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相似文献
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1.
Résumé Il est envisagé dans ce travail le problème du mouvement translatoire-rotatoire d'un corps solide invariable dans le champ centrale de la gravitation Newtonienne. Il est établie auparavaat la forme générale du développement de la fonction des forces du problème et il est marqué ses propriétés remarquables. Nous abordons ensuite l'étude des mouvements, nommés reguliers, dans lesquels le centre des masses du corps décrit une orbite circulaire Keplerienne, tandis que le corps lui-même conserve une orientation invariable par rapport à cette orbite.Il est démontré, que ces mouvements peut admettre seulement le corps possedant la symétrie axiale dynamique. Nous distinguons les trois types différents des mouvements réguliers, dont nous nommons par flotte, flèche et rais.Il existenr encore quelques cas intermédiaires.  相似文献   

2.
Resume On étudie les solutions périodiques d'un système Hamiltonien au voisinage des résonances i/j Ni et Nj sont des nombres entiers premiers entre eux.Dans le cas ou l'hamiltonien à la forme H=H0+H1, une procédure générale est donnée pour trouver les familles de solutions périodiques. Le développement asymptotique de la solution peut être calculé explicitement. L'étude de la stabilité est traitée (Stellmacher, 1984).Une application aux problèmes de dynamique galactique pour un système à trois degrés de liberté est faite pour le voisinage de la résonance 221.
Hamiltonian systems in the neighbourhood of an equilibrium solution. I:Periodic orbits in cases of resonance
We study the periodic solutions of an Hamiltonian system with n degrees of freedom, near an equilibrium point, in the vicinity of the resonances i/jNi/Nj. Ni/Nj are fractions in their lowest terms for any pair (i, j).In this case, a general procedure to find the families of periodic solutions is given. The asymptotic solutions can explicitly be calculated including the periods. (The stability will be presented in Stellmacher (1984).) An application to a galactic dynamics problem in a system with three degrees of freedom near the resonances 221, is analytically treated in detail.
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3.
Résumé La transformation de Lyapunov transforme une équation de Hill en une autre qui occupe la même place dans la classification de Yakubovich.Soit (C) une solution périodique d'un système conservatif à deux degrés de liberté. D'après le principe de moindre action de Maupertuis (C) est l'image d'une géodésique ().Nous montrons que les équations aux variations au voisinage de (C) et de () sont réductibles à deux équations de Hill qui se correspondent par une transformation de Lyapunov.
The Lyapunov transformation of Hill's equation and his dynamic interpretation
The Lyapunov transformation carries Hill's equationÿ+F(t)y=0,F(t+T)=F(t) into another one which belongs to the same class in Yakubovich's classification.Let (C) be a closed trajectory of a Lagrangian conservative system with two degrees of freedom. By the Principle of Least action, we know that (C) is the image of a geodesic () of a certain two-dimensional surface ().We show that the two Hill equations associated with (C) and () are related by a certain Lyapunov transformation.

Paper presented at the 1981 Oberwolfach Conference on Mathematical Methods in Celestial Mechanics.  相似文献   

