星系统HAT-P-20的十一次凌食事件实施了测光观测。使用标准的IRAF例程对测光图像进行处理,并对时序测光数据进行系统误差改正,最后得到了十二条较高精度的HATP-20的凌食光变曲线。此外,我们还搜集了文献中可用的光变曲线和视向速度曲线数据。由于该系统的主星表面存在较强的磁场活动,因而这些凌食光变曲线受到了HATP-20表面黑子活动不同程度的扰动。为了更加准确地分析这些凌食光变曲线,我们开发了一套可以同时对行星的凌食事件与行星掩食黑子事件（spot crossing event）进行模拟的工具Spot and Transit Modeling Tool（STMT）。借助STMT得到了HAT-P-20更加准确的系统参数以及凌食中心时刻,并证实该系统较为显着的TTV信号是由主星光球表面较强的磁场活动导致而非系统中尚未探测到的天体的引力摄动所致。通过对Kepler空间望远镜探测到的行星系统进行调研,发现其中的Kepler-411系统比较有研究价值。具体表现在:（1）基于Kepler空间望远镜的测光数据,探测到了三组行星侯选体凌食宿主恒星Kepler-411的信号,但目前只有两组信号被证实为两颗真正的行星;（2）只有未被确认的凌食信号存在较显着的TTV现象,且该TTV的振幅达到50分钟左右;（3）三个凌食天体的轨道周期之间不具备通约性,即产生较强TTV现象的平均运动共振状态（MMR）不存在。经过我们对该系统的测光数据与TTV进行分析,证实第三个信号确实来源于一颗环绕Kepler-411的凌食行星,并探测到了另外一颗与该行星接近1:2 MMR的非凌食行星。基于对测量得到的行星半径和质量的分析,我们发现最内部的凌食行星属于岩石类行星,而外部的两颗凌食行星除内部的固态核还有一定质量的气态包层。最后,对该行星系统进行了大量的动力学模拟发现该系统至少可以稳定运行1 Myr。
张韵,李俊峰[7]（2019）在《小行星的物理性质与结构演化研究进展》文中提出小行星上蕴含着丰富的稀有矿物资源,并保存着太阳系形成初期的原始成分,是研究太阳系起源和演化历史的活化石,具有极大的科学研究价值.随着近二十年来小行星探测热潮的兴起,对小行星的研究已从轨道、形状、旋转状态和光谱类型扩展到结构演化机制和外力响应特性.小行星碎石堆结构概念的提出,为所观测到小行星的物理性质和天文现象提供了合理的解释,同时也对小行星探测任务及相关研究提出了诸多挑战.本文从小行星的轨道和物理性质分布出发,分析了小行星结构的演化过程,阐明了大部分等效直径大于300 m的小行星应具有碎石堆结构的必然性,并结合颗粒材料的力学性质分析了碎石堆小行星的结构特点和动力学响应特性,对碎石堆小行星的研究现状进行了综述,讨论了其中的科学问题和研究方向.
