卫星通信 - 开普勒定律
我们知道卫星围绕地球旋转，这与地球围绕太阳旋转类似。因此，适用于地球及其绕太阳运动的原理也适用于卫星及其绕地球运动。
自古以来，许多科学家就提出了不同类型的理论。但只有约翰尼斯·开普勒 (1571-1630) 是描述卫星绕地球运动原理的最受认可的科学家之一。
开普勒制定了三条定律，改变了整个卫星通信理论和观测。这些定律通常被称为开普勒定律。这些有助于直观地了解太空中的运动。
开普勒第一定律
开普勒第一定律指出，卫星绕其主星（地球）运行的路径将是一个椭圆。该椭圆有两个焦点（焦点）F1 和 F2，如下图所示。地球的质心总是出现在椭圆形的两个焦点之一。
如果考虑从物体中心到其椭圆路径上某一点的距离，则椭圆形距离中心最远的点称为远地点，而椭圆形距离中心最短的点称为近地点。
该系统的偏心率"e"可以写成−
$$e = \frac{\sqrt{a^2 - b^2}}{a}$$
其中，a & b 分别是椭圆的长半轴和短半轴的长度。
对于椭圆路径，偏心率 (e) 的值始终介于 0 和 1 之间，即 $0$ < $e$ < $1$，因为 a 大于 b。假设偏心率 (e) 的值为零，则路径将不再是椭圆形，而是将转换为圆形。
开普勒第二定律
开普勒第二定律指出，在相等的时间间隔内，卫星覆盖的面积相对于地球质心将相同。看下图就可以理解。
假设卫星在相同的时间间隔内覆盖了 p1 和 p2 的距离。那么卫星在这两个时刻覆盖的面积 B1 和 B2 相等。
开普勒第三定律
开普勒第三定律指出，椭圆轨道周期时间的平方与其半长轴长度的立方成正比。 从数学上来说，它可以写成 −
$$T^2\:\alpha\:a^3$$
$$=> T^2=\left(\frac{4\pi ^2}{\mu } ight) a^3$$
其中，$\frac{4\pi^2}{\mu}$ 是比例常数。
$\mu$ 是开普勒常数，其值等于 3.986005 x 1014m3 /sec2
$$1 = \left(\frac{2\pi}{T} ight)^2\left(\frac{a^2}{\mu} ight)$$
$$1 = n^2\left(\frac{a^3}{\mu} ight)$$
$$=> a^3 = \frac{\mu}{n^2}$$
其中，'n' 是卫星的平均运动，单位为弧度/秒。
注意 − 卫星在绕地球旋转时，会受到来自地球的拉力，即引力。同样，它还会受到来自太阳和月亮的另一种拉力。因此，卫星必须平衡这两种力才能保持在轨道上。
