限制性三体问题

拉格朗日点和平面圆三体问题[转]中文名称：拉格朗日点英文名称：Lagrangian point定义：圆型限制性三体问题中存在的五个秤动点的总称。

包括两个等边三角形点和三个共线点。

拉格朗日点指受两大物体引力作用下,能使小物体稳定的点.一个小物体在两个大物体的引力作用下在空间中的一点，在该点处，小物体相对于两大物体基本保持静止。

这些点的存在由法国数学家拉格朗日于1772年推导证明的。

1906年首次发现运动于木星轨道上的小行星（见脱罗央群小行星）在木星和太阳的作用下处于拉格朗日点上。

在每个由两大天体构成的系统中，按推论有5个拉格朗日点，但只有两个是稳定的，即小物体在该点处即使受外界引力的摄扰，仍然有保持在原来位置处的倾向。

每个稳定点同两大物体所在的点构成一个等边三角.，1767年数学家欧拉Leonhard Euler (1707-1783)根据旋转的二体引力场推算出其中三个点（特解）L1、L2、L3，1772年数学家拉格朗日Joseph Lagrange(1736-1813) 推算出另外两个点（特解）L4、L5；但后来习惯上将这五个点都称为“拉格朗日Lagrange”或“拉格朗日点Lagrangian points”；有时也称为“平动点libration points”。

发现18世纪法国数学家、力学家和天文学家拉格朗日（拉格朗治）在1772年发表的论文“三体问题”中，为了求得三体问题的通解，他用了一个非常特殊的例子作为问题的结果，即：如果某一时刻，三个运动物体恰恰处于等边三角形的三个顶点，那么给定初速度，它们将始终保持等边三角形队形运动。

A.D1906年，天文学家发现了第588号小行星和太阳正好等距离，它同木星几乎在同一轨道上超前60°运动，它们一起构成运动着的等边三角形。

同年发现的第617号小行星也在木星轨道上落后60°左右，构成第2个拉格朗日（拉格朗治）正三角形。

20世纪80年代，天文学家发现土星和它的大卫星构成的运动系统中也有类似的正三角形。

关于一些特殊的限制性三体问题的讨论一般来说,三体问题是不可积的,因此我们需要做一些近似。

其中很重要的一类就是限制性三体问题,这也是很多实际问题的很好的近似模型,例如,研究卫星的轨道演化的时候,不妨引入太阳+行星+无质量的测试粒子的模型,亦如研究太阳系主带小行星或者柯伊伯带天体的时候,也可以简化成太阳+木星或者海王星+无质量的测试粒子的模型；这些都是真实情况的很好近似。

特别的,我们所感兴趣的是等级式的系统(系统可以分成内部轨道和外部轨道因而保证了系统的稳定性),大体来说,限制性等级式三体问题可以分成外限制(测试粒子在外部轨道)和内限制(测试粒子在内部轨道)两种,我们在第一章和第二章中分别做讨论。

在对外限制问题的讨论中,我们利用展开了的摄动函数,得到最低阶的一个可积的系统,由此得出,这时候测试粒子的升交点经度可能会平动,并且此时伴有较高的倾角；更一般的,我们介绍了这个系统的演化特性。

而后我们引入高阶影响,特别关注了此时的偏心率的演化。

在近共面的情况下,我们得到此时的偏心率激发和共面情况没有(明显)差别的结论；在近极轨的条件下,我们发现,此时偏心率的激发可能会依赖初始的倾角的不同而分为两种情况,这是因为这两种不同的激发在相图中属于不同的平动区的缘故；并且,当轨道属于高激发区域时,偏心率可以从近零激发到0.3,这会极大的影响这种轨道的轨道稳定性,事实上,我们利用这种偏心率激发机制可以很好的限制环高偏心率双星的高倾角轨道的稳定性。

在对内限制问题的研究中,我们关注的重点是外部天体的平运动与内部测试粒子的进动频率相当的时候所引起的近共振的影响。

在共面的假设下,我们推导了含有偏心率的哈密顿量,并利用此时发生倍周期分叉临界点可以得出关于稳定性边界的限制。

我们也推导了高阶的描述倾斜轨道的演化的哈密顿量。

摘要：详细分析并得出了限制性三体问题中的力学模型，并绘制了势能分布图。

提出了一种迭代计算拉格朗日点附近物体运动轨迹的方法。

结合得到的势能分布图，对每个拉格朗日点的特性进行了详细的描述。

关键词：拉格朗日点限制性三体问题力学特性限制性三体问题和拉格朗日点的研究文/仲泽昂在宇宙中，三体问题是一种广泛存在的相互作用系统。

早在十八世纪就由牛顿、拉格朗日等人开始了对它的研究。

而在很多情况下，例如考虑发射人造卫星，计算质量较小的卫星（如木星周围的特洛伊群小行星带）的轨迹时，就可以假定其中一个质点的质量相对于另两个可忽略不计，即以限制性三体问题为模型进行简化。

