轨道计算源码

㈠ 圆轨道周期计算公式

圆轨道周期计算公式T（周期）=2πr/v=2π/ω=1/n。

相关信息

1、圆周运动的周期公式T（周期）=2πr/v=2π/ω=1/n。质点沿圆周运动，如果在任意相等的时间里通过的圆弧长度都相等，这种运动就叫做匀速圆周运动。匀速圆周运动是圆周运动中，最常见和最简单的运动（因为速度是矢量，所以匀速圆周运动实际上是指匀速率圆周运动）。

2、椭圆轨道有两个焦点，中心的星体位于其中一个焦点之上，比如地球绕太阳的轨道就是椭圆形的，而太阳位于椭圆的一个焦点上。

3、椭圆轨道有着名的开普勒三定律，所有行星围绕太阳运动的轨道都是椭圆，太阳处在椭圆的一个焦点上。 行星的向径在相等的时间内扫过相等的面积。 所有行星轨道半长轴的三次方跟公转周期的二次方的比值都相等。

4、开普勒定律是椭圆定律所有行星绕太阳的轨道都是椭圆，太阳在椭圆的一个焦点上。面积定律行星和太阳的连线在相等的时间间隔内扫过相等的面积。

㈡ 人造卫星的轨道怎样计算写上其它专业知识或计算有加分！详细一点！

卫星在开普勒椭圆轨道上运行时，满足二体问题运动规律。只要知道 6个常数（即轨道要素）就能确定卫星的运动。卫星在椭圆轨道上运动一圈的时间称为轨道周期，周期的长短与半长轴有关。半长轴相同的轨道，其周期也相同。在椭圆轨道上运动时，卫星的地心距离和速度都在变化。距地心最近点 P为近地点，最远点 A为远地点。近地点和远地点又统称为拱点。近地点和远地点的地心距离之和是半长轴的二倍。卫星的速度仅与地心距离有关，满足活力公式（见航天器轨道速度）。在近地点时速度最大，远地点时速度最小。卫星在轨道上运行时地球也在自转，当卫星回到轨道上的同一点时，不一定回到地球同一地区的上空。

㈢ 太阳同步轨道的计算公式

轨道平面绕地球自转轴旋转的方向与地球的公转方向相同、旋转角速度等于地球公转的平均角速度（即0.9856°/d或360°/a）的人造地球卫星轨道。太阳同步轨道的半长轴α、偏心率e和倾角i;这3个轨道要素必须满足以下关系式：
Cosi=-4.7737×10-15 (1-e)2a(7/2)
式中a的单位为km。由该式可知，太阳同步轨道的倾角必须大于90°，即它是一条逆行轨道。在圆轨道时，倾角最大为180°，所以太阳同步轨道的高度不会超过6000km。在太阳同步轨道上运行的卫星，从相同的方向经过同一纬度的当地时间是相同的。例如，卫星最初由南向北（升段）经过北纬40°上空是当地时间早晨8点。由于地球公转，即使地方时相同，不同季节的地面光照条件也有明显差别。但在一段不长的时间内光照条件可视为大致相同。选择适当的发射时间，可以使卫星经过一些地区时，这些地区始终有较好的光照条件，这样卫星在这些地区的上空始终处于太阳光的照射下，不会进入地球阴影，太阳电池可以充足供电而不会中断。倾角大于90°的太阳同步轨道还兼有极轨道的特点，可以俯瞰整个地球表面。气象卫星、地球资源卫星一般都选取太阳同步轨道，以使拍摄的地面目标图像最好。太阳同步轨道的精度要求很高。为了较长时间保持与太阳“同步”，卫星需要配备轨道控制系统，用于修正轨道误差和不断克服摄动力的影响。

