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為何行星的運行乃撱圓形?
其實大多數行星的運行軌道是撱圓形，是因為恆星和她的行星是不能自我獨處的，以我們熟悉的地球為例，地球身旁就有大大小小，和遠近的星體（其中影響最大的是月球）在其身邊掠過，這樣就會因它們的引力【或稱重力、地心吸力】而影響地球的軌道，最後地球的公轉軌道因各星體的合力而產生變化，成為樓主要的問題答案【撱圓形的軌道】，科學家們稱呼這為【攝動】，其實天文學上很多的研究和發現都是依賴攝動這完理，如因天王星的攝動而發現海王星、雙星的發現是其伴星的對它的攝動影響（如下圖，題外話地球和月球都好象下圖般在其質心攝動）、黑洞的發現…等等，如果樓主想進一步了解，可以睇下以下的資料的
圖片參考：
http://hk.yimg.com/i/icon/16/1.gif
圖片參考：
http://www.lcsd.gov.hk/CE/Museum/Space/EducationResource/Universe/framed_c/lecture/ch13/imgs/ab_track.gif
參考資料如下
宇宙的本質 第五章
http://www.lcsd.gov.hk/CE/Museum/Space/EducationResource/Universe/framed_c/lecture.html
開 普 勒
圖片參考：
http://www.lcsd.gov.hk/CE/Museum/Space/EducationResource/Universe/framed_c/lecture/ch04/imgs/kepler.gif
鳴 謝﹕ JPL/NASA.
16 世 紀 末 ， 丹 麥 天 文 學 家 第 谷 (1546-1601) 孜 孜 不 倦 ， 每 日 量 度 天 空 中 行 星 的 位 置 ， 累 積 了 大 量 的 天 文 數 據 。 這 使 得 他 的 助 手 兼 接 任 者 德 國 天 文 學 家 開 普 勒 發 現 了 著 名 的 開 普 勒 三 大 定 律 。
開 普 勒 第 一 定 律 ： 所 有 行 星 皆 以 橢 圓 形 軌 道 環 繞 太 陽 運 行 ， 而 太 陽 則 處 於 橢 圓 其 中 一 個 焦 點 之 上 。 繪 畫 橢 圓 形 其 中 一 個 方 法 是 固 定 一 條 繩 子 的 兩 端 ， 然 後 用 筆 把 繩 繃 緊 ， 在 繩 子 拘 束 之 下 ， 筆 所 繪 出 來 的 圖 形 便 是 一 個 橢 圓 ， 而 繩 子 兩 個 固 定 點 則 是 橢 圓 的 兩 個 焦 點。
圖片參考：
http://www.lcsd.gov.hk/CE/Museum/Space/EducationResource/Universe/framed_c/lecture/ch04/imgs/ellipse.gif
開 普 勒 第 二 定 律 ： 假 若 在 行 星 和 太 陽 之 間 畫 一 條 直 線 ， 無 論 行 星 在 甚 麼 位 置 ， 在 同 等 時 間 之 下 ， 這 條 直 線 所 掃 過 的 面 積 皆 會 相 等 。 簡 言 之 ， 行 星 越 接 近 太 陽 ， 運 行 速 度 越 高 。
圖片參考：
http://www.lcsd.gov.hk/CE/Museum/Space/EducationResource/Universe/framed_c/lecture/ch04/imgs/kepler2law.jpg
開 普 勒 第 三 定 律 ： 行 星 公 轉 周 期 的 平 方 和 其 與 太 陽 平 均 距 離 的 立 方 成 正 比 。
(公 轉 周 期)2 = (常 數) x (平 均 距 離)3
公 式 中 常 數 的 數 值 ， 對 所 有 行 星 以 至 一 切 環 繞 太 陽 運 動 的 人 造 或 天 然 物 體 皆 適 用 。 假 若 以 地 球 取 代 太 陽 ， 例 如 研 究 月 球 或 地 球 人 造 衛 星 時 ， 我 們 會 發 覺 上 式 的 常 數 會 有 所 變 更 。
天文小百科
http://www.phy.cuhk.edu.hk/astroworld/dictionary/dictionary_astrophysics.html#keplers_laws_of_planetary_motions開普勒行星運動定律 (Kepler's Laws Of Planetary Motions)
德國天文學家及自然哲學家開普勒除了寫出並証實他的三條行星運動定律：
開普勒第一定律 (Kepler's First Law)：行星與太陽之間的相互吸引力遵守平方反比律。橢圖形的公轉軌道。
請收看NASA 的動畫
開普勒第二定律 (Kepler's Second Law)：當行星移近太陽，行星所受的引力增強。行星的加速度增加，故運行得更快。
請收看NASA 的動畫第一部份 第二部份
開普勒第三定律 (Kepler's Third Law)：行星距離太陽越遠，行星的受力越弱，行星的加速度減小，故運行得越慢，行星的公轉週期越長。
請收看NASA 的動畫
中國大百科
http://203.72.198.245/web/Content.asp?ID=28558
