太阳运动轨迹计算方法

❶ 高三地理题求解：下图为P地某日太阳运行轨迹示意图，读下图，

首先我们看懂这个图：平面上P点是大地，天圆地方，而AB是太阳运行一圈的轨迹。从图中我们看太阳始终在地平线以上，一天中的正午太阳高度是最大43度，午夜太阳高度最低是3度，那么得出信息，这个地区是极昼，该地区在极圈内。南极圈北极圈呢？我们看最高太阳高度出现在P点北侧天空，太阳最低高度出现在南方天空，因此我们得出P点实在北半球的。好
该提的问题分别是已知太阳高度，求当地地理纬度，直射点所在纬度，
根据两个公式：1正午太阳高度=90度-两点纬度差 即为正午太阳高度43度=90度-（P点纬度-直射点纬度）
2子夜太阳高度=（所求地点为度+太阳直射点纬度）-90度 即为子夜太阳高度3度=P点纬度+太阳直射点纬度）-90度
两个公式一解，得出p点纬度为北纬70度，太阳直射点为北纬23度。
第二个和答案不符额。。不过过程和大概意思是这样的，仅供参考哦，希望你看懂后自己可以做出来~

❷ 如何计算太阳轨迹

小学课本上有 ，《时间简史》上也有！！！

❸ 火星围绕太阳转动的轨迹公式怎么算啊

GMm/r^2=V^2/r
G为万有引力常量,M为太阳质量,m为地球质量,r为火星饶太阳做圆周运动的半径，v为火星饶太阳做圆周运动的速度

❹ 太阳的运动规律是什么

1．开普勒定律

德国天文学家开普勒研究发现了行星运动的三大定律：

第一定律即“轨道定律”：所有的行星都在大小不同的椭圆轨道上围绕太阳运动，太阳位于这些椭圆的一个焦点上。根据该定律知道，行星沿椭圆轨道围绕太阳运动，不同时刻到太阳的距离是不相同的。

第二定律即“面积定律”：行星和太阳之间的连线在相等的时间间隔里扫过的面积相等。根据该定律知道，行星在轨道上运行的速度是不均匀的，当它离太阳最近时，运行速度最快，当它离太阳最远时，即位于轨道的另一侧时，速度最慢。也就是，行星在近日点附近要比在远日点附近运动得快。椭圆轨道越扁，速度变化越显着。相反，在近乎圆形的椭圆轨道上围绕太阳运转的行星，比如地球，其速度在运行过程中几乎保持不变。

第三定律即“周期定律”：行星的公转周期T的平方与它们轨道半长轴a的立方成正比。即：

由第三定律知道，行星距离太阳越远，公转周期越长，轨道半径与周期之间有确切的数量关系。

开普勒定律不仅适用于行星绕太阳的运动，也适用于卫星绕行星的运动

❺ 太阳系行星轨道怎么计算

要用到天体物理中的牛顿万有引力定律和开普勒行星运动的三定律！当然这些都只是初步的理论要想真正的计算行星的运动轨道那你是要努力去学习更高等的天体物理学！mV^2/r=GMm/r^2,可得物体动能在此时EK=（1/2）GMm/r

❻ 太阳运动轨迹及地理坐标怎样算

一天中高度最大总是当地中午12点,根据这个可得经度90E,纬度必须看图。42度跟90度69,21以及回归线纬度23.5度没什么关联。除非题中告诉了其它角度，否则得不出69度21度这样的度数。或者你写错了，或者只能看图排出答案

❼ 太阳运动轨迹变化规律有哪些

德国天文学家开普勒研究发现了行星运动的三大定律，第一定律即“轨道定律”：所有的行星都在大小不同的椭圆轨道上围绕太阳运动，太阳位于这些椭圆的一个焦点上。根据该定律知道，行星沿椭圆轨道围绕太阳运动，不同时刻到太阳的距离是不相同的。

第二定律即面积定律，行星和太阳之间的连线在相等的时间间隔里扫过的面积相等。根据该定律知道，行星在轨道上运行的速度是不均匀的，当它离太阳最近时，运行速度最快，当它离太阳最远时，即位于轨道的另一侧时，速度最慢。

也就是，行星在近日点附近要比在远日点附近运动得快。椭圆轨道越扁，速度变化越显着。相反，在近乎圆形的椭圆轨道上围绕太阳运转的行星，比如地球，其速度在运行过程中几乎保持不变。

第三定律即周期定律，行星的公转周期T的平方与它们轨道半长轴a的立方成正比。即：由第三定律知道，行星距离太阳越远，公转周期越长，轨道半径与周期之间有确切的数量关系。开普勒定律不仅适用于行星绕太阳的运动，也适用于卫星绕行星的运动。

