天體軌道方程多少合適

Ⅰ 宇宙裡面有這么多天體，人類是如何計算出天體運動軌道的

在宇宙當中有很多天體，宇宙非常廣闊，想要了解宇宙當中天體的運動過程非常困難。但是還是能夠通過相關數據以及日積月累的觀察，計算出天體運行軌道，在宇宙當中組成天體恆星的物質，是宇宙當中最豐富的氫、氦兩種元素，這兩種元素即使數量特別龐大，質量也不會特別重 。

所以我們可以通過計算來了解天體的運動半徑，然後就是天體最為重要的質量，想要了解的天體的質量，可以與地球質量在相同時間不同軌道運行的距離通過公式的類比和對比，計算天體的質量。畢竟能夠明確了解到地球的質量，所以在通過物理上的天體運行軌跡的公式來進行計算，就可以大體上了解到天體運動軌跡以及運動速度。

Ⅱ 關於行星之間航行的軌道計算問題.

基礎的高中物理就能解決，復雜點就需要高手進行數學建模了。你的假設是有問題的，在宇宙中有意義的是速度，不是加速度。並且不可能無限加速，一是提供加速的介質，二是相對論質量與速度的方程，當速度接近光速時，質量的增加會變得極其顯著。速度決定飛行器的高度，比如達不到第一宇宙速度，它就只能被地球俘獲。這時地球引力是顯著的，而其它星球引力可以近似忽視。你提的路徑問題，如果模型簡化為從地球飛往太陽，無其它星球，飛行器從地球黃道面出發，它的飛行軌道其實就是直線，只要能脫離地球，就能飛到。如果路程其中有一個中間星引力大得無法忽視，它可以從地球先飛往該中間星，利用該星引力加速，再從該星黃道面出發前往太陽。這簡化了很多因素，如果再加一個或多個這樣的中間星，就需要具體的數據進行計算才能知道，比如行星的質量，處於目的地與出發地的位置。並且按這樣走其實走的是折線，不一定為最優解。還可以是在行進過程中對引力影響進行動態規劃，比如規定航線偏移程度參數，偏移多少算作非目標星球對航線影響，此時提供多大跟怎樣的分速度才能抵消。還有其它的，我對這也不是很了解，畢竟三四年沒碰物理跟數學了，你可以看下專業點的書。其實做宇宙類游戲場面宏大才是王道，其它的真心是小事，你就算設計個蟲洞直接傳送也沒人跟你較真的

Ⅲ 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。

Ⅳ 天體運動軌道計算

這個問題不需要用到微積分，需要運用 開普勒第二定律和萬有引力定律

至於起始位置的坐標計算，可以參考橢圓公式：r=ex+a

ps：已知橢圓方程和距離，可以輕易算出坐標。

Ⅳ 天體軌道方程

天體軌道都是二次曲線。計算天體軌道最簡單的方法就是測量三個點的坐標，然後代入二次曲線方程。

Ⅵ 天體運動為什麼是橢圓軌道盡量清楚明白謝謝～

圓錐曲線中只有橢圓是有封閉曲線，且有固定中心點的。當然，圓可以看作是一種特殊的橢圓。

當一顆恆星捕獲一顆較小的星球時，會發生以下幾種情況：
一、如果星球的速度不足以支持橢圓軌道，那麼它的軌跡就會是拋物線，而拋物線的終點就是這顆恆星的表面，這意味著，該星球會被毀滅，它的軌道被觀測到的時間相對宇宙的時間尺度來說就太短了，很難被觀測到。
二、如果星球的速度剛剛好在某個范圍內，它會在以恆星為一個焦點的橢圓軌道上圍繞恆星旋轉。只有當星球與恆星的連線與當時星球相對恆星的速度方向垂直，並且，速度大小與當時兩星體間的距離滿足一個嚴格的關系等式時，才會形成正圓的軌道。可以想像，這樣的幾率是多麼的小。
三、如果星球的速度太快，快到恆星對它的引力不足以支持橢圓軌道時，會形成雙曲線軌道，最終，這顆星球會飛離恆星，無法形成固定的軌道。

當然，在一個由星雲形成的類似太陽系的星系裡，行星的軌道也遵循上面第二條的規律。

所以，自然行成(沒有人為干預)的行星軌道都是橢圓。但是對地靜止的地球同步衛星，軌道已經非常接近正圓了。人為干預的因素，在所有原因中佔到很大的比重。

那麼，宇宙這么大，有沒有可能存在正圓軌道的行星呢？從概率上來講，宇宙足夠大，其中的恆星-行星系統足夠多，應該能形成類似地球同步衛星一樣的非常接近正圓的軌道。只是因為數量過於稀少，目前人類的觀測手段也不足以完成這個觀測任務，我們還沒有發現罷了。

Ⅶ 天體運動如何挑選合適的公式請分類

萬有引力公式
GMm/R^2
圓周運動公式
F=mv^2/r
線速度角速度公式
v=wr
周期與角速度公式
w=2π/T
根據題里給的條件來一個個往裡套就行了嘛
一般都是給你幾個條件，你就根據條件列方程組，然後就解出來了

Ⅷ 用微積分求解雙星天體軌道

物理高手快來如圖所示,AB為1/4圓弧軌道,BC為水平直軌道,圓弧的半徑為R,BC的長度也是R.一質量為m的物體,與兩個軌道間的動摩擦因數都為μ,當它由軌道頂端A從靜止開始下滑,恰好運動到C處停止,那麼物體在AB段克服摩擦力所做的功是多少
因為物塊在V點停下，所以由運動學公式我們可以求得B點的速度平方為 V^2=2μgR，這樣物塊在B點的動能為E=mμgR,物體從A到B的過程中摩擦力做功為W=mgR-mμgR=（1-μ）mgR。

Ⅸ 天體運動的軌道問題

橢圓軌道是普遍存在的一種天體之間相對運動所遵循的現象；根據牛頓運動定律，F=ma，即物體在受到外力的作用下，會在該受力方向上產生一個加速度，又根據萬有引力定律，任何有質量的物體之間都會相互吸引，吸引力的大小取決於兩個物體的質量和相隔距離F=GM1M2/R2。所以，比如，現在地球運動方向相對於太陽有個偏離速度，如果不存在萬有引力，地球將逐漸遠離太陽在宇宙中勻速直線運動；而正由於萬有引力使得地球在太陽的方向有個加速度，地球就會往太陽的方向發生偏移並不停的改變速度大小和方向，使得地球繞太陽旋轉；而一般情況，當一個物體靠近另外一個物體，是逐漸被捕獲並逐漸增加吸引力的，所以越靠近吸引力越大，加速度和速度也越大，而速度越大，要改變物體的運動就越難（f=mv^2/r）所以除非達到絕對平衡，否則基本上不會成為標準的圓周運動；至於橢圓軌道根據運動速度和距離可以推算出橢圓方程。

Ⅹ 天體運行的軌道

宇宙中的天體運行軌道大多是橢圓,真正是圓的軌道實際上是很少的.
彗星是一個特例：
彗星分為兩大類,周期彗星和非周期彗星.
周期彗星的軌道為橢圓
非周期彗星的軌道可能是拋物線或者是雙曲線.