天体力学的发展过程

天体力学诞生以来的近三百年历史中，按研究对象和基本研究方法的发展过程，大致可划分为三个时期： 自天体力学创立到十九世纪后期，是天体力学的奠基过程。天体力学在这个过程中逐步形成了自己的学科体系，称为经典天体力学。它的研究对象主要是大行星和月球，研究方法主要是经典分析方法，也就是摄动理论。天体力学的奠基者同时也是近代数学和力学的奠基者。牛顿和莱布尼茨共同创立的微积分学，成为天体力学的数学基础。

十八世纪，由于航海事业的发展，需要更精确的月球和亮行星的位置表，于是数学家们致力于天体运动的研究，从而创立了分析力学，这就是天体力学的力学基础。这方面的主要奠基者有欧拉、达朗贝尔和拉格朗日等。其中欧拉是第一个较完整的月球运动理论的创立者，拉格朗日是大行星运动理论的创始人。后来由拉普拉斯集其大成，他的五卷十六册巨著《天体力学》成为经典天体力学的代表作。他在1799年出版的第一卷中，首先提出了天体力学的学科名称，并描述了这个学科的研究领域。到1828年，全书出齐。

在这部著作中，拉普拉斯对大行星和月球的运动都提出了较完整的理论，而且对周期彗星和木星的卫星也提出了相应的运动理论。同时，他还对天体形状的理论基础——流体自转时的平衡形状理论作了详细论述。

后来，勒让德、泊松、雅可比和汉密尔顿等人又进一步发展了有关的理论。1846年，根据勒威耶和亚当斯的计算，发现了海王星。这是经典天体力学的伟大成果，也是自然科学理论预见性的重要验证。此后，大行星和月球运动理论益臻完善，成为编算天文年历中各天体历表的根据。 自十九世纪后期到二十世纪五十年代，是天体力学的发展时期。在研究对象方面，增加了太阳系内大量的小天体(小行星、彗星和卫星等)，在研究方法方面，除了继续改进分析方法外，增加了定性方法和数值方法，但它们只作为分析方法的补充。这段时期可以称为近代天体力学时期。彭加莱在1892～1899年出版的三卷本《天体力学的新方法》是这个时期的代表作。

虽然早在1801年就发现了第一号小行星(谷神星)，填补了火星和木星轨道之间的空隙。但小行星的大量发现，是在十九世纪后半叶照相方法被广泛应用到天文观测以后的事情。与此同时，彗星和卫星也被大量发现。这些小天体的轨道偏心率和倾角都较大，用行星或月球的运动理论不能得到较好结果。天体力学家们探索了一些不同于经典天体力学的方法，其中德洛内、希尔和汉森等人的分析方法，对以后的发展影响较大。

定性方法是由庞加莱和李亚普诺夫创立的，庞加莱建立了微分方程定性理论，李亚普诺夫发展了这一理论。但到二十世纪五十年代为止，这方面进展不大。

数值方法最早可追溯到高斯的工作方法。十九世纪末形成的科威耳方法和亚当斯方法，至今仍为天体力学的基本数值方法，但在电子计算机出现以前，应用不广。 这是经典天体力学的主要内容，它是用分析方法研究各类天体的受摄运动，求出它们的坐标或轨道要素的近似摄动值。

由于无线电、激光等新观测技术的应用，观测精度日益提高，观测资料数量陡增因此，原有各类天体的运动理论急需更新。其课题有两类：一类是具体天体的摄动理论，如月球的运动理论、大行星的运动理论等；另一类是共同性的问题，即各类天体的摄动理论都要解决的关键性问题或共同性的研究方法，如摄动函数的展开问题、中间轨道和变换理论等。 这是研究天体力学中运动方程的数值解法。主要课题是研究和改进现有的各种计算方法，研究误差的积累和传播，方法的收敛性、稳定性和计算的程序系统等。随着电子计算技术的迅速发展为数值方法开辟了广阔的前景。六十年代末期出现的机器推导公式，是数值方法和分析方法的结合，现已被广泛使用。

以上两个次级学科都属于定量方法，由于存在展开式收敛性以及误差累计的问题，现有各种方法还只能用来研究天体在短时间内的运动状况。 艾萨克·牛顿因为提出了天体在天空中运行的原理而备受尊崇，他阐明了太阳、行星和月亮的运动，像炮d和落下的苹果一样，都能用同一套的物理定律来描述，将天体和地球的力学整合在一起。