贾石[8]（2018）在《行星与恒星之间的相互作用研究》文中研究指明太阳系外行星的探测和研究是目前国际上最为前沿和热门的课题之一。在过去的二十多年,人类发现了大量的太阳系外行星。然而,行星形成和演化的过程目前并不清楚,甚至对系外行星的一些观测结果超出了现有的行星形成和演化理论所能预测的范围。在本论文中,通过研究行星充满洛希瓣后与其主星发生物质转移的过程,我们建立了物质转移过程中行星-恒星系统的角动量演化模型。同时,我们通过研究行星在其主星内部内旋的运动过程,建立了行星内旋过程中的行星形变模型和瓦解模型。我们的研究给出了行星演化的几种结局,为进一步研究行星的演化以及给出行星演化的观测特征和对其主星性质的影响提供了重要的基础。主要研究结果如下:（1）研究了行星-恒星系统物质转移过程的动力学不稳定性,系统地分析了行星-恒星系统的结构以及恒星的结构对行星-恒星系统在物质转移过程中系统角动量的影响,从而建立了更适用于行星-（类太阳）恒星系统转移物质过程中的角动量演化模型,即“最小假设”模型。我们研究发现行星的轨道角动量太小以至于并不能对其主星的转动产生较大的影响,在行星充满洛希瓣后,其损失的物质所携带的大部分角动量会在物质转移过程中被其主星吸收。我们的“最小假设”模型为进一步深入研究行星-恒星系统的物质转移过程提供了重要的理论基础。（2）基于“最小假设”模型,我们给出了行星充满洛希瓣后发生动力学不稳定物质转移的参数空间。我们发现当气态巨行星在一定的质量和熵值范围内时,会与其（类太阳）主星发生动力学不稳定的物质转移;当岩质行星的初始质量在1 M<Mp<10 M范围内时,物质转移过程的初始阶段是动力学不稳定的;当岩质行星质量减少到一个地球质量（1 M）时,物质转移开始转向动力学稳定。我们的模型有效地增加了在观测上发现正在快速向其主星转移物质的行星的可能性。（3）研究了行星在其（类太阳）主星内部运动过程中的形变和瓦解,系统地分析了行星在内旋过程中可能经历的过程:压缩,吸积物质和消融,从而建立了行星在内旋过程中的形变和瓦解模型,并模拟了行星的内旋和形变过程。我们得到:在行星的内旋过程中,消融过程（缓慢地剥离行星表面的物质）并不会导致行星物质的大量损失,行星倾向于以整体形变（分裂）的方式瓦解;行星在内旋过程中会受到恒星物质的冲击,行星被压缩变形成一个扁平的形状,使得行星变得致密并且增加了行星的引力结合能,从而延迟了行星的瓦解。行星在其主星内部内旋至瓦解的时标与行星初始进入其主星内部时的轨道周期（约104秒）在一个量级上;取决于行星的物质组成成分和质量,一些行星在进入其主星内部以后,会穿过主星的对流区在其主星内部的辐射区域瓦解,并不会引起主星对流区金属丰度地增加。我们的研究结果表明,吞噬掉行星的恒星并不一定能在观测上显示出其表面金属增丰的效应。（4）给出了行星在其主星内部瓦解的位置,研究了行星在其（类太阳）主星的对流区瓦解后行星碎片的演化结局。研究发现行星在其主星对流区瓦解后的碎片并不会立即与周围的恒星物质混合,而是下沉到恒星的辐射区域;行星碎片下沉的时标与行星的轨道周期在一个量级上。因此,即使（类太阳）恒星吞噬掉的行星在其主星对流区内瓦解,也不会使其主星表面显示出金属增丰的效应,而是会增加主星内部辐射区的金属丰度。根据我们的研究得到,如果在太阳的前主序阶段有质量足够大的岩质或铁质行星内旋进入了太阳内部,那么太阳辐射区的金属丰度会被有效地增加。这为日震学观测结果和太阳内部模型之间的差异提供了一种解释。
倪彦硕[9]（2018）在《小天体附近周期轨道及其熵研究》文中研究指明小天体在太阳系中广泛存在,数量占已知天体的绝大多数,兼具科学研究与工程探测价值。小天体的复杂引力场,使其附近的轨道运动具有丰富的非线性动力学特征,对于轨道设计与分析都很有挑战。小天体的不规则形状是导致引力场复杂的主要因素之一,本文引入了形状熵来定量描述小天体形状的规则程度,提出了用频率熵对小天体附近的拟周期轨道进行定量分析的方法。另外,还对太阳引力摄动影响下小天体附近周期轨道搜索,周期轨道延拓中的多重分岔及轨道稳定性突变现象进行了研究。为了用单参数定量描述不规则体与球体的差异,本文定义了形状熵,计算了19个小天体模型的形状熵指标。