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Kepler方程是轨道力学中的一个非常著名的方程。它是由约翰内斯·开普勒()于 1609 年在他的《新星天文学》()第 60 章中导出的，之后开普勒在他的《哥白尼天文学概要》()的第五卷中提出了该方程的迭代解。E−esinEMe(1)E−esinEMe​1其中，MMM是平近点角，EEE为偏近点角，eee为轨道偏心率。a) 平近点角MMM：将TTT定义为特定物体完成一个轨道所需的时间。在时间TTT内，半径矢量扫过2π2\pi2π。

根据给定的年、月、日、小时、分钟和秒钟，它将计算儒略日的值并存储在JD变量中。JULIANDAYALL子程序根据日历类型（WhichType）的不同，采用不同的计算公式来计算儒略日。但反之已知儒略日找到公历的日期也是必要的。第一步是通过确定一个时代的儒略年数来找到观测的年份。使用1900年作为起点（不是闰年），但是这个历元限制了算法有效的时间跨度（1900-2100）。将程序的输出结果保存到名为 output.txt 的文本文件中。二月是一年中的最后一个月，闰日是 2 月 24 日。

以近地航天器为例,在地球引力作用下,航天器的运动可看做二体问题。但除地球引力以外,航天器还受其他天体(如太阳、月亮)的引力作用,使航天器的运动偏离二体问题的轨道。我们已经知道了二体问题并对二体问题方程进行了求解，但任何一种天体的运动都不是严格意义上的二体问题，在推导二体运动方程的时候实际上是做了如下假设：(1)作用力仅为引力；Encke法是对相对加速的积分,得到实际轨道与基准轨道的偏差。一般摄动法是将摄动加速度展成级数并逐项积分的解析方法,故比较困难和冗长,但可以更好地从物理上解释摄动的意义。

儒略日数(Juian day number,JDN)的计算是从格林尼治标准时间的中午开始，包含一个整天的时间，起点的时间(0日)回溯至儒略历的公元前4713 年 1 月 1 日中午 12 点(在格里历是公元前 4714 年 11 月 24 日)该日期是3种多年周期的共同起点，且是历史上最接近现代的一个起点，即。例如，以平太阳经过格林尼治子午线下中天的时刻开始计时的太阳时称为世界时(UT)，以平太阳经过某地所在子午圈下中天的时刻开始计时的太阳时称为某地的地方时。实际上，太阳日是太阳时的计时单位，