使用方法（3步）
- 选择是否求解轨道周期 T 或半长轴 a。
- 选择预设的中心质量 μ（以太阳质量为单位）或键入它，然后输入已知值（a 或 T）。
- 按计算以获得其他数量，查看步骤，并与太阳系进行比较。复制 URL 共享相同的设置。
输入
快速：默认自动计算地球轨道，因此结果立即显示。计算保留在您的浏览器中。
典型范围：对于许多恒星，μ ≈ 0.1-10；对于行星轨道，a ≈ 0.01-100 AU；T 从几小时到几千年。极端值可能不太现实。
结果
| 数量 | 价值 |
|---|
太阳系比较（a-T 对数图）
点显示 log10(a) 与 log10(T)（以年为单位）；开普勒定律使它们接近于一条直线。您的轨道会突出显示。
自上而下的轨道尺度
从上面看，轨道显示为圆圈。半径使用对数缩放，因此内行星和外行星适合在一个视图中。
| 轨道 | 一个（AU） | T（年） |
|---|
计算步骤
常见问题解答
开普勒第三定律是什么？
开普勒第三定律指出，对于绕同一中心天体运行的物体，周期 T2 的平方与半长轴 a3 的立方成正比。使用万有引力常数 G 和中心质量 M，可写为 T² = 4π² a³ / (G M)。
为什么可以写成T² = a³/μ？
以地球轨道（a = 1 AU，T = 1 年）为参考并定义质量比 μ = M/M☉，将常数组合起来使得 T² = a³/μ。该计算器使用该比率形式进行快速缩放。
这里的轨道真的是圆形吗？
真实的行星轨道是椭圆形的，但许多都有适度的偏心率。为了学习 a 和 T 之间的缩放比例，使用半长轴的圆形近似就足够了，并且该工具将轨道绘制为圆形。
这个模型的准确度如何？
该工具使用理想化的开普勒模型：它假设一个巨大的中心天体、点质量行星，并且 T² = a³/μ，没有相对论效应、共振或强扰动。对于类太阳系轨道，它给出了良好的近似周期和尺度，但它不是一个精确的轨道积分器。
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