通过与惯量指标的比较说明,形状熵指标更加精确地描述了小天体与球体的相似程度,可以据此对小天体分类。本文研究了太阳引力摄动对小天体附近周期轨道的影响。首先,分析了太阳引力摄动在小天体附近的变化规律,研究了太阳引力摄动对周期轨道的影响规律;其次,推广了小天体附近周期轨道搜索方法,新发现了爱神星（433 Eros）附近12个周期轨道族并分析其稳定性与拓扑结构;最后,应用偶极子模型辅助初值筛选,提升了周期轨道的搜索速度。本文给出了周期轨道延拓中多重分岔组合,发现了延拓中轨道稳定性交替变化现象,推广了周期轨道延拓分岔理论,并在爱神星附近周期轨道延拓中得到印证。另外,在轨道延拓中发现,轨道形态突变在雅可比积分—轨道周期关系图上对应着斜率突变。根据文献仿真结果,艾女星（243 Ida）附近轨道也存在稳定性交替变化,利用艾卫（Dactyl）围绕艾女星运动的轨道根数进行计算和分析,推测出艾卫应该在轨道稳定区域内作拟周期运动。本文提出了轨道频率熵指标,给出了不同轨道频率熵之差的理论公式,可以定量分析轨道周期性强弱,并分别应用于艾女星、格勒夫卡星（6489 Golevka）附近轨道的定量计算分析。在Hénon-Heiles系统与圆限制性三体系统中的仿真表明,在区分动力系统中周期、拟周期、混沌等不同运动上,相比于正交快速李亚普诺夫指标,频率熵可以给出更多信息。
张韵[10]（2017）在《碎石堆小行星结构演化机理研究》文中指出小行星上蕴含着丰富的稀有矿物资源,并保存着太阳系形成初期的原始成分,是研究太阳系起源和演化历史的活化石,具有极大的科学研究价值。随着近十年来小行星探测热潮的兴起,对小行星的研究已从其轨道、形状、旋转状态和光谱类型扩展到其结构演化机制和外力响应特性。其中,小行星碎石堆结构概念的提出,为所观测到小行星的物理性质和天文现象提供了合理的解释,但同时也对小行星探测任务及相关研究提出了诸多挑战。本文从碎石堆结构的物理特性出发,建立了高效并行树结构引力N体-离散动力学模型,结合连续介质理论与冲击动力学方法,对碎石堆小行星的结构稳定性和动力学过程进行了研究。在针对YORP加速自旋效应开展的关于碎石堆小行星极限转速和失效模式的研究方面,本文分别采用连续介质理论分析方法和离散动力学数值模拟方法,从不同角度分析了给定材料参数的碎石堆小行星在一定旋转状态下的应力分布特征,由此对碎石堆结构的失效模式和极限转速进行推断。提出了评估碎石堆离散元模型的极限转速和结构强度的方法,为定量对比连续介质理论分析结果和离散动力学数值模拟结果提供了理论支撑。对比结果显示,相比于连续介质理论,离散元方法在碎石堆小行星静力学和动力学行为的研究中具有更强的适用性。基于上述研究中对碎石堆小行星自旋加速演化过程的认识,本文以近地双小行星系统65803 Didymos为例,通过离散动力学自旋加速模拟对其结构的动力学响应特性和蠕变稳定性进行研究,建立了该系统主星的颗粒分布构型与失效条件、失效模式间的联系,给出了其物理性质和材料参数的取值范围,讨论了类Didymos型双小行星系统的形成机制。在碎石堆小行星撞击演化动力学的研究方面,本文主要关注小行星轨道摄动力对撞击喷射物质运动的作用。研究发现摄动力在近日点处增强,能够提高撞击事件中小行星的质量损失率。由此推知,在动能撞击防御威胁小行星任务中,在近日点处实施撞击效果最佳。据此,本文结合物质点法对两种不同结构的小行星开展高速撞击演化模拟,并分析撞击后碎片对地球的威胁指数。结果显示两种结构的小行星均易在高速撞击作用下破碎分解,所产生的部分逃逸碎片仍会撞击地球。与完整结构相比,针对碎石堆结构小行星的撞击防御的总体效果更好。所建立的研究方法有望用于未来小行星防御任务的撞击条件选择和撞击结果预估。
二、Stabilities of asteroid orbits in resonances（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、Stabilities of asteroid orbits in resonances（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 |
