Calculadora de período orbital

Acerca de esta calculadora

La tercera ley de Kepler, en su forma newtoniana completa, da el período orbital de cualquier cuerpo que orbita una masa central como T = 2π√(a³ / GM), donde a es el semieje mayor de la órbita, G es la constante gravitatoria y M es la masa del cuerpo que se orbita. Esto sirve para cualquier cosa, desde un satélite que gira alrededor de la Tierra hasta un planeta que gira alrededor del Sol o una luna que gira alrededor de un planeta: solo importan la masa central y la distancia orbital, no la masa del propio cuerpo que orbita (siempre que sea mucho menor que M).

Los astrónomos y los ingenieros aeroespaciales usan esta fórmula para planificar las órbitas de satélites (un satélite geoestacionario se sitúa a la altitud concreta que da un período de un día sidéreo, unas 23 h 56 min, de modo que sigue el ritmo de la rotación de la Tierra), para determinar las masas de estrellas y planetas observando los períodos orbitales de sus compañeros, y para predecir cuánto durará la órbita de transferencia de una nave espacial o el «año» de un exoplaneta recién descubierto. Introduce el semieje mayor y la masa central para obtener el período orbital.