Esfera de Hill: diferència entre les revisions

[[Fitxer:Lagrange points2.svg|thumb|right|300px|Gràfic del potencial efectiu d'un sistema de dos cossos degut a la gravetat i la inèrcia en un punt de temps. Les esferes de Hill són les regions circulars que envolten les masses grans.]]

En astronomia, l''''esfera de Hill''' d'un cos celeste és regió d'influència [[gravetat |gravitativa]] que exerceix un cos sobre els cossos menys massius que orbiten al seu voltant. És a dir, per tal que un planeta pugui mantenir un satèl·lit al voltant seu, cal que l'òrbita del satèl·lit estigui dins de l'esfera de Hill del planeta. Aquest satèl·lit, pot tenir al seu torn una esfera de Hill pròpia. Aquesta esfera fou definida per l'[[astrònom]] estatunidenc [[George William Hill]]. Es diu també '''esfera de Roche''' perquè independentment també fou descrita per l'astrònom francès [[Édouard Roche]].

En considerar un cos central i un segon cos en òrbita al voltant d'ell (per exemple el [[Sol]] i [[Júpiter (planeta)|Júpiter]]), en l'esfera de Hill hi intervenen els següents tres camps de força:

Per exemple, la Terra (5,97 × 10 ²⁴ kg) gira al voltant del Sol (1,99 × 10 ³⁰ kg) a una distància de 149,6 × 10 ⁶ km. L'esfera de Hill per a la Terra s'estén així a aproximadament 1,5 × 10 ⁶ km (0,01 [[Unitat astronòmica | UA]]). L'òrbita de la [[Lluna]], es troba a una distància de 0,370 × 10 ⁶ km de la Terra, per tant es troba còmodament dins de l'esfera gravitatòria d'influència de la Terra i no presenta cap risc de col·locar-se en una òrbita independent al voltant del Sol Pel que fa al període orbital: la Lluna ha d'estar dins de l'esfera on el període orbital no és major de 7 mesos.

L'esfera de Hill, és només una aproximació, ja que altres forces (com la [[pressió de radiació]] o l'[[efecte Yarkovsky ]]) poden pertorbar un objecte i desplaçar-lo fora de l'esfera. Aquest tercer objecte hauria de ser d'una massa prou petita per no introduir complicacions addicionals a la seva pròpia gravetat. Càlculs numèrics detallats mostren que les òrbites junt o just dins l'esfera de Hill no són estables a llarg termini; sembla que les òrbites estables dels satèl·lits existeixen només dins d'1/1 a 1/3 del radi de Hill. La regió d'estabilitat per a òrbites [[moviment retrògrad|retrògrades]] a gran distància del primari, és major que la regió per les òrbites prògrades a gran distància del primari. Això es creia que explicava la preponderància de satèl·lits retrògrads al voltant de Júpiter, no obstant, Saturn té inclús una barreja de prògrads i retrògrads, per aquest motiu les raons són més complicades<ref>{{Citar publicació |cognom=Astakhov |nom=Sergey A. |lcognom2=Burbanks |nom2=Andrew D. |cognom3=Wiggins |nom3=Stephen |lastauthoramp=yes |lcognom4=Farrelly |nom4=David |títol=Chaos-assisted capture of irregular moons |publicació=[[Nature (journal)|Nature]] |volum=423 |=6937 |pàgina=264–267 |anyr=2003 |pmid=12748635 |doi=10.1038/nature01622 }}{{en}}</ref>