（3）近地小行星取样返回任务转移轨道优化设计（论文提纲范文）
| 摘要 |
| abstract |
| 第1章 引言 |
| 1.1 课题背景和意义 |
| 1.2 小行星探测任务概述 |
| 1.3 小行星取样返回轨道设计方法概述 |
| 1.3.1 直接转移轨道 |
| 1.3.2 借力飞行转移轨道 |
| 1.3.3 含有月球借力的转移轨道 |
| 1.3.4 小推力转移轨道 |
| 1.4 本文工作和创新点 |
| 1.4.1 本文工作 |
| 1.4.2 本文创新点 |
| 第2章 基础知识 |
| 2.1 坐标系与时间系统 |
| 2.1.1 常用坐标系 |
| 2.1.2 时间系统 |
| 2.2 轨道动力学基本问题 |
| 2.2.1 开普勒运动 |
| 2.2.2 兰伯特问题 |
| 2.2.3 圆锥曲线拼接法 |
| 2.2.4 借力飞行 |
| 2.3 全局优化算法 |
| 2.3.1 单目标优化算法 |
| 2.3.2 多目标优化算法 |
| 第3章 日心直接转移轨道优化设计 |
| 3.1 两脉冲转移轨道优化设计 |
| 3.1.1 两脉冲转移轨道模型建立 |
| 3.1.2 两脉冲转移轨道单目标优化 |
| 3.1.3 两脉冲转移轨道多目标优化 |
| 3.1.4 仿真结果与分析 |
| 3.2 三脉冲转移轨道优化设计 |
| 3.2.1 三脉冲转移轨道优化模型建立 |
| 3.2.2 仿真结果 |
| 3.3 本章小结 |
| 第4章 日心借力飞行转移轨道优化设计 |
| 4.1 借力飞行转移轨道模型 |
| 4.2 仿真结果 |
| 4.3 本章小结 |
| 第5章 月球借力逃逸转移轨道优化设计 |
| 5.1 高能发射月球借力逃逸转移 |
| 5.1.1 正向拼接法 |
| 5.1.2 反向拼接法 |
| 5.1.3 模型验证 |
| 5.1.4 本节小结 |
| 5.2 低能发射月球借力逃逸转移 |
| 5.2.1 无脉冲辅助低能发射月球双借力逃逸化学推进转移 |
| 5.2.2 无脉冲辅助低能发射月球借力逃逸电推进转移 |
| 5.2.3 有脉冲辅助低能发射月球借力逃逸转移 |
| 5.2.4 本节小结 |
| 第6章 总结与展望 |
| 6.1 主要研究成果 |
| 6.2 展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 作者简历及攻读学位期间发表的学术论文与研究成果 |
（4）受摄不规则小行星的动力学分析与轨道设计（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 引言 |
| 1.2 不规则小行星引力场模型、平衡点的国内外研究现状 |
| 1.2.1 不规则小行星引力场模型的研究现状 |
| 1.2.2 不规则小行星平衡点的研究现状 |
| 1.3 小行星探测器轨道设计的国内外研究现状 |
| 1.3.1 小行星探测器动力学环境 |
| 1.3.2 小行星探测器悬停轨道的研究现状 |
| 1.4 课题主要内容 |
| 1.4.1 课题来源 |
| 1.4.2 课题研究内容 |
| 第2章 受摄不规则小行星系统 |
| 2.1 引言 |
| 2.2 受摄不规则小行星系统建模 |
| 2.2.1 模型基本描述与假设 |
| 2.2.2 探测器动力学方程 |
| 2.3 受摄不规则小行星平衡点分析 |
| 2.3.1 平衡点的基本特征 |
| 2.3.2 平衡点的稳定性 |
| 2.4 本章小结 |
| 第3章 小行星参激共振分析 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 线性系统下,探测器的动力学方程 |
| 3.3 参激共振条件分析 |
| 3.3.1 第一类、第二类参激主共振 |
| 3.3.2 和型、差型参激组合共振 |
| 3.3.3 内共振 |
| 3.4 参激共振区域 |
| 3.4.1 参激共振边界 |
| 3.4.2 数值模拟 |
| 3.5 本章小结 |
| 第4章 小行星参激共振轨道 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 第二类参激主共振轨道 |
