Wie sind die Bahnen der Planeten?

Planeten bewegen sich auf elliptischen Bahnen um einen Stern. In unserem Sonnensystem bewegen sich die Planeten auf elliptischen Bahnen mit der Sonne im gemeinsamen Brennpunkt.

Auf welchen Bahnen bewegen sich Planeten?

Planetenbahnen sind elliptisch oder nahezu kreisförmig. Auf diesen Bahnen bewegen sie Planeten um ihr Zentralgestirn.

Welche Kräfte halten die Planeten auf ihren Bahnen?

Die Schwerkraft eines Sterns verhindert, dass ein Planet aus seiner Bahn fliegt. Die Fliehkraft auf den Planeten verhindert, dass der Planet auf den entsprechenden Stern stürzt. Das Gleichgewicht aus Schwer- und Fliehkraft sorgt also für eine stabile Planetenbahn.

Warum gibt es elliptische Umlaufbahnen?

Wenn ein Planet mit hoher Geschwindigkeit an einem anderen, sehr schweren Objekt vorbeifliegt, dann wird durch die Gravitation des schwereren Objekts die Flugbahn des Planeten verbogen. Ist die Geschwindigkeit des Planeten groß genug, damit er nicht auf den Stern stürzt, aber klein genug, sodass er der Anziehung nicht entkommen kann, dann tritt der Planet auf eine elliptische Umlaufbahn um den Stern.

Planetenbahnen: Definition, Entdecker & Berechnung

Heutzutage lassen sich diese Gesetze nicht nur auf die Berechnung von Planetenbahnen, sondern auch von Satelliten oder Raumschiffen anwenden. Somit haben sie eine große Bedeutung für die moderne Technik.

Keplersche Gesetze und deren Entdecker

Bereits Nikolaus Kopernikus hat im 15. Jahrhundert festgestellt, dass Planeten sich auf ihren Bahnen um die Sonne herum bewegen. Viele Jahre später gelang es dem deutschen Astronomen Johannes Kepler (1571–1630), die Planetenbahnen genauer zu beschreiben. Für seine Erkenntnisse nutzte er die detaillierten Aufzeichnungen seines Lehrers Tycho Brahe, der zu dessen Lebzeiten viele wichtige astronomische Beobachtungen machte.

Kepler erkannte, dass Planetenbahnen drei Gesetzmäßigkeiten folgen. Diese wurden nach ihrem Entdecker benannt und heißen Keplersche Gesetze. Sie beschränken sich allerdings nicht nur auf die Bahnen von Planeten, die um einen Stern kreisen. Sie lassen sich auf alle Bewegungen von Himmelskörpern um ein zentrales Objekt anwenden.

Erstes Keplersches Gesetz

Aus Brahes Beobachtungen für den Mars hat Kepler geschlossen, dass die Planetenbahn nicht kreisförmig sein kann. Diese Erkenntnis wurde dann auf andere Planeten ausgeweitet und im ersten Keplerschen Gesetz zusammengefasst.

Planeten bewegen sich auf elliptischen Bahnen um die Sonne herum, die dabei in einem gemeinsamen Brennpunkt liegt.

Eine Ellipse ist eine ovale Kurve mit zwei Brennpunkten, die meistens als $F_{1}$ und $F_{2}$ bezeichnet werden. Diese liegen jeweils auf der großen Halbachse a.

Nach dem ersten Keplerschen Gesetz liegt die Sonne also in einem der Brennpunkte der elliptischen Planetenbahn. Kommen noch weitere Bahnen hinzu, sind sie so angeordnet, dass die Sonne in einem gemeinsamen Brennpunkt liegt.

An dem ersten Keplerschen Gesetz erkennst Du, dass sich der Abstand eines Planeten zu seinem Stern während der Planetenbewegung stetig verändert.

Anfang Januar hat die Erde den kleinsten Abstand zur Sonne. Dieser beträgt 147,1 Millionen Kilometer. Der Planet ist also im Perihel, dem sonnennächsten Punkt. Anfang Juli hingegen ist der Abstand zur Sonne mit 152,1 Millionen Kilometern am größten. Zu dieser Zeit befindet sich die Erde im Aphel, dem sonnenfernsten Punkt.

Gerade, wenn die Erde der Sonne am nächsten ist, herrscht auf der Nordhalbkugel Winter. Das liegt an der Erdachse, die sich zu diesem Zeitpunkt von der Sonne wegneigt. Wegen der geringen Entfernung zu dem Stern fällt die kalte Jahreszeit dennoch mild aus.

Im Sommer sieht es hingegen anders aus: Die Nordhalbkugel neigt sich in Richtung Sonne. Da die Erde nun jedoch weiter von der Sonne entfernt ist, verläuft die warme Jahreszeit auf der Nordhalbkugel ebenfalls recht mild.

Auf dieses Gesetz stieß Kepler durch eine vorherige Entdeckung: das zweite Keplersche Gesetz.

Zweites Keplersches Gesetz

Der deutsche Astronom erkannte, dass eine imaginäre Verbindungslinie zwischen einem Planeten und der Sonne in gleichen Zeitabständen die gleiche Fläche überstreicht. Er fasste dies im zweiten Keplerschen Gesetz zusammen.

In gleichen Zeitintervallen Δt überstreicht die Verbindungslinie zwischen einem Planeten und der Sonne gleich große Flächen A. Dies gilt für jede Position auf der Planetenbahn.

