Диплом, курсовая, контрольная работа
Помощь в написании студенческих работ

Движение спутника в близкой окрестности астероида

Диссертация: Движение спутника в близкой окрестности астероида
ДиссертацияПомощь в написанииУзнать стоимостьмоей работы

Для астероида, аппроксимированного как трехосным эллипсоидом вытянутой формы, так и гантелеобразной фигурой той же массы и плотности, поток частиц, ударяющих ведущие стороны астероида, до тех пор сильнее, чем поток, ударяющий его ведомые стороны, пока значение периода вращения астероида меньше некоторой определенной величины. Для трехосного эллипсоида и гантелеобразной фигуры, аппроксимирующих… Читать ещё >

Содержание

  • Глава 1. Исторический обзор, состояние проблемы
  • Глава 2. Периодические движения в окрестности точек либрации
    • 2. 1. Введение
    • 2. 2. Постановка задачи
    • 2. 3. Форма £г/ проекции пространственного периодического движения
    • 2. 4. Пространственные периодические орбиты в окрестности точек либрации
    • 2. 5. Начальные условия пространственной периодической орбиты
    • 2. 6. Периодические движения в окрестности седловых точек либрации
    • 2. 7. Периодические движения в окрестности центральных точек либрации
    • 2. 8. Выводы
  • Глава 3. Динамика в окрестности астероида
    • 3. 1. Введение
    • 3. 2. Основные уравнения, метод исследования
    • 3. 3. Результаты, полученные в задаче Кеплера
    • 3. 4. Движение спутника вблизи значительно вытянутого трехосного эллипсоида
    • 3. 5. Сравнение результатов, полученных для кеплеровой и «трехосной» задач
    • 3. 6. Пространственные периодические движения в окрестности трехосного эллипсоида
    • 3. 7. Основные результаты
  • Глава 4. Влияние падения частиц на форму и скорость вращения астероида
    • 4. 1. Введение
    • 4. 2. Постановка задачи
    • 4. 3. Результаты вычислений
    • 4. 4. Выводы

Движение спутника в близкой окрестности астероида (реферат, курсовая, диплом, контрольная)

В то время как классической проблеме движения частицы или спутника в окрестности планеты почти сферической формы посвящено много работ, методы исследования движения в близкой окрестности тела значительно вытянутой формы (такого как астероид) начали разрабатываться только в начале 90-х годов прошлого столетия. Это было связано с готовящимся тесным сближением космического аппарата Galileo с астероидами главного пояса 951 Gaspra и 243 Ida. Особенный интерес к этой задаче возник после того, как на снимках, сделанных в 1993 году космическим аппаратом Galileo при пролете мимо астероида 243 Ida, был обнаружен спутник этого астероида, получивший в 1994 году имя Dactyl. К настоящему времени спутники обнаружены уже у нескольких десятков астероидов. Данная работа посвящена исследованию динамики спутника пренебрежимо малой массы в близкой окрестности быстро вращающегося астероида значительно вытянутой формы, аппроксимируемого однородным трехосным эллипсоидом. Полученные результаты и разработанные методы применимы к любому равномерно вращающемуся астероиду, для которого известны значения трех главных осей, плотности и периода вращения. Все эти данные могут быть получены с той или иной точностью из наземных наблюдений. Вычисления ограничены движением спутника внутри гравитационной сферы Хилла и внутри сферы влияния астероида-эллипсоида относительно Солнца, на сравнительно небольших интервалах времени, что позволяет считать возмущающее действие Солнца на спутник достаточно малым и пренебречь им.

Основные цели настоящей работы:

• получение глобальной динамической картины расположения зон регулярных и хаотических орбит спутника пренебрежимо малой массы в близкой окрестности быстро вращающегося астероида с известными значениями трех главных осей, плотности и периода вращения;

• разработка методов практического построения трехмерных периодических движений в окрестности точек либрации трехосного эллипсоида, аппроксимирующего равномерно вращающийся астероид значительно вытянутой формы, и вокруг самого эллипсоида;

• изучение влияния падения частиц на эволюцию формы астероида (аппроксимированного трехосным эллипсоидом и гантеле-образной фигурой) и его скорость вращения в эпоху аккреции в Солнечной системе.

Структура и краткое содержание диссертации.

Диссертация состоит из введения, четырех глав и заключения. Общий объем диссертации составляет 126 страниц, в том числе 3 таблицы, 46 графиков и список литературы из 152 наименований.

4.4. Выводы.