| 4.2.1 一次近似解 |
| 4.2.2 定常解及稳定性分析 |
| 4.3 1:3内共振条件下,第二类参激主共振轨道 |
| 4.3.1 一次近似解 |
| 4.3.2 定常解及稳定性分析 |
| 4.4 数值模拟及轨道的非线性特性分析 |
| 4.4.1 非内共振情况 |
| 4.4.2 1:3内共振情况 |
| 4.5 本章小结 |
| 第5章 小行星光压摄动模型及共振轨道 |
| 5.1 引言 |
| 5.2 小行星光压摄动模型 |
| 5.2.1 探测器动力学方程 |
| 5.2.2 平衡点 |
| 5.3 光压摄动共振分析 |
| 5.4 光压摄动共振轨道 |
| 5.4.1 一次近似解 |
| 5.4.2 定常解及其稳定性 |
| 5.4.3 数值模拟 |
| 5.5 本章小结 |
| 结论 |
| 参考文献 |
| 攻读硕士学位期间所取得的研究成果 |
| 致谢 |
（5）柯伊伯带小行星平运动共振研究（论文提纲范文）
| 1 共振小行星 |
| 2 离散小行星 |
| 3 总结 |
（6）凌食系外行星系统TTV现象的研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| abstract |
| 第一章 引言 |
| 1.1 系外行星探测方法简介 |
| 1.1.1 直接成像法 |
| 1.1.2 天体测量法 |
| 1.1.3 视向速度法 |
| 1.1.4 凌食事件观测法 |
| 1.1.5 微引力透镜效应法 |
| 1.1.6 脉冲星计时法 |
| 1.2 凌食系外行星系统的观测研究现状 |
| 1.2.1 凌食系外行星系统研究的意义 |
| 1.2.2 凌食系外行星系统的搜寻 |
| 1.2.3 凌食系外行星系统的刻画 |
| 第二章 凌食时间对严格周期性的偏离现象 |
| 2.1 行星的引力摄动导致的TTV信号 |
| 2.1.1 情形一 |
| 2.1.2 情形二 |
| 2.1.3 情形三 |
| 2.1.4 情形四 |
| 2.1.5 情形五 |
| 第三章 磁活动主星的凌食光变曲线分析工具STMT |
| 3.1 磁活动星的凌食光变曲线模型KSint |
| 3.1.1 黑子边界的线积分 |
| 3.1.2 行星盘面边界的线积分 |
| 3.1.3 行星遮挡黑子区域的积分流量 |
| 3.1.4 STMT中调整的KSint模型和Occultquad模型 |
| 3.2 STMT模型参数及其误差估计方法 |
| 3.2.1 找全局最优解算法GEMCMC |
| 3.2.2 参数估计算法DREAM |
| 第四章 凌食系统HAT-P-20的TTV研究 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 观测与数据处理 |
| 4.2.1 基于YO-1m和YO-2.4m望远镜的观测 |
| 4.2.2 基于HKNEAC-0.5m望远镜的观测 |
| 4.2.3 基于OCIO-0.3m望远镜的观测 |
| 4.2.4 数据处理与系统误差改正 |
| 4.3 HAT-P-20的磁场活动特征 |
| 4.4 HAT-P-20的光变曲线分析 |
| 4.4.1 光变曲线的初步分析 |
| 4.4.2 HAT-P-20b的凌食中心中心时刻 |
| 4.4.3 HAT-P-20的系统参数 |
| 4.5 讨论 |
| 4.6 总结 |
| 第五章 凌食系统Kepler-411的TTV研究 |
| 5.1 引言 |
| 5.2 凌食系外行星系统Kepler-411的简介 |
| 5.3 数据分析 |
| 5.3.1 数据准备与凌食信号搜寻 |
| 5.3.2 凌食光变曲线分析 |
| 5.4 Kepler-411的TTV和动力学稳定性的分析 |
| 5.4.1 Kepler-411的TTV分析 |
| 5.4.2 Kepler-411系统的稳定性分析 |
| 5.5 讨论 |
| 5.5.1 Kepler-411伴星可能带来的影响 |
| 5.5.2 凌食行星成分的限制 |
