Der Artikel Umlaufbahn gehört zur Kategorie: Himmelsmechanik

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Als Umlaufbahn oder Orbit wird die Bahnkurve bezeichnet, auf der sich ein Objekt periodisch um ein anderes (massereicheres, zentrales) Objekt bewegt oder eine Position beibehält. Diese Bahn hat idealisiert die Form einer Ellipse. Da ständig Kräfte von außerhalb auf ein solches Zweikörpersystem wirken, kann die Bahnform keine mathematisch exakte Ellipse sein.

Umlaufbahn als Zweikörperproblem

Paare sich umkreisender Objekte sind vor allem:

• Die Erde um die Sonne; siehe Erdbahn
• Die Erde um den Erde-Mond-Schwerpunkt
• Erdumlaufbahn:
• Der Mond um die Erde; siehe Mondbahn
• Satellit, Raumfähre oder ähnliche Raumflugkörper; siehe Satellitenorbit
• Planeten, Kometen oder Asteroiden (Planetoiden) um die Sonne (als Überblick siehe Sonnensystem)
• Monde um andere Planeten oder um Asteroiden
• Doppelsterne umeinander (bzw. um deren Baryzentrum).
• Exoplaneten um ihr Zentralobjekt.
• Die Sonne (und mit ihr das ganze Sonnensystem um das Zentrum der Milchstraße

Jede Bahnellipse hat eine charakteristische Umlaufzeit, die sich aus der Masse der Objekte (vor allem des Zentralkörpers) und dem mittleren Bahnradius ergibt. Der Umlauf erfolgt genähert in einer Bahnebene, die den Schwerpunkt der zwei Körper enthält. Der Vektor, der vom Zentralobjekt zum umlaufenden Objekt weist, wird Radiusvektor genannt.

Jedoch sind nicht alle Bahnen geschlossen oder zeitlich stabil. Kometenbahnen können langgestreckt wie Hyperbeln sein, Mehrfachsterne oder Asteroiden auf instabile Bahnen gelangen. Der Umlauf aller Sterne um das galaktische Zentrum gleicht einer spiraligen Rotation mit einer Periode von 100 bis 300 Millionen Jahren. Und insgesamt führen relativistische Störungen dazu, dass eine Keplerbahn ein idealisierter Fall ist. Tatsächlich sind alle Bahnen im Lauf der Jahrhundertmillionen instabil, auch die der Erde.

Planeten, Bahnelemente, Doppelsterne

Am genauesten kennt man die Umlaufbahnen der Planeten unseres Sonnensystems. Anfang des 17. Jahrhunderts erkannte Johannes Kepler bei der Analyse der Marsbahn, dass diese Umlaufbahnen Ellipsen sind (siehe Keplersche Gesetze). Ähnliches gilt für alle Himmelskörper, die sich um die Sonne bewegen und keinen anderen Kräften (wie etwa der Sonnenwind) ausgesetzt sind.

Aus dem newtonschen Gravitationsgesetz kann man ableiten, dass in jedem Zweikörpersystem die Bahnen Kegelschnitte sind - das heißt Kreise, Ellipsen, Parabeln oder Hyperbeln.

Sie lassen sich – bei bewegten Punktmassen im Vakuum – exakt durch 6 Bahnelemente beschreiben:

• die Ellipsenform durch große Halbachse und Exzentrizität (a, e)
• die Bahnebene durch die zwei Winkel i, Ω
• und die Ellipsenlage und Perigäumszeit durch ω und T.

Die wahren Umlaufbahnen weichen allerdings von diesen idealen "Keplerellipsen" ab, weil sie prinzipiell auch der Gravitationswirkung aller anderen Körper des Systems unterliegen. Solange die Körper weit genug voneinander entfernt sind, bleiben die Differenzen zu den idealisierten Kegelschnitten minimal. Die sog. Bahnstörungen lassen sich durch die "Störungsrechnung" der Himmelsmechanik ermitteln, die auf Carl Friedrich Gauß und einige seiner Zeitgenossen zurückgeht. Sie modelliert die einzelnen Kräfte und berechnet, wie die momentane Keplerellipse "oskulierend" in die nächste Ellipse übergeht.