4.
Y. Cuny 《Solar physics》1968,3(1):204-240
R'esumé Les raies et le rayonnement continu de l'hydrogène sont calculés, dans le cas solaire, en tenant compte des écarts à l'équilibre thermodynamique local.La comparaison des résultats, interprétés par la théorie de la formation des raies de Jefferies et Thomas, avec les observations donne des renseignements sur le modèle de l'atmosphère solaire.L'énergie émise par Ly dépend très fortement de la densité électronique. Seuls les modèles á palier de température dans la haute chromosphère donnent un profil de Ly à dépression centrale.La raie H, qui est contrôlée essentiellement pour les photoionisations dépend surtout du modèle de photosphère; toutefois les modèles de chromosphère à fortes température et densité électroniques ont une influence sur le profil de H.
Summary The continuous and line spectrum of hydrogen emitted by the sun is computed, taking deviations of local thermal equilibrium into account. The theory of line formation as given by Jefferies and Thomas has been applied to the computations; a comparison of these results with the observations gives information on the solar atmospheric model.The energy emitted by Lyman has been computed for a two- and three-level atom: it appears to increase slightly with the number of levels. The energies, computed with the HAO model and the model of Coates, are larger than the observed values. The core of the Lyman profile is determined by collisions; the peaks are formed at a height where the electron temperature is about 20 000 °K; the energy depends very strongly on the electron density of the model.It is shown that the profile of Lyman only shows a central self reversal if the model of the high chromosphere has a temperature plateau.An interpretation of the observed distance of the peaks of the Lyman and Lyman line profiles is possible; it can also be shown why the distance of the Lyman peaks to the line centre is always of the order of 0.2 Å.The residual central intensity of H increases slightly with the number of atomic levels; the value computed with a five level atom, with the HAO chromospheric model, and the Utrecht photospheric model (1964) does not differ very much from the observed value: it is slightly smaller than the observed value and the computed profile is narrower than the observed profile.In the case of the HAO model the source function of H is dominated by the photo-ionization terms; nevertheless, the collision terms are not much smaller than the photo-ionization terms; the residual central intensity of H computed with a chromospheric model similar to the interspicular model of Athay and Thomas but assuming a higher electron temperature and density is larger than the observed value.
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5.
In connection with the problem of the initial singularity in the framework of the Brans-Dicke scalar-tensor isotropic cosmology, the dynamics of the early stages of the expansion is studied on the basis of the general analytical solutions for flat models withP=n (0n1). The sourceless scalar field, which plays a role of effective source of the geometry, entirely changes the character of the initial expansion, whereas in the absense of it the dynamics of the models almost does not differ from GR-case. If the connecting parameter <–6 then the sourceless scalar field removes the initial singularity for any equations of state, and provides the regular transition form the compression to the expansion through the non-stationary state with . If is positive, the singularity of vacuum nature necessarily exists; the sourceless scalar-field being prevalent over the material sources (at least for P1/3) near the singularity. For P>1/3 parallel with the vacuum singularity the singular initial state with dominant role of gravitating matter is possible. In the course of expansion, the influence of gravitating matter and curvature-which as nonessential at the early stage in comparison with sourceless -field — becomes dominant, and all models approach the Machian ones which differs slightly from corresponding GR-models. If is negative (<–6) the sourceless -field slows down the initial expansion and increases essentially the real age of the Universe; it can also influence the primordial nuclear synthesis by diminishing in particular the content of He4. It is shown that a knowledge of the sign gives us the information about the nature of the initial Universe state.
Zusammenfassung In diesem Artikel betrachtet man die Einwirkung des quellosen skalaren Feld auf die Dynamik der früheren Stadien der Ausdehnung der kosmologischen Modellen. Man zeigt auch die Möglichkeit der Existenz eines unsingulären ursprünglichen Zustand in der Brans-Dickeschen skalar-tensorischen Kosmologie.
Résumé On considère dans cet article l'influence du champ scalaire sans source sur la dynamique des étapes premières de l'expansion des modèles cosmologiques. On montre, en outre, la possibilité de l'existence de l'état initiale nonsingulier dans la cosmologie scalaire-tensorique de Brans-Dicke.
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6.
Résumé Après avoir écrit le système d'équations de la magnétohydrodynamique régissant le transport du champ magnétique avecla matière nébulaire, nous montrons, sous des hypothèses simples, que sa résolution conduit naturellement à la présence d'un champ magnétique 10–3–10–4 G au sein du gaz nébulaire, le champ au voisinage de l'étoile centrale étant supposé de l'ordre de Gauss. La conditionH 2/8nkT étant vérifiée dans la nébuleuse, le champ peut alors faire appraître des structures typiquement magnétiques telles que dans NGC 650-1, NGC 7293, etc ....
On the existence of the magnetic field in planetary nebulae
The resolution of a set of magnetohydrodynamic equations governing the ejected matter, under some simple assumptions, lead to the existence of a magnetic field about 10–3–10–4 G within the shell of planetary nebulae. The stellar magnetic field, at the time of ejection, is supposed equal to 1 G. The conditionH 2/8nkT is then satisfied in most of planetary nebulae showing magnetic features such as NGC 650-1, NG 7293, etc ....
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7.
Resume On étudie la stabilité des solutions périodiques d'un couplage de systèmes linéaires au voisinage de résonances. Les valeurs propres distinctes k de la matrice du système linéaire non perturbé sont telles que k–j=iq pour tout couple [k, j]; i=–1, q est un nombre entier, la fréquence de la solution. Une application est faite pour un système à trois degrés de liberté au voisinage de la résonance 221.
Hamiltonian systems in the neighbourhood of an equilibrium solution. II:The stability of periodic solutions
The stability of the periodic solutions for an Hamiltonian system is investigated. Here the distinct eigen values k of the matrix of the unperturbated linear system are such that k–j=iq for any [k, j]; i=–1, q is an integer, is the frequency of the periodic solution. An application is made for a system with three degrees of freedom, near the resonance 221.
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8.
The problem of stability of the equilibrium points in the problem of motion of a mass point in the neighbourhood of a rotating triaxial ellipsoid in a degenerate case (the Gaussian of the Hamiltonian is equal to zero) is investigated.It is proved that the equilibrium points in the degenerate case are stable in the strict sence.
Résumé On étudie le problème de la stabilité des positions d'équilibre relatif dans le problème du mouvement du point matériel au voisinage de l'ellipsoid à trois axes tournant dans un cas dégénéré (le gaussian du Hamiltonian égal zéro).On a démontré que des positions d'équilibre relatif dans le dégénéré sont stables dans le sens rigoureux.
( )., .
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9.
, , , . , (z103) - , - , , , 1 (z10). , .  相似文献   