| 5.6 总结 |
| 第六章 总结与展望 |
| 6.1 工作总结 |
| 6.2 未来展望 |
| 参考文献 |
| 附录A 英汉词汇对照表 |
| 致谢 |
| 作者简介 |
（7）小行星的物理性质与结构演化研究进展（论文提纲范文）
| 1引言 |
| 2 小行星的轨道与物理性质 |
| 3 小行星的结构演化 |
| 4 碎石堆小行星的研究进展 |
| 4.1 碎石堆结构特点和动力学响应特性 |
| 4.2 碎石堆结构的研究方法评述 |
| 4.2.1 理论分析 |
| 4.2.2 实验研究 |
| 4.2.3 数值模拟 |
| 4.3 碎石堆结构的离散动力学模型研究现状 |
| 5 总结与展望 |
（8）行星与恒星之间的相互作用研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| abstract |
| 第1章 引言 |
| 1.1 行星与恒星相互作用的研究意义 |
| 1.2 论文的研究目标和主要内容 |
| 第2章 综述:恒星对行星物质的吸积 |
| 2.1 行星瓦解的位置和方式 |
| 2.1.1 行星瓦解的位置 |
| 2.1.2 行星的瓦解方式 |
| 2.2 恒星在不同演化阶段对行星物质的吸积 |
| 2.2.1 主序前和主序阶段 |
| 2.2.2 红巨星支阶段 |
| 2.2.3 白矮星阶段 |
| 第3章 行星-恒星系统物质转移的不稳定性 |
| 3.1 概述 |
| 3.2 行星-恒星系统的角动量 |
| 3.2.1 行星-恒星系统的轨道演化 |
| 3.2.2 从行星轨道向恒星的角动量转移 |
| 3.2.3 物质流与行星间的相互作用 |
| 3.2.4 主星磁场对物质流的影响 |
| 3.2.5 主星演化状态的影响 |
| 3.2.6 物质流与行星之间的引力相互作用 |
| 3.3 物质转移的不稳定性 |
| 3.3.1 动力学物质转移 |
| 3.3.2 物质流撞击 |
| 3.3.3 直接并合 |
| 3.4 不稳定物质转移过程随时间的演化 |
| 3.4.1 计算 |
| 3.4.2 物质损失模型 |
| 3.5 结果 |
| 3.6 讨论与结论 |
| 第4章 行星在其主星内部的内旋过程及瓦解 |
| 4.1 概述 |
| 4.2 行星的内旋和瓦解 |
| 4.2.1 压缩 |
| 4.2.2 吸积 |
| 4.2.3 瓦解 |
| 4.2.4 消融 |
| 4.2.5 行星与其主星的初次接触 |
| 4.3 模型和方法 |
| 4.3.1 行星的形变模型 |
| 4.3.2 行星模型和恒星模型 |
| 4.3.3 行星的内旋过程 |
| 4.3.4 行星内旋过程对其主星结构的影响 |
| 4.4 结果 |
| 4.4.1 行星组成成分的影响 |
| 4.4.2 恒星年龄对行星内旋过程的影响 |
| 4.4.3 行星在恒星内部瓦解的位置随行星质量的变化 |
| 4.5 行星瓦解后其残骸的命运 |
| 4.5.1 行星的碎片化过程 |
| 4.5.2 行星碎片的下沉 |
| 4.5.3 行星碎片的沉淀 |
| 4.6 总结和讨论 |
| 第5章 总结与展望 |
| 5.1 总结 |
| 5.2 展望 |
| 参考文献 |
| 文章列表 |
| 简历 |
| 致谢 |
（9）小天体附近周期轨道及其熵研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| abstract |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 研究背景与意义 |
| 1.2 国内外研究现状 |
| 1.2.1 小天体的概况 |
| 1.2.2 小天体的探测 |
| 1.2.3 引力场模型研究 |
| 1.2.4 小天体附近动力学问题研究 |
| 1.3 本文内容和创新点 |
| 1.3.1 本文工作 |
| 1.3.2 本文创新点 |
| 第2章 小天体与等体积均质球的比较 |
| 2.1 引言 |
| 2.2 平面几何图形与圆 |
| 2.3 空间几何图形与球 |
