攝動

攝動理論的發展，至今已有二百多年的歷史。歐拉、拉格朗日、高斯、泊松和拉普拉斯等許多著名的學者都為它的發展作過不少貢獻，先後提出過的攝動方法不下百種。歸納起來，大致可分三類：座標攝動法、瞬時橢圓法和正則變換。有些方法不能明確地列入哪一類，例如著名的漢森方法就兼有一、二兩類的特性。

研究天體在真實軌道上的座標和在中間軌道上的座標之差，這個差值稱為座標攝動。在經典方法中，常把座標攝動表示為某個小參量（例如攝動行星的質量）的冪級數，然後逐項進行計算。由於計算技術的發展，微分方程近似解法中皮卡迭代法正逐步代替原來的小參量冪級數展開方法。它的主要優點是有統一的迭代過程，使計算過程能高度自動化。按所取座標系的不同，座標攝動又分為下述幾種方法。

這是1858年恩克在研究彗星的運動時提出的，它討論座標攝動在直角座標系中的表示式,經常用於計算短週期彗星和月球火箭的軌道。這種方法的優點是：攝動方程的推導簡單，形式對稱，可以直接得到座標，便於計算天體的歷表。它的缺點是：以直角座標表示的攝動量難於顯示出攝動的幾何特性和力學含義；隨着時間跨度的增長，直接座標的三個攝動量往往同時變大，以致不能把它們所服從的方程作線性化處理，否則就要多次更換零點。

自然天體一般總是圍繞着某個主天體運動，例如行星繞着太陽運動，衞星繞着行星運動。因此，球座標或極座標的攝動就有較明顯的幾何意義。克萊洛和拉普拉斯在研究彗星的運動和大行星運動理論時最早提出了球座標攝動方法。後來，紐康對拉普拉斯方法作了改進，特別是在展開攝動函數時運用了算符運算，使展開過程不僅有簡潔的數學表示式，而且有規則的處理過程，便於以後在電子計算機上進行計算。紐康成功地運用這個方法研究了水星、金星、地球、火星四顆內行星以及天王星、海王星的運動，據此編成的內行星的歷表，一直是二十世紀以來編算天文年曆的基礎。希爾提出了一種以真近點角為引數的球座標攝動法，它曾被成功地用於計算第一號小行星──穀神星的攝動。

1963年穆森提出了另一種計算座標攝動的方法，用於計算天體座標在向徑、速度和角動量三個方向上的攝動量。儘管這樣的分解不正交，但由於它有不少優點，如有較明顯的力學意義，推導方便，積分直接、運用算符運算、各階攝動方程具有統一而緊湊的形式，並便於計算自動化，現正用於建立新的大行星運動理論。

在各種座標攝動的研究中，幾乎都以橢圓作為中間軌道。希爾在研究月球運動理論時用了所謂二均軌道作為中間軌道，這是一種計及太陽攝動主要部分的週期軌道，它避開了月球在近地點時進動快所帶來的困難。吉爾當曾提出用轉動橢圓作為中間軌道，以便消除座標攝動中的長期項，並將攝動表示為真近點角的三角級數。他的理論曾一度引起人們普遍關心，但後來的研究證明，這種方法是不收斂的。

這是以軌道要素作為基本變量的攝動方法。如果行星只受太陽的吸引，正如開普勒定律所描述的，它將沿着一個固定的橢圓運動，決定橢圓運動的六個軌道要素應是常數。若考慮到其他因素的影響，行星將偏離原來的橢圓，六個軌道要素就不再是常數，它們將遵循由常數變易法導出的規律而變化。在這種情況下，可得到一族橢圓，它們逐個地與真實軌道相切，在相切點，二者不僅有相同的座標，而且有相同的速度；只是加速度彼此不同，一個是真實加速度，另一個是橢圓加速度，二者之差正是攝動力引起的攝動加速度。由於這種攝動加速度的作用，天體在下一時刻將離開這個橢圓，走上鄰近的一個瞬時橢圓；相反，一旦攝動作用消失，天體將沿着消失點的瞬時橢圓一直運動下去。天體在太陽輻射壓攝動下的運動正是這樣：當輻射壓起作用時，天體的瞬時橢圓不斷變化；但當天體進入一個陽光照不到的陰影區時，輻射壓消失，天體就沿着入影點的瞬時橢圓運動下去，直到跑出這個影子為止。

天體的真實軌道就是瞬時橢圓族的包絡線。與座標攝動相比，橢圓軌道要素的變化一般要緩慢得多，因而便於處理。瞬時橢圓法最早是歐拉在十八世紀中葉研究木星與土星的相互攝動時提出的，後由拉格朗日加以改進。他根據常數變易法，利用拉格朗日括號，嚴格地導出了描述橢圓軌道要素變化的攝動方程──拉格朗日方程。這種方法的應用十分廣泛，特別是被勒威耶成功地用來研究大行星的運動。

