一、对Kuiper带中3:2共振天体的轨道根数的分析研究（论文文献综述）
姜浩轩[1]（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。
余周毅[2]（2019）在《用天体测量方法探测宜居带系外行星》文中认为自从20世纪末人们发现的第一颗系外行星,系外行星科学已成为天文学研究的热点。目前,人们已经发现了数千颗系外行星。这些行星系统所带来的丰富信息已经使得我们对于行星系统的形成和演化有了越来越深刻的理解。系外行星研究领域中的热点问题之一就是寻找到宜居带行星,这不仅是在为我们寻找另外一个家园,也有助于回答“我们从哪儿来?”等重大科学问题。如今,人们已经在发现了数十颗宜居带行星。但是遗憾的是,这类行星大多数缺少完整的参数信息,特别是质量信息。例如,传统的视向速度方法只能测量行星的最小质量。这就为我们研究这些行星的性质以及以及行星宜居性的研究带来了困难。我们迫切需要一种能够精确获得行星参数的方法。天体测量法作为古老的天文方法,在确定天体轨道,天体质量方面发挥了重要作用。并且天体测量法可以同时获得行星质量以及行星轨道参数。天体测量法探测系外行星需要很高的探测精度。近几年来,天体测量方法的探测精度已经得到了很大的提高。2013年,ESA发射了 Gaia卫星,将天体测量的精度提升到了μas的量级,这就为我们探测行星系统带来了可能。为了利用好未来天体测量时序数据,我们研究了如何从天体位置信号中提取到行星的质量和轨道信息。我们建立了一套数据处理方法,用来拟合多行星系统中各个行星的轨道参数。经过验证,这一方法能够得到行星的轨道参数和质量信息。但是,我们在模拟过程中发现,就Gaia目前的精度,对于对500pc以内的类木行星能提供更完备的行星参数,但是对于类地行星,尤其是对于宜居带类地行星,探测精度仍然不够。因为天体测量法可以提供更完备的行星参数,我国也在计划着下一代更高精度的天体测量卫星-HEPS（Habitable ExoPlanets Survey）。HEPS卫星精度达到了亚微角秒量级,预计对距离我们30pc之内的类太阳恒星系统中探测到宜居带类地行星。因此,我们模拟了太阳系附近的已探测到行星的系统的天体测量信号,并且用我们的拟合方法对行星参数进行了反演。我们的模拟结果为HEPS未来的观测提供了观测候选体。同时,我们针对了不同的多行星系统,分析了影响宜居行星探测的因素。我们发现一颗行星的被探测到的概率和行星的信噪比,观测的时间间隔,观测持续的时间以及行星系统中其他行星都有关系。我们通过模拟给出了这些影响因素的近似表达式。这一近似结果不仅可以用在我们为HEPS提供的观测目标上,还可以拓展应用到其他的观测目标,以估计宜居带行星的探测概率,甚至可以拓展到其他天体测量项目上的分析,比如对Gaia卫星探测结果的分析上。本文基于HEPS的观测模式,对宜居带行星系统进行了天体测量信号的模拟和拟合,通过拟合结果的好坏,挑选最适合HEPS观测的源,并且分析了影响拟合结果的因素,根据这些因素我们就可以优化观测方法,对未来的天体测量计划和数据处理方法有重要的参考意义。在第一章中,我们回顾了探测宜居带系外行星的历史,特别是人们在研究宜居带行星方面做出的努力。通过对比分析目前探测宜居带类地行星的各种方法,强调了天体测量方法在探测宜居带系外行星方面的优势,并梳理天体测量法探测系外行星的现状,介绍未来更高精度的天体测量项目。在第二章中,我们介绍了行星引起的恒星的位移信号,天体测量方法探测系外行星的观测量,以及我们处理天体测量数据,反演行星轨道参数的流程。即我们首先建立了一个包括视差、自行的恒星空间运动模型来描述恒星的运动,结合HEPS的误差模型,模拟出恒星的天体测量实测信号,然后通过蒙特卡洛模拟和Levenberg-Marquardt方法建立了一套快速有效得到行星轨道参数的方法。