Yörünge Periyodu Hesaplama

Bu hesaplama hakkında

Kepler'in üçüncü yasasının tam Newton biçimi, merkezi bir kütle etrafında dönen herhangi bir cismin yörünge periyodunu T = 2π√(a³ / GM) olarak verir; burada a yörüngenin yarı-büyük ekseni, G kütleçekim sabiti, M ise etrafında dönülen cismin kütlesidir. Bu formül, Dünya etrafında dönen bir uydudan Güneş etrafında dönen bir gezegene, bir gezegen etrafında dönen bir uyduya kadar her şey için geçerlidir — yalnızca merkezi kütle ve yörünge mesafesi önemlidir, dönen cismin kendi kütlesi (M'den çok küçük olduğu sürece) önemli değildir.

Astronomlar ve havacılık mühendisleri bu formülü uydu yörüngeleri planlamak için kullanır (bir jeostatik uydu, bir yıldız günü, yani yaklaşık 23 sa 56 dk periyot vererek Dünya'nın dönüşüyle aynı hızda kalmasını sağlayan belirli bir yüksekliğe yerleştirilir), yıldızların ve gezegenlerin kütlelerini eşlik eden cisimlerin yörünge periyotlarını gözlemleyerek belirlemek için ve bir uzay aracı transfer yörüngesinin veya yeni keşfedilen bir ötegezegenin "yılının" ne kadar süreceğini tahmin etmek için kullanır. Yarı-büyük ekseni ve merkezi kütleyi girerek yörünge periyodunu bulun.