Zusätzlich bewirkt jede ungleiche Massenverteilung – wie die Abplattung von rotierenden Planeten – ein etwas inhomogenes Gravitationsfeld; es ist insbesondere an Änderungen der Bahnen ihrer Monde zu bemerken. Auch die allgemeine Relativitätstheorie beschreibt Effekte, welche die Umlaufbahnen geringfügig verändern.

Beispielsweise zeigt der Planet Merkur eine zwar kleine, aber durchaus messbare Abweichung von einer Ellipsenbahn. Er kommt nach einem Umlauf nicht mehr genau auf den Ausgangspunkt zurück, sondern folgt durch einer rechtläufigen Drehung der Apsidenlinie einer Rosettenbahn. Diese Periheldrehung kann die Newtonsche Gravitationstheorie zwar erklären, aber nicht vollständig. Dazu müsste die Sonne eine etwas abgeflachte Form haben. Eine hinreichende Erklärung für die Gesamtgröße der Periheldrehung aller betroffenen Planeten liefert die Allgemeine Relativitätstheorie.

Auch Doppelsterne folgen genähert den Keplerschen Gesetzen, wenn man ihre Bewegung als zwei Ellipsen um den gemeinsamen Schwerpunkt versteht. Nur bei Mehrfachsystemen oder sehr engen Sternpaaren sind spezielle Methoden der Störungsrechnung erforderlich.

Noch größere Instabilitäten weisen die Orbits zweier eng einander umkreisender Neutronensterne auf. Durch die Effekte der Raum-Zeit-Relativität entsteht Gravitationsstrahlung, und die Neutronensterne stürzen (nach langer Zeit) ineinander. Zahlreiche Röntgenquellen am Himmel sind auf diese Weise zu erklären.

Als die Physiker um die Jahrhundertwende begannen, die Bahnen der Elektronen im Atom zu berechnen, dachten sie an ein Planetensystem im Kleinen. Die ersten Modelle waren Keplerbahnen der Elektronen um den Atomkern.

Allerdings erkannte man bald, dass Elektronen, die um den Kern kreisen, gemäß den Maxwellgleichungen elektromagnetische Wellen aussenden und wegen der so abgestrahlten Energie in Bruchteilen von Sekunden in den Atomkern stürzen müssten. Dies war eines der Probleme, die schließlich zur Entwicklung der Quantenmechanik führten.

Erdumlaufbahnen

Hauptartikel: Satellitenorbit

In einer Umlaufbahn heben sich die Gravitationskraft der Erde und die Zentrifugalkraft gegeneinander auf. Deshalb herrscht an Bord eines Raumfahrzeuges, welches sich in einer Umlaufbahn befindet, Schwerelosigkeit (siehe auch Mikrogravitation). Die meisten Raumflüge finden in niedrigen Bahnen (einige 100 km) um die Erde statt (z. B. Space-Shuttle-Missionen). Physikalisch bedingt gilt, dass die Bahngeschwindigkeit entsprechend dem Abstand zur Erde zu- oder abnimmt. Von besonderer Bedeutung ist die geostationäre Bahn in 35.800 km Höhe ohne Bahnneigung. Satelliten in einem solchen Orbit stehen relativ zur Erdoberfläche still, was insbesondere für Kommunikationssatelliten und Wettersatelliten nötig ist.

Siehe auch

• Bahnbestimmung, Bahnneigung, Bahnebene
• Baryzentrum, Gravitationskonstante, Himmelsmechanik
• Bahnstörungen eines Satelliten, Entdeckung des Neptun

Weblinks

• wahre/ exzentrische Anomalie in Keplerbahnen (pdf-Dokument)

als:Umlaufbahn simple:Orbit

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Diskussion der Autoren über den Artikel: Umlaufbahn

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Bahnelemente

Sehr guter Artikel. Es ist auch angegeben, daß die Zeichnung nur 4 der 6 Bahnparameter enthält. Genau eine erklärende Zeichnung aller Bahnparameter vermisse ich jedoch.

