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內容簡介

　　《天體測量和天體力學基礎》分上、下兩篇及附錄。上篇闡明《IERS2010規範》時空基準變換的原理和方法；下篇講述天體力學二體問題、三體問題、普遍攝動和特殊攝動的原理和方法，同時扼要講述人造衛星軌道、航天動力學和地球動力學的基礎理論；最後以附錄形式給齣常用天文物理數據、必要的嚮量矩陣數學工具、有關的程序設計知識，以及練習題的提示或解答。《天體測量和天體力學基礎》既相對獨立，又密切聯係，相互呼應；內容全麵而又突齣重點，論證嚴謹，行文流暢。天體測量部分以國際上的《IERS規範2010》為標準講授，結閤當今學科前沿，所給公式、算法及程序都能直接用於研究工作，十分符閤當前學術界和工程界的需求。
　　《天體測量和天體力學基礎》的基本素材來自作者在中國科學院紫金山天文颱從事自然科學基金重點課題和國傢高技術研究發展計劃（863計劃）重點課題時的積纍，大部分內容在紫金山天文颱、澳門科技大學太空科學研究所、中國科學技術大學王綬琯天文英纔班講授過，天體測量部分被南京大學天文係用作“參考係變換”課程的教材。

目錄

序
上篇天體測量入門
第1章引言
1.1視運動真運動
1.2天體測量觀測的精度
1.3國際地球自轉和參考係服務機構
第2章時標
2.1時空度規與坐標時
2.2質心力學時、地球時和原子時
2.3世界時
2.4天球中間赤道
2.5儒略日期
第3章行星月球曆錶
3.1Chebyshev多項式逼近
3.2曆錶文件的結構
第4章天球參考係和CIO變換
4.1國際天球參考係
4.2中間極和中間赤道在GCRS中的運動
4.3CIO變換
4.4用直角坐標錶示變換矩陣
第5章地球參考係地球-天球參考係變換
5.1國際地球參考係和參考框架
5.2地球的軸和極極移
5.3ITRS-TIRS變換、極移矩陣和ITRS-GCRS變換
5.4地球自轉角和地球指嚮參數
5.5地球時與世界時之差
5.6觀測站的坐標
第6章經典歲差章動變換
6.1曆元偏置變換
6.2歲差變換
6.3章動變換
6.4零點差Greenwich恒星時
第7章天體視位置的計算
7.1視差
7.2光行差
7.3天體測量變換鏈
7.4精密星曆錶
上篇索引
下篇天體力學基礎
下篇天體力學基礎
第8章天體力學發展簡述
第9章勻速圓周運動
9.1嚮心加速度和嚮心力
9.2Kepler第三定律
9.3衛星周期對高度的依賴關係
9.4能量引力勢
9.5球對稱天體的引力勢
第10章二體問題的積分
10.1運動方程動量積分
10.2二體相對運動質心參考係和約化質量
10.3動量矩積分
10.4能量積分
第11章二體問題的軌道
11.1Laplace嚮量
11.2極坐標係內的軌道方程
11.3直角坐標係內的軌道方程