Вычисления, описанные здесь, были повторены для различных размеров частиц (при условии их одинакового размера по отношению друг к другу) и их различных пространственных плотностей (при равномерном распределении в пространстве). Варьировалась также плотность самого астероида. Вычисления показали, что:

• для астероида, аппроксимированного как трехосным эллипсоидом вытянутой формы, так и гантелеобразной фигурой той же массы и плотности, поток частиц, ударяющих ведущие стороны астероида, до тех пор сильнее, чем поток, ударяющий его ведомые стороны, пока значение периода вращения астероида меньше некоторой определенной величины. Для трехосного эллипсоида и гантелеобразной фигуры, аппроксимирующих астероид 243 Ida, эти критические значения периода вращения равны 9.1 и 3.3 час., соответственно. Чем больше вытянута форма астероида (или чем меньше его плотность), тем больше эти значения. Эволюция формы имеет асимметричный характер с формированием выпуклостей на ведущих сторонах (в зонах, соответствующих зонам наиболее интенсивной бомбардировки падающими частицами (Рис. 39, 40)) до тех пор, пока значение периода вращения будет меньше критического, при котором ведущие и ведомые стороны астероида принимают одинаковый поток падающих частиц (на Рис. 45 оно соответствует значению периода вращения, при котором кривая у = 0.5 пересекает одну из остальных кривых). По-видимому, при почти однородном распределении частиц в пространстве (для любого размера частиц, но при их примерно одинаковом размере по отношению друг к другу) и их малых относительных скоростях как эллипсоидальные, так и гантелеобразные астероиды при коротких периодах вращения стремятся приобрести форму с выпуклостями на ведущих сторонах, напоминающую две асимметрично состыкованные сферы (точнее, картофелины) (Рис. 39, 40).

При длинных периодах вращения зоны наиболее интенсивной бомбардировки расположены для эллипсоидальных астероидов вблизи концов его меньшей и средней осей (см. также работу (Батраков и Василькова, 1997)), а для гантелеобразных астероидов — вблизи точки контакта. Следовательно, при медленном вращении и эллипсоидальные, и гантелеобразные астероиды имеют тенденцию принимать форму эллипсоидов вращения, а достигнув ее, стремиться к сферической форме.

• Независимо от значения пространственной плотности частиц и их массы (при условии, что масса отдельной частицы много меньше массы астероида), при падении однородно распределенных частиц одинаковой массы вращение астероида неизменно замедляется без изменения направления вектора момента вращения. Масса и пространственная плотность частиц влияют только на скорость этого замедления. Чем короче период вращения, тем круче кривая на Рис. 46 и, следовательно, интенсивнее замедление скорости вращения астероида. Отметим, что значение суммарного вклада в момент вращения астероида падающими частицами (откладываемое по вертикали на Рис. 46) является величиной 0 -компоненты вектора суммарного углового момента, передаваемого частицами при падении, так как х и у-компоненты этого вектора (как показывают вычисления) практически равны нулю. Эффект замедления, обнаруженный в данном исследовании при моделировании условий ранней стадии аккреции, подобен эффекту трения, описанному для модели Харриса в работе (Davis и др., 1979). В современной Солнечной системе, в условиях столкновений астероидов, обусловленных большими эксцентриситетами их орбит, уже не выпадение мелких частиц на астероиды, а менее частые столкновения с большими телами определяют, ускорится или замедлится вращение астероида и изменится ли направление его вращения.

• Вычисление зон возможной эрозии на поверхности астероида в эпоху аккреции в Солнечной системе привели к заключению (не новому, см. (Harris, 1977; Hartmann, 1978; Housen, Wilken-ing, Chapman- 1979)), что наибольшие тела из потока будут аккумулировать реголит. Зоны, накапливающие массу наиболее интенсивно, будут совпадать с зонами наиболее интенсивной бомбардировки падающими частицами (см. Рис. 39, 40).

Глава 5.

Заключение

.

Разработанные методы и полученные результаты, описанные в настоящей работе, применимы для изучения динамики спутника достаточно малой массы в окрестности любого равномерно вращающегося трехосного астероида (при аппроксимировании его однородным трехосным эллипсоидом) с известными значениями трех главных осей, плотности и скорости вращения. В работе получены следующие основные результаты.

1) Для отображения результатов численного интегрирования уравнений движения малого спутника быстро вращающегося астероида сильно вытянутой формы, аппроксимированного трехосным эллипсоидом, применяется метод сечений Пуанкаре, адаптированный в работе (Chauvineau и др., 1993) для исследования движения в экваториальной плоскости шара и трехосного эллипсоида. Качественные особенности орбитальной динамики спутника отображены на сечениях, соответствующих определенному значению постоянной Якоби, а также на диаграмме, демонстрирующей для спутника быстро вращающегося трехосного эллипсоида (имеющего приближенные параметры астероида 243 Ida) расположение областей возможного движения, зон регулярных и хаотических орбит и зон орбит, ведущих к выбросу или столкновению с астероидом. Изучение движения в окрестности быстро вращающегося астероида производится, с одной стороны, в сравнении с движением в окрестности шара той же массы и плотности, а с другой — в сравнении с движением в окрестности экстремально медленно вращающегося трехосного эллипсоида, имеющего приближенные параметры астероида 253 Mathilde. Из расположения областей возможного движения спутника в кеплеровом и «трехосном» случаях движения в близкой окрестности астероидов 243 Ida и 253 Mathilde можно сделать следующие выводы.