使用牛顿的万有引力定律，说明刻卜勒定律中的圆轨道是很简单的事，椭圆轨道则要加入比较复杂的计算。使用拉格朗日力学和极座标方程式，即使是抛物线或双曲线的轨道，也可以获得单一的解。这对於行星甚至彗星轨道的计算是非常有用的。到了近代，在太空船 d道的计算上也是非常有用的。 天体的运动不需要如火箭般的施加推力，只是由彼此间的质量引发的重力加速度在掌控。在多体问题中我们做了简化，假设所有的个体都是球形对称的，并且将加速度积分以缩减总数。 例如：

4体问题：飞行到火星（飞行器的一或二个部份是非常小的，所以可以简化成2体或3体的问题）

3体问题：类卫星，太空航行，并且停留在拉格朗日点

在这些情况下，n = 2 （二体问题），比多体问题要简单许多，而且在一般的情况下经过简化之后都能获得一个合理的数值解，也就是经常可以因简化而得到有用的近似解。

例如：

一对连星：半人马座α（两星有相近的质量）一对双行星：冥王星 和他的卫星查龙(Charon)（质量比为0147）一对双小行星：90安地欧普（两者质量相近）近一步的简化可以依据标准假设天文动力学。包括单一天体，轨道天体的质量远小于中心的天体，也经常可以得到近似的合理值。

例如：

太阳系以银河系为中心的轨道运动。行星环绕太阳月球环绕行星太空船环绕地球、月球或行星（在最后的例子是在抵达要环绕的行星之后）无论是前二者之一，或最顶端的简化情况，我们也许假设是圆轨道，或是做距离和轨道速度的设定，并且假设动能和势能随时都是守恒的。著名的不适合的例子是高离心率的轨道：

冥王星的轨道：e = 02488海王星的轨道：e = 0010（太阳系的行星中离心率最大的）水星的轨道：e = 02056郝曼转移轨道双子星11的飞行次轨道飞行当然，在每一个例子中，为了获得更多的准确性，被简化的项目是越少越好。 天体测量是天文学的一部分，用于处理恒星和其他天体的位置、距离和运动。

天文动力学是研究和创造轨道，特别是人造卫星的轨道。

轨道是一个物体受到力的作用，例如引力，环绕另一个物体移动的路径。

卫星是环绕另一个主要天体的物体。这个名词也用来描述人造卫星(相对于自然的卫星，或是月球)。没有大写的”moon”表示是月球之外其他行星的自然卫星。

天文导航是一种定位系统与技术，用于帮助航海的水手在茫茫大海中以天体确认位置的方法。

我们重要的不是发现，而是客观地出现了这一星星。如在天体中，能在天文者的爱好范围内，或视野中出现了这一星星，一般是绝不会跑过他们的眼球。再一个有天文图形比较对照，新的星星，就是想躲避，也是没有办法躲避的。谁要躲避我的监控视频，想瞒天过海，能行吗？变孙悟空化身。在黑暗中，要发现多了一颗透明的星，比菜碟里捡花生还容易，关键是，从客观上真的多出了这个星没有。既然都是天文爱好者，他们也不会失职的。

这个问题有些不太明确，什么叫做在黑暗的宇宙中发现一个目标星星？这个目标是指的什么？

如果是已知的目标，那简单了，我们有多种星表提供，可以提供各种天体的坐标位置，根据坐标就可找到目标天体。

比如想要找梅西耶天体，就可以查看《梅西耶星表》，其他比较有名的星表还有《耶鲁星表》标记了亮于9等的15万颗星星，《照相天图星表》记录了亮于11等的星星，《NGC星表》标注了13000个天体，等等。

还有一些专项星表，例如《变星星表》《太阳系天体和人造天体星表》《银河系其他天体星表》《河外天体星表》等等。

根据星表，你可以找出任意一个目标天体，目前很多高级一些的望远镜配戴的寻星仪，就存储了很多天体的坐标位置，只要根据星表输入坐标，就可以看到目标天体，非常的方便。

当然，如果目标天体是一个未知的天体，不在任何一个星表上，那么就比较困难了。

比如想要发现一颗新的彗星或小行星，那么不管是专业天文台还是业余天文爱好者，最常用的办法就是对比巡天法，也就是说通过长期对天空的观测并照相，然后对比已知的星表，直到发现某颗不存在于星表中的星星，那么很可能就是颗新的天体。

听起来似乎不难，但实际上在无数星星中找到一颗之前未发现的星星，是一项非常艰巨的工作，远比想象中更难。

我们举个例子，当年天王星发现后，发现其轨道似乎受到某种干扰，于是人们猜测在天王星之外有其他大行星干扰，后来人们在1846年发现了海王星，但依旧没有解决这个问题。人们又猜测海王星外还有大天体，很多人还计算了这个神秘的X行星的轨道。但是，这个X行星在将近100年后的1930年才最终被汤博发现。

