导读:本文包含了轨道偏心率论文开题报告文献综述及选题提纲参考文献，主要关键词:内晕,外晕,偏心率
轨道偏心率论文文献综述
刘帅,杜翠花[1]（2019）在《基于LAMOST对银河系晕星轨道偏心率的研究》一文中研究指出基于LAMOST的A/F/G/K型巨星样本,通过空间分布和金属丰度分布挑选晕星样本并进一步研究银河系晕星的轨道偏心率。研究发现:在距离银盘5～15 kpc的范围内,晕星的偏心率峰值均在0.8左右,并不随距离的增大而改变,但垂直距离越大时峰值处晕星所占比也越大。在5<|z|<25 kpc的范围内,内晕星和外晕星在偏心率的分布上有明显的差异:内晕星偏心率的峰值在0.65左右,分布较为弥散;而外晕星偏心率的峰值在0.8左右,大部分集中在e>0.6的区域。这些不同的运动学特征反映了内外晕的形成机制不同。(本文来源于《中国科学院大学学报》期刊2019年03期）
景英杰,杜翠花[2]（2016）在《基于LAMOST对银河系厚盘恒星轨道偏心率及厚盘形成机制的研究》一文中研究指出基于LAMOST光谱数据,选取一个太阳邻域F/G型主序星样本研究银河系厚盘恒星的轨道偏心率分布.厚盘星是基于空间位置和金属丰度[Fe/H]来证认,同时分析薄盘星的污染带来的影响.发现厚盘恒星轨道偏心率分布在低偏心率(约为0.2)处有一个峰值,而且向高偏心率延伸一个尾巴(到e~0.8).把得到的厚盘恒星偏心率分布与4个厚盘形成模型进行对比,发现此结果与富气体并合模型最为符合.(本文来源于《中国科学院大学学报》期刊2016年06期）
侯永刚,赵长印,张明江,孙荣煜[3]（2016）在《利用太阳光压的大偏心率伴飞卫星轨道控制》一文中研究指出提出了利用太阳帆进行大偏心率伴飞卫星轨道控制的方法.伴飞卫星围绕其惯量主轴做角速度恒定的自转,其惯量主轴在惯性系内指向保持不变.对伴飞卫星的控制分为轨道面的控制和轨道面内控制两部分.在控制过程中,优先考虑轨道面内的控制,在轨道面内控制不能进行(或者因为几何原因不能进行轨道面内控制)时,进行轨道面的控制.通过滑膜控制方法(Sliding Mode Control)计算轨道面内控制需要的控制力的方向和大小.得到需求的控制力要求后,推算出在控制过程中太阳帆相对于伴飞卫星主体的角度解析表达式.通过控制太阳帆的方向得到所需的不同的控制力.整个控制过程只针对伴飞卫星,主星处于自然飞行状态.最后对于这种控制方法进行数值验证.在无摄运动状态下通过控制系统进行伴飞轨道的轨道调整和误差消除,在考虑4阶非球形引力和第叁体引力摄动情况下进行伴飞轨道的轨道维持.数值结果表明通过这种控制方法伴飞轨道能够保持轨道误差小于5 m.(本文来源于《天文学报》期刊2016年01期）
胡少春,黄翔宇[4]（2015）在《大偏心率轨道星上快速计算方法》一文中研究指出卫星星上轨道的计算方法通常有解析方法和数值积分方法等.采用数值积分方法计算量较大,对于大偏心率的探测器任务轨道,解析方法也不适用.通过引入精密轨道与二体轨道的位置差,利用位置差拟合切比雪夫多项式系数,大大提高拟合精度.该方法计算精度高、计算速度快,可以很好地解决大偏心率椭圆轨道的星上轨道计算问题.(本文来源于《空间控制技术与应用》期刊2015年04期）
刘丽峰,白欣[5]（2015）在《四季长短和地球轨道偏心率》一文中研究指出利用现代四季长度的数据计算了地球轨道偏心率的大小和方向.以偏心圆模型为基础,假设地球沿轨道匀速运动,计算出的偏心率大小为0.0334,远地点的经度为103.22°.改变假设,从开普勒面积定律出发,得到的偏心率大小为0.01668,和真值0.01671非常接近,方向仍为103.22°.对比两个模型可以清楚地看到开普勒定律的作用,并清晰地说明偏心率的概念.(本文来源于《大学物理》期刊2015年06期）
刘复刚,王建,张富,张志刚[6]（2014）在《地球轨道偏心率40万年和10万年周期的行星驱动》一文中研究指出本文在创建行星会合指数(K)运动学方程,并获得太阳绕太阳系质心绕转具有约22年周期的基础上,试从行星摄动对地球轨道偏心率(e)影响出发.分析了行星系统中对地球引力最大的地外行星-木星和引力其次的地内行星-金星的轨道拱线与地球轨道拱线的会合周期,发现木星可造成e具有40万年周期性变化,而金星可造成e具有10万年周期性变化.(本文来源于《地球物理学进展》期刊2014年01期）
李道海[7]（2013）在《环双星高倾角轨道的偏心率的激发》一文中研究指出对于环双星的轨道,由于系统的等级式构型,我们可以将其哈密顿函数对内外轨道半长径的比进行展开,并消去短周期项,得到系统的长期摄动函数。我们利用最低阶可积系统的关于轨道倾角演化的结果推导出一系列正则变换,来处理高阶摄动,得到了一个新的可积的(本文来源于《2013中国天文学会学术年会文集》期刊2013-10-28）