在第三章中,我们将天体测量信号模拟和行星参数反演方法应用到类太阳恒星周围宜居带类地行星的探测中。我们首先提出了利用行星探测概率来作为衡量天体测量方法探测行星好坏的标准,然后研究了行星的信噪比和多行星系统中其他行星对宜居带行星探测概率的影响。在第四章中,我们将结合Gaia DR2的数据考察真实的行星系统,通过在这些系统中计算宜居带行星探测概率,我们为未来的天体测量项目（比如HEPS）提供观测目标候选体。同时,我们会研究数据采样间隔和观测持续时间对探测概率的影响。最终我们得到一个和行星信噪比、系统中其他行星的质量和半长径以及不同观测策略相关的对宜居带行星探测概率的估计公式。最后,在第五章中,我将总结前述的工作并讨论天体测量法除探测宜居带行星之外,还可以提供哪些关键信息,有助于解决目前系外行星领域中的哪些科学问题。通过这些科学问题的梳理,总结天体测量法在系外行星领域可能取得的重要突破,并对个人的后续研究计划进行展望。
黎健,周礼勇,孙义燧[3]（2009）在《柯伊伯带结构形成动力学》文中提出柯伊伯带是指位于海王星轨道外的小天体构成的盘状区域。一般认为柯伊伯带小天体是早期太阳系物质凝聚成各大行星后的残留物,因此这些小天体能够为研究外太阳系的形成与演化提供很多重要的线索。该文首先介绍了柯伊伯带的发现历史及它的主要观测特征,然后回顾了近年来提出的形成这些特征的机制,最后讨论了柯伊伯带中有待解释的主要问题。
吴晓梅,聂清香[4]（2009）在《共振Kuiper带天体轨道稳定性的数值模拟》文中指出对当前观测到的具有可靠轨道根数的共振Kuiper带天体的轨道未来演化进行数值模拟发现,它们的轨道在一亿年的时间演化中具有相对稳定性,即仍处于各自的共振区中,但稳定程度不同,且共振天体的轨道稳定性和其初始轨道半长径、偏心率和倾角有关.根据其轨道半长径、偏心率和倾角随时间的演化行为,这些共振天体可以分为具有"规则轨道"和"混沌轨道"两种类型.
房建军[5]（2009）在《SKBOs轨道演化的动力学模拟》文中提出散射型Kuiper带天体简称SKBOs,是Kuiper带天体（KBOs）中的一种类型。KBOs是近十几年来在海王星外面新发现的一群类冰状天体。现今所观测到的KBOs大部分都处于30～50AU之间,少部分位于50AU之外根据猜测其最远可到达Oort云。根据其动力学特性,KBOs可以分为经典型（CKBOs）、共振型（RKBOs）和散射型（SKBOs）三种类型。SKBOs是随着1996TL66的发现而出现的,其主要特点是距太阳远,轨道偏心率大,轨道倾角高,主要分布于50AU到200AU,个别远达1000AU之外,其近日点距离在35AU附近。因怀疑它们的轨道是被海王星引力散射所致,故命名为散射Kuiper带天体。KBOs被认为是太阳系最初形成时留下的残骸,而SKBOs较其它两种类型的KBOs与太阳的距离更远,所以它们可能保留有太阳系形成时更原始的信息,因此,对它们的研究将有力于推动太阳系的形成和演化的研究。对SKBOs的轨道演化的模拟研究,旨在探索这类天体的起源,同时了解周期彗星的起源。本论文的研究工作主要包括以下几部分:（1）根据目前观测到的SKBOs的最新数据,对其轨道特性进行分析,揭示出了SKBOs的轨道半长径、偏心率和轨道倾角的分布规律。（2）应用Hermite算法到太阳、海王星、冥王星、UB313和SKBOs所组成的N体问题模型中,对目前观测到的具有确定轨道根数的138个SKBOs做了长达0.6×108年的时间前进时的轨道演化模拟和0.9×108年“逆时”模拟计算,目的是探求0.6×108年后和0.9×108年前SKBOs的分布状态。