Umlaufperiode

Die Umlaufperiode, auch Umlaufzeit genannt, ist die Zeit, die ein Himmelskörper benötigt, um eine vollständige Umlaufbahn um einen zentralen Körper zu durchlaufen. Sie ist eine fundamentale Größe der Bahndynamik und gilt für gebundene Bahnen wie Planeten um die Sonne, Monde um Planeten oder künstliche Satelliten um die Erde. Die Umlaufperiode wird oft mit T bezeichnet.

Für eine annähernd dreißiggradige, von der Zentralmasse abhängige Bahn gilt die Keplersche Beziehung: T^2 = 4π^2 a^3 / μ, wobei a der Bahnhalbachse (Halbachse) der Bahn entspricht und μ = G(M+m) das gegebene Gravitationsparametermaß ist. Praktisch, bei M >> m (z. B. Planet um Sonne) vereinfacht sich T ≈ 2π sqrt(a^3 / (GM)). Die Umlaufperiode hängt also von der Bahnlage (a) und der Masse des Primärkörpers ab.

Es gibt unterschiedliche Arten von Umlaufperioden. Der sidereale Umlaufzeit ist die Zeit bis zur gleichen Position relativ zu den Sternen, während die synodische Umlaufzeit die Zeit bis zur gleichen relativen Stellung zur Sonne beschreibt. Beispiele: Die Erdumlaufperiode um die Sonne beträgt ca. 365,25 Tage; der Mond benötigt etwa 27,32 Tage (sidereal). Die Umlaufdauer von künstlichen Satelliten reicht von Minuten bis Stunden, je nach Orbit.

Nicht alle Bahnen sind dauerhaft periodisch; bei ungebundene oder stark gestörte Bahnen kann es zu keiner festen Umlaufperiode kommen. Gravitationsstörungen in Mehrkörpersystemen können T ebenfalls verändern.