Orbits

Abschnitt "Arten von Erdorbits": Würde man besser in "Arten von Satellitenorbits" umbenennen da sonst missverständlich. --Speifensender 13:06, 3. Feb 2006 (CET)

"wahre Anomalie" wird m.W. nicht mit dem kleinen griechischen phi, sondern mit dem kleinen lateinischen v abgekürzt. "Winkelabstand des Perigäums" sollte man besser, wie sonst üblich, in "Perihelargument = Winkelabstand des Perihels vom aufsteigenden Knoten" umbenennen. --Speifensender 13:06, 3. Feb 2006 (CET)

Hallo Seifensender, klingt sinnvoll, verbesserst du den Text? Dantor 22:49, 3. Feb 2006 (CET)

Hallo Dantor. Ich habe gerade ein paar Kleinigkeiten geändert. Da sich Perihel auf die Sonne bezieht, ist diese Bezeichnung bei Orbits von künstlichen Erdsatelliten nicht ganz richtig. Deshalb habe ich Perizentrum eingesetzt. Im englischen nennt man es auch Perifocus. --Speifensender 00:07, 4. Feb 2006 (CET)

Hi Speifensender! Also in allen Büchern die ich als Raumfahrtingenieur kenne, und in meinen Lehrunterlagen (TUB + UNIS) ist die wahre Anomalie grundsätzlich mit phi gekennzeichnet. Kann ja sein das das in der Astrophysik anders ist. Da es hier aber um Satelliten geht, werde ich das mahl zurück ändern. Geht nicht gegen Dich. -- Stephan Roemer 10:09, 6. Feb 2006 (CET)

In der Himmelsmechanik ist v die wahre Anomalie, während phi der Phasenwinkel ist. Ich wusste nicht, dass der Gesamtartikel sich nur um Satelliten dreht. Die Überschrift und die Einleitung lesen sich nämlich ganz anders. Auch der ganze Abschnitt "Eigenschaften" bezieht sich auf den allgemeinen Fall von einer großen Zentralmasse und einem, der Masse nach, zu vernachlässigendem umlaufenden Objekt und nicht auf das konkrete Beispiel Satellit-Erde. Eigentlich wäre ein wirklich allgemeiner Artikel über Orbits angebracht. --Speifensender 13:31, 6. Feb 2006 (CET)

== Inklination =0 ==

Eine Inklination von 0° kann sehr wohl vorkommen. Der ideale GEO Satellit hat eine Inklination vonm 0°. Das sie aufgrund der Störmomente immer wieder ein bischen abweichen heißt nicht das sie nicht möglich wäre. Mit der selben Begründung könnte man sonst behaupten, daß kein wie auch immer gearteter Inklinationswinkel mölich ist, da man ihn nie exakt halten kann. -- Stephan Roemer 10:16, 6. Feb 2006 (CET)

Eine Inklination von 0° kann eben nicht vorkommen. Dies ist nur der mathematische Idealfall. Natürlich sind Inklinationen sehr nahe 0° möglich, bei einer bestimmten endlichen Stellenzahl. Genauso wie es in der Natur keine exakten Kreisbahnen oder Parabelbahnen geben kann, gibt es keine Inklinationen von exakt 0° --Speifensender 13:31, 6. Feb 2006 (CET)

Dann giebt es aber auch keine von 1°, 2°, 3°, 1.25° etc. denn alle weichen ab einer bestimmten Stelle ab, wenn man es nur weit genug treibt. Die Frage ist also rein akademisch. Genausowenig kannst du 1 liter Bezin tanken. Ein paar pikoliter liegst Du trotzdem daneben. Trotzdem sagt jeder, selbst die Wissenschaftler 1l. -- Stephan Roemer 15:52, 6. Feb 2006 (CET)

Orbit und Trajektorie

Sollte nicht die (zumindestens in der Raumfahrt übliche) begriffliche Unterscheidung zwischen Orbit für eine geschlossene Flugbahn und Trajektorie für eine nicht geschlossene Flugbahn (Beispiel Voyager oder Pioneer) kurz angesprochen werden?

--CaptainFuture 12:27, 10. Jul 2006 (CEST)

Warum nicht? Hier werden von den Kegelschnitten nur Ellipsen behandelt. Vielleicht ließen sich auch Hyperbeln und Parabeln mit Beispielen unterbringen. Abrev

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