Parametro di Tisserand: differenze tra le versioni
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Come conseguenza del [[criterio di Tisserand]] e sotto le [[ipotesi]] che il secondo corpo stia percorrendo un'orbita [[cerchio|circolare]] e che il terzo corpo abbia [[massa (fisica)|massa]] infinitesimale rispetto agli altri due corpi, il parametro rimane costante nel caso di [[perturbazione (astronomia)|perturbazioni]] nell'orbita del terzo corpo indotte dal secondo corpo.
Nella pratica il parametro pur non rimanendo costante è comunque soggetto a variazioni molto limitate<ref>In più del 92% dei casi la variazione è inferiore all'1% secondo [http://articles.adsabs.harvard.edu//full/1995EM%26P...68...71C/0000092.000.html lo studio di Carusi, Kresák, Valsecchi] (Earth, Moon, and Planets, Vol. 68, N. 1-3, p. 71-94)</ref> nel caso in cui sia applicato alle perturbazioni indotte sulle orbite di [[asteroide|asteroidi]], [[cometa|comete]] o [[satellite artificiale|satelliti artificiali]] dai [[pianeta|pianeti]].
== Applicazioni pratiche ==
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*Murray, Dermot ''Solar System Dynamics'', Cambridge University Press, ISBN 0-521-57597-4
*J. L. Elliot, S. D. Kern, K. B. Clancy, A. A. S. Gulbis, R. L. Millis, M. W. Buie, L. H. Wasserman, E. I. Chiang, A. B. Jordan, D. E. Trilling, and K. J. Meech ''The Deep Ecliptic Survey: A Search for Kuiper Belt Objects and Centaurs. II. Dynamical Classification, the Kuiper Belt Plane, and the Core Population.'' The Astronomical Journal, '''129''' (2006). [http://alpaca.as.arizona.edu/~trilling/des2.pdf preprint]
==Note==
<references/>
[[Categoria:Meccanica celeste]]
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