㈣ 卫星轨道公式

如果卫星是作匀速圆周运动就可以“v=根号gm/r（r为某一点到地球的距离）”去计算
卫星作匀速圆周运动，是因为向心力满足：f=gmm/rr=mvv/r.现在要把它变为沿椭圆轨道运动。选一个点为变轨点，在这点给卫星加速，使其速度变为（v+dv),这样它的速度就不满足公式：
f=gmm/rr=mvv/r了，速度大了，它就要离心。于是就变为不是原来的圆周了。在地球上看，就是升高了，势能增大了。于是速度就会减小。[开始变轨点叫近地点]后来到达远地点时，速度又不足以满足该地的环绕速度[小了]，于是又作回落[靠近地心]。重回近地点。如此周而复始，运行在椭圆轨道上。
不光在近地点，远地点的线速度不等于当地的环绕速度，其它点也不等于。
计算方法：用机械能守恒去计算。如果不考虑势能变化的位置，重力加速度有变化，那倒容易计算，可先由短轴相交点计算出环绕速度，再由机械能守恒计算其它点；如果要考虑，则要用到积分计算。
开始变轨时，如果减小速度，则该点为远地点。

㈤ 求椭圆轨道周长C++源代码

(-_-!不好意思，没积出来

网络了一下
近似计算,可用以下公式:
L = pi(1.5(a+b)-sqrt(ab)), 其中a,b分别为椭圆长轴和短轴。
L＝（a+b）*180°*(（a-b）/a)/arctg((a-b)/a)
(a＞0,b≥0,b→a)
当b→a时，椭圆→圆，公式：
L＝2aπ 或L＝2rπ
当b=0时，椭圆＝直线，公式：
L＝4a
在椭圆公式中，半长轴a和半短轴b可以互换。

如果能用近似公式的话就好编了
高数忘得差不多了。

㈥ 如何通过卫星的轨道根数计算任意时刻卫星的位置

围绕行星运动的天体叫卫星。我主要说地球卫星，地球的卫星有月亮和人造卫星。

先说人造地球卫星，一般说来，太空中是无空气的真空状态，所以，人造地球卫星，其运动的状态一直保持着从运载火箭获得的能量(惯性)不变，运动方向为弧线的切线方向。因为卫星在运动时还受到地球引力(万有引力)的作用，这个力和卫星的运动方向有一个夹角，它的作用是不断地改变卫星的运动方向，所以，卫星应该是二个力(万有引力、惯性"力")作用的合运动，合运动的轨迹运用物理和数学方法可以推出其曲线方程是(开普勒)椭圆形曲线(近似)，其运动轨迹和地球连线扫过的面积(范围)大小与入轨点的位置和入轨时的速度有关，一般情况可以用开普勒椭圆形轨道来描述卫星运动的。在此基础上辅以轨道摄动的方法，给卫星精确定位，以满足传递信息的需要。

理论上卫星的总机械能是守恒的，所以，近地点运动的速度要大些(高度低些)，远地点运动的速度要小些(高度高些)。但由于地球的大气层与太空没有明显界限，所以，在人造地球卫星的高度范围内还存在有稀薄空气，卫星在克服空气阻力做功时，需要消耗掉少许能量，使卫星的轨道有偏离(高度下降)。实际上，长寿命的卫星都要经常给卫星补充能量，以微调其运动轨道。如携带一些小型发动机燃料、太阳能电池板提供电能等。一旦恢复原来轨道的高度，发动机(电动机)就会关闭，一般是周期性补充能量的。

卫星月亮和人造地球卫星的区别就是月亮是在真空中绕地球转动的。其轨道稳定度好，近年来发现月球的轨道有偏离2一3cm现象，主要是地球异常气侯引起摆动造成的，总体上是稳定的，即使有少量的能量损失，也从太阳的引力波或宇宙中的暗能量得到补充，不必要担心月亮会"溜走"了！

㈦ 物理星球轨道公式

物理星球轨道公式：T2/R3＝K(＝4π2/GM)。

万有引力定律：F=GMm/r^2 （M、m为两个物体的质量,就好比求地球与太阳之间的万有引力，M为太阳的质量，m为地球的质量）。

天体上的重力和重力加速度：GMm/R2＝mg；g＝GM/R2 ｛R:天体半径(m),M：天体质量（kg）｝。

发展的历史

轨道计算是从研究彗星的运动开始的。在牛顿以前﹐对天体运动的研究基本上带有几何描述的性质。第谷首先试图计算彗星轨道，但未获成功。困难在于只能观测彗星的方向，而不知道它同地球的距离，由于缺少力学规律的指引，无法根据这些定向资料求得天体的空间轨道。

