軌道計算源碼

㈠ 圓軌道周期計算公式

圓軌道周期計算公式T（周期）=2πr/v=2π/ω=1/n。

相關信息

1、圓周運動的周期公式T（周期）=2πr/v=2π/ω=1/n。質點沿圓周運動，如果在任意相等的時間里通過的圓弧長度都相等，這種運動就叫做勻速圓周運動。勻速圓周運動是圓周運動中，最常見和最簡單的運動（因為速度是矢量，所以勻速圓周運動實際上是指勻速率圓周運動）。

2、橢圓軌道有兩個焦點，中心的星體位於其中一個焦點之上，比如地球繞太陽的軌道就是橢圓形的，而太陽位於橢圓的一個焦點上。

3、橢圓軌道有著名的開普勒三定律，所有行星圍繞太陽運動的軌道都是橢圓，太陽處在橢圓的一個焦點上。 行星的向徑在相等的時間內掃過相等的面積。 所有行星軌道半長軸的三次方跟公轉周期的二次方的比值都相等。

4、開普勒定律是橢圓定律所有行星繞太陽的軌道都是橢圓，太陽在橢圓的一個焦點上。面積定律行星和太陽的連線在相等的時間間隔內掃過相等的面積。

㈡ 人造衛星的軌道怎樣計算寫上其它專業知識或計算有加分！詳細一點！

衛星在開普勒橢圓軌道上運行時，滿足二體問題運動規律。只要知道 6個常數（即軌道要素）就能確定衛星的運動。衛星在橢圓軌道上運動一圈的時間稱為軌道周期，周期的長短與半長軸有關。半長軸相同的軌道，其周期也相同。在橢圓軌道上運動時，衛星的地心距離和速度都在變化。距地心最近點 P為近地點，最遠點 A為遠地點。近地點和遠地點又統稱為拱點。近地點和遠地點的地心距離之和是半長軸的二倍。衛星的速度僅與地心距離有關，滿足活力公式（見航天器軌道速度）。在近地點時速度最大，遠地點時速度最小。衛星在軌道上運行時地球也在自轉，當衛星回到軌道上的同一點時，不一定回到地球同一地區的上空。

㈢ 太陽同步軌道的計算公式

軌道平面繞地球自轉軸旋轉的方向與地球的公轉方向相同、旋轉角速度等於地球公轉的平均角速度（即0.9856°/d或360°/a）的人造地球衛星軌道。太陽同步軌道的半長軸α、偏心率e和傾角i;這3個軌道要素必須滿足以下關系式：
Cosi=-4.7737×10-15 (1-e)2a(7/2)
式中a的單位為km。由該式可知，太陽同步軌道的傾角必須大於90°，即它是一條逆行軌道。在圓軌道時，傾角最大為180°，所以太陽同步軌道的高度不會超過6000km。在太陽同步軌道上運行的衛星，從相同的方向經過同一緯度的當地時間是相同的。例如，衛星最初由南向北（升段）經過北緯40°上空是當地時間早晨8點。由於地球公轉，即使地方時相同，不同季節的地面光照條件也有明顯差別。但在一段不長的時間內光照條件可視為大致相同。選擇適當的發射時間，可以使衛星經過一些地區時，這些地區始終有較好的光照條件，這樣衛星在這些地區的上空始終處於太陽光的照射下，不會進入地球陰影，太陽電池可以充足供電而不會中斷。傾角大於90°的太陽同步軌道還兼有極軌道的特點，可以俯瞰整個地球表面。氣象衛星、地球資源衛星一般都選取太陽同步軌道，以使拍攝的地面目標圖像最好。太陽同步軌道的精度要求很高。為了較長時間保持與太陽「同步」，衛星需要配備軌道控制系統，用於修正軌道誤差和不斷克服攝動力的影響。