行星軌道要素
圖片參考：
http://203.72.198.245/web/Image/Content/ImageBlack.bmp
習慣上這六個量是按如下方法選取的﹕
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http://203.72.198.245/web/FontImage/O/JP/A00001.Bmp
軌道傾角i 它是行星軌道平面與黃道平面的交角。i 可以由0°變到180°﹐它的取法決定於行星運動的方向。如果行星是順行的(它運動的方向和地球在軌道上運動的方向相同)﹐i 便在第一象限內﹔如果行星是逆行的﹐i 的值便處於90°與180°之間。
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http://203.72.198.245/web/FontImage/O/JP/A00002.Bmp
昇交點黃經Ω 昇交點是行星軌道與黃道的交點之一。在這一點上行星由南到北穿過黃道(經過這一點時行星的日心黃道緯度由負變正)。昇交點黃經就是從太陽看來春分點Υ方向到昇交點方向的角度。
以上兩個量決定行星軌道平面在空間的位置。這個平面的位置也可以用別的量來表示﹐例如軌道極點的黃道(或赤道)坐標。這個極點按右手定則選定﹐也就是說﹐它同行星繞日運行的角動量矢量的方向一致。
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http://203.72.198.245/web/FontImage/O/JP/A00003.Bmp
近日點角距ω 軌道橢圓長軸靠近太陽的端點叫近日點(另一個端點叫遠日點)。近日點角距是從昇交點到近日點兩個向徑的夾角(或軌道長徑同軌道平面和黃道面的交線所成的角度)﹐它決定橢圓長軸的方向。有時它可由Π =ω +Ω 來代替﹐Π 不很確切地被稱為近日點黃經。
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http://203.72.198.245/web/FontImage/O/JP/A00004.Bmp
軌道的半長徑a 有時也稱為行星與太陽的平均距離。這個量決定行星軌道的大小。它常以地球軌道的半長徑作為單位﹐稱為天文單位。
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偏心率e 是焦點到橢圓中心的距離與橢圓半長徑之比﹐它決定橢圓的形狀。如果e =0﹐軌道就是圓。
行星軌道要素
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偏心率e 還常常用偏心角
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http://203.72.198.245/web/FontImage/O/BJ/T00113.Bmp
代替﹐該角按下式計算﹕
sin
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http://203.72.198.245/web/FontImage/O/BJ/T00113.Bmp
=e 。
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http://203.72.198.245/web/FontImage/O/JB/J00034.Bmp
。更精確些的表示是﹕
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http://203.72.198.245/web/VolImage/O3/Image/477-01.Bmp
。
其中m
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http://203.72.198.245/web/FontImage/O/BJ/T01391.Bmp
為地球質量﹐m 為行星質量。
由於攝動(其他行星引力的影響)﹐各行星的軌道要素在緩慢地發生變化(見攝動理論)。上表列出曆元為1980年12月27.0日的行星軌道要素。其中水星﹑金星﹑地球和火星列出的是平均軌道要素﹐其他五個行星列出的是吻切軌道要素。吻切軌道是一種瞬時軌道﹐它相當於行星在該時刻開始只在太陽引力的影響下運動(而不再受其他行星的攝動)所能具有的軌道。
2007-11-13 00:12:50 補充：
首先如果我們用相對論來看，行星和她的恆星，或者行星和她的衛星，都是沒有怎麼的軌道可言，她們互相都只不過在她們共同造成的扭曲的時空裡直線前進，即反過來說我們看到的圓或橢圓軌道，只不過是她們共同造成的扭曲的時空，這也是古典物理學【即牛頓的理論】裡的萬有引力【重力】了。
在初始恆星裡，你所說的A、B行星是會存在的，但最終它們都會給另一半吸去，因為科學家相信行星的軌道是根據一條叫【波德定律】的定律所規范的，詳細情況可以到我以前回答的答案了解，網址是
http://hk.knowledge.yahoo.com/question/?qid=7007061701662&others=1！！！
