Hill küresi - Vikipedi

Yörünge mekaniği
Yörünge mekaniği
Yörünge öğeleri Apsis Enberi açısı Dışmerkezlik Yörünge eğikliği Ortalama ayrıklık Yörünge düğümü Yarı büyük eksen Gerçek anomali
Dışmerkezliğe göre iki cisim problemi Dairesel yörünge Eliptik yörünge Transfer yörüngesi (Hohmann transfer yörüngesi Bi-elliptic transfer yörüngesi) Parabolik yörünge Hiperbolik yörünge Radyal yörünge Yörünge bozulması
Denklemler Dinamik sürtünme Kurtulma hızı Kepler denklemi Kepler'in gezegensel hareket yasaları Yörünge süresi Yörünge hızı Yüzey kütle çekimi Spesifik yörünge enerjisi Vis-viva denklemi
Gök mekaniği
Yerçekimi etkileri Çift merkezi Hill küresi Tedirginlik Etki alanı
N-cisim yörünge Lagrange noktası (Halo yörünge) Lissajous yörünge Lyapunov kararlılığı
Mühendislik ve verimlilik
Uçuş öncesi mühendisliği Kütle oranı Yük oranı İtici madde kütle oranı Tsiolkovsky roket denklemi
Verimlilik önlemleri Kütle çekimsel sapan Oberth etkisi
g t d

Hill küresi (yarıçapına Hill yarıçapı denir), bir gök cisminin, etrafında döndüğü daha büyük kütleli başka bir cismin tedirginliğine göre kütleçekimsel etki alanının hesaplanmasında kullanılan yaygın bir modeldir. Bir astronomik cismin (m), diğer cisimlerin, özellikle de birincil cisim (M) üzerindeki kütleçekim etkisini hesaplamak için yaygın olarak kullanılan bir modeldir.^[1] Bazen, Laplace küresi^[1] ya da Roche küresi olarak adlandırılan diğer kütleçekim etkisi modelleriyle karıştırılır. Roche küresi adıyla anıldığında Roche limiti ile karışıklığa neden olur.^[2][3] Amerikalı astronom George William Hill tarafından Fransız astronom Édouard Roche'un çalışmalarına dayanılarak tanımlanmıştır.

Çekim gücü daha yüksek bir astrofiziksel nesne (daha büyük bir yıldız tarafından bir gezegen, daha büyük bir gezegen tarafından bir uydu) tarafından tutulabilmesi için, daha küçük kütleli cismin, daha büyük kütleli bir cismin Hill küresi tarafından temsil edilen kütleçekim potansiyeli içinde kalan bir yörüngeye sahip olması gerekir. Bu uydunun da kendine ait bir Hill küresi olacaktır ve bu mesafedeki herhangi bir cisim, gezegenin kendisinden ziyade uydunun kendisinin bir uydusu olma eğiliminde olacaktır.

Güneş Sistemi'nin genişliğine ilişkin basit bir görüş, Güneş'in Hill küresi tarafından sınırlandığıdır (Galaktik çekirdek veya daha büyük kütleli yıldızların Güneş ile etkileşiminden kaynaklanır).^[4] Hill küresi, iki cismin merkezlerini birleştiren çizgi üzerinde yer alan L₁ ve L₂ Lagrange noktaları arasında uzanır. İkinci cismin etki bölgesi bu doğrultuda daha küçüktür ve Hill küresinin boyutu için sınırlayıcı bir faktör görevi görür. Bu mesafenin ötesinde, ikincinin yörüngesinde dönen üçüncü bir nesne, yörüngesinin en azından bir kısmını Hill küresinin ötesinde geçirecek ve merkezi cismin gelgit kuvvetleri tarafından giderek tedirgin edilecek ve sonunda ikincilin etrafında yörüngeye girecektir.

Hill küresinin dış sınırı aşağıdakilere bağlıdır:

• Merkezi cismin neden olduğu kütleçekim kuvveti,
• Yörüngedeki cismin neden olduğu kütleçekim kuvveti,
• Yörüngedeki cisimle birlikte hareket eden bir konuşlanma sistemindeki merkezcil kuvvet.

Hill küresinde bu üç kuvvetin toplamı yörüngedeki cisme doğru yönlendirilir. Hill küresinin sınırı, Hill yarıçapı, birinci veya ikinci Lagrange noktasına olan mesafeye karşılık gelir:^[5]

${\displaystyle r\approx a\cdot {\sqrt[{3}]{\frac {m}{3M}}}}$

burada

• a iki cismin kütle merkezleri arasındaki mesafe,
• m yörüngedeki cismin kütlesi,
• M merkezi cismin kütlesidir.

Aşağıdaki tablo ve logaritmik grafik, JPL DE405 gök günlüğünden ve NASA Solar System Exploration web sitesinden elde edilen değerler kullanılarak yukarıda belirtilen formülle (yörünge dış merkezliği dahil) hesaplanan Güneş Sistemindeki bazı cisimlerin Hill kürelerinin yarıçapını göstermektedir.^[6]