Forskel mellem versioner af "Lagrange-punkt"

61 bytes tilføjet ,  for 9 år siden
m
Lagrange-punkterne L<sub>1</sub> og L<sub>2</sub> er kun stabile i retningen vinkelret på linien gennem sol og planet. Ved forstyrrelser i denne retning vil tyngdekrafterne fra solen og planeten tilsammen føre et smålegeme tilbage til Lagrange-punktet. I retningen langs denne linje er de derimod ustabile. Hvis et legeme i ét af disse to punkter forstyrres bare en lille smule i sin bane, så det kommer tættere på planeten, ind i den såkaldte [[Hill-sfære]], vil det begynde at kredse ''mod uret'' omkring planeten som en [[måne]]/[[drabant (astronomi)|drabant]]/[[satellit]]. Igen er det corioliskraften, der får legemet til at søge mod højre i stedet for direkte mod planeten. Hvis et legeme omvendt forstyrres til en bane længere væk fra planeten, vil det gå over i sit eget selvstændige kredsløb omkring solen, enten et indre kredsløb fra L<sub>1</sub> eller et ydre kredsløb fra L<sub>2</sub>. Der skal dog ikke meget forstyrrelse til, før et selvstændigt kredsløb tæt på L<sub>1</sub> eller L<sub>2</sub> kan blive til en hesteskoformet bane. Under alle omstændigheder danner de to punkter en "grænse" for, hvad der skal forstås som planetens bane. Alle andre selvstændige planeter eller asteroider omkring solen vil befinde sig enten inden for L<sub>1</sub> eller uden for L<sub>2</sub>.
 
Med [[Jorden]]s bane som eksempel, hvor baneradius er ca. 150.000.000 km, og afstanden til L<sub>1</sub> og L<sub>2</sub> jo er omkring 1.500.000 km (radius på jordens Hill-sfære), kan nævnes, at afstanden til [[Månen]] er 384.400 km. Afstanden til banen for den nærmeste indre planet, [[Venus (planet)|Venus]], er ca. 42.000.000 km (Venus' Hill-sfære har selv en radius på ca. 1.000.000 km) og til banen for den nærmeste ydre planet, [[Mars (planet)|Mars]], ca. 77.000.000 km.
 
=== Opsummering ===
783

redigeringer