对火星轨道变化问题的最后解释

　　作者君在作品相关中其实已经解释过这个问题。

　　不过仍然有人质疑——“你说得太含糊了”，“火星轨道的变化比你想象要大得多！”

　　那好吧，既然作者君的简单解释不够有力，那咱们就看看严肃的东西，反正这本书写到现在，嚷嚷着本书BUG一大堆，用初高中物理在书中挑刺的人也不少。

　　以下是文章内容：

　　ts　r　system

　　Abstract

　　ets.　　on，　　-span.　　g　　ar'ry　(e.g.　emax～　0.35　over　～±　4　Gyr).　　performed　　±　5　×　.　　-span.

　　1　Introduction

　　lem

　　ed　　have　er　　em　　partly　　it　　on　　to　give　　em.

　　):　　is　not　　define　　erill　&　;　Ito　&　).　　experiencing　　in　　em　le　if　　em，　about　±　　ly　　bo　&　).　　ot　　em.

　　arch

　　em　show　　s　(Sussman　&　，　1992).　　being　　ay　&　;　klin　&　).　　itions.

　　man　&　;　Kinoshita　&　).　　e　　er　　od.　　Duncan　&　).　　em　in　Duncan　&　Lissauer'　　be　　，　er.　Duncan　&　　on　　Neptune)，　r　　～.　　llations.

　　)，　　).　　Laskar'　　grations.

　　r　　ts，　covering　　ring　　±　5　×　.　　5　　e，　　±　　r　is　　ared　ss　)，　　–　　grations.

　　In　Section　2　　ion　3　　on　　ents.　　rs　n.　Section　　to　　ts　using　udes　　Section　5，　we　present　　spans　±　5　×　.　In　Section　6　　e.

　　grations

　　（本部分涉及比较复杂的积分计算，作者君就不贴上来了，贴上来了起点也不一定能成功显示。）

　　2.od

　　We　utilize　　od　(Wisdom　&　;　ida　&　)　with　　r　　&　，　1994).

　　8　　ets　(N±1，2，3)，　　about　1/11　　et　(Mercury).　　Sussman　&　，　7.2　　&　，　　d).　　8　　stepsize　　2　　r　　om　&　)　　with　　400　d，　1/10.83　　s　to　　Jupiter　(～0.05)　　of　Mercury　(～0.2)，　　ly　　stepsizes.

　　planets　(F±)，　　400　d.

　　s'　f　and　　Halley'　　grations.

　　ut　　d　(～)　　ets　(N±1，2，3)，　　000　d　(～)　　planets　(F±).

　　applied　er　　Section　4.　detail.

　　2.mation

　　2.4.rs　ntum

　　(　ntum)，　　rs　gy　(～10?　ntum　(～10?　od　(Fig.　1).　　r　gy　　more.

　　r　ntum　δA/　gy　δE/E0　grationsN±　1，2，3，　where　δE　and　δ　ge　　is　Gyr.

　　lt　　l　of　Fig.　1，　　r　　ision.

　　2.4.　itudes

　　，　　r　of　planets，　i.r　　r　　performed　　0.125　d　(1/64　　ning　3　×　，　　in　the　N?　　with　　，　　gration，　N?　　3　×　，　we　see　　～0.52°(　of　the　N?1　integration).　　°，　　r　r　　.　　r　　～12°.　o　　Kinoshita　&　)　　～60°.

　　lts　–　　

　　.　on　　place.

　　3.　　ts

　　e　　n　in　Figs　2　and　　ts　　integrations　(b)　and　(d).　　at　present.

　　s　grationsN±　　e　ntum.(+1　(　t　=　0　to　0.0547　×　10　9　yr).(+1　(　t　=　4.9339　×　10　8　to　4.9886　×　10　9　yr).(　N?1　(0　to　?0.0547　×　).(?1　(　t　=?3.9180　×　10　9　to　?3.9727　×　10　9　yr).　l，　　yr　over　5.47　×　　.　s　　ts　　DE245).

　　gration　N+1　　Fig.　4.　　.　　s　to　　ets;　　be　　Laskar')　　ar　　r　in　Section　ents.

　　on　　ion　5).

　　3.

　　ct　.　).

　　ge　　)　　，　　–.　　r　le　–　　Laskar')　ysis.

　　th　　ld　be　　2　　FFT.

　　:　　ati+　　ti+δT≤ti+δT+.　　l　we　reach　er　N　+　th.

　　obtain　rams.

　　t.

　　ld　，　i.s　　，　where1，…，　n).　　ents.

　　to　　(　of　Gbytes).

　　Fig.　　N+　Fig.　　nd　it.　　the　N+　　element.

　　4.　ntum

　　ents　L，　G，　H.　G　and　　.　L　　gy　　μ　　e　　grations.

　　In　Fig.　　gration　N+　　E0)，　ntum　(　G-　G0)，　onent　(　H-　H0)　　，　G0，　　es　　es　　n　　rely　　an　planets.

　　e　　:　　simply　　ner　4　in　Fig.　　tal　　theinner　　to　nt　as　　ions.

　　4.　et　pairs

　　gy　　N+1　and　N?　　s　　h　make　.　　em　　，　　shows　　s　to　be　ed　　ystem.

　　It　r　　bits　　s　　up　.　Brouwer　&　;　Boccaletti　&　).　　h　　e).　　ly　　，　　ly　to　　gy　.

　　h　pair.

　　5　±　5　×　　ts

　　es，　　em　as　em　　e，　we　added　　span　±　5　×　，　　Pluto).　　.　12)，　　.　　，　　age.

　　r　　～10?　　～10?10.

　　5.　o　system

　　Kinoshita　&　)　　ts　over　±　5.5　×　　.　　d　　ription，λ　　itude，Ω　　and　?　　cripts　P　and　une.

　　Pluto　(3:2).　ment3　λP?　2　λN??　　°　and　od　of　about　2　×　.

　　PlutoP?Ωnd　90°　with　　about　3.8　×　.　　).

　　Neptune，P?Ω　　θ　θ，　i.　s　　°.　When　θ°，　　°　iams　&　)　　li　&　).

　　An　argumentP??N+　3　(ΩP?Ω　od，～　5.7　×　.

　　resonances　(i)–(　　ments　θ1，θ2，θ　–16　).　　)　　ment　θ　　.　17).　　shita　&　Nakai')　　disclose.

　　6　Discussion

　　k　　to　be　　a　5:　t　inequality’)，　　.　　re　　em，　　&　，　2001).　　radii　(R_)，　，　　es.

　　em　　fective;　　O(　　Jupiter)，　　ed　　ng　　O(eJ).　　example　O(eJ)～0.05，　　ets　(>　　em　over　　on　oing.

　　er　　mics.

　　——以上文段引自　Ito，　T.&　Tanikawa，　　ts　.　Not.　.　　(2002)

　　这只是作者君参考的一篇文章，关于太阳系的稳定性。

　　还有其他论文，不过也都是英文的，相关课题的中文文献很少，那些论文下载一篇要九美元（《Nature》真是暴利），作者君写这篇文章的时候已经回家，不在检测中心，所以没有数据库的使用权，下不起，就不贴上来了。


　　(https://www.biqwo.com/dudu/133/133341/7419414.html)


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