| 2.4 小天体的多面体模型与等体积均质球 |
| 2.5 本章小结 |
| 第3章 大范围周期轨道的搜索及方法改进 |
| 3.1 引言 |
| 3.1.1 小天体附近的质点运动方程 |
| 3.1.2 周期轨道搜索 |
| 3.1.3 周期轨道分类 |
| 3.2 太阳引力对小天体附近周期轨道及其搜索的影响 |
| 3.2.1 近地小天体爱神星附近的轨道 |
| 3.2.2 主带小天体艳后星附近的轨道 |
| 3.3 利用偶极子模型的搜索方法改进与分析 |
| 3.3.1 艳后星和地理星附近的周期轨道族 |
| 3.3.2 在寻找平衡点附近轨道上的局限性 |
| 3.4 本章小结 |
| 第4章 周期轨道延拓中的多重分岔 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 周期轨道延拓中的分岔组合 |
| 4.3 爱神星附近周期轨道延拓中的多重分岔 |
| 4.4 不同稳定性区域中周期轨道受扰比较 |
| 4.5 本章小结 |
| 第5章 拟周期轨道的周期性定量分析 |
| 5.1 引言 |
| 5.2 拟周期轨道的定量分析方法 |
| 5.2.1 基于李亚普诺夫指数的分析方法 |
| 5.2.2 基于频域分析的熵方法 |
| 5.3 简化动力学模型下轨道的分析 |
| 5.3.1 Hénon-Heiles系统中的轨道 |
| 5.3.2 圆限制性三体系统中的轨道 |
| 5.4 小天体附近轨道的分析 |
| 5.4.1 艾女星附近的拟周期轨道 |
| 5.4.2 格勒夫卡星附近的拟周期轨道 |
| 5.5 本章小结 |
| 第6章 总结与展望 |
| 6.1 研究总结 |
| 6.2 未来展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 附录A 公式(5-28)的证明过程 |
| 个人简历、在学期间发表的学术论文与研究成果 |
（10）碎石堆小行星结构演化机理研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| abstract |
| 主要符号对照表 |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 研究背景与意义 |
| 1.1.1 小行星的发现与探索 |
| 1.1.2 小行星的分布与演化 |
| 1.1.3 小行星的结构与演化 |
| 1.1.4 科学问题与研究意义 |
| 1.2 碎石堆小行星的研究现状 |
| 1.2.1 碎石堆结构特点和动力学响应特性 |
| 1.2.2 碎石堆结构的研究方法评述 |
| 1.2.3 碎石堆结构的离散动力学模型研究现状 |
| 1.3 本文的工作和创新点 |
| 1.3.1 本文的工作 |
| 1.3.2 主要创新点 |
| 第2章 碎石堆小行星离散动力学模型 |
| 2.1 引言 |
| 2.2 颗粒接触力学模型 |
| 2.2.1 法向接触模型 |
| 2.2.2 切向接触模型 |
| 2.2.3 粘附力模型 |
| 2.2.4 扭转方向接触模型 |
| 2.2.5 滚转方向接触模型 |
| 2.2.6 接触模型参数讨论 |
| 2.3 接触模型有效性验证：三轴压缩试验 |
| 2.3.1 试验的基本原理 |
| 2.3.2 试验设置及参数选取 |
| 2.3.3 试验结果分析 |
| 2.4 引力N体积分方法 |
| 2.4.1 积分算法的选取 |
| 2.4.2 高效并行树结构引力积分方法 |
| 2.5 离散动力学模型在小行星动力学领域的扩展应用 |
| 2.5.1 小行星离散元模型建模 |
| 2.5.2 多小行星系统动力学 |
| 2.5.3 不规则形状小行星表面物质运动 |
| 2.6 本章小结 |
| 第3章 碎石堆小行星的极限转速与失效模式 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 基于连续介质理论的失效条件分析 |
| 3.2.1 自引力旋转椭球体应力分布 |
| 3.2.2 碎石堆结构的失效判据 |
| 3.2.3 极限转速上限 |