這是一種以分析力學為基礎的方法。其基本思想是：對變量進行一系列適當的正則變換，以求降低運動方程的階次,使新的方程具有較簡單的形式，例如得出一個描述等速直線運動或簡諧振動的方程，從而使問題得解。十九世紀，德洛內從這個觀點出發建立了著名的德洛內月球運動理論。他首先將月球的攝動函數展開成四百多個三角項,然後進行一系列的正則變換，使每次變換都能消去其中的一項。他花了差不多二十年的時間，總共進行了上千次變換，找到了三個合適的角速度，將月球的軌道要素都表示成時間的三角多項式，而不包含任何長期項。德洛內的工作為天體力學中的變換理論奠定了基礎。這種方法是由一系列形式統一的循環過程組成的，因此非常便於用電子計算機進行計算。

德洛內之所以要進行那樣多的變換，是為了對攝動函數中的每一項都給以嚴格的數學處理。這在實用上是沒有必要的，某些高階項儘可以略去。以這種想法為指導，蔡佩爾在二十世紀初建立了蔡佩爾變換。他先把攝動函數中的角變量按它們變化快慢排隊，然後在一定精度範圍內尋找適當的變換，以便一次消去所有含快變量的項，得出一組平均化的方程，進而對新的方程重複類似的過程，直至消去全部角變量為止。與德洛內方法相比，這種方法的工作量小得多，因此，它一出現就被成功地用來研究小行星的運動。人造衞星上天后，它得到了更廣泛的應用。但是，蔡佩爾變換也有一些缺點，其中最突出的是：決定新舊變量轉換關係的母函數是混合型的,同時含有新舊兩種變量，使用頗為不便。為了克服這一缺點，堀源一郎在二十世紀六十年代提出了一種以李變換為基礎的理論──堀源-李變換。其優點是：不僅新舊變量之間的變換具有顯函數的形式，同時其結果在正則變換之下保持不變，因此它與用哪一組正則變量進行計算無關，而具有通用性。

電子計算機的創制和發展不僅大大提高數值計算的精度和速度，而且代替人們完成大量機械的重複的推導，今天已廣泛用於攝動理論研究。近年來，德普里特、亨拉德、羅姆利用電子計算機編制了一個分析月球歷表。單就計算太陽主要攝動項而言,攝動函數就有近3,000項，並通過李變換，得到了近50,000項月球座標表示式。其規模之大，遠非德洛內理論所能相比。

影響天體運動的攝動因素多種多樣：有萬有引力引起的保守力，有介質阻尼引起的耗散力，有連續作用的力，也有諸如輻射壓引起的間斷力等。影響大行星運動的主要攝動因素是行星間的相互吸引；地球大氣的阻尼使衞星隕落於地面；太陽輻射壓決定着彗尾的形狀；潮汐摩擦則是衞星軌道演化的主要動力。只有準確地掌握了各種攝動因素，才能準確無誤地計算天體的運動，解釋各種壯麗的天象。反之，通過精密的觀測和準確掌握天體的運動規律，就可以根據攝動理論的分析，弄清天體周圍的力學環境，如測定攝動天體的質量、主天體的力學扁率和彈性模量、大氣密度和各種引力場參數等等，甚至還能預告一些未知天體的存在與行跡。因此，攝動理論不僅有豐富的理論內容，也有較高的實用價值。

對於攝動，在數學上可以通過分析方法和數值方法兩種不同途徑來研究。這兩種方法相應地在攝動理論中形成了普遍攝動和特殊攝動兩個分支。攝動理論不僅是研究天體運動的主要手段，而且在理論物理與工程技術上也被廣泛應用,即所謂微擾理論。

人造地球衞星繞地球的運動狀態取決於它所受到的各種作用力。這些作用力主要有：地球對衞星的引力，太陽、月亮對衞星的引力，大氣阻力，太陽光壓，地球潮汐力等。在多種力的作用下，衞星在空間運行的軌跡極其複雜，難以用簡單而精確的數學模型表達。為了研究衞星運動的基本規律，可將衞星受到的作用力分為兩類，一類是地球質心引力，即將地球看作密度均勻或由無限多密度均勻的同心球層所構成的圓球，可以證明它對球外一點的引力等效於質量集中於球心的質點所產生的引力，這種引力叫做中心引力。然而地球實際為非球形對稱，這種非球形對稱的地球引力場便對衞星產生非中心的引力，加上日、月引力，大氣阻力，太陽光壓，地球潮汐力等便產生了第二類名為攝動力的非中心引力 ^[1]  。攝動力與中心引力相比，僅為10^-3量級。

對於衞星精密定位來説，計算衞星運動狀態，必須考慮地球引力場攝動力、日月攝動力、大氣阻力、光壓攝動力、潮汐攝動力對衞星運動狀態的影響。考慮了攝動力作用的衞星運動成為衞星的受攝運動。

研究衞星受攝運動與研究二體問題的方法相類似，首先按衞星受到的各種作用力的物理特性導出其數學表達式，然後建立受攝運動的微分方程，最後解算微分方程而得出衞星運動的方程。