• Тогда как для медленно вращающегося астероида-эллипсоида умеренно вытянутой формы, такого как 253 Mathilde или астероид со «стандартным» соотношением осей (Chauvineau и др., 1993), динамика спутника мало отличается от кеплеровой, а зоны хаотического движения либо отсутствуют (253 Mathilde), либо отделены от зоны столкновения областью регулярных орбит (Chauvineau и др., 1993), а синодически прямые регулярные орбиты могут существовать на близких к астероиду расстояниях, динамика спутника быстро вращающегося астероида-эллипсоида сильно вытянутой формы (243 Ida) существенно отличается как от кеплеровой динамики, так и от динамики спутника медленно вращающегося эллипсоидального астероида. Отличительными особенностями движения вокруг быстро вращающегося астероида являются отсутствие синодически прямых орбит спутника и расширение области хаотических орбит, смыкающейся с зоной орбит столкновения.

• Расположение динамических зон орбит спутника (полученное численным интегрированием) позволяет оценить некоторые параметры возможной орбиты естественного спутника астероида. Из расположения зон регулярных орбит спутника астероида 243 Ida, аппроксимированного трехосным эллипсоидом (Рис. 27, с. 70), видно, что спутник этого астероида может обращаться только по синодически обратной орбите. Прямые в неподвижной системе регулярные орбиты могут существовать непосредственно у самой поверхности астероида, тогда как обратные — не ближе 47.80 км от его центра. Орбиты, являющиеся синодически прямыми, являются более стабильными, чем синодически обратные.

• Диаграмма распределения динамических зон в окрестности астероида (аппроксимированного трехосным эллипсоидом) позволяет оценить расположение благоприятной орбиты для помещения искусственного спутника которая бы не вела к столкновению с астероидом, не была хаотической и проходила достаточно близко от астероида. Для быстро вращающихся астероидов наиболее удобными орбитами оказываются синодически обратные орбиты, расположенные внутри областей регулярных орбит (Рис. 25, 27), наиболее предпочтительными из них являются орбиты, прямые в неподвижной системе координат.

2) Разработан численный метод практического построения трехмерных периодических движений в окрестности точек либрации трехосного эллипсоида, аппроксимирующего астероид. Выведены необходимые формулы для вычисления начальных условий и периода этих движений при использовании уравнений в вариациях. Показывается, что значение периода искомого пространственного периодического движения зависит от формы эллипсоида, его плотности и скорости вращения. Приводится пространственное изображение трехмерных орбит в окрестности седловой и центральной точек либрации астероида 243 Ida, построенных разработанным методом. Выводится формула для значения периода вращения ТЭ, при котором может начаться разрушение эллиптического астероида. Доказывается, что его значение одинаково для астероидов, имеющих одни и те же значения плотности и соотношений осей. Исследуется возможность существования трехмерных периодических симметричных решений в окрестности седловых точек эллипсоида Якоби, который может быть в первом приближении использован для аппроксимации rubble-pile астероидов. Графически доказывается возможность существования искомых движений для двух определенных относительных расстояний седловой точки либрации от центра эллипсоида Якоби.

3) Разработан численный метод построения трехмерных периодических движений вокруг вытянутого трехосного эллипсоида, основанный на теории Пуанкаре периодических движений, адаптированной Ю. В. Батраковым для исследования пространственных периодических движений в окрестности почти сферического трехосного эллипсоида (Батраков, 1957). Используя этот метод, численно получены начальные условия для трехмерных периодических движений в окрестности равномерно вращающегося однородного трехосного эллипсоида с полуосями 70, 60, 50 км.

4) Выполнено численное моделирование падения частиц на поверхность астероида в эпоху аккреции в Солнечной системе с целью изучения влияния падения частиц на эволюцию формы и скорость вращения астероида, представленного двумя однородными моделями значительно вытянутой формы: трехосным эллипсоидом, аппроксимирующим астероид 243 Ida и гантеле-образной фигурой той же массы и плотности. Выявлены следующие закономерности.

• Для астероида, аппроксимированного как трехосным эллипсоидом, так и гантелеобразной фигурой той же массы и плотности, поток частиц, ударяющих ведущие стороны астероида, до тех пор количественно сильнее потока, ударяющего его ведомые стороны, пока значение периода вращения астероида меньше некоторой определенной величины. Для трехосного эллипсоида и гантелеобразной фигуры, аппроксимирующих астероид.

243 Ida, эти критические значения периода вращения равны 9.1 и 3.3 час., соответственно.

Эволюция формы имеет асимметричный характер с формированием выпуклостей на ведущих сторонах астероида (в зонах, соответствующих зонам наиболее интенсивной бомбардировки падающими частицами) до тех пор, пока значение периода вращения будет меньше критического. По-видимому, при почти однородном распределении частиц в пространстве (для любого размера частиц, но при их примерно одинаковом размере по отношению друг к другу) и их малых относительных скоростях, как эллипсоидальные, так и гантелеобразные астероиды при коротких периодах вращения стремятся приобрести форму, напоминающую две асимметрично состыкованные сферы (точнее, «картофелины»).

При длинных периодах вращения зоны наиболее интенсивной бомбардировки расположены для эллипсоидальных астероидов вблизи концов его меньшей и средней осей, а для гантелеобраз-ных астероидов — вблизи точки контакта. Следовательно, при медленном вращении и эллипсоидальные, и гантелеобразные астероиды имеют тенденцию принимать форму эллипсоидов вращения, а достигнув ее, стремиться к сферической форме.

