Calcolatore del periodo orbitale

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La terza legge di Keplero, nella sua forma newtoniana completa, fornisce il periodo orbitale di qualsiasi corpo che orbita attorno a una massa centrale come T = 2π√(a³ / GM), dove a è il semiasse maggiore dell'orbita, G è la costante gravitazionale, e M è la massa del corpo attorno a cui si orbita. Questo vale per qualsiasi cosa, da un satellite che orbita attorno alla Terra, a un pianeta che orbita attorno al Sole, a una luna che orbita attorno a un pianeta — contano solo la massa centrale e la distanza orbitale, non la massa del corpo orbitante stesso (purché sia molto più piccola di M).

Astronomi e ingegneri aerospaziali usano questa formula per pianificare le orbite dei satelliti (un satellite geostazionario viene posizionato all'altitudine specifica che garantisce un periodo di un giorno siderale, circa 23 h 56 min, così da restare al passo con la rotazione terrestre), per determinare le masse di stelle e pianeti osservando i periodi orbitali dei loro compagni, e per prevedere quanto durerà l'orbita di trasferimento di un veicolo spaziale o l'"anno" di un esopianeta appena scoperto. Inserisci il semiasse maggiore e la massa centrale per trovare il periodo orbitale.