10.
Sommaire Les photographies monochromatiques en H, [Nii] 6584 et [Oiii] 5007 ont été obtenues sur NGC 281, IC 434 et M 16 eu vue de la détection et de l'étude des bords brillants. A partir de ces photos, on accède à la carte d'égal rapport [Nii]/H grâce à la méthode décrite par Louise et Sapin (1972). A l'exclusion des bords brillants, ce rapport varie très peu à l'intérieur d'une même nébuleuse. Par contre à l'approche des fronts d'ionisation, il augmente de façon spectaculaire et systématique.Le renforcement de la raie [Oiii] vers les bords brillants suggère la présence des inhomogénéités (globules ou/et filaments) et le rôle possible que jouent les mécanismes d'échange de charges étudiés par Aller et Keyes (1980).
Observations of bright rims in NGC 281, IC 434 and M 16
Monochromatic plates are obtained in H, [Nii] 6584 and [Oiii] 5007 lines for three Hii regions: NGC 281, IC 434 and M 16. They allow both detection and physical studies of bright rims. Indeed, it is shown that bright rims appear most contrasted on [Nii] and [Oiii] plates. Furthermore, maps of ratio [Nii]/H are derived from the method described by Louise and Sapin (1972). This ratio remains practically constant within the nebula, except for bright rims where it increases. This may be understood by means of both increasing abundanceN(N+/N(H+) and temperature following to the model of Mallik (1975).The [Oiii] enhancement towards bright rims in M 16 suggests the presence of inhomogeneities (globules or/and filaments) and the possible role played by charge exchange mechanisms as pointed out by Aller and Keyes (1980).
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11.
Résumé Une formulation exponentielle de la loi empirique de Titus-Bode a été proposée par Basano et Hugues. Ces auteurs introduisent l'hypothèse de trois planètes manquantes ou trous. Toutes les planètes obéissent à la relation a n = n qui donne les demi-grands axes a des planètes pour des valeurs entières de n.Nous proposons une nouvelle méthode qui permet de retrouver la relation de Basano et Hugues pour le système solaire. Nous appliquons cette méthode aux systèmes de satellites de Jupiter, Saturne et Uranus en introduisant des trous pour combler les lacunes dans les séquences de satellites. Nous en tirons trois relations exponentielles de distance, analogues à la relation de Basano et Hugues. Nous constatons que les coefficients sont semblables pour les systèmes solaire, jovien et uranien alors que le coefficient du système de Saturne vaut approximativement la racine carrée des trois autres .Nous expliquons cet espacement exponentiel grâce à un modèle simple d'une nébuleuse gazeuse initiale soumise à de petites perturbations qui engendrent des oscillations dans la distribution de densité. Les minima de la densité perturbée sont donnés par les zéros des fonctions de Bessel décrivant la propagation de la perturbation. Les positions des maxima correspondent aux sites d'accrétion.Tous les trous introduits dans les parties intérieures des systèmes de satellites sont comblés par les anneaux et petits satellites. Dans le système d'Uranus, il reste deux trous vacants qui pourraient être occupés par des petits satellites non encore découverts.
Exponential distance laws for satellite systems
A revised Titius-Bode law for the Solar system was proposed by Basano and Hugues, by introducing three missing planets. This law can be written a n = n (with = 0.2853 AU and = 1.5226), which gives the distances a n of the nth planet for successive integers n.We propose a new method to find this Basano-Hugues law for the Solar system. Based upon the comparison of the ratios of successive distances, this method can be applied to the satellite systems of the three giants planets Jupiter, Saturn and Uranus by introducing missing satellites to fill the gaps in satellites sequences. We find three exponential distance relations, similar to that of Basano-Hugues. We note that the coefficients for the Solar, Jovian and Uranian systems are almost equal while the