轨道 (力学)

在天体力学中，轨道是物体的弯曲轨迹，例如行星围绕恒星的轨迹，或天然卫星围绕行星的轨迹，或人造卫星围绕物体或空间位置（例如行星）的轨迹， 月球、小行星或拉格朗日点。 通常，轨道指的是规则重复的轨迹，尽管它也可以指非重复的轨迹。 近似地，行星和卫星遵循椭圆轨道，质量中心在椭圆的焦点处绕轨道运行，正如开普勒行星运动定律所描述的那样。

在大多数情况下，牛顿力学可以充分近似轨道运动，牛顿力学将引力解释为服从平方反比定律的力。 然而，阿尔伯特·爱因斯坦的广义相对论将引力解释为时空曲率，轨道遵循测地线，提供了更准确的计算和对轨道运动精确机制的理解。

历史上，欧洲和阿拉伯哲学家使用天球的概念来描述行星的视运动。 该模型假设存在完美的移动球体或环，恒星和行星附着在这些球体或环上。 它假定天空是固定的，与球体的运动无关，并且在没有任何重力理解的情况下发展起来。 在行星的运动被更精确地测量之后，增加了均轮和本轮等理论机制。 尽管该模型能够相当准确地预测行星在天空中的位置，但随着测量变得越来越准确，需要越来越多的本轮，因此该模型变得越来越笨重。 最初以地心为中心，哥白尼对其进行了修改，将太阳置于中心以帮助简化模型。 该模型在 16 世纪受到进一步挑战，因为观察到彗星穿过球体。

现代理解轨道的基础首先由约翰内斯·开普勒 (Johannes Kepler) 提出，他的成果总结在他的行星运动三定律中。 首先，他发现我们太阳系中行星的轨道是椭圆形的，而不是以前认为的圆形（或行星轨道），而且太阳并不位于轨道的中心，而是位于一个焦点上。 其次，他发现每颗行星的轨道速度并不像以前认为的那样恒定，而是速度取决于行星与太阳的距离。 第三，开普勒发现了所有围绕太阳运行的行星的轨道特性之间的普遍关系。 对于行星，它们与太阳的距离的立方与其轨道周期的平方成正比。 例如，木星和金星与太阳的距离分别约为 5.2 和 0.723 个天文单位，它们的轨道周期分别约为 11.86 年和 0.615 年。 从木星的比例 5.23/11.862 实际上等于金星的比例 0.7233/0.6152 的事实可以看出比例性，符合关系。 满足这些规则的理想化轨道被称为开普勒轨道。

艾萨克·牛顿 (Isaac Newton) 证明了开普勒定律可以从他的引力理论中推导出来，并且一般来说，受引力作用的物体的轨道是圆锥曲线（这假设引力瞬时传播）。 牛顿表明，对于一对物体，轨道的大小与它们的质量成反比，并且这些物体绕着它们共同的质心运行。 当一个物体比另一个物体质量大得多时（如人造卫星绕行星运行的情况），将质心与质量更大的物体的中心重合是一种方便的近似。

牛顿力学的进步随后被用于探索开普勒轨道背后的简单假设的变化，例如由于其他物体引起的扰动，或者球体而不是球体的影响。 约瑟夫-路易斯·拉格朗日 (Joseph-Louis Lagrange) 开发了一种强调能量而非力的牛顿力学新方法，并在三体问题上取得了进展，发现了拉格朗日点。

1846 年，乌尔班·勒威耶 (Urbain Le Verrier) 戏剧性地证明了经典力学的正确性，他能够根据天王星轨道上无法解释的扰动来预测海王星的位置。

这导致天文学家认识到牛顿力学在理解轨道方面并没有提供最高的准确性。 在相对论中，轨道遵循测地线轨迹，牛顿预测通常可以很好地近似这些轨迹（除非存在非常强的重力场和非常高的速度），但差异是可以测量的。