orbitaalperiode

Een orbitaalperiode is de tijd die een hemellichaam nodig heeft om een volledige baan te voltooien rond een centraal massief object. Dit geldt voor planeten rond de zon, manen rond een planeet en satellieten in een baan om aarde of andere planeten. De periode wordt vaak afgekort als T en is een belangrijke eigenschap van een orbit.

Volgens de derde wet van Kepler is de periode gerelateerd aan de grootte van de baan. In de gebruikelijke formulering geldt: T^2 = (4π^2/μ) a^3, waarbij a de semi-major axis is van de ellips en μ de standaard gravitale parameter van het centrale systeem, μ = G(M+m). Voor situaties waarin de massa van het orbitale object veel kleiner is dan die van het centrale object, kan men μ ≈ GM gebruiken en T ≈ 2π sqrt(a^3/GM).

In een ideale two-body situatie is de periode vrijwel onafhankelijk van de excentriciteit van de baan; de periode hangt hoofdzakelijk af van de grootte van de baan. In werkelijkheid kunnen nog pertubaties door andere massa’s, de vorm van het centrale lichaam en atmosferische wrijving de werkelijke beweging beïnvloeden, waardoor kleine afwijkingen ontstaan.

Er bestaan verschillende periodes die men kan onderscheiden: de siderele (of siderele) orbital period, de tijd tussen twee opeenvolgende plaatsen ten opzichte van de sterren; en de synodische periode, de tijd tussen opeenvolgende conjuncties of opposities met de Zon als referentie. De synodische periode is meestal korter dan de siderele periode, doordat de waarnemer zelf meebeweegt.

Voorbeelden: de Aarde rond de Zon heeft een siderele periode van circa 365,25 dagen; de Maan rond de Aarde heeft een siderele periode van ongeveer 27,32 dagen (synodisch ≈ 29,53 dagen). In de ruimtevaart en astrofysica wordt deze eigenschap gebruikt bij het plannen van missies en het bepalen van banen.