㈣ 衛星軌道公式

如果衛星是作勻速圓周運動就可以「v=根號gm/r（r為某一點到地球的距離）」去計算
衛星作勻速圓周運動，是因為向心力滿足：f=gmm/rr=mvv/r.現在要把它變為沿橢圓軌道運動。選一個點為變軌點，在這點給衛星加速，使其速度變為（v+dv),這樣它的速度就不滿足公式：
f=gmm/rr=mvv/r了，速度大了，它就要離心。於是就變為不是原來的圓周了。在地球上看，就是升高了，勢能增大了。於是速度就會減小。[開始變軌點叫近地點]後來到達遠地點時，速度又不足以滿足該地的環繞速度[小了]，於是又作回落[靠近地心]。重回近地點。如此周而復始，運行在橢圓軌道上。
不光在近地點，遠地點的線速度不等於當地的環繞速度，其它點也不等於。
計算方法：用機械能守恆去計算。如果不考慮勢能變化的位置，重力加速度有變化，那倒容易計算，可先由短軸相交點計算出環繞速度，再由機械能守恆計算其它點；如果要考慮，則要用到積分計算。
開始變軌時，如果減小速度，則該點為遠地點。

㈤ 求橢圓軌道周長C++源代碼

(-_-!不好意思，沒積出來

網路了一下
近似計算,可用以下公式:
L = pi(1.5(a+b)-sqrt(ab)), 其中a,b分別為橢圓長軸和短軸。
L＝（a+b）*180°*(（a-b）/a)/arctg((a-b)/a)
(a＞0,b≥0,b→a)
當b→a時，橢圓→圓，公式：
L＝2aπ 或L＝2rπ
當b=0時，橢圓＝直線，公式：
L＝4a
在橢圓公式中，半長軸a和半短軸b可以互換。

如果能用近似公式的話就好編了
高數忘得差不多了。

㈥ 如何通過衛星的軌道根數計算任意時刻衛星的位置

圍繞行星運動的天體叫衛星。我主要說地球衛星，地球的衛星有月亮和人造衛星。

先說人造地球衛星，一般說來，太空中是無空氣的真空狀態，所以，人造地球衛星，其運動的狀態一直保持著從運載火箭獲得的能量(慣性)不變，運動方向為弧線的切線方向。因為衛星在運動時還受到地球引力(萬有引力)的作用，這個力和衛星的運動方向有一個夾角，它的作用是不斷地改變衛星的運動方向，所以，衛星應該是二個力(萬有引力、慣性"力")作用的合運動，合運動的軌跡運用物理和數學方法可以推出其曲線方程是(開普勒)橢圓形曲線(近似)，其運動軌跡和地球連線掃過的面積(范圍)大小與入軌點的位置和入軌時的速度有關，一般情況可以用開普勒橢圓形軌道來描述衛星運動的。在此基礎上輔以軌道攝動的方法，給衛星精確定位，以滿足傳遞信息的需要。

理論上衛星的總機械能是守恆的，所以，近地點運動的速度要大些(高度低些)，遠地點運動的速度要小些(高度高些)。但由於地球的大氣層與太空沒有明顯界限，所以，在人造地球衛星的高度范圍內還存在有稀薄空氣，衛星在克服空氣阻力做功時，需要消耗掉少許能量，使衛星的軌道有偏離(高度下降)。實際上，長壽命的衛星都要經常給衛星補充能量，以微調其運動軌道。如攜帶一些小型發動機燃料、太陽能電池板提供電能等。一旦恢復原來軌道的高度，發動機(電動機)就會關閉，一般是周期性補充能量的。

衛星月亮和人造地球衛星的區別就是月亮是在真空中繞地球轉動的。其軌道穩定度好，近年來發現月球的軌道有偏離2一3cm現象，主要是地球異常氣侯引起擺動造成的，總體上是穩定的，即使有少量的能量損失，也從太陽的引力波或宇宙中的暗能量得到補充，不必要擔心月亮會"溜走"了！

㈦ 物理星球軌道公式

物理星球軌道公式：T2/R3＝K(＝4π2/GM)。

萬有引力定律：F=GMm/r^2 （M、m為兩個物體的質量,就好比求地球與太陽之間的萬有引力，M為太陽的質量，m為地球的質量）。

天體上的重力和重力加速度：GMm/R2＝mg；g＝GM/R2 ｛R:天體半徑(m),M：天體質量（kg）｝。

發展的歷史

軌道計算是從研究彗星的運動開始的。在牛頓以前﹐對天體運動的研究基本上帶有幾何描述的性質。第谷首先試圖計算彗星軌道，但未獲成功。困難在於只能觀測彗星的方向，而不知道它同地球的距離，由於缺少力學規律的指引，無法根據這些定向資料求得天體的空間軌道。

