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这个详细来源:----https://www.wzwebi.com/cshi/202501-153.html
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。
用公式表示为：SAB=SCD=SEK
简短证明：以太阳为转动轴，由于引力的切向分力为0，所以对行星的力矩为0，所以行星角动量为一恒值，而角动量又等于行星质量乘以速度和与太阳的距离，即L=mvr,其中m也是常数，故vr就是一个不变的量，而在一短时间△t内，r扫过的面积又大约等于vr△t/2,即只与时间有关，这就说明了开普勒第二定律。
1609年，这两条定律发表在他出版的《新天文学》。
1618年，开普勒又发现了第三条定律：
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^2=常数
宇宙航行的公式讲解
开普勒第一定律，也称椭圆定律：每一个行星都沿各自的椭圆轨道环绕太阳，而太阳则处在椭圆的一个焦点中。
开普勒第三定律，也称周期定律：各个行星的椭圆轨道的半长轴的三次方和它们绕太阳公转周期的二次方成正比。来源:----https://www.nanren30.com/cshi/202412-18.html
由于题中给了“年”，正好是地球的公转周期，所以这道题实际上是要你借助地球的数据来计算。书里说过，地球的轨道近似于圆，所以当做圆来处理。
地球公转周期1年，轨道半径1.44×10的11次方m（即使你在考场，这个也可以计算，光从太阳到地球需要8min，即日地距离=8光分=光速×换算成秒的时间，这是常识）
以上是这道题需要的定律和条件，下面解题：
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，a1?/T1?=a2?/T2?
代入数值计算得：a1=2.56×10的12次方来源:----https://nanren30.com/bkjj/202412-123.html
以下含椭圆知识最远距离L=2a1-l=5.031×10的12次方m
（所谓的椭圆知识就是太阳在近日点、远日点的连线上，近日距离+远日距离=2倍半长轴长）
计算结果可能跟现实有差距，因为日地距离不准确（在1.4到1.5乘以10的11次方之间），这种算完后就可以直接答成5×10的12次方m。
不明白可以追问~呵呵
我已经高中毕业了，高中的时候物理是我的强项，也是我最喜欢的科目。
高中物理没你想象的那么难，整个高中天体和宇宙航行的相关知识都是以万有引力和离心力（匀速圆周运动）这两个中心相互关联展开的。
如果书没有大的改版的话，这两个内容是分开讲的吧，二者的结合就是推导出了宇宙航行的一系列公式和结论。宇宙行航行的公式都不是新的。
如果你你推导不出宇宙航行这一章的公式应该还是匀速圆周运动和离心力没有理解好。尤其是角速度的定义，ω(角速度)=θ/t要好好理解下，跟速度定义是一个道理吧，它才是理解线速度和周期的关键，因为有角速度可以推导出线速度和周期v(线速度)=rω T（周期）=2πr/v=2π/ω 有了这俩就好办了吧
匀速圆周运动相关公式
1、v(线速度)=S/t=2πr/T=ωr=2πr/T=2πrn (S代表弧长，t代表时间，r代表半径) 2、ω(角速度)=θ/t=2π/T=2πn （θ表示角度或者弧度） 3、T（周期）=2πr/v=2π/ω 4、n（转速）=1/T=v/2πr=ω/2π 5、Fn（向心力）=mrω^2=mv^2/r=mr4π^2/T^2=mr4π^2f^2 6、an（向心加速度）=rω^2=v^2/r=r4π^2/T^2=r4π^2n^2 7、v过顶点时最大速度v＝（gr）^（1/2）
离心现象你理解吗来源:----https://wzwebi.com/cshi/202501-260.html？这个也很关键。可以找个绳子拴个重物（小石头之类），在手里拉着绳子把重物按圆周转起来，感受一下离心力和现象。
关键就是：物体在做离心运动时会有一种背离圆心向外的趋势。所以必须要有一种力来平衡它。是它不会飞走，试想一下你的手如果松开的话，拴着的重物是不是会飞走。