Независимо от значения пространственной плотности частиц и их массы (при условии, что масса отдельной частицы много меньше массы астероида), при падении однородно распределенных частиц одинаковой массы вращение астероида неизменно замедляется без изменения направления вектора момента вращения. Масса и пространственная плотность частиц влияют только на скорость этого замедления.

Вычисление возможных зон эрозии на поверхности астероида для стадии аккреции в ранней Солнечной системе привели к заключению (не новому), что наибольшие тела из потока аккумулируют реголит. Зонами, накапливающими массу наиболее интенсивно, являются зоны наиболее интенсивной бомбардировки поверхности астероида падающими частицами (Рис. 39, 40).

Автор диссертации глубоко благодарна научным руководителям доктору физ.-мат. наук Виктору Кузьмичу Абалакину за постоянное внимание и доброжелательное отношение к работе, за ценные советы по теме диссертации, за помощь в подготовке статей по теме диссертации к публикации и в подготовке самой диссертации и автореферата, за помощь в подборе первоисточников, доктору физ.-мат. наук Юрию Васильевичу Батракову за увлекательную и чрезвычайно актуальную тему диссертации, за постоянное внимание к работе, за необходимые советы и обсуждения результатов, за помощь в подготовке к публикации статей по теме диссертации и подготовке самой диссертации и автореферата.