Saturnian system's coefficient is nearly the square root of that of the three others.We explain that exponential spacing by a simple model of an initial gaseous nebula subject to small perturbations generating oscillations in the density distribution. The minima of the perturbed density are given by the zeros of Bessel functions describing the perturbation propagation. The maxima positions correspond to accretion sites.All the empty places in the inside parts of satellite systems are occupied by rings and small satellites. In the Uranian system, there are two empty places which could be filled by new undiscovered small satellites.
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12.
Resumé La construction de théories planétaires a été entreprise au Bureau des Longitudes pour l'ensemble du système solaire. Il s'agit de théories semi-analytiques à variations séculaires ce qui signifie que les termes à longues périodes (périodes des périhélies et des noeuds comprises entre 50 000 ans et 2 000 000 d'années) ont été développés par rapport au temps. Ce sont donc des théories du type de celles de Le Verrier ou de Newcomb.Les théories de Le Verrier et de Newcomb ont une précision interne d'environ 0,1 pour les planètes inférieures. La théorie de Le Verrier-Gaillot a une précision interne de quelques secondes pour les grosses planètes. Mais les constantes d'intégration de, ces théories, la dégradation des éléments moyens due à l'imprécision des termes séculaires calculés font que la précision réelle est comprise entre quelques 0,1 et plusieurs secondes. La précision de la théorie du soleil de Newcomb, par exemple, est de l'ordre de 0,8.Les objectifs que nous nous sommes fixés sont d'atteindre en précision; pour les planètes inférieures 0,001 sur plusieurs siècles; pour les grosses planètes 0,01 sur un siècle, 0,1 sur 1000 ans.Cela implique de déterminer les perturbations au moins jusqu'a l'ordre 3 des masses pour les planètes inférieures et jusqu'à l'ordre 6 pour les grosses planètes.
Theory of the inner planets
In the contruction of planetary theories for the whole of the solar system undertaken at the Bureau des Longitudes, the aim is to obtain the precision of: for the inner planets 0.001 over several centuries; for the outer planets 0.01 over one century, 0.1 over 1000 years. To get these precisions one must compute the perturbations at least to the 3rd order of the masses for the inner planets and to the 6th order of the masses for the outer planets.We have used an iterative method which has given the perturbations up to the 6th order of the masses for the outer planets and a method working order after order with respect to the masses. Through the latter, we have built the perturbations up to the 3rd order with respect to the masses for all the planets.In the mean longitudes the precision now obtained is of 0.0005 for Mercury, 0.0030 for Venus and the Earth and 0.0047 for Mars.For Mercury, the obtained precision is about 130 meters. One has therefore to introduce besides the advance of the perihelium due to relativity, the periodic relativistic corrections, whose amplitude is over 3000 meters for that planet.We have completed our theory of the Earth-Moon barycenter by the relativistic effects, as well as by the perturbations due to the Moon. As a whole, our solution is about 100 times better than that of Newcomb. Our solution for the variablesq andp of the Earth shows that the equinox is moved by a periodic motion of 0.04 amplitude and with a period of 883 year-a thing not considered generally.the precision of our solution for the mean longitude of Mars is 0.0047, which means a real progress over the theory of Clemence. We have indeed noticed many arguments missing in that theory we last mentioned. For the years to come we intend to replace to theories of Le Verrier by these solutions in the ephemerides published by the Bureau des Longitudes. Beforehand we are going to improve the constants of integration by a comparison to numerical integrations or directly to observation.

