彗星运动中的混沌运动
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第十二讲<br />
彗星运动的混沌现象<br />
周济林
一、天文背景<br />
彗星分短周期彗星(周期>200年)、中等周期彗星(20<br />
年
简史<br />
• 1950年,Oort在解释长周期彗星时,认为10 4 ~10 5 AU处存<br />
在一个均匀球状分布的彗星源,称为Oort云。<br />
• 1980’s, Fernandez 1980, Duncan,Quinn,Tremaine 1988<br />
提出短周期彗星来源于行星形成后的一个物质盘(现称<br />
Kuiper带,Edgeworth(1943), Kuipter(1951)<br />
• 主要依据是彗星轨道倾角的演化<br />
• 1992年,第1颗除冥王星外的kuiper带天体被发现<br />
• 之后,kuiper被认为是短周期彗星的源泉。<br />
• 现在认为,Oort云是中、长周期彗星的源泉。
2、长周期彗星演化映射模型<br />
彗星<br />
木星<br />
●<br />
g<br />
●<br />
问题:<br />
在太阳产生的中心力场和木星摄<br />
动下长周期彗星的演化<br />
q<br />
模型:限制性三体问题
Prtrosky (1988)研究了长周期彗星运动,解析地得到<br />
一个二维保面积映射:<br />
K<br />
g<br />
n+<br />
1<br />
n+<br />
1<br />
=<br />
=<br />
K<br />
g<br />
n<br />
称为Kepler映射。<br />
其中: σ = 1<br />
Kn<br />
g<br />
n<br />
+<br />
+<br />
2<br />
2<br />
µσ<br />
πσ<br />
∆(<br />
q<br />
0<br />
/( −K<br />
为顺行, σ = −1<br />
)<br />
n+<br />
1<br />
为彗星第n次回归时的能量,<br />
)<br />
3/<br />
2<br />
为逆行。<br />
n 为彗星第n次回归时的木星的相角,<br />
∆ 为彗星每次回归时的能量的增量。<br />
, (mod2<br />
π<br />
)
Kepler映射典型相图
Liu& Sun 1994 采用另一种方法解析得到了一个映射(项数更<br />
多)Zhou,Sun 2000将该方法推广到允许q
其中:<br />
取初始时间:
能量:
映射<br />
K<br />
g<br />
n+<br />
1<br />
n+<br />
1<br />
=<br />
=<br />
K<br />
g<br />
n<br />
n<br />
+<br />
+<br />
2<br />
2<br />
π<br />
µψ<br />
( g<br />
/( −K<br />
n<br />
, q)<br />
n+<br />
1<br />
)<br />
3/<br />
2<br />
, (mod2<br />
K: energy parameter of the comet’s orbital motion<br />
g: phase angle of Jupiter when comet passes perihelion<br />
n: number of passages,µ: mass of Jupiter (~0.001)<br />
π<br />
)
ψ (g)<br />
200<br />
100<br />
0<br />
-100<br />
q=1.01<br />
q=0.5<br />
-200<br />
0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0<br />
g(x2π)<br />
Graph of ψ(<br />
g,<br />
q)<br />
for different q.