11.4橢 圓 軌 道
11.5拋物綫軌道
11.6雙麯綫軌道
11.7活力公式
第12章Kepler方程
12.1偏近點角
12.2Kepler方程
12.3Kepler方程的數值解法
12.4雙麯綫和拋物綫軌道的Kepler方程
12.5Lambert定理
12.6正規化變換
第13章軌道根數和狀態嚮量
13.1軌道的空間方位
13.2由狀態嚮量計算軌道根數
13.3狀態傳遞
第14章航天器軌道機動和行星際探測
14.1軌道機動
14.2轉移至圓軌道
14.3由地球軌道逃逸
14.4近圓軌道間轉移
14.5行星際探測
第15章級數展開及其應用
15.1Lagrange係數展開為冪級數
15.2偏近點角展開為平近點角的正弦級數
15.3真近點角展開為平近點角的正弦級數中心差
15.4太陽沿黃道的視運動
15.5太陽沿赤道方嚮的視運動
15.6低精度行星曆錶
第16章普遍攝動理論
16.1攝動理論的基本原理
16.2攝動問題的解法
16.3水星近日點的進動
16.4廣義相對論效應
16.5常數變易法
第17章地球引力勢和潮汐勢
17.1地球引力勢
17.2引力勢展開為球諧函數
17.3重力和大地水準麵
17.4地球引力勢模型
17.5潮汐勢
第18章人造地球衛星的運動
18.1攝動方程及其解
18.2影響衛星軌道的攝動因素
第19章地球動力學初步
19.1角速度角動量和慣性矩
19.2攝動力矩
19.3Euler動力學方程和Poinsot定理
19.4極移和極移方程
第20章歲差和章動
20.1月球和太陽的攝動力矩
20.2中間極運動方程
20.3平極的進動
20.4章動
第21章三體問題初步
21.1三體問題
21.2平麵圓型限製性三體問題
21.3可積性與混沌
21.4太陽係的穩定性
第22章特殊攝動方法
22.1運動方程的數值積分
22.2曆錶的生成
第23章初軌計算與微分改進
23.1幾何約束
23.2動力學約束
23.3經典定軌方法
23.4張傢祥方法
23.5軌道的微分改進
第24章太陽係天體碰撞的概率
24.1碰撞概率和碰撞頻率
24.2交會軌道的性質
24.3軌道交會的概率
24.4天體碰撞的頻率
主要參考文獻
下篇索引
附錄
附錄1物理和天文常數
附錄2矩陣、嚮量和坐標變換摘要
2.1矩陣
2.2嚮量
2.3極坐標和球坐標
2.4三重積和並矢
2.5嚮量的微分
2.6相對導數和絕對導數
2.7勢函數
2.8平麵直角坐標係的鏇轉
2.9空間直角坐標係的鏇轉
2.10綫性矛盾方程組的最小二乘解
附錄3程序設計概要
3.1儒略日換算
3.2矩陣嚮量運算
3.3行星月球曆錶的讀齣
3.4時空參考係變換
3.5軌道計算
3.6特殊攝動方法
3.7初軌計算和微分改進
附錄4練習提示或解答
天體測量篇
天體力學篇
主要參考文獻
跋

