轨道计算方法

❶ 杂化轨道数的计算公式是什么

杂化轨道数的计算公式G等于V除2减3n。其中G表示中心原子A的杂化轨道数，V分子或离子的总中心原子杂化轨道数简单计算方法价电子数如果价电子总数为奇数再加1，n表示配体数，将共价分子或离子表示为HmABn，其中H表示氢原子A为中心原子B为配体。
杂化轨道数的特点
杂化轨道指的是具体的原子的杂化轨道数，而不是一个原子团，一个原子团的杂化归到没法算，如果是硬要算的话，就是把其中含有的原则杂化轨道加合在一起，那样的话基本上没有任何意义，丁多判断一下原子之间多么复杂的空间排布而已。
根据杂化轨道的空间分布构型判断，若杂化轨道在空间的分布为正四面体形或三角锥形，则分子的中心原子发生sp3杂化，若杂化轨道在空间的分布呈平面三角形，则分子的中心原子发生sp2杂化，若杂化轨道在空间的分布呈直线形，则分子的中心原子发生sp杂化。

❷ 轨道计算的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。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。
1801年1月1日﹐皮亚齐发现了第一号小行星(谷神星）﹐不久高斯就算出了它的椭圆轨道﹐他的方法发表于1809年。高斯使用逐次近似法﹐先求出天体向径所围成的扇形面积与三角形面积之比﹐然后利用力学条件求得天体应有的空间位置﹐再从空间位置求得轨道。高斯不仅从理论上﹑而且从实际上解决了轨道计算问题。可以说﹐用三次观测决定轨道的实际问题是高斯首先解决的。高斯以后﹐虽然有人提出一些新方法﹐但基本原理仍没有变。

❸ 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）。

❹ 杂化轨道数的计算公式是什么

计算步骤如下：

1、判断中心原子的孤电子对的数量。

2、找出与中心原子相连的原子数（即形成的σ键的数量）。

3、若二者相加等于2，那么中心原子采用SP杂化；若等于3，那么中心原子采用SP2杂化，若等于4那么中心原子采用SP3杂化。

如乙烯，碳原子为中心原子，与其连接的原子数为3，同时碳的4个价电子均成键（3个σ键加1个π键），故孤对电子对数为零，所以0+3=3，采取SP2杂化。

如氧化氢，氧原子为中心原子，与氧原子相连的原子数为2，同时氧剩余两对孤对电子，所以2+2=4，采用sp3杂化。

相关内容解释：

杂化轨道比原来的轨道成键能力强，形成的化学键键能大，使生成的分子更稳定。由于成键原子轨道杂化后，轨道角度分布图的形状发生了变化，杂化轨道在某些方向上的角度分布，比未杂化的p轨道和s轨道的角度分布大得多。

它的大头在成键时与原来的轨道相比能够形成更大的重叠，因此杂化轨道比原有的原子轨道成键能力更强。形成的杂化轨道之间应尽可能地满足最小排斥原理（化学键间排斥力越小，体系越稳定），为满足最小排斥原理， 杂化轨道之间的夹角应达到最大。

❺ 如何计算天体的轨道

你的速度应该是包括了大小和方向吧。设v与r的夹角为A。
这几个量的确能计算轨道，因为物理状态已经完全确定下来了，但不是像三楼一样用圆周运动公式来算，二楼也说得太模糊。
首先是确定椭圆的半长轴a,需要知道一点，就是物体的机械能与a之间有一个定量关系，-GMm/r(这是引力势能公式，应该知道吧）+mv^2/2=-GMm/2a。
好了，接下来求半焦距c.设物体在远地点的速度为V，联立-GMm/r+mv^2/2=-GMm/(a+c)+mV^2/2，vrsinA=V(a+c),前一个是机械能守恒，后一个是角动量守恒或者说面积速度不变，道理一样。
这样椭圆轨道就完全确定了。

❻ 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。

❼ 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。

❽ 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。

❾ 杂化轨道计算公式

公式：

（中心原子电子数+氢原子个数+卤素原子个数-氮原子个数）/2得杂化轨道数，2是sp，3是sp²，4是sp³，5是sp³d，6是sp³d²。

例：H₃COF，中心原子是C，（4+3+1）/2=4，是sp³杂化。H₂PO₃⁻，中心原子是P，（5+2+1）/2=4，是sp³杂化。HOCN，以C为中心原子，C的杂化，（4+1-1）/2=2，是sp杂化。SOF₄，以S为中心原子，（6+4）/2=5，是sp³d杂化。

杂化轨道的角度函数在某个方向的值比杂化前的大得多，更有利于原子轨道间最大程度地重叠，因而杂化轨道比原来轨道的成键能力强（轨道是在杂化之后再成键）。

(9)轨道计算方法扩展阅读：

同一原子中能量相近的n 个原子轨道，组合后只能得到n个杂化轨道。例如，同一原子的一个ns 轨道和一个npx轨道，只能杂化成两个sp杂化轨道。这两个sp杂化轨道的形状一样，但其角度分布最大值在x轴上的取向相反。

杂化轨道比原来未杂化的轨道成键能力强，形成的化学键键能大，使生成的分子更稳定。 由于成键原子轨道杂化后，轨道角度分布图的形 状发生了变化，形成的杂化轨道一头大一头小。大的一头与别的原子成键时电子云可以得到更大程度的重叠 ，所以形成的化学键比较牢固。

ns轨道，np轨道，nd轨道一起参与杂化称为s－p－d型杂化，主要有以下几种类型：

sp³d杂化：由一个ns、三个np轨道和一个nd轨道杂化形成五个能量等同的sp³d杂化轨道。每个sp³d轨道都含有1/5个s、3/5个p和1/5个d成分。构型为三角双锥。

sp³d²杂化：由一个ns、三个np轨道和二个nd轨道杂化形成六个能量等同的sp³d²杂化轨道。每个sp³d²轨道都含有1/6个s、1/2个p和1/3个d成分。构型为八面体。

此外还有以内层的（n－1）d轨道，ns轨道，np轨道一起参与的杂化方式，它主要存在于过渡金属配位化合物中，例如d³sp³杂化、d²sp³杂化等。

❿ 如何计算地球轨道

GM/(R+h)²=4π²(R+h)/T²，GM=gR²，两式联列即可。

如果把地球环绕太阳的轨道当做正圆，并且地球做匀速运动，建立这样一个简化模型之后可以得到一个简单的处理方式：地球每天运动的角度为360°/365天=0.986°。

夏至是每年的6月22日，那只要计算当天和夏至日的差距就可以了。比如今天6月5日，和夏至差17天，那和地球相差的角度=16.76°≈17°。

地球轨道

是指地球围绕太阳运行的路径，大体呈偏心率很小的椭圆，其半长轴（a）1.496×108千米；半短轴（b）1.4958×108千米；半焦距（c）25×105千米；周长（l）9.4×108千米。

地球椭圆轨道的偏心率（e）和扁率（f）分别为（1/60或0.016和1/298.25），太阳即位于该椭圆的一个焦点上。地球到太阳的距离变化在1.471×108～1.521×108千米之间，平均距离为1.496×108千米。地球轨道所在的平面，就是黄道面。