Показать весь текст

Список литературы

  1. B.K. 1957. К вопросу об устойчивости точек либрации в окрестности вращающегося гравитирующего эллипсоида. Бюлл. ИТА АН СССР 6, 8, 543−549.
  2. В.К. 1959. О движении материальной точки внутри неоднородного гравитирующего трехосного эллипсоида. Бюлл. ИТА АН СССР 7, 5, 327−353.
  3. В. К. 1961. О периодических движениях звезд в эллипсоидальных звездных скоплениях. Бюлл. ИТА АН СССР 8, 3, 173−214.
  4. . А. 1992. Построение условно-периодических решений. Каз. гос. пед. ун-т, Алма-Ата.
  5. . А. 1992а. Алгоритм построения условно-периодических решений. Каз. гос. пед. ун-т, Алма-Ата.
  6. Е.П. 1960. О периодических движениях частицы в поле тяготения вращающегося тела. Вестн. Моск. Ун. Физ. астрон. 4, 86−95.
  7. Е.П. 1960а. О точках либрации в гравитационном поле вращающегося тела. Сообщ. Гос. астр, ин-та им. П. К. Штернберга 115, 44−53.
  8. Е.П. 1960b. Почти круговые движения частицы в поле тяготения вращающегося тела. Вестн. Моск. Ун. Физ. астрон. 5, 94−102.
  9. В. А. 1961. Фигуры равновесия вращающейся жидкости, обладающие особыми точками. Вестн. Ленингр. Ун. 13, 157−160.
  10. В. А., Холшевников К. В. 1985. О возможности использования классического представления гравитационного потенциала вблизи поверхности планеты. Науч. пробл. авиации и космонавт.: Ист. и современность. М., 162−165.
  11. В.А., Баранов A.C. 2001. Журнал технической физики, 71, 10, 8−12.
  12. В.В., Джунусбеков Д. Д. 1989. О невырожденности стационарных решений в обобщенном спутниковом варианте ограниченной задачи трех тел. Тез. докл. 9-ой Респ. межвуз. науч. конф., 12−15 сент. 1989, мат. и мех, Алма-Ата.
  13. Ю.В., Панкратов A.A. 1987. Плоские движения спутника в поле тяготения вращающейся несферичной планеты. Бопр. мех. тверд, и деформируем, тела. М., 24−36.
  14. Ю.В. 1955. Периодические решения типа Шварцшиль-да в ограниченной задаче трех тел. Бюлл. ИТ, А АН СССР б, 2, 112−120.
  15. Ю.В. 1955а. О периодических решениях третьего сорта в общей задаче трех тел. Бюлл. ИТА АН СССР 6, 2, 121−126.
  16. Ю.В. 1957. Периодические движения частицы в поле тяготения вращающегося трехосного эллипсоида. Бюлл. ИТА АН СССР 6, 8, 524−542.
  17. Ю.В., Василькова О. О. 1997. О возможной эрозии эллипсоидального тела в пылевом облаке. Тезисы конференции Компьютерные методы небесной механики-97, 18−20 ноября 1997, Санкт-Петербург, ИТА, с. 25.
  18. A.A. 1988. Точки либрации вращающегося трехосного эллипсоида с переменными физическими параметрами. Астрон. циркуляр 1529, 27−28.
  19. A.A. 1990. О поверхностях Хилла в окрестности вращающегося нестационарного трехосного эллипсоида. Изв. АН КазССР. Сер. физ.-мат. 4, 49−52.
  20. A.A. 1990а. О частных решениях в окрестности гравити-рующего вращающегося трехосного эллипсоида. А нал. небес, мех., Казань, 75−81.
  21. Дж.Д. 1941. Динамические системы. M.-JL ГИТТЛ.
  22. О.О. 1999. Точки либрации вращающегося трехосного эллипсоида. Труды ИПА РАН 4, 246−259.
  23. О.О. 2000. Пространственные периодические решения Шварцшильда в окрестности трехосного эллипсоида. Сб. докладов конференции Астрометрия, геодинамика и небесная механика на пороге XXI века, 19−23 июня 2000, С, — Петербург, ИПА РАН, с. 239−240.
  24. О.О. 2005 Область возможного движения спутника Dactyl астероида 243 Ida. Материалы всероссийской конференции Астероидно-кометная опасность 2005, 3−7 октября 2005 г., С.-Петербург, ИПА РАН, с. 83−86.
  25. О.О. 2005b. Исследование динамики экваториального спутника астероида, аппроксимируемого трехосным эллипсоидом. Сообщения ИПА РАН, 160, 22с.
  26. В. Г., Аксёнов Е. П. 1960. О периодических движениях частицы в поле тяготения медленно вращающегося тела. Вести. Моск. Ун. Физика, астрономия 6, 87.
  27. Г. И. 1986. Разложение внешнего потенциала притяжения однородного трехосного эллипсоида в ряд по сферическим функциям. Бюлл. ИТ, А АН СССР 15, 10, 575−579.
  28. Н.Б. 2002. Поступательно-вращательное движение в системе двойного астероида и моделирование его световых кривых. Дисс. на соиск. уч. степ. канд. физ.-мат. наук. СПб, ИПА РАН.
  29. Н.Б. 2004. Двойные астероиды. Труды ИПА РАН 11, 206−224.
  30. С. Г. 1974. Об устойчивости точек либрации вращающегося трехосного эллипсоида в пространственном случае. Астрон.ж. 51, 6, 1330−1334.
  31. С. Г. 1980. Стационарные и периодические движения в поле притяжения вращающегося трехосного эллипсоида. Прикл. матем. мех. 44, 3, 387−394.
  32. С. Г. 1983. Условно-периодические движения в поле притяжения вращающегося трехосного эллипсоида. Прикл. матем. мех. 47, 6, 909−915.
  33. С.Г., Зленко A.A. 1983. О некоторых частных случаях поступательно-вращательного движения осесимметричного спутника трехосной планеты. Космич. исслед. 19, 3, 367−376.
  34. С.Г. и Зленко A.A. 1983а. О стационарных решениях в задаче о поступательно-вращательном движении трехосного спутника трехосной планеты. Астрон.ж. 60, 2, 367−374.
