本篇文章给大家谈谈 高一物理的一点疑惑。 椭圆轨道的卫星在某点的线速度怎么算?a=w∧2*r的r是用半长轴吗? ，以及 半长轴怎么算得?高中高一物理 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 高一物理的一点疑惑。 椭圆轨道的卫星在某点的线速度怎么算?a=w∧2*r的r是用半长轴吗? 的知识，其中也会对 半长轴怎么算得?高中高一物理 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！

卫星椭圆轨道上某一点的线速度,用牛顿第二定律推导：我己在我的网站http://hi.baidu.com/xdyen/home 上发表过这方面的知识，包括椭圆轨道、嫦娥一号、二号、速度等各种参数和计算，下面是速度的推导：

从圆形轨道直接计算：GMm/R^2=mR(2 pi/T)^2 a^3/T^2=GM/(4 pi^2),从特例也得出比例常数。下面具体看受力状态：万有引力的大小分别为 F1=GMm/r1^2 F2=GMm/r2^2 如果你指的向心加速度环绕半径指的是到

在某一点加速，此时这一点的线速度增大，所需的向心力增大，但是向心力由万有引力提供，暂时不变，于是向心力不足，则开始作离心运动 离心过程中，万有引力减小，向心力减小。而在此过程中万有引力做负功（卫星远离星球

卫星在轨道上某点运动的向心力为2 nvFmr ，式中r是该点所在椭圆轨道的曲率半径，向心加速度nnFam ，在远地点，卫星受到地球的万有引力2GMm FGR，式中R是卫星和地 球地心之间的距离。卫星

椭圆轨道线速度在变化，半长轴相等的话可认为总机械能相同，那么离中心天体越远势能越大，故动能越小，速度越小

答：不是！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。“椭圆轨道上某一点的线速度”就不能这样计算。因椭圆轨道上某一点线速度，不等于该点的环绕速度。[除了与短轴相交的那两

按道理说，某点的速度或者加速度要用到的r是该点到焦点的距离，远日点也就是离焦点最远的点才用半长轴，相应的近日点用半短轴。

高一物理的一点疑惑。 椭圆轨道的卫星在某点的线速度怎么算?a=w∧2*r的r是用半长轴吗?

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

对称时间可以用下面的公式计算：T=\frac{2\pi}{n} 其中，$T$表示对称时间（即轨道周期），$n$表示平均运动速度的平均角速度。平均角速度$n$可以通过下面的公式计算：n=\sqrt{\frac{G(M+m)}{a^3}} 其中，$G$

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,3,你知不知

T=2π√(a^3/GM),a为椭圆长半轴。最简单的是用开普勒第三定律，先算圆周运动的周期，再算椭圆运动的周期。

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

半长轴是椭圆（行星公转轨道）长轴的一半长，长轴是过焦点与椭圆相交的线段长。半长轴长即是行星离主星的平均距离。近星点和远星点可由半长轴长与离心率计算得出，R近日点=a(1-e) R远日点=a(1+e) 。轨道半径是一

天体运动，行星绕太阳做椭圆轨道的运动，其中轨道两最远点间的距离的一半=半长轴

长。半长轴长即是行星离主星的平均距离。近星点和远星点可由半长轴长与离心率计算得出，R近日点=a(1-e) R远日点=a(1+e) 。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。

椭圆中心到长轴端点的距离。

高中物理半长轴是指什么

长。半长轴长即是行星离主星的平均距离。近星点和远星点可由半长轴长与离心率计算得出，R近日点=a(1-e) R远日点=a(1+e) 。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。

然后利用开普勒第三定律就可以求解了 不懂再问我 最短是a, 最长设为b (a+b)/2 就是半长轴， 开三 半长轴的3次方 比上周期的平方等于开普勒常量k 这样就只有b是未知的 直接求解

首先知道长轴是谁即ab,半长轴即为一半

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

你说的也对，椭圆轨道过M点的最长距离若是L，那半长轴就是L/2。

R+R0=长轴，除以二就是半长轴

如图，椭圆的半长轴为 a，半短轴为 b，椭圆中心为 O。恒星处于椭圆其中一个焦点处，行星绕恒星做椭圆运动。椭圆的长轴 2a 即为行星距恒星的最短距离加上行星距恒星的最长距离。

半长轴怎么算得?高中高一物理

设哈雷彗星轨道半长轴a1，周期T1；地球轨道半长轴（即半径）a2，周期T2 根据开普勒第三定律，a1³/T1²=a2³/T2²代入数值计算得：a1=2.56×10的12次方 【以下含椭圆知识】最远距离L=2a1-l=5

然后利用开普勒第三定律就可以求解了 不懂再问我 最短是a, 最长设为b (a+b)/2 就是半长轴， 开三 半长轴的3次方 比上周期的平方等于开普勒常量k 这样就只有b是未知的 直接求解

此题要用到 开普勒第三定律 T²/a³=k，对同一中心天体的绕行天体k恒定，即T²与a³成正比。a是椭圆轨道的半长轴，如果是圆轨道a就等于轨道半径 R3=2R1：T3²/T1²=R3³/R1

轨道半长轴(1.5R+R)/2。开普勒定律R^3/T地^2=(1.25R)^3/T^2，求得T=1.4T地。所以t=T/2=0.7T地=8.4月。

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

高中物理开普勒定律里面的半长轴怎么求?

