Umlaufbahn

Als Umlaufbahn oder Orbit (entlehnt über engl. orbit aus lat. orbis für „[Kreis-]Bahn“) wird in der Astronomie die Bahnkurve bezeichnet, auf der sich ein Objekt aufgrund der Gravitation im freien Fall periodisch um ein anderes Objekt bewegt, den Zentralkörper.

Wenn beide Objekte punktförmig angenommen werden und die gegenseitige Anziehungskraft durch das Newtonsche Gravitationsgesetz ungestört zu beschreiben ist, hat die Bahn die Form einer Ellipse. Dies gilt ebenso für die Mittelpunkte ausgedehnter Objekte mit kugelsymmetrischer Massenverteilung. Wird die Bahn eines der Objekte relativ zum anderen beschrieben, dann steht das andere in einem Brennpunkt der Ellipse. Vom gemeinsamen Massenmittelpunkt aus gesehen beschreibt jedes der Objekte eine Ellipse, wobei der Massenmittelpunkt Brennpunkt in beiden Ellipsen ist. Wenn zusätzliche Kräfte von außerhalb auf ein solches Zweikörpersystem wirken, oder die Kraft nicht genau dem Newtonschen Gravitationsgesetz folgt, kann die, gestörte, Bahnform keine mathematisch exakte Ellipse sein.

Der Umlauf auf einer Umlaufbahn wird auch als Revolution bezeichnet (siehe De revolutionibus orbium coelestium). Die dafür benötigte Zeit ist die Umlaufzeit (oder Revolutionsperiode).

Umlaufbahn als Zweikörperproblem

Im Zweikörpersystem vernachlässigt man alle Einflüsse weiterer Körper oder betrachtet sie allenfalls als kleine Störung. Das ist eine gute Näherung für Paare sich umkreisender Objekte wie:

• die Erde um die Sonne; siehe Erdbahn
  • die Erde um den Erde-Mond-Schwerpunkt
• Erdumlaufbahn:
  • der Mond um die Erde (bzw. um den Erde-Mond-Schwerpunkt); 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

Die Bahnen sind Keplerbahnen, also Bahnellipsen mit charakteristischen Umlaufzeiten, die sich aus dem mittleren Bahnradius und den Massen der Objekte ergeben. Näherungsweise wird bei erheblichem Unterschied der Massen das mit der größeren als Zentralkörper betrachtet, der von dem anderen Objekt umlaufen wird. Der Umlauf erfolgt in einer Bahnebene, in der auch das Baryzentrum der beiden Körper liegt. Der Vektor, der vom Zentralobjekt zum umlaufenden Objekt weist, wird Radiusvektor genannt.

Jedoch sind selbst im Zweikörpersystem nicht alle Bahnen geschlossen oder zeitlich stabil. Kometenbahnen können langgestreckt wie Hyperbeln sein, und Mehrfachsterne oder Asteroiden können 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. Relativistische Störungen führen dazu, dass eine Keplerbahn ein idealisierter Fall ist. Tatsächlich sind alle Bahnen instabil, auch die der Erde, wobei die größten Störungen gewöhnlich von der Gravitation weiterer Himmelskörper verursacht werden.