Ero sivun ”Hillin pallo” versioiden välillä
| [arvioimaton versio] | [arvioimaton versio] |
pEi muokkausyhteenvetoa |
|||
| Rivi 7: | Rivi 7: | ||
:<math>r \approx a \sqrt[3]{\frac{m}{3 M}}</math>. |
:<math>r \approx a \sqrt[3]{\frac{m}{3 M}}</math>. |
||
Käytännössä vakaita satelliittiratoja on vasta 1/2 |
Käytännössä vakaita satelliittiratoja on vasta 1/2 – 1/3 Hillin säteen päässä, taannehtivat eli [[Retrogradinen liike|retrogradiset]] radat ovat vakaampia kuin myötäsuuntaiset radat. Usein käytetään 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. |
||
== Aiheesta muualla == |
== Aiheesta muualla == |
||
Versio 29. joulukuuta 2014 kello 00.39
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 käytetään 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.
