La tercera ley de Kepler del movimiento planetario [1] establece que el cuadrado del período orbital de un planeta es directamente proporcional al cubo del eje semi mayor de su órbita.
Matemáticamente, [matemáticas] T ^ 2 \ propto R ^ 3 [/ matemáticas].
Hay un par de ecuaciones que nos permiten encontrar el período orbital dada la distancia promedio a su estrella anfitriona.
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[matemáticas] T ^ 2 = \ dfrac {4 \ pi ^ 2} {G (M _ {\ text {star}} + M _ {\ text {planet}})} R ^ 3 [/ math]
Dónde:
- [matemáticas] T [/ matemáticas] es el período de tiempo.
- [matemáticas] G [/ matemáticas] es la constante gravitacional newtoniana.
- [matemáticas] M [/ matemáticas] representa la masa.
- [matemática] R [/ matemática] es el eje semi-mayor de la órbita elíptica.
Es posible descuidar el término [matemáticas] M _ {\ text {planet}} [/ matemáticas] si la masa del planeta es insignificante en comparación con su estrella anfitriona, lo cual es cierto con bastante frecuencia.
Si ese es el caso, entonces la ecuación se reduce a [matemáticas] T ^ 2 = \ dfrac {4 \ pi ^ 2} {GM _ {\ text {star}}} R ^ 3 [/ matemáticas].
Notas al pie
[1] Leyes de Kepler del movimiento planetario – Wikipedia