| 3.2.4 极限转速下限与失效模式 |
| 3.3 离散动力学数值模拟 |
| 3.3.1 模型描述及参数设置 |
| 3.3.2 碎石堆小行星多尺度分析方法 |
| 3.3.3 自旋加速模拟结果 |
| 3.4 基于离散元模型的失效条件评估方法 |
| 3.4.1 摩擦角?估值方法 |
| 3.4.2 粘附强度k估值方法 |
| 3.4.3 应力比分布与失效模式 |
| 3.5 离散元模拟结果与连续介质理论对比 |
| 3.5.1 应力分布特征对比 |
| 3.5.2 极限转速对比 |
| 3.6 本章小结 |
| 第4章 小行星Didymos旋转演化及物理性质分析 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 离散元模型设置 |
| 4.2.1 碎石堆模型 |
| 4.2.2 接触模型参数设置 |
| 4.2.3 准静态自旋加速路径 |
| 4.3 三类临界旋转极限 |
| 4.3.1 第一类临界旋转速度：外形变化与物质脱落 |
| 4.3.2 第二类临界旋转速度：内部结构变形 |
| 4.3.3 第三类临界旋转速度：局部结构屈服 |
| 4.4 离散元模拟结果：标称算例 |
| 4.4.1 HCP模型 |
| 4.4.2 RCP模型 |
| 4.4.3 RCPC模型 |
| 4.4.4 PP1模型 |
| 4.4.5 PP2模型 |
| 4.4.6 PPC模型 |
| 4.5 离散元模型设置的影响 |
| 4.5.1 体积密度的影响 |
| 4.5.2 自旋加速路径的影响 |
| 4.5.3 摩擦阻力强度的影响 |
| 4.6 离散元模拟结果的启示 |
| 4.6.1 三类临界旋转极限的意义 |
| 4.6.2 Didymos主星的可能物理性质 |
| 4.6.3 类Didymos型双小行星系统形成机制分析 |
| 4.7 本章小结 |
| 第5章 碎石堆小行星撞击演化动力学研究 |
| 5.1 引言 |
| 5.2 椭圆型限制性三体问题运动方程 |
| 5.2.1 轨道相位的影响 |
| 5.2.2 轨道偏心率的影响 |
| 5.3 离散动力学数值模拟 |
| 5.3.1 模型描述及参数设置 |
| 5.3.2 低速撞击试验模拟结果 |
| 5.3.3 基于离散元模拟结果的撞击特征参数分析 |
| 5.4 碎石堆小行星撞击演化特性分析 |
| 5.5 动能撞击防御潜在威胁小行星效果评估 |
| 5.5.1 分阶段模拟数值方法介绍 |
| 5.5.2 小行星模型及防御问题的参数设置 |
| 5.5.3 高速撞击数值模拟结果 |
| 5.6 本章小结 |
| 第6章 总结与展望 |
| 6.1 研究总结 |
| 6.2 研究展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 个人简历、在学期间发表的学术论文与研究成果 |
四、Stabilities of asteroid orbits in resonances（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]近地小行星取样返回任务转移轨道优化设计[D]. 刘靖怡. 中国科学院大学(中国科学院国家空间科学中心), 2020
- [4]受摄不规则小行星的动力学分析与轨道设计[D]. 司震. 北京工业大学, 2020(06)
- [5]柯伊伯带小行星平运动共振研究[J]. 蓝磊,李俊峰. 力学与实践, 2019(06)
- [6]凌食系外行星系统TTV现象的研究[D]. 孙磊磊. 中国科学院大学(中国科学院云南天文台), 2019(03)
- [7]小行星的物理性质与结构演化研究进展[J]. 张韵,李俊峰. 中国科学:物理学 力学 天文学, 2019(08)
- [8]行星与恒星之间的相互作用研究[D]. 贾石. 中国科学院大学(中国科学院云南天文台), 2018(03)
- [9]小天体附近周期轨道及其熵研究[D]. 倪彦硕. 清华大学, 2018(04)
- [10]碎石堆小行星结构演化机理研究[D]. 张韵. 清华大学, 2017(02)