本篇文章给大家谈谈 开普勒三大定律公式 ，以及 已知以卫星的近地点和远地点,如何求其椭圆轨迹的半长轴和半短轴。 对应的知识点，希望对各位有所帮助，不要忘了收藏本站喔。今天给各位分享 开普勒三大定律公式 的知识，其中也会对 已知以卫星的近地点和远地点,如何求其椭圆轨迹的半长轴和半短轴。 进行解释，如果能碰巧解决你现在面临的问题，别忘了关注本站，现在开始吧！

开普勒三大定律公式如下：1、开普勒第一定律（轨道定律）：所有行星绕太阳运动的轨道都是椭圆，太阳位于椭圆的一个焦点上。公式：a^3/T^2=k，其中，a是行星公转轨道半长轴，T是行星公转周期，k是常数。2、开普勒第二定律

开普勒三大定律公式是：SAB=SCD=SEK。内容是：开普勒第一定律(轨道定律)：每一行星沿一个椭圆轨道环绕太阳，而太阳则处在椭圆的一个焦点中。开普勒第二定律(面积定律)：从太阳到行星所联接的直线在相等时间内扫过同等的面积

开普勒第三定律（调和定律）：所有的行星的轨道的半长轴的三次方跟公转周期的二次方的比值都相等。用公式表示为：a^3/T^2=K a=行星公转轨道半长轴 T=行星公转周期 K=常数 1619年，他出版了《宇宙的和谐》一书，介绍

用公式表示为：SAB=SCD=SEK 开普勒第三定律（周期定律）：所有的行星的轨道的半长轴的三次方跟公转周期的二次方的比值都相等。用公式表示为：R^3/T^2=k 其中，R是行星公转轨道半长轴，T是行星公转周期，k=GM/4π^

开普勒三大定律：1、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。2、面积定律：行星和太阳的连线在相等的时间间隔内扫过的面积相等。3、调和定律：所有行星绕太阳一周的恒星时间（Ti）的平方与它们轨道

用公式表示为：SAB=SCD=SEK 3、开普勒第三定律（周期定律）：所有的行星的轨道的半长轴的三次方跟公转周期的二次方的比值都相等。用公式表示为：a^3/T^2=K a=行星公转轨道半长轴 T=行星公转周期 K=常数 =GM/4π

开普勒三大定律公式：y=α+β+γ。1、开普勒第一定律（轨道定律）：每一行星沿一个椭圆轨道环绕太阳,而太阳则处在椭圆的一个焦点中。2、开普勒第二定律（面积定律）：从太阳到行星所联接的直线在相等时间内扫过同等的面积。

开普勒三大定律公式

设地球自转周期为T，地球半径R，同步卫星的轨道半径为r，则卫星高度h=r-R 对卫星，绕地球做匀速圆周运动所需向心力=地球引力：GMm/r^2=m*a <1> a=v^2/r <2> a=r*w^2 <3> w=2π/T <4> 黄金代换公式

（万能代换公式）同步卫星：m'w^2(R+h)=GMm'/(R+h)^2 (R+h)^3=GM/w^2=gR^2/w^2 h=（gR²/w²）的3次方根-R.再把w=T/2π 带入即可。 T也就是地球自转周期。24小时，化成秒

同时，根据开普勒定律，卫星的公转周期与轨道半径的三次方成正比，即：T^2 = (4π^2/GM) × r^3 其中，G为万有引力常数，M为地球质量。将r代入上式，得到：T^2 = (4π^2/GM) × (R + h)^3 整理得到：h

同步卫星周期为T=24小时，设角速度是w。根据T=2π/w，求得w。设地球半径R,卫星距离地面高度h。已知R，求得h。如下：根据万有引力定律GMm/(R+h)=mv/（R+h)，即v=GM/(R+h)。因地球上mg=GMm/R，即gR=GM 。

同步卫星的高度可通过开普勒(J. Kepler)第三定律H + E = R = AP2/3来计算，其中周期P = 0.99727，比例常数A = 42241，地球半径Er = 6378公里，故可算出同步卫星的高度为H = 35,786公里。

太阳同步轨道卫星的计算公式

卫星在椭圆轨道Ⅰ经过B点时，和在圆轨道Ⅱ经过B点时，势能是一样的。但是，轨道Ⅰ经过B点时动能小，所以以椭圆轨道回落。而在圆轨道Ⅱ经过B点时，动能大，所以能做圆周运动。因此，考虑到机械能=动能+势能，卫星在椭圆

几乎没有阻力，机械能守恒，又是椭圆轨道，所以R变化，即重力势能变化，综上得出动能会变化。动量不守恒。动能不守恒，根据动能定理，可得速度变化，动量是物体速度和质量的乘积，卫星质量不变，所以动量变化。

假设一个椭圆轨道卫星A（轨道参数a,c,近地点速度v1,远地点速度v2）,则有：A在近地点机械能等于A远地点机械能：E1=1/2m×v1²-GMm/(a-c)=1/2m×v2²-G(Mm)/(a+c)A在远、近地点角动量守恒或利用