而拉格朗日点是限制性三体问题的解。

其解共有五个，前三个由欧拉算出，后两个由拉格朗日算出。

其中有两个是稳定的解，即在受外力后有回到原来的相对位置的趋势。

在这五个点上的质点将总是相对于另两个静止，这作为一特性已被广泛应用在天文学、航空航天等领域。

以日地系统为例，L1 点位于地球和太阳中间，适合停留空间太阳望远镜等设备，方便对太阳的直接观测。

L2点处背离太阳和其他干扰，可以实现低损伤，低油耗的停留，适宜停驻空间天文台，在深空天体特别是红外波段的观测中有着无可比拟的优势。

在本文中，我们将会对限制性三体问题进行力学分析，求出势能模型，并使用MATLAB 对限制性三体问题的模型画图。

通过分析各个特征点的周围势能的分布情况，以及所处的位置情况，对拉格朗日点的特性进行分析。

一、限制性三体问题的势能模型在限制性三体问题中，将质量较小的研究对象的质量计为m ，体系中另外两个质点的质量分别为M 1，M 2。

由限制性三体问题定义有：以M 1，M 2为参考系，对于研究对象m ，由万有引力提供向心力，且受系统转动而产生的惯性力。

系统将在同一平面内做角速度为ω的转动，其转动圆心为M 1，M 2的质心[1]。

设万有引力常量为r ，与M 1，M 2的质心间的距离为。

由牛顿第二定律，可得：上式中，第一项为M 1和m 之间的引力，第二项为M 2和m 之间的引力，第三项为旋转过程中m 所受的离心力。

中学物理解答限制性三体问题的讨论
限制性三体问题是物理学中比较有挑战的问题，也是一个不知道结论的
难题。

它涉及三个物体的相互作用，物体之间没有外力耦合且物体之间受到
引力，而且这个问题存在着对称性，没有解决办法，具体到这三个物体之间
受到指定引力作用，讨论其形成的结果。

回归到实际，我们可以考虑三个相同质量的星球，它们受到其他星球的
引力作用，这样也就形成一个方阵的形状。

这里的关键是物体之间的力矩，
三个物体的力矩之和必须为零，才能确保物体不会发生运动。

这显然意味着
物体之间的距离也是有限的，即使受到的力越来越大，它们还是会保持一个
固定的形状，也就是不断发生变形但总体不会偏离一个特定的位置。

三体问题实际上只有无穷多种解，这也是这个问题非常复杂的原因，一
不小心就会让物体进入到一个不稳定的状态，而这个状态的变形甚至会导致
物体之间的碰撞。

总体而言，解决带有限制性的三体问题是非常困难的任务，需要很高的数学计算能力，同时要利用力学中约束着运动物体的有限条件来
求解，以使三个物体能够不断稳定地发生变形，以便能够以一种较好的状态
来构成我们所想要的效果。

天体的中三体问题（推荐5篇）第一篇：天体的中三体问题天体中的三体问题韩博伟谈三体问题算是经典力学里面的天体力学的老难题了，从牛顿那个时候起就是物理学家和数学家的恶梦。