  35. С.Г. и Зленко A.A. 1983b. Условно-периодические поступательно-вращательные движения спутника трехосной планеты. Астрон.ж. 60, 6, 1217−1222.
  36. С. Г. 2000. Метод исследования острорезонансных задач небесной механики и космодинамики. т.1. Орбитальное движение. Архангельск. АГТУ.
  37. Г. и Корн Т. 1968. Справочник по математике для научных работников и инженеров. М., Наука.
  38. И.И. 1981. Точки либрации в задаче о трехосном грави-тирующем эллипсоиде. Геометрия области устойчивости. Космич. исслед. 19, 2, 200−209.
  39. И.И. 1981а. О точках либрации вблизи гравитирующего вращающегося трехосного эллипсоида. Прикл. матем. мех. 45, 1, 26−33.
  40. Л.Д. и Лифшиц Е.М. 1965. Механика. М., Наука.
  41. A.M. 1950. Общая задача об устойчивости движения. М.-Л., ГИТТЛ.
  42. П. С. 1987. Предвычисление движений материальной точки в поле тяготения трехосной планеты. Орджоникидзе, Сев.-Осет. ун-т.
  43. П. С., Ставровская М. С. 1990. Об интегрировании уравнений возмущенного движения спутника трехосной планеты методом Тейлора-Стеффенсена. Косм, исслед. 28, 3, 474−475.
  44. С.И. 1968. Исследование неосуществимости точек либрации гравитирующего эллипсоида. Укр. матем. ж. 20, 5, 661 666.
  45. С. И. 1969. К вопросу о неосуществимости периодического движения частицы в окрестности точек либрации гравитационного эллипсоида. Мат. физика. Респ. межвед. сб. 6, 134−139.
  46. С. И. 1972. Об устойчивости в первом приближении точек либрации трехосного эллипсоида при постоянно действующих возмущениях. Бюлл. ИТ, А АН СССР 13, 4, 215−219.
  47. В. В., Карачкина Л. Г., Батраков Ю. В. 2005. Частотный анализ модельных световых кривых одиночного астероида. Материалы всероссийской конференции Астероидно-кометная опасность 2005, 3−7 октября 2005 г., С.-Петербург, ИПА РАН, 287−288.
  48. А. 1947. О кривых, определяемых дифференциальными уравнениями. М.-Л., ГИТТЛ.
  49. А. 1971. Избранные труды, т.1. М., Наука.
  50. А. 1972. Избранные труды, т. 2. М., Наука.
  51. Е.Л., Сафронов B.C. 1998. Рост Юпитера как важный фактор формирования планетной системы. Астрон. Вестник 32, 4, 291−300.
  52. B.C. 1958. О росте планет земной группы. Вопросы космогонии 6, 63−77.
  53. B.C. 1969. Эволюция допланетного облака и образование Земли и планет. М., Наука.
  54. В. 1982. Теория орбит. М., Наука.
  55. О. 1983. Об экваториальных орбитах спутника трехосного притягивающего твердого тела. Косм. иссл. 21, 2, 128−131.
  56. Сейткулов 0.1983а. Об интегрировании уравнений движения материальной точки в экваториальной плоскости трехосного притягивающего твердого тела. Ред. ж. Вестн. АН КазССР, Алма-Ата.
  57. М.Ф. 1937. Курс небесной механики, т. 2. М.-Л.
  58. М.Ф. 1949. Курс небесной механики. т.З. М.-Л.
  59. О.Ю. 1954. О происхождении астероидов. Доклады АН СССР XCVI, 3, 449−451.
  60. J.Е., Lecacheux J., Richardson Ch., Thuillot W. 1985. A possible satellite of 146 Lucina. Icarus 61, 224−231.
  61. Bell E.F., Davis D.R., Hartmann W.K., etc. 1989. The big picture. In Asteroids //, ed. R.P. Binzel, T. Gehrels, M.S. Matthews, 921−946.
  62. Belton M., Chapman C., Thomas P., etc. 1995. The bulk density of asteroid 243 Ida from Dactyl’s orbit. Nature 374, 785−788.
  63. Belton M., Mueller B., D’Amario L., etc. 1996. The discovery and orbit of 1993 (243) 1 Dactyl. Icarus 120, 185−199.
  64. R.P. 1978. The further support for minor planet multiplicity. Occ. Newsl. 1, 152−153.
  65. R.P. 1985. Crocus a processing, binary asteroid? Icarus 63, 99−108.
  66. G.D. 1922. Surface transformations and their dynamical applications. Acta math. 43, 1−119.
  67. G.D. 1927. Dynamical systems. New York.
  68. A.H. 1983. About the non-existence of additional analitycal integral in the problem of satellite’s motion under the gravitational attraction of a triaxial rigid body. Cel. Mech. Dyn. Astr. 29, 4, 323 328.
  69. J. A. 1975. The angular momenta of solar system bodies: Implications for asteroid strengths. Icarus 25, 545−554.
  70. F., Cerroni P., Coradini M., Farinella P., Flamini E., Martelli G., Paolicchi P., Smith P.N., Zappala V. 1984. Shapes of asteroids compared with fragments from hypervelocity impact experiments. Nature 308, 832−834.
  71. V., Zappala V., Farinella P., Paolicchi P. 1984. Analysis of the shape distribution of asteroids. Astron. & Astroph. 138, 464−468.
  72. S. 1969. Ellipsoidal figures of equilibrium. New Haven and London. Yale University Press.
  73. Chauvineau B. and Mignard F. 1990a. Dynamics of binary asteroid.
  74. Hill’s case. Icarus 83, 360−381.
  75. Chauvineau B. and Mignard F. 1990b. Dynamics of binary asteroid.1. Jovian perturbations. Icarus 87, 377−390.
  76. Chauvineau B. and Mignard F. 1990c. Generalized Hill’s problem: Lagrangian Hill’s case. Cel. Mech. Dyn. Astr. 47, 123−144.
  77. Chauvineau B., Mignard F., and Farinella P. 1991. The lifetime of binary asteroids vs gravitational encounters and collisions. Icarus 94, 299−310.