（3）采用正则混合变量辛积分的SWIFT积分器对138×7个虚拟粒子进行了10×108年的逆时轨道演化模拟,与前面的结果比较,进一步验证前面实验结果的正确性。本文研究所得主要结果如下:（1）SKBOs中超过多数是非常稳定的,可能它们原来就在散射盘里,至少在10亿年时间内在那里。（2）散射盘内部的一部分天体是被大行星俘获的更外部的天体,它们在近日点时曾与海王星轨道靠近。在它们向内迁移的过程中,偏心率减小。（3）SKBOs的轨道演化与初始的偏心率有密切关系。（4）现在观测的部分SKBOs可以向内迁移,有的能进入Kuiper带主带;部分向外迁移,有的将被散射出太阳系。一般向内迁移的天体的初始偏心率比向外的小。（5）SKBOs轨道演化过程中倾角的变化不明显,SKBOs一般来说比经典Kuiper天体稳定。总之,基本结论是:如果太阳系形成以来的45亿年内,大行星的分布结构未曾发生大的变化的话,散射盘中应有足够多的原始天体,它们可能是在太阳原始星云盘中凝结的星子,是Kuiper带向外延伸的更稀少物质成分。SKBOs的一部分可能来自大行星向外的散射,散射的数量会随积分时间的延长而增加;有一部分不稳定的SKBOs,来自更遥远的太阳系外部,即所谓Oort云的区域,因此不排除Oort云的存在。另外,当前所观测到SKBOs至少在将来的6000万年内不会有走近太阳而成为彗星,它们的近日距仍然在35AU附近。本文不用假设初始条件的“逆时”模拟的研究方法不同于他人,因此,所得结果和基本结论比他人更科学、更可信。
房建军,聂清香,刘凤收[6]（2009）在《散射柯伊伯带天体的来龙去脉》文中指出柯伊伯带是20世纪90年代的重大天文发现之一。位于柯伊伯带主带之外的散射盘天体,以其所具有的与彗星相似的轨道大偏心率和高倾角,吸引了人们的注意。这些天体的来龙去脉,以及与奥尔特彗星云的关系,成为当前一个有理论和实际意义的争论课题。本文的轨道演化模拟显示,已知的散射天体中的大多数是非常稳定的,它们很可能起源于该区原始星云;亚稳和不稳定散射天体的大部分来源于散射盘外部,远至奥尔特云区域,极个别来自太阳系内部;在今后至少6000万年内,当前观测到的散射盘天体不会走近太阳成为彗星。
左庆林,聂清香,杨远玲,房建军[7]（2008）在《Kuiper带天体的原始分布模拟》文中研究指明用包括太阳、8颗大行星、冥王星和UB313以及无质量实验粒子在内的Ⅳ体问题的天体动力学模型,取当前观测的天体轨道根数为初始条件,对具有确定轨道根数的551个Kuiper主带内的小天体进行了10亿年的轨道反演数值模拟.结果显示:当前观测的这些Kuiper天体中的1/3以上在10亿年前就位于该区域,少部分位于海王星轨道之内,其他在50AU之外;在4.5亿年前,整个Kuiper主带内的天体呈较好的正态分布,海王星3:2共振带内没有像今天这样的天体聚集现象.
黎健,周礼勇,孙义燧[8]（2008）在《长期共振迁移对经典Kuiper带的影响》文中研究指明太阳星云气体的耗散可以引起长期共振迁移（secular resonance sweeping,SRS）,当长期共振的位置扫过经典Kuiper带小天体（Kuiper Belt objects,KBOs）,就会激发其轨道倾角.详细研究了在太阳系紧致构形中（指四个大行星轨道彼此相距较小的状态）SRS对经典KBOs轨道倾角的激发过程,发现KBOs轨道倾角受激发的程度敏感地依赖于星云气体中面与太阳系不变平面1的夹角δ:当星云气体中面与不变平面重合,即δ=0时,经典KBOs倾角受到的激发很小;而当星云气体中面与黄道面重合,即δ≈1.6°时,在合理的初始条件下,经典KBOs的倾角最高可以被激发到30°以上.另外,通过模拟木星具有较大轨道倾角的情形以及SRS和大行星轨道迁移同时发生的情形,发现对于经典KBOs倾角的受激发程度而言,它们两者的影响都远弱于δ.