Proceedings of the Conference on Analytical Methods and Ephemerides: Theory and Observations of the Moon and Planets. Facultés universitaires Notre Dame de la Paix, Namur, Belgium, 28–31 July, 1980.  相似文献   

13.
Based on a general planetary theory, the secular perturbations in the motion of the eight major planets (excluding Pluto) have been derived in polynomial form. The results are presented in the tables. The linear terms of second order with respect to the planetary masses and the nonlinear terms of first order up to the fifth (and partly seventh) degree with respect to eccentricities and inclinations were taken into account in the right-hand members of the secular system. Calculations were carried out by computer with the use of a system that performed analytic operations on power series with complex coefficients.
qA ( ). . ( ) . .
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14.
(Kilyachkoet al., 1978) , . l ( I II). (Kilyachkoet al., 1978) : (1) 800 Å , , UV Cet. EV Lac; (2) UV Cet EV Lac 8000 Å , ; (3) 8000 Å . — MO-KS; (4) 1–3 m.  相似文献   

15.
The results of the observations to search gamma-ray sources with the energy greater than 2×1012 eV, which were made in Crimean Astrophysical Observatory during the years 1969–73 are presented. A technique of the detection of the EAS Cerenkov flashes was used.The quality of the data obtained is analysed. The criteria for the selection of the data free from meteorological variations are considered.It was shown that two objects, namely, Cyg X-3 and Cas -1, may be the sources of high-energy gamma quanta. It is probable that the object with the coordinates =05h15m, =+1° is the source of gamma-rays as well. An unidentified object Cas -1 is variable: gamma-ray flux was observed twice — in Sepember–October 1971 and in December 1972. It is possible that the flux from Cyg X-3 has a period of 4.8 hr.
I I , I I , - >2.1012 . I . I , I I, I ., - -1 Cyg -3- -I . , =0515 ·=+1° -.I -1 I: I J I- - 1971 1972 . Cyg -3, , - T=4.8 .
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16.
, ii (2000–3000 Å) i . , i . i (. 2). i i i i + ( 7–10). ii (. 13). ii i i (, 2400 Å) (. 14 15). i i i , iu , i (. 1). i i ii i i . .  相似文献   

17.
In this paper we consider the problem concerning the reduction of the two-body motion to that of a single particle in a central field. As a force function we takeU(r)=r –, where is some positive real number. Making use of the variational equations we study the ejection solutions of the differential equations of motion.
Resumé Nous considérons dans cet article le problème concernant la réduction du mouvement de deux corps à celui d'une particule dans un champ de forces central. Comme fonction de forces nous prenonsU(r)=r –; où est un réel positif. Nous étudions à l'aide des équations aux variations les solutions d'éjection des équations du mouvement.
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18.
The applicability of the properties of central configurations proceeding from the many-body problem to study of gaseous sphere cloud evolution during its gravitational contraction is justified. It is shown that the product runs to a constant value in the asymptotic time limit of simultaneous collision of all the particles of the cloud where is a form-factor of the potential energy and is a form-factor of the moment of inertia.The spherical bodies as well as ellipsoids of rotation and general ellipsoids with a one-dimensional mass distribution (k),k[0, 1] are found to possess the property =const.
. , - , , ., , - =const., , (k),k[0, 1].
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19.
Résumé Ayant défini la notion de système lié associé à un système mécanique comportant des variables cycliques, on montre que l'ensemble des mouvements stationnaires du système coïncide avec l'ensemble des mouvements stationnaires du système lié. L'étude de la stabilité de ces mouvements montre que si le système lié est stable, il en est de même pour le système initial. La recherche des mouvements stationnaires des gyrostats fournit une application de cette étude.
A constrained system is associated with a mechanical system having cyclic coordinates. We prove that the set of steady motions of this mechanical system and the set of steady motions of the constrained system are the same. Investigating the stability of these motions, we prove that, if the constrained system is stable, then the mechanical system is also stable. As an example, we consider the problem of the relative equilibrium of gyrostat satellites.
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20.
, . , , . . . . . , , .  相似文献   

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