  78. Chauvineau B., Farinella P., and Mignard F. 1993. Planar orbits about a triaxial body: application to asteroidal satellites. Icarus 105, 370−384.
  79. J. 1979. Angular motion of trapped stars near the corotation circle in spiral galaxies. Astron. & Astroph. 76, 3, 356−358.
  80. G. 1973. The particle resonance in spiral galaxies. Nonlinear effects. Astrophys. J. 181, 3, 657−684.
  81. G., Papayannopoulos Th. 1980. Orbits in weak and strong bars. Astron. & Astroph. 92, 33−46.
  82. Contopoulos G. and Barbanis B. 1994. Periodic orbits and their bifurcations in a 3-D system. Cel. Mech. Dyn. Astr. 59, 3, 279−300.
  83. Danby J.M. A. 1965. The formation of arms in barred spirals. Astron. J. 70, 7, 501−512.
  84. Davis D.R., Chapman C.R., Greenberg R.J., etc. 1979. Collisional evolution of asteroids: populations, rotations and velocities. In Asteroidsed. T. Gehrels, 528−557.
  85. Davis D.R., Chapman C.R., Durda D.D., Farinella P., and Marzari F. 1996. The formation and collisional/dynamical evolution of the Ida-Dactyl system as part of the Koronis family. Icarus 120, 220−230.
  86. Dobrovolskis A.R. and Burns J. A. 1980. Life near the Roche limit: Behavior of ejecta from satellites close to planets. Icarus 42, 422−441.
  87. D. W., Maley P.D. 1977. Possible observations of a satellite of a minor planet. Occ. Newsl. 1, 115−117.
  88. D.D. (LPL) 1994. Numerical models of the origin of asteroidal moons during Hirayama family formation Bull. Amer. Astron. Soc., 1025−1214, 26(3), 1158−1158, abstract 25.14.
  89. D.D. (LPL) 1996. The formation of asteroidal satellites in catastrophic collisions. Icarus 120, 212−219.
  90. P. 1992. Evolution of Earth-crossing binary asteroids due to gravitational encounters with the Earth. Icarus 96, 284−285.
  91. P., Chauvineau B. 1993. On the evolution of binary Earth-approaching asteroids. Astron. & Astroph. 279, 251−259.
  92. F.R. 1923. An introduction to celestial mechanics. New York, The Macmillan Company.
  93. Van Flandern T.C., Tedesco E.F., Binzel R.P. 1979. Satellites of asteroids. In Asteroids. T. Gehrels, Eds. 443−465.
  94. Gehrels T., Drummond J., and Levenson N. 1987. The absence of satellites of asteroids. Icarus 70, 257−263.
  95. Geissler P., Petit J.-M., Durda D.D., Greenberg R., Bottke W., Nolan M., and Moore J. 1996. Erosion and ejecta reaccretion on 243 Ida and its moon. Icarus 120, 140−157.
  96. German D. and Friedlander A. A. 1991. A simulation of orbits around asteroids using potential field modeling. Proc. AAS/AIAA Spaceflight Mechanics Meeting, Houston, TX, February 11−13, 1991.
  97. Giblin I., Petit J.-M., and Farinella P. 1998. Impact ejecta rotational bursting as a mechanism for producing stable Ida-Dactyl systems. Icarus 132, 43−52.
  98. Greenberg R., Bottke W.F., Nolan M., Geissler P., Petit J.-M., and Durda D.D. 1996. Collisional and dynamical history of Ida. Icarus 120, 106−118.
  99. Hamilton D.P. and Burns J. A. 1991. Orbital stability zones about asteroids. Icarus 92, 118−131.
  100. Hamilton D.P. and Burns J.A. 1992. Orbital stability zones about asteroids II. Icarus 96, 43−64.
  101. A. W. 1977. An analytical theory of planetary rotation rates. Icarus 31, 168−174.
  102. W.K. 1968. Growth of asteroids and planetesimals by accretion. Astrophys. J. 152, 337−342.
  103. W.K. 1978. Planet formation: Mechanism of early growth. Icarus 33, 50−61.
  104. Housen K.R., Wilkening L.L., Chapman C.R., etc. 1979. Regolith development and evolution on asteroids and the Moon. In Asteroids, ed. T. Gehrels, 601−627.
  105. R.S., Ostro S.J. 1994. Shape of asteroid 4769 Castalia (1989 PB) from inversion of radar images. Science 263, 940−943.
  106. R.S., Ostro S.J. 1995. Shape and non-principal axis spin state of asteroid 4179 Toutatis. Science 270, 84−86.
  107. P.C. 1978. Periodic orbits around a rotating ellipsoid. Cel. Mech. Dyn. Astr. 17, 1, 37−48.
  108. Lee P., Veverka J., Thomas P. C., etc. 1996. Ejecta blocks on 243 Ida and other asteroids. Icarus 120, 87−105.
  109. Lynden-Bell D. 1979. On a mechanism that structures galaxies. MN 187, 1, 101−107.
  110. McMahon J.H. 1978. The discovery of a satellite of an asteroid. In Proc. Astron. West'78 Conf., San Luis Obispo, Calif., July, 1978.
  111. P. 1982. Periodic orbits in triaxial galactic models. Astron. & Astroph. 108, 89−94.
  112. Martinet L., de Zeeuw T. 1988. Orbital stability in rotating triaxial stellar systems. Astron. & Astroph. 206, 269−278.
  113. L., Udry S. 1990. Origin of chaos in slowly rotating triaxial stellar systems. Astron. & Astroph. 235, 69−84.
  114. Mulder W.A. and Hooimeyer J.R.A. 1984. Periodic orbits in a rotating triaxial potential. Astron. & Astroph. 134, 158−170.
  115. J.P., Binney J., Saha P. 1989. The effect of galaxy triaxi-ality on globular clusters. Mon. Not. R. Acad. Sci. 241, 849−871.