左庆林[9]（2008）在《Kuiper带天体原始分布的模拟研究》文中认为Kuiper带天体,简称KBOs,是在海王星外新发现的一群类冰状绕太阳运转的小天体。它们大部分分布在距太阳30～50AU处的一个环形带中。一般认为,KBOs是早期太阳系演化过程的残余,对它们的研究可能会得到太阳系早期许多最原始的信息,这不仅会促进我们对太阳系形成和演化的认识,而且还会对太阳系外行星系统的发现和理论研究提供有重要价值的参考。本文依据天体力学的N体问题理论,对目前已观测到的具有可靠轨道根数的KBOs的轨道演化进行了反向数值模拟,即以现在所观测的KBOs的轨道根数为初始条件,反推它们以前的轨道运行状态,从而确定它们在太阳系早期的轨道特性。本文的研究工作主要有三大部分:（1）在太阳、类地行星、木星、土星、海王星、冥王星、UB313和KBOs的N体问题模型中,应用SWIFT程序包中的RMVS3积分器对目前所观测到的具有确定轨道的551个KBOs做了时间跨度为1×109年的轨道演化模拟。积分方向逆着时间前进的方向,目的是探求1×109年前KBOs的原始轨道分布状态。（2）在（1）的基础上,对除了冥王星和UB313以外的其它549颗KBOs的ω、?和M取2次随机值,得到1098颗虚拟粒子。重复（1）的实验,目的是验证实验（1）结果的正确性。（3）随机抽取了由遥远的太阳系外部边缘进入到Kuiper带中的小部分Kuiper带天体,进行时间跟踪分析,目的是详细了解它们的轨道演化过程。本文研究所得主要结论如下:（1）KBOs中的一部分可能是由该处的原始星云形成,而另外一部分来自距离太阳更遥远的地方。对天体轨道演化的跟踪研究显示,海王星3:2共振区附近的天体绝大部分来自50AU之外的区域,而经典KBOs的大部分原来就在35～50AU区间。（2）Kuiper带天体的一部分来源于高轨道倾角和较大偏心率的遥远天体。在进入Kuiper带的演化过程中,多数的偏心率和轨道倾角在减小,但是进入共振带的一般较大。（3）对部分KBOs的跟踪显示,其被俘获进Kuiper带之前的奇妙的运行状态和被俘获之后复杂的运动轨迹,从而推断太阳系外部小行星、彗星和KBOs之间的一种可能的相互转化。本文的创新点:以往有许多研究者采用数值方法模拟Kuiper带的形成。他们都是假定一系列初始条件,试图通过改变某些可调参数,获得目前观测到的天体轨道分布状态。这种做法很难获得理想结果,而且工作量太大。我们创新了一种解决办法,以目前实际观测数据为模拟初始条件,进行轨道“反演”模拟,倒退计算到太阳系形成的初期,追溯KBOs的原始“真实“分布状态。本文研究的遗憾之处在于不能将KBOs对大行星的影响考虑在内;而对于原来处于Kuiper带位置而在后来逸出太阳系的天体,由于已经不可能再找到它们的信息,也无法对其进行跟踪,这可能会使得某些演化信息得不到再现。
吴晓梅[10]（2007）在《Kuiper带天体轨道稳定性的数值模拟》文中认为采用数值模拟的方法.选用由太阳、海王星和Kuiper带天体组成的限制性三体问题的数值模型,分别对Kuiper带天体轨道进行107和108年的数值积分.分析天体的初始轨道偏心率、初始轨道倾角、海王星的平运动共振及生存时间对其轨道稳定性的影响.