㈧ 如何計算天體軌道

通俗的說，分為兩種方法：

1、拉普拉斯方法

拉普拉斯方法 第一個正式的軌道計算方法是牛頓提出的。他根據三次觀測的資料﹐用圖解法求出天體的軌道。哈雷用這個方法分析了1337～1698年間出現的24顆彗星﹐發現1531年﹑1607年和1682年出現的彗星是同一顆彗星﹐它就是有名的哈雷彗星。在這以後﹐歐拉﹑朗伯和拉格朗日等人也在軌道計算方面做了不少研究。拉普拉斯於1780年發表第一個完整的軌道計算的分析方法。這個方法不限制觀測的次數﹐首先根據幾次觀測﹐定出某一時刻天體在天球上的視位置(例如赤經﹑赤緯)及其一次﹑二次導數﹐然後從這六個量嚴格而又簡單地求出此時天體的空間坐標和速度﹐從而定出圓錐曲線軌道的六個要素。這樣﹐拉普拉斯就將軌道計算轉化為一個微分方程的初值測定問題來處理。從分析觀點來看這是一個好方法﹐然而軌道計算是一個實際問題﹐要考慮結果的精確和計算的方便。拉普拉斯方法在實用上不甚方便。由於數值微分會放大誤差﹐這就需要用十分精確的觀測資料才能求出合理的導數。盡管許多人曾取得一定進展﹐但終究由於計算繁復﹐在解決實際問題時還是很少使用。

2、奧伯斯方法和高斯方法

奧伯斯方法和高斯方法與拉普拉斯不同﹐奧伯斯和高斯則認為﹐如果能根據觀測資料確定天體在兩個不同時刻的空間位置﹐那麼對應的軌道也就可以確定了。也就是說﹐奧伯斯和高斯把軌道計算轉化為一個邊值測定問題來處理。因此﹐問題的關鍵是如何根據三次定向觀測來定出天體在空間的位置。這既要考慮軌道的幾何特性﹐又要應用天體運動的力學定律。這些條件中最基本的一條是天體必須在通過太陽的平面上運動。由於從觀測掌握了天體在三個時刻的視方向﹐一旦確定了軌道平面的取向﹐除個別特殊情況外﹐天體在三個時刻的空間位置也就確定了。軌道平面的正確取向的條件是所確定的三個空間位置能滿足天體運動的力學定律﹐例如面積定律。

彗星軌道大都接近拋物線﹐所以在計算軌道時﹐常將它們作為拋物線處理。完整的拋物線軌道計算方法是奧伯斯於1797年提出的。他採用牛頓的假設﹐得到了彗星地心距的關系式﹔再結合表示天體在拋物線軌道上兩個時刻的向徑和弦關系的歐拉方程﹐求出彗星的地心距﹔從而求出彗星的拋物線軌道（公式）。到現在為止﹐奧伯斯方法雖有不少改進﹐但基本原理並沒有變﹐仍然是一個常用的計算拋物線軌道的方法。

但是實際上，還要考慮周圍各種因素，導致公式會有參數修正。例如天王星軌道偏離，就得引用參數對軌道公式進行修正。在此不詳細敘述。

㈨ 軌道總數怎麼算

軌道總數計算：鍵級=（穩定結構的電子總數－價電子總數）/2。

s軌道是近似於球形，所以只有一種方向。最多隻能容納兩個電子；p軌道有三個方向，分別是px、py、pz，總共最多能容納六個電子；軌道名稱為d軌道，它有五種取向，分別是d（x2-y2），dz2，dxy，dxz和dyz，最多可容納十個電子。

在外部磁場存在的情況下

許多原子譜線還是發生了更細的分裂，這個現象被叫做塞曼效應（因電場而產生的裂分被稱為斯塔克效應），這種分裂在無磁場和電場時不存在，說明，電子在同一能級雖然能量相同，但運動方向不同，因而會受到方向不同的洛倫茲力的作用。這些電子運動

描述軌道的量子數稱為磁量子數符號「m」，對於每一個確定的能級（電子亞層），m有一個確定的值，這個值與電子層無關（任何電子層內的能級的軌道數相同）。