Οι μάζες των πλανητών είναι ευκολότερες για να καθορίσουν εάν;

Οι μάζες των πλανητών είναι ευκολότερες για να καθορίσουν αν γνωρίζουμε την τροχιακή περίοδο και την τροχιακή ακτίνα ενός φεγγαριού ή δορυφόρου που περιστρέφεται γύρω από τον πλανήτη .

Εδώ είναι γιατί:

* Ο νόμος της καθολικής βαρύτητας του Νεύτωνα: Αυτός ο νόμος δηλώνει ότι η δύναμη της βαρύτητας μεταξύ δύο αντικειμένων είναι άμεσα ανάλογη με το προϊόν των μαζών τους και αντιστρόφως ανάλογη προς το τετράγωνο της απόστασης μεταξύ των κέντρων τους.

* Orbital Mechanics: Όταν ένα φεγγάρι περιστρέφεται γύρω από έναν πλανήτη, η κεντρομόλος δύναμη διατηρώντας την σε τροχιά παρέχεται από τη βαρυτική δύναμη μεταξύ του πλανήτη και του φεγγαριού.

Γνωρίζοντας τα εξής:

* περίοδος τροχιάς (t): Ο χρόνος που χρειάζεται για να ολοκληρωθεί η Σελήνη.

* ακτίνα τροχιάς (r): Η απόσταση μεταξύ του φεγγαριού και του κέντρου του πλανήτη.

* Βαρβική σταθερά (g): Μια θεμελιώδης σταθερά της φύσης.

Μπορούμε να χρησιμοποιήσουμε τον τρίτο νόμο της πλανητικής κίνησης του Kepler και τον νόμο της καθολικής βαρύτητας του Newton για να αντλήσουμε την ακόλουθη εξίσωση:

m =(4π²R3)/(GT²)

όπου:

* m είναι η μάζα του πλανήτη.

Πλεονεκτήματα χρήσης φεγγίων:

* Τα φεγγάρια παρέχουν μια φυσική μάζα δοκιμής τροχιάς. Αυτό μας επιτρέπει να εφαρμόσουμε πιο άμεσα το νόμο της βαρύτητας του Νεύτωνα.

* Τα φεγγάρια είναι συχνά πιο εύκολο να παρατηρούν και να παρακολουθούν από άλλα αντικείμενα. Οι τροχιακές περιόδους και οι αποστάσεις τους καθορίζονται πιο εύκολα.

Σημείωση: Αυτή η μέθοδος δεν είναι πάντα δυνατή. Ορισμένοι πλανήτες δεν έχουν φεγγάρια και σε ορισμένες περιπτώσεις οι τροχιακές παράμετροι των υφιστάμενων φεγγαριών μπορεί να είναι δύσκολο να προσδιοριστεί με ακρίβεια. Άλλες μέθοδοι, όπως η παρατήρηση της βαρυτικής επιρροής ενός πλανήτη στα κοντινά αστέρια ή η ανάλυση της ταλάντωσης σε μια κίνηση ενός αστεριού λόγω της έλξης του πλανήτη, μπορούν επίσης να χρησιμοποιηθούν για την εκτίμηση της μάζας ενός πλανήτη.