1.椭圆轨道：首先看点P为近地点还是远地点（这里的卫星以地球为中心，故称为近地点远地点）。若为近地点，则此时它距地球最近，之前的运动地球对其做正功，速度增大，所以此时速度为最大，动能最大；由于此时离地球最近，由

即轨道半径越大，速度越小。重力势能为：Ep＝mgr＝m（－GM／r＾2）r＝－GmM／r。其中m为卫星质量，M为地球质量，r为轨道半径。动能为：Ek＝mv＾2／2＝GmM／2r。所以总机械能E＝－GmM／2r＝Ep／2。所以重力势能

w^2-GMmr，由角动量守恒有wr^2恒定，代入r1和r2可以消去w，解得E=-GMm/（r1+r2）。

怎么求卫星在椭圆轨道的机械能,能把证明过程也写下么?

椭圆轨道周期公式T=2π√(a^3/GM)1.椭圆介绍 椭圆（Ellipse）是平面内到定点F1、F2的距离之和等于常数（大于|F1F2|）的动点P的轨迹，F1、F2称为椭圆的两个焦点。其数学表达式为：|PF1|+|PF2|=2a（2a>|F1F2|）。

T=[(R+r)3/GM]1/2 需要知道地球半径 卫星到地球距离和地球质量 R：地球半径 r：卫星到地球的距离 M：地球质量 如果不考虑地球半径 T=[r3/GM]1/2 需要知道卫星到地球距离和地球质量

T=2π√(a^3/GM)。这个公式描述了椭圆轨道上行星或其他天体绕中心天体运行的周期与轨道半长轴、中心天体质量之间的关系。根据这个公式，当半长轴增大或中心天体质量增大时，周期会增加。

所有轨道周期的通式 T=2π*根号下为（a三次方/GM）M为中心天体的质量 a为椭圆轨道半长轴 若为圆形轨道，则用R代替a

开普勒第三定律：T∧3/a∧2＝k.根据围绕地球做圆周运动的物体算出k,然后在知道半长轴a的情况下就可以算出周期T了.

卫星椭圆轨道的周期计算公式

在椭圆中知半长轴长a=（p+q+2R）/2，半焦距长c=(q-p)/2 你要求的短轴长就是2b=2((a^2-c^2)^(1/2))

1.观测法：通过观测行星或卫星的位置和速度，可以计算出它们的轨道参数，包括半长轴长度。这种方法需要高精度的观测设备和精确的数据处理技术。2.开普勒定律：根据开普勒定律，行星在其轨道上的运动速度是与其到太阳的距离成反比

半长轴=（近地点+远地点）/2 半短轴没法求，还缺一个偏心率。学高中解析几何就明白了。

近地点加上远地点等于长轴

已知以卫星的近地点和远地点,如何求其椭圆轨迹的半长轴和半短轴。

东方红一号在工作28天后，化学电池电量耗尽，失去了工作能源。但靠惯性依然运行在近地点430千米左右，远地点2000千米左右的高轨道上，这么轻便的小型卫星，在高轨上不会受到阻力，会长期围绕地球飞行。东方红一号首次亮相就完美

1970年4月24日，重达173千克是东方红一号，在酒泉卫星发射中心，被长征一号运载火箭，送上了近地点441千米，远地点2368千米的地球椭圆轨道。作为中国第一颗人造卫星，东方红一号采用了银锌电池作为能量来源，预计工作寿命20天

1、东方红一号卫星是我国于1970年4月24日发射的第一颗人造地球卫星。2、按当时时间先后，我国是继苏、美、法、日之后，世界上第五个用自制火箭发射国产卫星的国家。3、星上的仪器舱装有电源、测轨用的雷达应答机、雷达

系统所受的外力之和不为零．所以和b组成的系统的动量不守恒；a离开墙壁后，系统所受的外力之和为0，所以a、b组成的系统的动量守恒．故本题答案为：A、大于，大于 B、不守恒，守恒．

应该选B和C，D是错的，你再仔细看看概念！

即卫星在M点的动能大于N点的动能．故A正确；B、从M到N引力做负功，根据动能定理，速度减小，根据ω=vr 可知角速度更小，即近地点M处角速度大，远地点N处角速度小．故B错误．C、根据万有引力提供向心力GMmr2=ma，

首先对于地球同步卫星,半长轴a1=4.2*10^7米,T1=23小时56分4秒=86164秒 东方红一号半长轴a2=（439+6400+2384+6400）/2=7811.5千米=7.8115*10^6米 设周期为T2 则由 a1^3/T1^2=a2^3/T2^2 得 T2=√｛

