Околопланетные пылевые комплексы

• Автор: Кривов, Александр Валентинович
• Шифр специальности: 01.03.01
• Научная степень: Докторская
• Год защиты: 2002
• Место защиты: Санкт-Петербург
• Количество страниц: 229 с. : ил

Содержание
Введение
1 Магнитофотогравитационная небесная механика
1.1 Формулировка и классификация задач
1.2 Магнитофотогравитационная плоская круговая ограниченная задача
трех тел
1.2.1 Варианты задачи и история вопроса
1.2.2 Формулировка задачи
1.2.3 Переменные и параметры возмущающих сил
1.2.4 Уравнения движения
1.3 Движение вдали от планеты
1.3.1 Возмущения от светового давления (ПР-задача)
1.3.2 Возмущения от Солнца (ЯТ-задача)
1.3.3 Световое давление и возмущения от Солнца (11Р+8Т-задача) . .
1.4 Движение вблизи планеты
1.4.1 Возмущения от сжатия планеты (.12-задача)
1.4.2 Возмущения от силы Лоренца (ЕМ-задача)
1.4.3 Возмущения от сжатия планеты и силы Лоренца (12+ЕМ-задача)
1.4.4 Возмущения от светового давления и сжатия (Т1Р+.Т2-задача)
1.4.5 Возмущения от светового давления и силы Лоренца (НР+ЕМ-
задача)
1.4.6 Световое давление, сжатие и сила Лоренца (КР+12+ЕМ-задача)
1.5 Движение' в промежуточной зоне
1.5.1 Сжатие планеты и притяжение Солнца (12+8Т-задача)
1.5.2 Общий случай (8Т+11Р+Л2+ЕМ-задача)
1.6 Приложение к динамике спутников-баллонов
2 Ударный механизм генерации пыли
2.1 Сведения о кратерирующем сверхскоростном ударе
2.1.1 Ударные эксперименты
2.1.2 Характеристический выход и распределение выбросов по массе .

2.1.3 Распределение выбросов по скоростям
2.2 Модель ударного выброса вещества с поверхности тела
2.2.1 Ударные выбросы, производимые микрометеороидами
2.2.2 Ударные выбросы, производимые крупными метеоритами
2.2.3 Сравнительный анализ выбросов, производимых ударами метеоритов и микрометеороидов
2.3 Альтернативный метод расчета ударного выброса вещества
3 Пылевые рои вокруг спутников планет
3.1 Пылевые облака вокруг Фобоса и Деймоса
3.1.1 Постановка задачи
3.1.2 Динамическая модель
3.1.3 Статистика выбрасываемых частиц и форма пылевых облаков .
3.1.4 Равновесная пространственная плотность пылевых облаков
3.1.5 Вариации плотности
3.2 Пьтлевое облако вокруг Ганимеда
3.2.1 Данные пылевого детектора КА Галилео
3.2.2 Модель пылевого облака Ганимеда
3.2.3 Сравнение теории с наблюдениями
•3.2.4 Обсуждение результатов
4 Пылевые пояса Марса
4.1 История вопроса
4.2 Динамика и относительное распределение плотности частиц
4.2.1 Динамика пылинки
4.2.2 От одной пылинки к ансамблю частиц
4.2.3 Ансамбль частиц: геометрия торов
4.2.4 Дискретное представление плотности пыли
4.2.5 Свойства пылевых торов
4.3 Абсолютное распределение плотности частиц
4.3.1 Равновесное число частиц в торе
4.3.2 Сценарий межпланетных ударников
4.3.3 Сценарий самоподдержки
4.3.4 Сравнение с результатами других авторов
4.4 Обсуждение результатов
5 Галилеево кольдо Юпитера
5.1 Введение
•5.2 Модель
5.2.1 Выброс вещества с поверхностей галилеевых спутников

5.2.2 Силы, действующие; на пылинки
5.2.3 Движение меньших частиц: аналитическая теория
5.2.4 Движение больших частиц: полуаналитическос исследование
5.2.5 Численная модель кольца
5.2.0 Пространственное распределение пыли
5.3 Данные пылевого детектора КА Галилео
5.4 Сравнение модели и данных Галилео
5.5 Обсуждение результатов
6 Кольцо Е Сатурна
6.1 Введение
6.2 Наблюдения и предшествующие модели
6.2.1 Наблюдения
6.2.2 Модели
6.2.3 Сравнение моделей и наблюдений
6.3 Модели сил, действующих на пылинку
6.3.1 Сжатие планеты
6.3.2 Световое давление Солнца
6.3.3 Сила Лоренца
6.3.4 Сопротивление плазмы
6.3.5 Численные оценки сил
6.4 Динамика пылинок
6.4.1 Методика исследования уравнений движения
6.4.2 Сжатие планеты, световое давление и сила Лоренца в дипольном
приближении
6.4.3 Сила Лоренца в квадрупольном и октупольном приближении
6.4.4 Сопротивление плазмы
6.5 Модель кольца Е
6.5.1 Интервал интегрирования уравнений движения
6.5.2 Методика, построения пространственных слепков компонент
кольца Е
6.5.3 Пространственные слепки компонент кольца Энцелада
6.5.4 Профили оптической толщины компонент кольца Е
6.6 Обсуждение результатов
7 Пыль во внешней системе Сатурна
7.1 Введение
7.2 Техника моделирования
7.2.1 Модель сил

точек нет, и солнечный угол прсцессирует против часовой стрелки. Если 0 < W < 1, то стационарные точки (см. уравнения (1.11)) заполняют окружность
е = ej-2= /1 — y/w = Const. (1-20)
Физически это означает, что для е = ej2 скорость прецессии перицентра, вызванной сжатием планеты, в точности равна среднему движению Солнца. Поэтому орбита с е = Cj2 сохраняет постоянный угол между линией апсид и направлением на Солнце. При е > Cj2 движение ПРОИСХОДИТ' прОТИВ часовой стрелки (прецессия), а при е < C.J2 по часовой стрелке (регрессия).
1.4.2 Возмущения от силы Лоренца (ЕМ-задача)
ЕМ-задача (А = С = W *= 0, L ф 0) решается почти так же, как Л2-задача. Гамильтониан вновь зависит только от эксцентриситета, так что кривые постоянного гамильтониана являются окружностями с центрами в начале координат. Точки равновесия существуют только при 0 < L < 1 и, как вытекает из (1.11), заполняют окружность радиуса
е = влм = Jl — Ь2/;! — Const. (1.21)
Движение в фазовой плоскости происходит против часовой стрелки (солнечный угол
возрастает) при е > Сем и по часовой стрелке (фй убывает) при е < еЕМ. При всех
L > 1 солнечный угол возрастает, а при всех отрицательных L убывает.
1.4.3 Возмущения от сжатия планеты и силы Лоренца (.Т2+ЕМ-задача)
Исследование уравнений при À = С == 0, W Ф 0, L ^ 0, аналогичное проведенному для предыдущих частных случаев, дает следующие результаты.
Если L -1 W <1, существует семейс тво стационарных точек в виде окружности радиуса
е = <-,г2им = Vv- С2 - Const, ( L.22)
где е — решение' уравнения
é-Le-W = 0. (1,23)
Исследуя функцию в левой части и ее производную, нетрудно установить, что функция имеет не более одного корня на интервале 0 < с < 1. Значит, для заданных W и L может существовать одно значение эксцентриситета, при котором прецессия орбиты компенсирует движение Солнца по небесной сфере. Если же L + W > 1, на интервале 0 < е < 1 точки равновесия отсутствуют.