Ero sivun ”Hillin pallo” versioiden välillä
| [arvioimaton versio] | [arvioimaton versio] |
p Botti muokkasi: it:Sfera di Hill |
|||
| Rivi 1: | Rivi 1: | ||
'''Hillin pallo''' on taivaankappaleen ympärillä oleva vyöhyke, jossa tämän taivaankappaleen vetovoima hallitsee. Esim, kun [[Maa]] kiertää [[Aurinko]]a, Maan ympärillä on vyöhyke, jolla jokin kappale voi |
'''Hillin pallo''' on taivaankappaleen ympärillä oleva vyöhyke, jossa tämän taivaankappaleen vetovoima hallitsee. Esim, kun [[Maa]] kiertää [[Aurinko]]a, Maan ympärillä on vyöhyke, jolla jokin kappale voi |
||
kiertää Maata, ei Aurinkoa, koska maan vetovoima on tällä alueella voimakkaampi. Hillin pallon määritti |
kiertää Maata, ei Aurinkoa, koska maan vetovoima on tällä alueella voimakkaampi. Hillin pallon määritti |
||
amerikkalainen tähtitieteilijä George William Hill. |
amerikkalainen tähtitieteilijä [[George William Hill]]. |
||
Hillin palloa kutsutaan myös toisen keksijänsä mukaan Rochen palloksi. |
Hillin palloa kutsutaan myös toisen keksijänsä mukaan Rochen palloksi. |
||
== Hillin pallon laskeminen == |
== Hillin pallon laskeminen == |
||
Jos pienemmän kappaleen massa on |
Jos pienemmän kappaleen massa on ''m'' |
||
ja se kiertää raskaampaa kappaletta ''M'' |
ja se kiertää raskaampaa kappaletta ''M'' etäisyydellä ''a'', Hillin pallon säde ''r'' pienemmälle kappaleelle on: |
||
:<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 |
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. |
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 kiertoliikeen vastainen: jos Jupiter kiertää Aurinkoa pohjoiseen päin, [[retrogradinen]] rata on etelään päin. |
||
Jos ollaan hyvin lähellä suurta kappaletta, Hillin pallo uppoaa helposti pienten |
Jos ollaan hyvin lähellä suurta kappaletta, Hillin pallo uppoaa helposti pienten kappaleiden sisään. |
||
== Aiheesta muualla == |
== Aiheesta muualla == |
||
*[http://www.merlyn.demon.co.uk/gravity5.htm Gravity Page 5] |
*[http://www.merlyn.demon.co.uk/gravity5.htm Gravity Page 5] |
||
*[http://www.fourmilab.ch/gravitation/orbits/ Orbits in Strongly Curved Spacetime] |
*[http://www.fourmilab.ch/gravitation/orbits/ Orbits in Strongly Curved Spacetime] |
||
Versio 29. elokuuta 2008 kello 09.53
Hillin pallo on taivaankappaleen ympärillä oleva vyöhyke, jossa tämän taivaankappaleen vetovoima hallitsee. Esim, kun Maa kiertää Aurinkoa, Maan ympärillä on vyöhyke, jolla jokin kappale voi kiertää Maata, ei Aurinkoa, 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 kiertoliikeen 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.