先说一下什么叫三体。

用物理语言来说，在一个惯性参考系中有N个质点，求解这N个质点的运动方程就是N体问题。

参考系是惯性参考系，也就是说不受系统外的力的作用，所有的作用力都来自于体系内的这N个质点之间。

在天体力学里面，我们通常就只考虑万有引力。

用数学语言来说，经典力学的N体问题模型就是，在三维平直空间里有N个质点，每个质点的质量都已知而且不会变化。

在初始时刻，所有质点的位置和速度都已知。

每个质点都只受到来自其它质点的万有引力，引力大小由牛顿的同距离平方成反比的公式描述。

要求解的就是，任意一个时刻，某个质点的位置。

N=2，就是二体问题。

N=3，也就是我们要说的三体问题了。

N=2的情况，早在牛顿时候就已经基本解决了。

学过中学物理后，大家都会知道，两个质点在一个平面上绕着共同质心作圆锥曲线运动，轨道可以是圆、椭圆、抛物线或者双曲线。

然而三体运动的情况就糟糕得多。

攻克二体问题后，牛顿很自然地开始研究三体问题，结果也是十分自然的——头痛难忍。

牛顿自述对付这种头痛的方法是：用布带用力缠紧脑袋，直至发晕为止—虽则这个办法治标不治本而且没多少创意，然而毕竟还是有效果的。

其实，三体运动已经是对物理实际简化得很厉害了。

比如说对质点，自转啦、形状啦我们统统不用考虑。

但是只要研究实际的地球运动，就已经比质点复杂得多。

比如说，地球别说不是点，连球形都不是，粗略看来是个赤道上胖出来一圈的椭球体。

于是，在月球引力下，地球的自转轴方向就不固定，北极星也不会永远是那一颗。

而考虑潮汐作用时，地球都不能看成是“硬”的了，地球自转也因此越来越慢。

然而即使是极其简化了的三体问题，牛顿、拉格朗日、拉普拉斯、泊松、雅可比、庞加莱等等大师们为这个祭坛献上了无数脑汁也未能将它攻克。

当然，努力不会完全白费的，许多有效的近似方法被鼓捣了出来。

变质量椭圆限制性三体问题
变质量椭圆限制性三体问题是一个重要的天体力学问题，它涉及到三个天体的运动，其中一个天体的质量可以变化。

它是一个复杂的问题，因为它涉及到三个天体的相互作用，而且这三个天体的质量可以变化。

变质量椭圆限制性三体问题的研究始于1767年，当时爱因斯坦和拉普拉斯研究了这个问题。

他们发现，当三个天体的质量可以变化时，它们的运动会受到椭圆限制，这就是变质量椭圆限制性三体问题的名称。

变质量椭圆限制性三体问题是指三个天体在发生相互作用的情况下，由于其中一个天体的质量发生变化，导致这三个天体的运动受到限制的问题。

这种问题常用于描述星系中的小行星、恒星和黑洞的运动，也可用于描述太阳系中的行星和小行星的运动。

变质量椭圆限制性三体问题的解决方法包括计算机模拟和数值解法。

通过对三体问题进行模拟或数值解，可以得到三体系统的运动轨迹、能量分布、角动量等物理量的变化规律。

这些信息对于研究星系动力学、小行星的演化规律、太阳系的组成结构等方面具有重要意义。

圆形限制性三体问题圆形限制性三体问题（Circular Restricted Three-Body Problem，简称CRTBP）是物理学家和天文学家研究系统动力学的一个重要实例，它描述了一个受两个大质量物体（太阳和月球）的引力影响，而另一个质量很小的物体（卫星）在其中轨道运动的系统。