精彩書摘

　　第1章引言
　　本章介紹學習天體測量課程所需的背景知識。
　　1.1節從直觀齣發介紹天體的視運動和真運動，1.2節介紹天體測量的精度，1.3節介紹國際地球自轉和參考係服務機構。1.1視運動真運動圍繞著我們的星空，美麗如五彩繽紛的畫捲，深奧如捲帙浩繁的百科全書。歲月流逝，滄桑變遷，它卻永遠那樣富有魅力，令人神往。直觀看去，天空如同一頂碩大無朋的鏇轉的球形帳幕，恒星像是鑲嵌其上的粒粒鑽石，地平麵把帳幕平分為上下兩半，我們則站在它的中心，這就是天球（圖1.1）。天體在天球上的位置和移動是使用弧和對應的角度來測量的。
　　圖1.1天球
　　觀測天體，直接看到的就是它們的視運動。天球帶著日月星辰由東嚮西鏇轉，每晝夜轉過一周，這叫做周日運動。天球上隻有北天極和南天極兩點不參與周日運動。如果把照相機對著北天極長時間曝光，就會拍攝下一串同心圓圖像，這就是北天恒星周日運動的軌跡（圖1.2）。最裏麵半徑44′的小圈是北極星留下的。天球周日鏇轉的轉軸就是連接北天極和南天極的直綫，叫做天軸。垂直於天軸、在南北天極之間平分天球為南北兩半球的大圓叫做天赤道，它與地平麵相交於正東與正西兩點。
　　圖1.2北天恒星的周日運動左上的直綫軌跡和右側北天極附近的弧綫軌跡分彆為流星和飛機所留。雲南天文颱吳光節研究員攝
　　太陽和月亮在星空背景上不斷移動著位置。月亮的移動顯而易見，每晝夜達13°之大；太陽的移動則需要間接推知，因為它本身的光芒完全掩蔽瞭背景星空。逐日記錄太陽和某一顆恒星沉沒到西方地平綫之下的時刻，我們便會發現，某日在太陽之後2 h落下的恒星，第二天便會提前到1 h 56 min之後落下，如此逐日提前約4 min。由此推知，一個月後太陽將會與這顆星同時落下。換句話說，太陽已經由西嚮東移動到瞭恒星所在的位置。經過一年時間，太陽在天球上由西嚮東環繞一周，迴到最初的位置。太陽走過的這個大圓叫做黃道。黃道與赤道相交於春分點和鞦分點兩點，成約23。5°的傾角。每年3月21日春分日前後，太陽由南嚮北經過春分點，9月23日前後，又由北嚮南經過鞦分點。太陽沿黃道由西嚮東的移動引起瞭星空的四季更迭，這叫做周年運動。除瞭太陽和月亮，在星空背景上移動位置的還有行星、矮行星、小行星和彗星。如果在黃道南北距黃道8°30′處各畫一條綫，便可圍齣一條17° 寬、圍繞天球一周的帶域，叫做黃道帶。太陽、月亮和行星的運行，都不會越齣這條帶域的範圍。在天球上確定天體位置的方法與在地球上確定城市位置的方法一樣。與大地緯度類似，天體嚮北或嚮南沿經圈大圓與赤道所成的角度叫做赤緯；與大地經度類似，天體嚮東沿天赤道與春分點所成的角度叫做赤經。與地理坐標略有區彆的是，天體赤經常用時間單位時、分、秒錶示，沿天赤道一周劃分為24 h，每15°為1 h，每度等於4 min。行星除瞭參與上述周日和周年兩種視運動之外，還有其獨特而復雜的視運動。以火星為例，在一段時間裏，它沿著黃道與太陽同方嚮由西嚮東地在群星間移動，叫做順行。移動的速度會越來越慢，最後會完全停止下來，接連一兩個星期逗留不動，叫做留。而後改變方嚮，由東嚮西地逆行迴去，再停留下來，重新開始新一個周期的順行（圖1.3）。
　　圖1.3 2009年12月至2010年3月火星在巨蟹座中逆行
　　恒星、太陽、月亮和行星，這些謎一樣的天體，它們離我們究竟有多遠？地球在它們中間又占據著一個什麼樣的位置？以上我們描述的那些運動都是真實的嗎？究竟是它們如我們看到的那樣在運動，還是我們所在的地球在運動，還是兩者都在動？直到20世紀60年代，空間時代來臨之前，人類對於宇宙的知識，對於自身在宇宙中所處位置和運動的知識，都來自於從地麵上對天體光綫的觀測。幾個世紀以來觀測儀器日新月異的發展和觀測精度的飛躍提高，迅速深化瞭人類對這些問題的認識。然而這隻是事情的一個方麵，更重要的是如何解釋觀測到的現象，如何透過事物外在的錶象去把握其本質。在這一方麵，人類的認識經曆瞭意義更為深遠的變革。物體的視運動和真運動常常是相反的。如果你乘坐的列車停在車站裏，當並排停靠的另一列火車突然開動的時候，你常常會誤以為自己乘坐的列車嚮著相反的方嚮開動瞭。隻有當你注視車輪下的鋼軌或站颱上的建築物的時候，纔能夠確切地分辨齣來，運動的是另一列火車，而不是你自己的火車。之所以會發生這樣的錯覺，是由於你注視著運動列車的時候沒有同時選定一個如鐵軌、建築物這樣的既獨立於兩列列車，又與之關聯的參考係。沒有這樣一個觀察者和被觀察物體共有的背景，觀察者便無從知道究竟是自己，還是被觀察物體，還是兩者都在運動。人們研究天體運動時，麵臨相似的睏境，為此從需要齣發選取瞭不同的參考係。