　　开普勒定律，也叫“行星运动定律”。是行星绕太阳运动的三定律； 　　开普勒第一定律：行星沿椭圆轨道运动，而太阳则位于椭圆轨道的一个焦点上。 　　开普勒第二定律：在相同时间内，半径向量所扫过的面积是相等的。 　　开普勒第三定律：二个行星绕太阳运动的轨道的周期时间平方之比等于二个轨道与太阳的平均距离的立方之比。
F=GMm/r²=Gm密度*r/(4π/3) g=F/m=GM/r²=G*密度*r/(4π/3) 因为密度相等，而重力加速度是两倍，甫定颠剐郯溉奠税订粳所以这个星球的半径是地球的两倍，因为密度相等，所以质量是地球的8倍 望采纳
如果你知道太阳M的质量，海王星从孙睿距离（即轨道半径）（如海王星的革命只能假设是一个圆周运动） - 中东设置的海王星米质 有万有引力公式：GMM / R 2 = MR（2π/ T）2（方程式正确的圆周运动的向心力），可以得出T =2πR√[R /（GM）]
半长轴是椭圆（行星公转轨道）长轴的一半长，长轴是过焦点与椭圆相交的线段长。 求采纳……
天体运动，行星绕太阳做椭圆轨道的运动，其中轨道两最远点间的距离的一半=半长轴
T=2π√(a^3/GM),a为椭圆长半轴。 最简单的是用开普勒第三定律，先算圆周运动的周期，再算椭圆运动的周期。 扩展资料：运动定律： 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，关于椭圆轨道有著名的开普勒三定律： 1. 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； 2. 行星的向径在相等的时间内扫过相等的面积。 3. 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。 开普勒定律： 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相等的面积。 ③调和定律所有行星绕太阳一周的恒星时间( )的平方与它们轨道长半轴(ai)的立方成比例，即 。 此后，学者们把第一定律修改成为：所有行星（和彗星）的轨道都属于圆锥曲线，而太阳则在它们的一个焦点上。第二定律只在行星质量比太阳质量小得多的情况下才是精确的。如果考虑到行星吸引太阳，这便是一个二体问题。经过修正后的第三定律的精确公式为： （式中m1和m2为两个行星的质量；ma为太阳的质量）。
在经典力学中专门有一章讲 有心力场，专门有几节讲 平方反比有心力场。其中一定有你想要的东西，（包括二次曲线轨道导出，能量与轨道种类的关系，椭圆轨道下的开普勒定律，三种宇宙速度的导出）有书的话去找找。 有心力场中的守恒量是角动量，由此引出的是 等效势 概念，是这一章的精髓。 关于平方反比有心势场中轨道的计算 由 比耐公式 给出。 我大概帮你找了一下比耐公式导出圆锥曲线的过程，这份是抄自别处的： 比纳公式的导出： 考虑一有心力作用在一质点上，由极坐标运动方程得 F(r) == m d^2 r / dt^2 - m ω^2 r (1) 由角动量守恒定律得 m ω r^2 == L (2) 将(2)代入(1)，消去ω，得 F(r) == m d^2 r / dt^2 - L^2 / (m r^3) (3) 引入参数 u == 1 / r 则 dr / dt == dr / du * du / dθ * dθ / dt == - L / m * (du / dθ) (4) 则 d^2 r / dt^2 == - L^2 u^2 / m^2 * (d^2 u / dθ^2) (5) 将(5)代入(3)，则有 F(r) == - L^2 u^2 / m * (d^2 u / dθ^2) - L^2 u^3 / m (6) 此即比耐公式。 对于天体运动的特殊情况，有 F(r) == - G M m u^2 (7) 将(7)代入(6)，化简得 d^2 u / dθ^2 + u - G M m^2 / L^2 == 0 (8) 容易看出该方程是一简谐运动，其解为 u - G M m^2 / L^2 == (2 m E)^(1/2) / L * cos θ (9) 代入 u == 1 / r ， 得 r == pe / (1 + e cos θ) (10) 其中 e == L (2 m E)^(1/2) / (G M m^2) , p == L / (2 m E)^(1/2) 容易看出该轨迹即为一圆锥曲线 有心势场中处理问题都是用极坐标的 中间用到了微分方程分离变量 感兴趣的话自己用我告诉你的关键字再找找。
答：不是！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。“椭圆轨道上某一点的线速度”就不能这样计算。因椭圆轨道上某一点线速度，不等于该点的环绕速度。[除了与短轴相交的那两点相等外，其它点都不等]先讲一下卫星由圆周运动变为椭圆轨道运动的过程，叫做卫星的变轨。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。还可以通过改变速度方向来变轨，那该点就不是近地点，也不是远地点。
如下： 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。 还可以通过改变速度方向来变轨，那该点就不是近地点，也不是远地点。 机械能守恒表达式： 重力势能为与物体位置相关的能量，重力势能具有相对性。表达式为 Ep=mgh 其中，m为质量，单位千克；g为重力常数，9.8N/kg；h为高度，物体相对于势能参照面的高度(具有相对性，势能参考面选择不同，则h不同)，单位米。需要注意的是，h的数值具有相对性，但是对于一个运动过程来说，初始位置和最终位置的Δh是代数值，没有相对性。 弹性势能为 (胡克定律的表达式为f=kx，其中k是劲度系数，x是物体的形变量。在国际单位制中，f的单位是牛，x的单位是米，它是形变量（弹性形变），k的单位是牛/米。劲度系数在数值上等于弹簧伸长（或缩短）单位长度时的弹力）。 动能为： （1）系统的初、末状态机械能守恒。 （2）系统的动能增加量等于势能减少量。 物体的动能和势能之和称为物体的机械能，势能可以是引力势能、弹性势能等。 只有在重力（或弹簧的弹力）做功的情形下，物体的重力势能（或弹性势能）和动能发生相互转化，但总机械能保持不变。

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