㈧ 如何计算天体轨道

通俗的说，分为两种方法：

1、拉普拉斯方法

拉普拉斯方法 第一个正式的轨道计算方法是牛顿提出的。他根据三次观测的资料﹐用图解法求出天体的轨道。哈雷用这个方法分析了1337～1698年间出现的24颗彗星﹐发现1531年﹑1607年和1682年出现的彗星是同一颗彗星﹐它就是有名的哈雷彗星。在这以后﹐欧拉﹑朗伯和拉格朗日等人也在轨道计算方面做了不少研究。拉普拉斯于1780年发表第一个完整的轨道计算的分析方法。这个方法不限制观测的次数﹐首先根据几次观测﹐定出某一时刻天体在天球上的视位置(例如赤经﹑赤纬)及其一次﹑二次导数﹐然后从这六个量严格而又简单地求出此时天体的空间坐标和速度﹐从而定出圆锥曲线轨道的六个要素。这样﹐拉普拉斯就将轨道计算转化为一个微分方程的初值测定问题来处理。从分析观点来看这是一个好方法﹐然而轨道计算是一个实际问题﹐要考虑结果的精确和计算的方便。拉普拉斯方法在实用上不甚方便。由于数值微分会放大误差﹐这就需要用十分精确的观测资料才能求出合理的导数。尽管许多人曾取得一定进展﹐但终究由于计算繁复﹐在解决实际问题时还是很少使用。

2、奥伯斯方法和高斯方法

奥伯斯方法和高斯方法与拉普拉斯不同﹐奥伯斯和高斯则认为﹐如果能根据观测资料确定天体在两个不同时刻的空间位置﹐那么对应的轨道也就可以确定了。也就是说﹐奥伯斯和高斯把轨道计算转化为一个边值测定问题来处理。因此﹐问题的关键是如何根据三次定向观测来定出天体在空间的位置。这既要考虑轨道的几何特性﹐又要应用天体运动的力学定律。这些条件中最基本的一条是天体必须在通过太阳的平面上运动。由于从观测掌握了天体在三个时刻的视方向﹐一旦确定了轨道平面的取向﹐除个别特殊情况外﹐天体在三个时刻的空间位置也就确定了。轨道平面的正确取向的条件是所确定的三个空间位置能满足天体运动的力学定律﹐例如面积定律。

彗星轨道大都接近抛物线﹐所以在计算轨道时﹐常将它们作为抛物线处理。完整的抛物线轨道计算方法是奥伯斯于1797年提出的。他采用牛顿的假设﹐得到了彗星地心距的关系式﹔再结合表示天体在抛物线轨道上两个时刻的向径和弦关系的欧拉方程﹐求出彗星的地心距﹔从而求出彗星的抛物线轨道（公式）。到现在为止﹐奥伯斯方法虽有不少改进﹐但基本原理并没有变﹐仍然是一个常用的计算抛物线轨道的方法。

但是实际上，还要考虑周围各种因素，导致公式会有参数修正。例如天王星轨道偏离，就得引用参数对轨道公式进行修正。在此不详细叙述。

㈨ 轨道总数怎么算

轨道总数计算：键级=（稳定结构的电子总数－价电子总数）/2。

s轨道是近似于球形，所以只有一种方向。最多只能容纳两个电子；p轨道有三个方向，分别是px、py、pz，总共最多能容纳六个电子；轨道名称为d轨道，它有五种取向，分别是d（x2-y2），dz2，dxy，dxz和dyz，最多可容纳十个电子。

在外部磁场存在的情况下

许多原子谱线还是发生了更细的分裂，这个现象被叫做塞曼效应（因电场而产生的裂分被称为斯塔克效应），这种分裂在无磁场和电场时不存在，说明，电子在同一能级虽然能量相同，但运动方向不同，因而会受到方向不同的洛伦兹力的作用。这些电子运动

描述轨道的量子数称为磁量子数符号“m”，对于每一个确定的能级（电子亚层），m有一个确定的值，这个值与电子层无关（任何电子层内的能级的轨道数相同）。