4、<strong>彗星运动中的混沌运动</strong><br />
不动点、稳定性、不变环面的存在、破裂<br />
局部混沌与全局混沌(KS熵)
5、长周期彗星运动中的轨道扩散<br />
K<br />
0.00<br />
-0.05<br />
-0.10<br />
-0.15<br />
-0.20<br />
-0.25<br />
-0.30<br />
0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0<br />
g(x2π)<br />
Phase diagram of map for q=1.1
概率密度函数<br />
分布方差<br />
运动在相空间<br />
两类无规行走模式<br />
布朗运动<br />
高斯分布(指数<br />
衰减)<br />
有限<br />
几乎覆盖全空间<br />
Levy飞行<br />
Levy分布<br />
(代数衰减)<br />
无限<br />
跳跃、分形
log 10 (P(K))<br />
10 -2 (a )<br />
10 -3<br />
10 -4<br />
10<br />
-15 -12 -9 -6 -3 0<br />
-5<br />
K<br />
Cauchy分布:<br />
C n(x)~a/(x 2 +a 2 )<br />
Gauss 分布:<br />
G n(x)~exp(-x 2 /a 2 )<br />
特点:长尾巴分布<br />
特点:短尾巴分布
Levy飞行的特点<br />
有限标准差: n个初值x相同的点无归规行走,<br />
t时刻分布的方差:<br />
s(t)= 1/2<br />
S(t) ~ t 1/2 (Gaussian 分布)<br />
~ t (Cauchy 分布)
Applications of Levy flight<br />
Josephson Junctions:<br />
Geisel T., Nierwetberg, and Zacherl A. 1985,<br />
Turbulence:<br />
Phys. Rev. Lett. 54, 616<br />
Shlesinger M. F., West B.J. and Klafter J. 1987,<br />
Phys. Rev. Lett. 58, 1190<br />
Hamiltonian systems: strange kinetics<br />
Shlesinger M.F., Zaslavsky G. M. and Klafter J. 1993,<br />
Nature 363,31
P(K)<br />
长周期彗星<br />
0.025<br />
0.020<br />
0.015<br />
0.010<br />
0.005<br />
0.000<br />
q=1.2<br />
-0.4 -0.3 -0.2 -0.1 0.0 0.1<br />
K<br />
0.01<br />
1E-3<br />
1E-4<br />
1E-5<br />
-0.4 -0.3 -0.2 -0.1 0.0<br />
(1)能量的概率分布函数:<br />
P(K)<br />
0.020<br />
0.016<br />
0.012<br />
0.008<br />
0.004<br />
0.000<br />
(左)Gauss 分布 ; (右)Cauchy分布<br />
-3.0 -2.5 -2.0 -1.5 -1.0 -0.5 0.0<br />
q=0.9<br />
-3.0 -2.5 -2.0 -1.5 -1.0 -0.5 0.0<br />
K<br />
0.01<br />
1E-3<br />
1E-4
K<br />
K<br />
0.0<br />
-0.1<br />
-0.2<br />
-0.3<br />
-0.4<br />
0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0<br />
0<br />
-5<br />
-10<br />
-15<br />
-20<br />
-25<br />
-30<br />
(a)<br />
g( x 2π)<br />
0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0<br />
g( x 2π)<br />
(a)<br />
(2)单个轨<br />
道在相空间<br />
的几何结构<br />
Gauss分布<br />
(q>1)<br />
Cauchy分<br />
布(q
log 10 (n f )<br />
4.0<br />
3.5<br />
3.0<br />
2.5<br />
2.0<br />
1.5<br />
1.0<br />
0.5<br />
k=2<br />
-2.00 -1.75 -1.50 -1.25 -1.00 -0.75 -0.50 -0.25 0.00<br />
log 10 (-K f )<br />
q=1.5<br />
q=1.2<br />
q=1.05<br />
q=0.5<br />
q=0.8<br />
k=1<br />
(3)能量演<br />
化的集体<br />
行为<br />
q>1:<br />
K ~<br />
f<br />
q
结论:<br />
(1)彗星运动的相空间存在不变环面、混沌区相间的复杂<br />
图象;<br />
(2)长周期彗星演化是一种无规行走,当轨道与木星轨道<br />
不相交时遵循高斯分布;相交时遵循Levy分布。<br />
参考文献:<br />
Petrosky:Celest. Mech. 42:53-79,1988<br />
Liu J, Sun YS:Celest. Mech. Dyna. Astron. 60:3-28,2002<br />
Zhou JL,Sun YS: A.&Aon. 364:887-893,2000<br />
Zhou JL,Sun YS, Zhou LY: Celest. Mech. Dyna. Astron. 84:<br />
409-427,2002