Nếu khối lượng của cơ thể nhỏ hơn (ví dụ: Trái Đất) là m {\displaystyle m} , và nó quay quanh một thiên thể nặng hơn (ví dụ: Mặt trời) có khối lượng M {\displaystyle M} với trục bán chính a {\displaystyle a} với một độ lệch tâm e {\displaystyle e} , khi đó bán kính r H {\displaystyle r_{\mathrm {H} }} của quyền Hill của thiên thể nhỏ hơn (ví dụ Trái Đất) được tính tại điểm cận nhật là, xấp xỉ[2]

r H ≈ a ( 1 − e ) m 3 M 3 . {\displaystyle r_{\mathrm {H} }\approx a(1-e){\sqrt[{3}]{\frac {m}{3M}}}.}

Khi độ lệch tâm là không đáng kể (trường hợp thuận lợi nhất cho sự ổn định quỹ đạo), điều này trở thành

r H ≈ a m 3 M 3 . {\displaystyle r_{\mathrm {H} }\approx a{\sqrt[{3}]{\frac {m}{3M}}}.}