二、对Kuiper带中3:2共振天体的轨道根数的分析研究（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、对Kuiper带中3:2共振天体的轨道根数的分析研究（论文提纲范文）
（1）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 |
（2）用天体测量方法探测宜居带系外行星（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 绪论 |
| 1.1 宜居带行星简介 |
| 1.1.1 宜居带和行星的宜居性 |
| 1.1.2 恒星附近宜居带的计算 |
| 1.1.3 已发现的宜居带行星 |
| 1.2 天体测量法探测宜居带类地行星的优势 |
| 1.2.1 目前主流方法存在的挑战 |
| 1.2.2 天体测量法的优势 |
| 1.3 天体测量法的现状和未来的系外行星探测项目 |
| 1.3.1 天体测量方法的现有的应用 |
| 1.3.2 天体测量法未来探测系外行星项目 |
| 1.4 小结 |
| 第二章 天体测量信号模拟和行星参数反演 |
| 2.1 恒星在天球上的运动 |
| 2.2 反演行星参数的方法 |
| 2.3 一个实例: HD 192310 |
| 2.4 小结 |
| 第三章 多行星系统中宜居带类地行星的探测 |
| 3.1 宜居带类地行星的探测概率P_(HP) |
| 3.2 探测概率与信噪比的关系 |
| 3.3 探测概率受其他行星的影响 |
| 3.4 小结 |
| 第四章 在已知系外行星系统中搜寻宜居带类地行星 |
| 4.1 已知行星系统的筛选和参数设置 |
| 4.2 宜居带类地行星的模拟 |
| 4.3 探测概率的统计和分析 |
| 4.3.1 不同系统中的探测概率 |
| 4.3.2 影响探测概率的因素 |
| 4.4 小结 |
| 第五章 总结与展望 |
| 5.1 总结 |
| 5.2 未来展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 作者简介及攻读期成果 |
（3）柯伊伯带结构形成动力学（论文提纲范文）
| 1 引言 |
| 2 柯伊伯带历史的简要回顾 |
| 3 柯伊伯带简介 |
| 4. 柯伊伯带结构的形成机制 |
| 5 柯伊伯带的特征及主要问题 |
| 5.1 海王星平运动共振处的小天体 |
| 5.2 经典柯伊伯带小天体倾角的双峰分布 |
| 5.3 质量缺失问题 |
| 5.4 经典柯伊伯带的外边界 |
| 5.5 延展的柯伊伯带 |
| 5.6 双星和多星系统 |
| 6 结束语 |
（4）共振Kuiper带天体轨道稳定性的数值模拟（论文提纲范文）
| 0 引言 |
| 1 基本方程和数值方法 |
| 2 数值计算结果 |
| 2.1 RKBOs的轨道偏心率和倾角的分布 |
| 2.2 “混沌轨道”天体的轨道演化特性 |
| 2.3 “规则轨道”天体的轨道演化特性 |
| 3 结论 |
（5）SKBOs轨道演化的动力学模拟（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第1章 SKBOs动力学研究的背景及意义 |
| 1.1 关于Kuiper 带的预言和发现 |
| 1.2 SKBOs 的发现 |
| 1.3 SKBOs 轨道演化动力学的研究意义 |
| 第2章 SKBOs 的轨道观测特性 |
| 2.1 Kuiper 带主带天体的轨道特性 |
| 2.2 SKBOs 的轨道特性 |
| 2.3 SKBOs 与主带天体轨道特性的比较 |
| 第3章 关于Kuiper 带起源的主要理论研究 |
| 3.1 研究概况 |
| 3.2 关于主带的形成研究 |
| 3.2.1 经典型 |
| 3.2.2 共振型 |
| 3.2.3 关于KBOs 的原始分布假设 |
| 3.3 关于SKBOs 动力学演化理论 |
| 3.3.1 关于SKBOs 的共振 |
