Orbita: differenze tra le versioni

Versione delle 23:15, 3 gen 2005

Versione delle 23:23, 3 gen 2005

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:<math>T^2=\frac {{4} {\pi^2}}{GM}\,r^3</math>

Questa non è altro che la [[Leggi di Keplero#terza legge (1619)|terza legge di Keplero]].La costante ''K'' che compare nella terza legge è quindi definita da

:<math>K =\frac {{4} {\pi^2}}{GM}</math>

== Leggi di [[Keplero]] ==

Il moto di un corpo celeste intorno ad un altro è descritto geometricamente dalle ''tre [[leggi di Keplero]]'':

La [[Leggi di Keplero#terza legge (1619)|terza legge di Keplero]] permette di determinare l'altezza di un'[[orbita geostazionaria]] il cui periodo è pari al [[giorno siderale]] della terra, T_rot=23 h 56 min 4,09 sec=86164.09 sec:

*'''1a legge'''

:*''Le orbite descritte dai pianeti intorno al Sole sono ellissi, di cui il Sole occupa uno dei due fuochi.''

:<math>r_{geos} =\sqrt {\frac {G M T_{rot}^2} {4 \pi^2}}=42168km</math>

*'''2a legge'''

che corrisponde ad un'altezza di 35790 km sopra l'equatore. (confronta anche [http://scienceworld.wolfram.com/physics/GeostationaryOrbit.html questa pagina in lingua inglese]).

:*''Un raggio immaginario che congiunga il Sole con un pianeta spazza aree uguali in tempi uguali.''

*'''3a legge'''

:*''Considerati due pianeti a e b qualsiasi, il rapporto tra i quadrati dei loro periodi orbitali è uguale al rapporto tra i cubi dei semiassi maggiori delle rispettive orbite.'' <br/> (Ta/Tb)^2 = (Ra/Rb)^3

== Collegamenti esterni ==