关于东方红一号轨道运行的计算题

应该选B和C，D是错的，你再仔细看看概念！
[编辑本段]卫星目前状态 2009年2月1日15时08分32秒根据NASA的数据写出来的。 纬度：64.02度 经度：35.07公里 轨道倾角：205.64度 运行周期：110.6 分钟 速度：7.55KM/s 高度：728.25KM 近地点：430公里 远地点：2075公里 卫星实时状态跟踪：http://www.n2yo.com/?s=4382（截止2009年2月1日北京时间15点08分该卫星正位于大西洋上空） 早就不运行了。 http://baike.baidu.com/view/1040942.htm?fr=ala0_1_1
因为近地点长为c-a,远地点长为c+a,几何平均值即两者的乘积的平方根，即根号下(a^2-c^2)=b
半长轴=（近地点+远地点）/2 半短轴没法求，还缺一个偏心率。学高中解析几何就明白了。
开普勒第三定律：T∧3/a∧2＝k.根据围绕地球做圆周运动的物体算出k，然后在知道半长轴a的情况下就可以算出周期T了。
如果考虑地球半径：T=[(R+r)3/GM]1/2 需要知道地球半径 卫星到地球距离和地球质量 R：地球半径 r：卫星到地球的距离 M：地球质量 如果不考虑地球半径 T=[r3/GM]1/2 需要知道卫星到地球距离和地球质量
由椭圆变圆的过程其实就是圆周运动提供不了足够的向心力，然后发生离心运动，从椭圆和圆的交点那里的切线方向飞出去，但是只是飞出一点点向心力就已经足够束缚它了，所以只好做椭圆运动（因为椭圆包括的范围比圆大，肯定是离心运动）那么它为什么能会发生离心运动呢，肯定是离心那瞬间有什么提供了能量给它，所以机械能增加，动能肯定增加，角速度变大，线速度增大，周期减少 外切圆轨道上卫星因为半径变大所以速度变小，其实就是上面的反过程，因为其实由椭圆变更大的圆的那一个点是离椭圆中心最远的一个点（即远日点），所以那个点的动能在椭圆轨迹中最小，重力势能最大，此时变轨的话又是离心运动，近日点加速，所以速度比在小圆轨道的速度大。 GMm/R^2=mv^2/R，可知半径越大，速度越小。远日点的速度比大圆的速度小，所以远日点的速度显然也是小于小圆轨道的速度的。所以周期变大，角速度变小，动能增大。 就是两次都是加速
守恒。 机械能守恒不代表速度不变。机械能包括动能和势能，卫星在轨道上只受万有引力，其能量为引力势能和动能间相互转化，故守恒。
轨道平面绕地球自转轴旋转的方向与地球的公转方向相同、旋转角速度等于地球公转的平均角速度（即0.9856°/d或360°/a）的人造地球卫星轨道。太阳同步轨道的半长轴α、偏心率e和倾角i;这3个轨道要素必须满足以下关系式：Cosi=-4.7737×10-15 (1-e)2a(7/2)式中a的单位为km。由该式可知，太阳同步轨道的倾角必须大于90°，即它是一条逆行轨道。在圆轨道时，倾角最大为180°，所以太阳同步轨道的高度不会超过6000km。在太阳同步轨道上运行的卫星，从相同的方向经过同一纬度的当地时间是相同的。例如，卫星最初由南向北（升段）经过北纬40°上空是当地时间早晨8点。由于地球公转，即使地方时相同，不同季节的地面光照条件也有明显差别。但在一段不长的时间内光照条件可视为大致相同。选择适当的发射时间，可以使卫星经过一些地区时，这些地区始终有较好的光照条件，这样卫星在这些地区的上空始终处于太阳光的照射下，不会进入地球阴影，太阳电池可以充足供电而不会中断。倾角大于90°的太阳同步轨道还兼有极轨道的特点，可以俯瞰整个地球表面。气象卫星、地球资源卫星一般都选取太阳同步轨道，以使拍摄的地面目标图像最好。太阳同步轨道的精度要求很高。为了较长时间保持与太阳“同步”，卫星需要配备轨道控制系统，用于修正轨道误差和不断克服摄动力的影响。
极地轨道卫星不一定是太阳同步轨道卫星，而太阳同步轨道卫星就是极地轨道卫星（极轨卫星），即使不是极地轨道卫星，也不可能离开极地太远。此时称为近极地轨道卫星。 极地轨道卫星是指轨道平面与赤道面夹角为90°的人造地球卫星，因而轨道必须通过南北极点。但由于地球在围绕太阳公转，假设地球公转到春分点和秋分点时，卫星轨道平面与太阳光线垂直，此时该卫星就是太阳同步卫星。但当地球公转到夏至点和冬至点时，卫星轨道平面就与太阳光线平行了，就会有一半（或至少三分之一的卫星运行周期内）的时间无法与太阳保持同步，这种卫星就不能算做太阳同步卫星。 而太阳同步轨道卫星的轨道必须保持与太阳同步，即时刻在太阳光线的照射之下，因此必须考虑地球围绕太阳公转对卫星运行轨道产生的影响。为使轨道平面始终与太阳保持固定的取向，即在两分点和两至点时，卫星轨道平面都必须与太阳光线垂直，轨道平面每天平均向地球公转方向（自西向东）转动0.9856度（即360度／年）。而要做到这一点，卫星轨道必须通过地球南北两个极点，至少不能偏两极点太远，不能运行到地球阴影中。

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