物理规律在宇宙中都是普遍使用的，绕着地球的卫星，绕着太阳的行星，其实都是一个道理就好比你用绳子拴住的重物，只不过此时施力的不是你的手，而是地球或者太阳而已，而地球或者太阳所施加的力就是万有引力。
F＝GmM/r^2, 你看这就宇宙航行中公式推导的切入点。抓住这一点还怕推不出来其他公式吗？
万有引力的推导是我粘贴的：
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若将行星的轨道近似的看成圆形，从开普勒第二定律可得行星运动的角速度是一定的，即： ω=2π/T(周期) 如果行星的质量是m，离太阳的距离是r，周期是T，那么由运动方程式可得，行星受到的力的作用大小为 mrω^2=mr（4π^2）/T^2 另外，由开普勒第三定律可得 r^3/T^2=常数k' 那么沿太阳方向的力为 mr（4π^2）/T^2=mk'（4π^2）/r^2 由作用力和反作用力的关系可知，太阳也受到以上相同大小的力。从太阳的角度看， （太阳的质量M）（k''）（4π^2）/r^2 是太阳受到沿行星方向的力。因为是相同大小的力，由这两个式子比较可知，k'包含了太阳的质量M，k''包含了行星的质量m来源:----https://wzwebi.com/cshi/202412-94.html。由此可知，这两个力与两个天体质量的乘积成正比，它称为万有引力。 如果引入一个新的常数（称万有引力常数），再考虑太阳和行星的质量，以及先前得出的4·π2，那么可以表示为 万有引力=(GmM)/(r^2) 两个通常物体之间的万有引力极其微小，我们察觉不到它，可以不予考虑。比如，两个质量都是60千克的人，相距0.5米，他们之间的万有引力还不足百万分之一牛顿，而一只蚂蚁拖动细草梗的力竟是这个引力的1000倍！但是，天体系统中，由于天体的质量很大，万有引力就起着决定性的作用来源:----https://www.nanren30.com/cshi/202412-80.html。在天体中质量还算很小的地球，对其他的物体的万有引力已经具有巨大的影响，它把人类、大气和所有地面物体束缚在地球上，它使月球和人造地球卫星绕地球旋转而不离去。 当在某星球表面作圆周运动时，可将万有引力看作重力，既有mg=(GmM)/(r^2) ，此时有GM=g(r^2)，为黄金代换公式。
且有mrω^2=mr（4π^2）/T^2=mg。（此结论仅用于星球表面）
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上面的推导了解就可以了，关键是记住黄金代换式来源:----https://wzwebi.com/zhishi/202412-50.html。
关于考试如果这章出计算题的话，数字就很大，天文数字啊，不过对付考试还是有办法的，告诉你你一定记住几个常用数据：地球质量，太阳质量，同步卫星轨道高度，地月距离，书本上还有几个宇宙速度也要记住。记住这些比你做题还有用，因为常见的题目就是围绕着这几个量出的。记住的话就不用算了，反正最后结果一般要求的精度也不高，要几位就把你记得数据保留几位。虽然有点投机，呵呵，这可是我的经验之谈啊。来源:----https://wzwebi.com/bkjj/202412-32.html
还有我想说的就是不要把物理当做数学来学，他不是纯公式的推导，而是和生活息息相关的，貌似很多人都是把物理当做数学来对待得到，这样就使物理变得索然无味，以后学物理的时候要多看看课本上的实验。把讲到的现象联系到生活中就有趣多了，理解起来也就亲切得多。
具体的还有一大堆方法和技巧。。。。。来源:----https://wzwebi.com/xwzx/202412-141.html。来源:----https://wzwebi.com/bkjj/202412-96.html
不是几句话就讲得清的
我加你了百度HI，验证同意的话，以后要什么资料就发给你吧。来源:----https://nanren30.com/bkjj/202412-6.html
我以上可都是用最通俗的语言讲给你听的，不是随便粘贴的来源:----https://62v5.com/cshi/202412-108.html。
祝你考试顺利，加油。 >_<
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