Ero sivun ”Hillin pallo” versioiden välillä
| [arvioimaton versio] | [arvioimaton versio] |
Lisätään Korjattavat 2012-malline |
Ei muokkausyhteenvetoa |
||
| Rivi 1: | Rivi 1: | ||
{{Korjattavat 2012|123}} |
|||
'''Hillin pallo''' on [[taivaankappale]]en ympärillä oleva vyöhyke, jossa tämän taivaankappaleen [[painovoima|vetovoima]] hallitsee. Esimerkiksi [[Maa]]n ympärillä on vyöhyke, jolla jokin kappale voi kiertää [[Aurinko|Auringon]] sijaan Maata, koska maan vetovoima on tällä alueella voimakkaampi. Hillin pallon määritti [[Yhdysvallat|amerikkalainen]] tähtitieteilijä [[George William Hill]]. Hillin palloa kutsutaan myös toisen keksijänsä mukaan '''Rochen palloksi'''. |
'''Hillin pallo''' on [[taivaankappale]]en ympärillä oleva vyöhyke, jossa tämän taivaankappaleen [[painovoima|vetovoima]] hallitsee. Esimerkiksi [[Maa]]n ympärillä on vyöhyke, jolla jokin kappale voi kiertää [[Aurinko|Auringon]] sijaan Maata, koska maan vetovoima on tällä alueella voimakkaampi. Hillin pallon määritti [[Yhdysvallat|amerikkalainen]] tähtitieteilijä [[George William Hill]]. Hillin palloa kutsutaan myös toisen keksijänsä mukaan '''Rochen palloksi'''. |
||
| Rivi 14: | Rivi 13: | ||
*[http://www.fourmilab.ch/gravitation/orbits/ Orbits in Strongly Curved Spacetime] |
*[http://www.fourmilab.ch/gravitation/orbits/ Orbits in Strongly Curved Spacetime] |
||
{{Käännös|:en:Hill sphere}} |
|||
[[Luokka:Taivaanmekaniikka]] |
[[Luokka:Taivaanmekaniikka]] |
||
Versio 5. huhtikuuta 2012 kello 22.30
Hillin pallo on taivaankappaleen ympärillä oleva vyöhyke, jossa tämän taivaankappaleen vetovoima hallitsee. Esimerkiksi Maan ympärillä on vyöhyke, jolla jokin kappale voi kiertää Auringon sijaan Maata, koska maan vetovoima on tällä alueella voimakkaampi. Hillin pallon määritti amerikkalainen tähtitieteilijä George William Hill. Hillin palloa kutsutaan myös toisen keksijänsä mukaan Rochen palloksi.
Hillin pallon laskeminen
Jos pienemmän kappaleen massa on m ja se kiertää raskaampaa kappaletta M etäisyydellä a, Hillin pallon säde r pienemmälle kappaleelle on:
![{\displaystyle r\approx a{\sqrt[{3}]{\frac {m}{3M}}}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/e1d6e53c45f62f5843de5bb5a4d8eb23487e7421)
Käytännössä vakaita satelliittiratoja on vasta 1/2 — 1/3 Hillin säteen päässä, taannehtivat eli retrogradiset radat ovat vakaampia kuin myötäsuuntaiset radat. Usein käyetään 1/3 Hillin sädettä. Taannehtiva rata on yleisen kiertoliikkeen vastainen: jos Jupiter kiertää Aurinkoa pohjoiseen päin, retrogradinen rata on etelään päin. Jos ollaan hyvin lähellä suurta kappaletta, Hillin pallo uppoaa helposti pienten kappaleiden sisään.