  116. Ostro S. J., Chandler J.F., Hine A. A., Roseina K.D., Shapiro 1.1., Yeomans D.K. 1990. Radar images of asteroid 1989 PB. Science 248, 1523−1528.
  117. Th. 1979. Orbits near the particle resonance of a galaxy. I. Numerical study. Astron. & Astroph. 77, 75−85.
  118. Th. 1979. Orbits near the particle resonance of a galaxy II. Theoretical study. Astron. & Astroph. 79, 197−203.
  119. Petit J.-M. and Henon M. 1986. Satellite Encounters. Icarus 66, 536−555.
  120. Petit J.-M. 1994. Orbits around a small, highly elongated asteroid: Constraints on Ida’s Moon. Bull. Amer. Astron. Soc., 1025−1214, 26(3), 1157−1158, abstract 25.13.
  121. Petit J.-M. and Lemaitre A. 1997. Resonance and capture probability in the Ida/Dactyl system. Bull. Amer. Astron. Soc. 29, 972.
  122. Petit J.-M., Durda D.D., Greenberg R., etc. 1997. The long-term dynamics of Dactyl’s orbit. Icarus, 130, 177−197.
  123. Pfenniger D., de Zeeuw 1989. In Dynamics of dense stellar systems, ed. Merritt D., Cambridge Univ. Press, 81−87.
  124. D. 1990. Stability of the Lagrangian points in stellar bars. Astron. & Astroph. 230, 55−66.
  125. H. 1892. Les Methodes Nouvelles de la Mecanique Celeste, t.l. Gauthier-Villars, Paris.
  126. H. 1893. Les Methodes Nouvelles de la Mecanique Celeste, t.2. Gauthier-Villars, Paris.
  127. H. 1899. Les Methodes Nouvelles de la Mecanique Celeste. t.3. Gauthier-Villars, Paris.
  128. Ruzmaikina T.V., Safronov V.S., and Weidenschilling S.J. 1989. Radial mixing of material in the asteroidal zone. In Asteroids II, ed. R.P. Binzel, T. Gehrels, M.S. Matthews, 681−700.
  129. D.J. 1993. Satellite dynamics about tri-axial ellipsoids. Advances in non-linear astrodynamics, Univ. of Minnesota, Nov. 810, 1−28.
  130. D.J. 1994. Dynamics about uniformly rotating triaxial ellipsoids: applications to asteroids. Icarus 110, 225−238.
  131. Scheeres D.J., Ostro S.J., Hudson R.S., and Werner R.A. 1996. Orbits close to asteroid 4769 Castalia. Icarus 121, 67−86.
  132. Scheeres D.J., Ostro S.J., Hudson R.S., etc. 1998. Dynamics of orbits close to asteroid 4179 Toutatis. Icarus 132, 53−79.
  133. Scheeres D. J., Williams B.G., and Miller J.K. 2000. Evaluation of the dynamic environment of an asteroid: Applications to 433 Eros. Journal of Guidance, Control, and Dynamics 23, 3, 466−475.
  134. M.P. 1984. How bar strength and pattern speed affect galactic spiral structure. MN 209, 1, 93−109.
  135. M. 1979. A numerical model for a triaxial stellar system in dynamical equilibrium. Astrophys. J. 232, 236−247.
  136. W. 1981. A possible satellite of 9 Metis. Icarus 46, 285−287.
  137. T.S. 1987. Self-consistent models of perfect triaxial galaxies. Astrophys. J. 321, 113−152.
  138. V. 1967. Theory of orbits. New York and London.
  139. S., Pfenniger D. 1988. Stochasticity in elliptical galaxies, Astron. & Astroph. 198, 135−149.
  140. S. 1991. Low order resonance cartography in slowly rotating triaxial models. Astron. & Astroph. 245, 99−113.
  141. O.O. 2000a. Schwarzschild nonequatorial periodic motion about an asteroid modeled as a triaxial rotating ellipsoid. Proc. of US/European Celestial Mechanics Workshop, July 3−7, 2000, Poznan, 283−288.
  142. O.O. 2002. On a possible mechanism of particles falling affecting an asteroid shape and angular momentum evolution. A numerical simulation. Proc. of conf. Asteroids, Comets, Meteors 2002, July 29-August 2, 2002, Berlin, ESA, 867−870.
  143. O.O. 2003. The effect of falling particles on the shape and spin rate of an asteroid. Astron. & Astroph. 403, 2, 413−418.
  144. O.O. 2005b. Three-dimensional periodic motion in the vicinity of the equilibrium points of an asteroid. Astron. & Astroph. 430, 2, 713−723.
  145. Veverka J., Thomas P., Harcli A., etc. 1997. NEAR’s flyby of 253 Mathilde: Images of a C asteroid. Science 278, 2109−2114.
  146. Weidenschilling S. J., Paolicchi P., and Zappala V. 1989. Do asteroids have satellites? In Asteroids //, R.P. Binzel, T. Gehrels, and M. S. Matthews, Eds. 2, 643−658.
  147. R.A. 1994. The gravitational potential of a homogeneous polyhedron or don’t cut corners. Cel. Mech. Dyn. Astr. 59, 3, 253−278.
  148. Werner R. A. and Scheeres D.J. 1996. Exterior gravitation of a polyhedron derived and compared with garmonic and inascon gravitation representations of asteroid 4769 Castalia. Cel. Mech. Dyn. Astr. 65, 3, 313−344.
  149. A.L., White L.K. 1985. Stability of binary asteroids. Cel. Mech. Dyn. Astr. 35, 95−104.
  150. S.P., Innanen K.A. 1988. The stable region of satellites of large asteroids. Icarus 75, 105−112.
  151. S.G. 1972. Stability of the libration points of a rotating triaxial ellipsoid. Cel. Mech. Dyn. Astr. 6, 3, 255−267.
  152. S.G. 1973. About the stability of the libration points of a rotating triaxial ellipsoid in a degenerate case. Cel. Mech. Dyn. Astr. 8, 1, 75−84.
Заполнить форму текущей работой

На отлично!