太阳运动轨迹

在地球静止观测太阳的相对运行轨迹为“8”字形，太阳绕银核公转的轨迹为接近正圆的椭圆形，随同银河系一起做更宏观的运动为螺旋形。

宇宙的本质现在科学家还没有弄清，科学家认为宇宙是在不膨胀的。宇宙中的其他星系在不断远离我们。本星系群带领其成员随各级更大的物质集聚运行则暂时还不清楚太阳的轨迹。

❽ 地球绕太阳是怎么算的

地球绕太阳公转一周 365天6小时9分9.5秒 24小时36分38秒 366天 润年 36分38秒 整百的年份 要能被400整除才算润年 恒星年是太阳在天球上连续两次通过某一恒星所需的时间，长度为365.25636平太阳日。 回归年是太阳在天球上连续两次通过春分点所需的时间，长度为365.24220平太阳日。 地球公转轨道和方向 地球在公转过程中，所经过的路线上的每一点，都在同一个平面上，而且构成一个封闭曲线。这种地球在公转过程中所走的封闭曲线，叫做地球轨道。如果我们把地球看成为一个质点的话，那么地球轨道实际上是指地心的公转轨道。 严格地说，地球公转的中位位置不是太阳中心，而是地球和太阳的公共质量中心，不仅地球在绕该公共质量中心在转动，而且太阳也在绕该点在转动。但是，太阳是太阳系的中心天体，地球只不过是太阳系中一颗普通的行星。太阳的质量是地球质量的33万倍，日地的公共质量中心离太阳中心仅450千米。这个距离与约为70万千米的太阳半径相比，实在是微不足道的，与日地1.5亿千米的距离相比，就更小了。所以把地球公转看成是地球绕太阳（中心）的运动，与实际情况是十分接近的。 地球轨道的形状是一个接近正圆的椭圆，太阳位于椭圆的一个焦点上。椭圆有半长轴、半短轴和半焦距等要素，分别用a、b、c表示，其中a又是短轴两端对于焦点（F1、F2）的距离。 半焦距与半长轴和平短轴之间存在着这样的关系： 即 c2=a2-b2 半焦距c与半长轴a的比值c/a，是椭圆的偏心率，用e表示，即e=c/a， 偏心率是椭圆形状的一种定量表示，e的数值大于0而小于1。椭圆越接近于圆形，则e的数值就越小，即接近于0；反之，椭圆越扁，e的数值就越大。经过测定，地球轨道的半长轴a为149600000千米，半短轴b为149580000千米。根据这个数据计算出地球轨道的偏心率为： 可见，地球轨道非常接近于圆形。 由于地球轨道是椭圆形的，随着地球的绕日公转，日地之间的距离就不断变化。地球轨道上距太阳最近的一点，即椭圆轨道的长轴距太阳较近的一端，称为近日点。在近代，地球过近日点的日期大约在每年一月初。此时地球距太阳约为147100000千米，通常称为近日距。地球轨道上距太阳最远的一点，即椭圆轨道的长轴距太阳较远的一端，称为远日点。在近代，地球过远日点的日期大约在每年的7月初。此时地球距太阳约为152100000千米，通常称为远日距。近日距和远日距二者的平均值为149600000千米，这就是日地平均距离，即1个天文单位。 根据椭圆周长的计算公式： L=2πα（1-0.25×e2） 计算出地球轨道的全长是940000000千米。

❾ 古人是怎么得出太阳在星座中穿行的轨迹

太阳在天球上的“视运动”分为两种情形，即“周日视运动”和“周年视运动”。“周日视运动”即太阳每天的东升西落现象，这实质上是由于地球自转引起的一种视觉效果；“周年视运动”指的是地球公转所引起的太阳在星座之间“穿行”的现象。天文学把太阳在天球上的周年视运动轨迹，既太阳在天空中穿行的视路径的大圆，称为“黄道”，也就是地球公转轨道面在天球上的投影。太阳在天球上沿着黄道一年转一圈，为了确定位置的方便，人们把黄道划分成了十二等份(每份相当于30°），每份用邻近的一个星座命名，这些星座就称为黄道星座或黄道十二宫。这样，相当于把一年划分成了十二段，在每段时间里太阳进入一个星座。在西方，一个人出生时太阳正走到哪个星座，就说此人是这个星座的。黄道与天赤道有23度26分的交角（黄赤交角）；黄道与天赤道的两个交点是春分点和秋分点。在黄道坐标系中，天体的黄经从春分点起沿黄道向东计量，北黄纬为正，南黄纬为负。南、北黄极距相应的天极都是23度26分。由于地球公转受到月砃和其他行星的摄动，地球公转轨道并且是严格的平面，即在空间产生不规则砄连续变化，这种变化包括多项短周期砄和一项缓慢的长期运动。短周期运动尧以通过一定时期内的平均加以消除，栈除了周期运动的轨道平面称为瞬时平堇轨道平面。黄道的严格定义是：地月砻质心绕太阳公转的瞬时平均轨道平面?天球相交的大圆。黄道是天球上黄道堐标系的基圈。