CRTBP可以用来描述太阳-地球-月球系统，也可以用来描述任何其他两个大质量物体和一个质量很小的物体之间的关系。

CRTBP是一个复杂的非线性系统，它描述了三个物体之间的相互作用。

这个系统的特征是，它是一个非线性系统，即每个物体的行为可以有许多不同的解，而且这些解可能会影响其他两个物体的行为。

此外，由于物体之间的相互作用，系统的力学行为可能会发生混乱的变化，这种变化被称为“混沌”。

在CRTBP中，第一个物体被称为“主体”，第二个物体被称为“助力”，而第三个物体被称为“小物体”。

主体和助力可以是任何两个质量不同的物体，如太阳和月球，或是任何其他两个质量不同的物体，比如行星和小行星。

小物体的质量必须比主体和助力的质量都要小得多，因此它的运动受到主体和助力的合力影响。

圆形限制性三体问题最早是由法国天文学家和数学家J. L. Lagrange 在18th世纪提出的，但它直到20世纪中叶才得到了广泛的应用。

当时，CRTBP被用来模拟太阳-地球-月球系统，这样就可以更准确地预测月球的运动轨道。

后来，CRTBP被广泛应用于模拟行星、小行星和其他多体系统的运动。

CRTBP的数学模型非常复杂，它涉及到多个变量，因此它的解是非常困难的。

为了解决这个问题，物理学家和天文学家们必须使用各种数学工具，如微分方程、偏微分方程和矩阵方程，来求解CRTBP。

此外，由于CRTBP的复杂性，研究者们还必须使用计算机模拟，以确定三体系统的轨道运动。

CRTBP在现代物理学和天文学中仍然是一个重要的研究课题，它可以用来研究太阳系中的行星、小行星、卫星和其他多体系统的运动。

三体系培训内容概述：三体系是指由三个物体组成的力学系统，其中每个物体都对其他两个物体施加引力。

三体系是力学中的经典问题，具有复杂的动力学性质和丰富的现象。

一、三体问题的历史背景三体问题最早可以追溯到17世纪，由牛顿在其《自然哲学的数学原理》中提出。

牛顿通过分析地月系统中的引力相互作用，形成了对三体问题的基本理论框架。

随后，拉普拉斯和勒让德等科学家对三体问题进行了深入研究，提出了一系列重要的数学方法和解析解。

二、三体问题的分类根据三体系统的性质和约束条件的不同，三体问题可以分为多种类型。

常见的三体问题包括限制性三体问题、非限制性三体问题、相对论三体问题等。

1. 限制性三体问题限制性三体问题是指其中一个物体的质量可以忽略不计，另外两个物体的质量相对较大。

在这种情况下，可以将问题简化为二体问题和一个质点之间的相互作用。

著名的限制性三体问题有地月系统和太阳系中的某些小行星。

2. 非限制性三体问题非限制性三体问题是指所有物体的质量都不能忽略不计，它们之间的相互作用都需要考虑。

非限制性三体问题的求解更为复杂，通常需要借助数值模拟等方法。

这类问题在天体力学和宇宙学中具有重要的应用。

3. 相对论三体问题相对论三体问题是指在相对论框架下考虑引力相互作用的三体系统。

由于相对论效应的存在，物体的质量和速度会发生变化，从而影响系统的运动和结构。

相对论三体问题是理论物理和天体物理学中的前沿课题。

三、三体问题的动力学行为三体问题的动力学行为极其丰富多样，其中最著名的现象是混沌现象。

混沌现象是指系统对初始条件的微小变化极其敏感，导致系统的演化变得不可预测。

混沌现象在三体问题中经常出现，给问题的求解和研究带来了巨大的挑战。

三体问题还涉及到稳定性分析、周期解的存在性、能量守恒等重要问题。

通过对系统的数值模拟和分析，科学家们不断揭示三体问题的奥秘，为力学和天体物理学的发展做出了重要贡献。

四、三体问题的应用与研究方向三体问题不仅在理论物理学中具有重要地位，还广泛应用于天体力学、人造卫星轨道设计、行星运动预测等领域。

限制性三体问题中两类特殊轨道的应用研究圆型限制性三体问题描述不计质量的第三体在两个相互绕圆轨道运行的大天体引力作用下的运动。

由于其具有一个运动积分和五个平动解,相空间结构相对简单,广泛的应用在天文学的各个领域,是天体力学中最为重要的模型之一。

本文分为两部分,分别从应用的角度研究了圆型限制性问题两类特殊轨道：发生Kozai效应的轨道和弹道捕获的轨道。

第一部分中,我们主要研究气体盘的引力和阻力对圆型限制性三体问题中得到的经典的Kozai效应的影响。

第二部分中,我们在圆型限制性三体问题框架下,研究了月球附近发生弹道捕获的区域-弱稳定边界的结构和性质。

如果第三体绕某个大天体运动,且其轨道平面和两个大天体平面存在比较大的倾角,则其偏心率将被周期性激发到很大的值,这种效应即为Kozai效应。

本文以大倾角双星系统中星子碰撞生长过程为背景,研究了气体盘的引力和阻力对Kozai效应的影响。

通过理论分析和数值模拟的方法,我们发现盘的引力一方面可以抑制系统内部区域的Kozai效应,而另一方面可以对Kozai效应起到增强的作用：倾角很小的系统中某些位置Kozai效应也可以发生,并且发生Kozai 效应星子的最大偏心偏心率可以激发大很高的值(-1)。

气体盘的阻力的最大作用是使发生Kozai效应的星子迅速内迁并堆积在系统内部,有利于行星形成。

另外本文在平面圆型限制性三体问题框架下研究了航天器被月球弹道捕获的轨道。

可以发生弹道捕获的区域可以用弱稳定的边界(Weak Stability Boundary, WSB)来描述。

我们发现弱稳定边界主要有五种类型,即：(1)和流形相关的边界,(2)和碰撞奇点相关的边界,(3)和l(θ)相切的轨道对应的边界,(4)零开普勒能量的轨道对应的边界。

(5)与“伪稳定轨道”相关的边界。

我们给出五种不同类型边界的分布特征。

其中弱稳定边界中心近圆形稳定结构的边界大多为和流形相关的边界,通过数值方法,我们发现月球附近稳定流形上的轨道的第一个近月点为弱稳定边界中心近圆形稳定结构的上界。