汤博日常的任务是系统地成对拍摄夜空照片、分析每对照片中位置变化的天体。汤博借助一种叫做闪烁比对器的工具快速调换感光干板来寻找天体的位置变化或外观变化。最终在1930年2月28日，当他对比1月23日和1月29日的照片时，发现其中一个微小的光点发生了位移，经过严格的确认后，终于确定是一颗未知的行星，这就是后来的冥王星。

现在还是靠光的反射，比如月亮太阳光的反射。反射的强弱确定大小，有的可分析表面的成分。不知道对不对？

了解地球的特性才能变别是否适合人类

一般是利用测算其在轨运行轨道周期来定位的。就如同我们知道月亮会在某一时刻出现在天空的某一区域一样，这是我们知道了月亮的运行规律。同样，天文观测者会研究对比周天星星的运行图谱，并通过长期的巡天观测绘制出天体运行分布图，从而判断某一星体何时会出现的区域。由于运用了电脑信息处理程序，现在的巡天数据处理比过去的人工观测效率得到极大提高。

声音可能无法在真空中传播，但这并不能阻止恒星发出亚音速的交响乐，因为它们的核熔炉会产生复杂振动，望远镜可以通过恒星表面亮度或温度的波动来观测这些振动。了解这些振动，我们就能更多地了解恒星的内部结构，否则就看不见了。威斯康星大学麦迪逊天文系的研究生杰奎琳戈尔茨坦说：大提琴听起来像大提琴，因为它的大小和形状，恒星的振动也取决于大小和结构。在研究工作中，戈德斯坦通过开发软件来模拟不同的恒星及其频率，研究恒星结构和振动之间的联系。

当将模拟结果与真实的恒星进行比较时，戈德斯坦可以改进她的模型，并通过观察恒星的细微声音。随着频率在几分钟到几天内重复出现，必须将恒星振动加速一千到一百万次，才能使它们进入人类的听觉范围。这些混响可能最准确地被称为星震，以它们在地球上的地震表亲命名，这个研究领域叫做天体地震学。当恒星将氢熔合成核心中较重的元素时，热等离子气体会发生振动，导致恒星闪烁。这些波动可以告诉研究人员恒星的结构以及它将如何随着恒星年龄的增长而变化。

戈尔茨坦研究的恒星比太阳还要大，这些大质量会爆炸，会形成黑洞、中子星以及宇宙中所有构成行星的重元素，从本质上说，还会形成新生命。我们想了解它们是如何运行的，以及它们如何影响宇宙的演化，所以这些都是大问题。戈尔茨坦与天文学教授里奇·汤森(Rich Townsend)和艾伦·茨维贝尔(Ellen Zweibel)合作，开发了一个名为GYRE的程序，与模拟恒星的程序MESA相连接。戈德斯坦利用这个软件构建了各种恒星的模型，以观察振动对天文学家来说可能是什么样子，然后检查模拟和现实的匹配程度。当把预测的振动模式和观察到的振动模式进行比较时，如果它们是相同的，那么很好，恒星内部就像那些真实恒星的内部一样。

如果它们是不同的，通常情况下，这给我们提供了信息，需要改进我们的模拟和测试。GYRE和MESA都是开源程序，这意味着科学家可以自由访问和修改代码。每年，约有40至50人参加加州大学圣巴巴拉分校(University of California, Santa Barbara)梅萨暑期学校(MESA summer school)，学习如何使用该项目，并进行头脑风暴改进。Goldstein和团队从所有这些建议修改和修复MESA和他们自己程序中错误的用户中获益。也得到了另一群科学家——行星猎人的支持。有两件事可以使恒星的亮度波动：内部振动或行星经过恒星前，随着对系外行星研究不断增加

Goldstein获得了大量关于恒星波动的新数据，这些数据来自于对遥远恒星的调查。最新的系外行星搜寻者是一架名为TESS的望远镜，该望远镜于去年发射进入轨道，对距离地球最近、最亮的20万颗恒星进行了观测。苔丝号（TESS）所做的就是看着整个天空，因此，将能够对我们周围所能看到的所有恒星，判断它们是否在振动。如果是的话，就能研究它们的振动，了解地表下发生了什么。Goldstein现在正在开发一个新的GYRE版本来利用TESS数据。有了它，将开始模拟这支强大的恒星乐队。通过这些模拟，我们也许能够通过监听来收集更多关于我们宇宙邻居的信息。

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