李兆铭,杨健,尹航[8]（2013）在《基于相对偏心率/轨道倾角矢量的分离模块航天器队形设计方法》一文中研究指出分离模块航天器是分布式空间系统的一种创新应用。针对分离模块航天器中伴飞模块经典轨道根数设计的问题,本文从运动学角度出发,给出了基于相对偏心率/轨道倾角矢量的分离模块航天器队形设计方法。在已知主模块经典轨道根数的情况下,通过定义的队形参数可以反算出伴飞模块的经典轨道根数,该方法描述简洁,并且具有很高的精度。最后的仿真结果表明了该方法的有效性。(本文来源于《科学技术与工程》期刊2013年18期）
马庆甜,李俊峰,宝音贺西[9]（2012）在《横向连续推力小偏心率人工冻结轨道设计》一文中研究指出非临界倾角自然冻结轨道要求近地点幅角为90°,偏心率在1×10~(-3)量级,并且偏心率与轨道倾角和半长轴有特定的对应关系,苛刻的要求极大地限制了轨道根数选择的多样性.研究表明,施加常幅值、方向半轨道周期切换的横向连续小推力可以形成任意轨道根数的小偏心率人工冻结轨道,放宽自然冻结轨道对轨道根数的严苛限制.维持小偏心率人工冻结轨道的横向连续推力a_T与半长轴的平方根成正比,与偏心率大小成反比;在临界倾角i_C附近,推力a_T与倾角偏置量△i近似成正比,且长期维持的燃料消耗较小.此外,在进行仿真计算时还需考虑拟平均轨道根数与瞬时轨道根数的转换.(本文来源于《空间科学学报》期刊2012年04期）
胡寿村,刘林[10]（2011）在《大偏心率火星探测器轨道外推的近似方法》一文中研究指出对于快自转天体,如地球和火星,由于其非球形引力位中田谐项的振动频率与卫星运动频率相当,会给构造大偏心率环绕型探测器轨道分析解带来无法克服的困难。本文以轨道偏心率e≈0.9的"萤火虫一号"(YH-1)火星环绕探测器为例,探讨在精度要求不高的情况下,给出近似分析解和计算效率与其相当的数值解计算方案,以满足在计算资源有限的制约下快速轨道外推的要求。(本文来源于《飞行器测控学报》期刊2011年05期）
轨道偏心率论文开题报告
（1）论文研究背景及目的
此处内容要求：
首先简单简介论文所研究问题的基本概念和背景，再而简单明了地指出论文所要研究解决的具体问题，并提出你的论文准备的观点或解决方法。
写法范例：
基于LAMOST光谱数据,选取一个太阳邻域F/G型主序星样本研究银河系厚盘恒星的轨道偏心率分布.厚盘星是基于空间位置和金属丰度[Fe/H]来证认,同时分析薄盘星的污染带来的影响.发现厚盘恒星轨道偏心率分布在低偏心率(约为0.2)处有一个峰值,而且向高偏心率延伸一个尾巴(到e~0.8).把得到的厚盘恒星偏心率分布与4个厚盘形成模型进行对比,发现此结果与富气体并合模型最为符合.
（2）本文研究方法
调查法：该方法是有目的、有系统的搜集有关研究对象的具体信息。
观察法：用自己的感官和辅助工具直接观察研究对象从而得到有关信息。
实验法：通过主支变革、控制研究对象来发现与确认事物间的因果关系。
文献研究法：通过调查文献来获得资料，从而全面的、正确的了解掌握研究方法。
实证研究法：依据现有的科学理论和实践的需要提出设计。
定性分析法：对研究对象进行“质”的方面的研究，这个方法需要计算的数据较少。
定量分析法：通过具体的数字，使人们对研究对象的认识进一步精确化。
跨学科研究法：运用多学科的理论、方法和成果从整体上对某一课题进行研究。
功能分析法：这是社会科学用来分析社会现象的一种方法，从某一功能出发研究多个方面的影响。
模拟法：通过创设一个与原型相似的模型来间接研究原型某种特性的一种形容方法。
轨道偏心率论文参考文献
[1].刘帅,杜翠花.基于LAMOST对银河系晕星轨道偏心率的研究[J].中国科学院大学学报.2019
[2].景英杰,杜翠花.基于LAMOST对银河系厚盘恒星轨道偏心率及厚盘形成机制的研究[J].中国科学院大学学报.2016
[3].侯永刚,赵长印,张明江,孙荣煜.利用太阳光压的大偏心率伴飞卫星轨道控制[J].天文学报.2016
[4].胡少春,黄翔宇.大偏心率轨道星上快速计算方法[J].空间控制技术与应用.2015
[5].刘丽峰,白欣.四季长短和地球轨道偏心率[J].大学物理.2015
[6].刘复刚,王建,张富,张志刚.地球轨道偏心率40万年和10万年周期的行星驱动[J].地球物理学进展.2014
[7].李道海.环双星高倾角轨道的偏心率的激发[C].2013中国天文学会学术年会文集.2013
[8].李兆铭,杨健,尹航.基于相对偏心率/轨道倾角矢量的分离模块航天器队形设计方法[J].科学技术与工程.2013
[9].马庆甜,李俊峰,宝音贺西.横向连续推力小偏心率人工冻结轨道设计[J].空间科学学报.2012
[10].胡寿村,刘林.大偏心率火星探测器轨道外推的近似方法[J].飞行器测控学报.2011