検索この記事は検証可能な参考文献や出典が全く示されていないか、不十分です。出典を追加して記事の信頼性向上にご協力ください。axis)とは、幾何学において楕円や双曲線のパラメータを表す数である。楕円[編集]楕円では、軌道長半径とは長軸方向の半径である。軌道長半径を含む直線は中心と2つの焦点、楕円周上で最も曲率の大きい2点を通過する。円の場合には、軌道長半径は半径と一致する。\,\!}と次のような関係がある。\,\!}を固定し、もう1つの焦点を一方向にどこまでも引き伸ばすと放物線が得られる。b\,\!}よりも早く増加する。軌道長半径は、1つの焦点から楕円周上への1点に至る、最小距離と最大距離の平均値となる。{1-e^{2}}}\,\!}となる。双曲線[編集]双曲線では、軌道長半径とは2つの分岐の間の半分の距離である。{\left(y-k\right)^{2}}{b^{2}}}=1}となる。e^{2}-1}}と書ける。双曲線の主軸は、軌道長半径と同じ方向である。T\,}は、以下の式で表せる。}は重力定数と質量をかけた値この式から、同じ軌道長半径を持つ楕円軌道の公転周期は、離心率に関わらず同じであることが分かる。天文学において、軌道長半径は公転周期と並んで最も重要な軌道要素の1つである。太陽系では、軌道長半径はケプラーの第3法則によって公転周期と関係づけられる。T^{2}=a^{3}\,}ここでTは年で表した公転周期、aは天文単位で表した軌道長半径である。この式は、アイザック・ニュートンによって導かれた二体問題を記述する次の式から重力の項を単純化したものである。^{2}}{G(M+m)}}a^{3}\,}ここでGは重力定数、Mは主星の質量、mは伴星の質量である。通常、Mはmよりもずっと大きいため、mの影響は無視でき、ケプラーの式が導かれる。a\,}は天体の位置ベクトルから計算できる。=GM\,}であり、主星の質量と全体の位置エネルギーが与えられると、軌道離心率には関係なく、軌道長半径の値が決まる。例[編集]国際宇宙ステーションは、公転周期が91.74分で、軌道長半径は6738kmである。(日時は個人設定で未設定ならばUTC)。表示-継承ライセンスの下で利用可能です。追加の条件が適用される場合があります。詳細は利用規約を参照してください。開発者Cookieに関する声明モバイルビュ。