　　天文參考係和它們之間的變換是本書上篇討論的主要課題。古代學者十分自然地把自己居住的地球取作參考係，於是産生瞭地心說。地心說認為地球靜止不動地位於宇宙的中心，太陽和其他天體圍繞著地球運動。這一學說很好地解釋瞭天球的周日和周年運動，但在解釋行星視運動的時候卻遇到瞭難以逾越的睏難。公元2世紀時Claudius Ptolemaeus（100-178，托勒密）在其名世之作《天文學大成》中引進本輪理論改進地心說，解釋瞭行星視運動。隨著觀測技術的改進和觀測精度的提高，在解釋行星視運動時，本輪理論也遇到瞭睏難，以至不得不增加本輪的數量，到瞭16世紀時，竟達到80多個。1543年，Nicolaus Copernicus（1473—1543，哥白尼）劃時代的著作《天體運行論》齣版，重新提齣瞭古希臘學者提齣過的日心說。日心說把參考係從地球移到瞭太陽，為描述行星運動建立瞭一個更加真實普遍的體係。在哥白尼的體係中觀察行星的運動，就像在固定的月颱上觀察列車的運動一樣真實而自然。日月星辰東升西落的周日視運動是由於地球自轉引起的。用望遠鏡觀測天體時，觀測者很容易感知自己隨著地球轉動得有多快：他必須每半分鍾就手動調節望遠鏡的指嚮，纔能保持觀測對象停留在視場內。如今，進入空間時代之後，我們不僅可以間接地推知地球的轉動，而且可以從遠離地球的行星際空間中直接觀察到這種運動。月球也在運動，它沿著與周日運動正好相反的方嚮從西嚮東圍繞地球轉動。圖1.4是中國嫦娥5號探測器在地月空間不同位置上拍攝的兩幅地月係圖片。
　　左圖是2014年10月28日淩晨3時許經過距月麵約1.4萬km的近月點後拍攝的，右下方較大圓麵是月球背麵。 右圖是11月9日從繞月軌道轉移返迴地球途中在距離地球54萬km、距離月球92萬km處拍攝的，左上方較小圓麵為月球正麵。 月球離開地球38.5 km，正在繞地球逆時針運動。 地球則嚮左上圍繞太陽運動；同時自西嚮東（逆時針）繞軸自轉；月球也按同一方嚮自轉，不過要慢得多。月球繞地球一周費時27日7 h 43 min 11.5 s，行程2 400萬 km，在天球上平均每晝夜嚮東移動13°，這說明瞭月球何以每天要遲升起近1 h。在天空中，月亮的大小似乎與太陽相差無幾，這也不是真實的，由於太陽距離我們要遙遠得多，它的真實直徑超過月球400多倍。圖1.4行星際空間中的地月係，嫦娥5號拍攝。
　　左圖：探測器距月球約1.4萬km，距地球約38。7萬 km右下方可見月球背麵；右圖：探測器距月球54萬km，距地球92萬km，左圖上方可見月球正麵行星也在圍繞太陽運動。設想從空間中居高臨下（自北嚮南）地俯瞰太陽係，就會看到行星都沿逆時針方嚮圍繞太陽運轉。地球圍繞太陽一周費時365.26日，火星則要686.93日，地球的角速度大於火星的角速度。如圖1.5所示，每當地球從相鄰的內側軌道追上火星的時候（由1到2），火星看上去就好像在天空中停頓下來；被地球超過以後（由2到4），它就會掉頭倒退起來，然後再恢復原來的順行（由4到5）。行星視運動中齣現的順行、逆行和留的現象，完全是由於行星相對於地球的位置變化引起的，日心說對這一現象提供瞭簡單而真實的解釋。
　　……

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李廣宇老師的書，支持一下！裏麵添加瞭

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一口氣買瞭六本，一直都喜歡看物理學、天文學方麵的書，希望有新的收獲

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