| 3.3.2 关于SKBOs 的形成理论 |
| 第4章 SKBOs 轨道演化模拟的理论基础 |
| 4.1 动力学模型 |
| 4.2 SKBOs 轨道演化的动力学方程 |
| 4.3 SKBOs 动力学模拟的数值算法 |
| 4.3.1 辛算法(Sym) |
| 4.3.2 Hermite 算法 |
| 4.3.3 两种算法的比较 |
| 第5章 对 SKBOs 轨道演化的数值模拟 |
| 5.1 模拟实验一的方法 |
| 5.2 模拟实验一的结果 |
| 5.3 模拟实验二 |
| 5.4 结论和讨论 |
| 参考文献 |
| 攻读硕士学位期间发表的文章 |
| 致谢 |
（7）Kuiper带天体的原始分布模拟（论文提纲范文）
| 1 引言 |
| 2 方法 |
| 3 结果 |
| 4 结论及讨论 |
（9）Kuiper带天体原始分布的模拟研究（论文提纲范文）
| 中文摘要 |
| ABSTRACT |
| 第一章 Kuiper带的发现及研究意义 |
| 1.1 Kuiper 带的预言 |
| 1.2 Kuiper 带的发现 |
| 1.3 Kuiper 带研究的意义 |
| 第二章 Kuiper带的研究现状 |
| 2.1 Kuiper 带的概况 |
| 2.2 Kuiper 带天体的共振 |
| 2.3 Kuiper 带形成演化机制研究 |
| 2.4 目前研究存在的问题 |
| 第三章 KBOs 轨道演化模拟理论和方法 |
| 3.1 天体的动力学模型 |
| 3.2 演化的动力学方程 |
| 3.2.1 天体的动力学模型 |
| 3.2.2 演化的动力学方程 |
| 3.3 模拟所采用的算法和程序 |
| 3.4 模拟所采用的参数 |
| 第四章 KBOs 原始分布模拟的结果和分析 |
| 4.1 551 颗KBOs 的演化模拟 |
| 4.1.1 KBOs 轨道半长径的反演分布 |
| 4.1.2 KBOs 轨道偏心率的反演分布 |
| 4.1.3 KBOs 轨道倾角的反演分布 |
| 4.1.4 KBOs 轨道偏心率和轨道倾角的变化比较 |
| 4.1.5 初步结论 |
| 4.2 1098 颗虚拟粒子的轨道演化模拟 |
| 4.2.1 虚拟粒子轨道半长径的反演分布 |
| 4.2.2 虚拟粒子轨道偏心率的反演分布 |
| 4.2.3 虚拟粒子的轨道倾角的反演分布 |
| 4.3 彗星与小行星的形成 |
| 第五章 结论和讨论 |
| 5.1 主要结论 |
| 5.2 问题讨论 |
| 参考文献 |
| 攻读硕士学位期间完成的文章 |
| 致谢 |
四、对Kuiper带中3:2共振天体的轨道根数的分析研究（论文参考文献）
- [1]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)
- [2]用天体测量方法探测宜居带系外行星[D]. 余周毅. 南京大学, 2019(01)
- [3]柯伊伯带结构形成动力学[J]. 黎健,周礼勇,孙义燧. 天文学进展, 2009(02)
- [4]共振Kuiper带天体轨道稳定性的数值模拟[J]. 吴晓梅,聂清香. 计算物理, 2009(03)
- [5]SKBOs轨道演化的动力学模拟[D]. 房建军. 山东师范大学, 2009(10)
- [6]散射柯伊伯带天体的来龙去脉[J]. 房建军,聂清香,刘凤收. 自然杂志, 2009(01)
- [7]Kuiper带天体的原始分布模拟[J]. 左庆林,聂清香,杨远玲,房建军. 天文学报, 2008(04)
- [8]长期共振迁移对经典Kuiper带的影响[J]. 黎健,周礼勇,孙义燧. 天文学报, 2008(02)
- [9]Kuiper带天体原始分布的模拟研究[D]. 左庆林. 山东师范大学, 2008(08)
- [10]Kuiper带天体轨道稳定性的数值模拟[J]. 吴晓梅. 西南大学学报(自然科学版), 2007(07)
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