Für unterschiedliche Flächen $A_{1}$ , $A_{2}$ usw. lässt sich dieser Zusammenhang in einer Formel zusammenfassen:

$\frac{A_{1}}{Δ t} = \frac{A_{2}}{Δ t} = . . . = \frac{A_{n}}{Δ t} = k o n s \tan t$

Damit in gleichen Zeitabständen die gleiche Fläche überstrichen werden kann, muss der Planet bei größeren Abständen zur Sonne eine kürzere Strecke auf seiner Bahn zurücklegen. Bei geringeren Entfernungen ist es genau umgekehrt: Da der Abstand bereits klein ist, muss der Planet in gleicher Zeit eine längere Distanz überwinden.

Daraus folgt direkt, dass die Geschwindigkeiten von Planeten nicht konstant sind, sondern sich je nach Position auf der Planetenbahn ändern. Bei größeren Entfernungen zur Sonne sind sie deshalb langsamer.

Drittes Keplersches Gesetz

Das dritte Keplersche Gesetz beschreibt den mathematischen Zusammenhang zwischen der Zeit, die ein Planet benötigt, um die Sonne einmal zu umrunden, und der Größe der Planetenbahn.

Die Zeit für eine Rotation um die Sonne heißt Umlaufzeit.

Das dritte Keplersche Gesetz besagt, dass sich die quadrierten Umlaufzeiten zweier Planeten genauso verhalten, wie die dritten Potenzen der großen Halbachsen ihrer Bahnen. Dies gilt für alle Planeten, die um denselben Stern kreisen.

Mit den Umlaufzeiten zweier Planeten, $T_{1}$ und $T_{2}$ , sowie den großen Halbachsen ihrer Bahnen, $a_{1}$ und $a_{2}$ , lässt sich dieses Gesetz auch mathematisch ausdrücken:

$\frac{{(T_{1})}^{2}}{{(T_{2})}^{2}} = \frac{{(a_{1})}^{3}}{{(a_{2})}^{3}}$

Das dritte Keplersche Gesetz kann auch auf andere Systeme angewendet werden, solange der Zentralkörper viel schwerer ist als das ihn umkreisende Objekt. Dabei ist es wichtig, dass die eingesetzten Werte sich immer auf den gleichen zentralen Körper beziehen.

Eine alternative Formulierung des dritten Keplerschen Gesetzes entsteht durch Umformung:

$\frac{{(T_{1})}^{2}}{{(a_{1})}^{3}} = \frac{{(T_{2})}^{2}}{{(a_{2})}^{3}} = C$

Demnach ist das Verhältnis der quadrierten Umlaufzeiten zu den dritten Potenzen der großen Halbachsen für alle Planeten, die um den gleichen Zentralkörper kreisen, konstant. Dieser konstante Wert heißt Kepler-Konstante C.

C hat für jeden Zentralkörper einen anderen Wert. Für die Sonne beträgt sie:

$C_{S o n n e} = 2, 97 \cdot 10^{- 19} \frac{s^{2}}{m^{3}}$

Aus dem dritten Keplerschen Gesetz lässt sich darauf schließen, dass Planeten umso länger für einen Umlauf benötigen, je weiter sie von dem Zentralobjekt entfernt sind.

Die Erde hat eine Umlaufzeit von 365 Tagen um die Sonne. Neptun hingegen, der am weitesten entfernte bekannte Planet, benötigt dafür etwa 165 Jahre.

Mit dem dritten Keplerschen Gesetz kannst Du auch Planetenbahnen berechnen. So lässt sich etwa näherungsweise der Bahnradius messen. Dafür benötigst Du die Umlaufzeiten zweier Planeten, die sich aus einfachen Beobachtungen ergeben, und die Länge einer Halbachse.

Aufgabe 1

Der Planet Venus benötigt $T_{V e n u s} = 225 Tage$ , um die Sonne zu umrunden.

Berechne seinen Abstand zur Sonne.

Hinweis: Verwende die Umlaufzeit der Erde ( $T_{E r d e} = 365 Tage$ ) und den mittleren Radius der Erdbahn( $a_{E r d e} = 149, 598 \cdot 10^{6} km$ ), um diese Aufgabe zu lösen. Die Planetenbahnen kannst Du als kreisförmig annehmen.

Lösung

Wenn Du erwägst, dass die Venusbahn nahezu kreisförmig ist, entspricht der Abstand zur Sonne dem Bahnradius und daher der Länge der großen Halbachse $a_{Venus}$ . Diese berechnest Du mit dem dritten Keplerschen Gesetz:

$\frac{{(T_{1})}^{2}}{{(T_{2})}^{2}} = \frac{{(a_{1})}^{3}}{{(a_{2})}^{3}}$

T_{1}

und

T_{2}

entsprechen den Umlaufzeiten von Venus und Erde,

T_{Venus}

und

T_{Erde}

a_{1}

und

a_{2}

sind die dazugehörigen großen Halbachsen. Deswegen kannst Du in der Formel

T_{1} = T_{V e n u s}

a_{1} = a_{V e n u s}

T_{2} = T_{E r d e}

und

a_{2} = a_{E r d e}

setzen und sie nach

a_{Venus}

umwandeln:

$\begin{array}{rcl} \frac{{(T_{1})}^{2}}{{(T_{2})}^{2}} & = & \frac{{(a_{1})}^{3}}{{(a_{2})}^{3}} \\ \frac{{(T_{V e n u s})}^{2}}{{(T_{E r d e})}^{2}} & = & \frac{{(a_{V e n u s})}^{3}}{{(a_{E r d e})}^{3}} \cdot {(a_{E r d e})}^{3} \\ {(a_{V e n u s})}^{3} & = & \frac{{(T_{V e n u s})}^{2}}{{(T_{E r d e})}^{2}} \cdot {(a_{E r d e})}^{3} \sqrt[3]{. . .} \\ a_{V e n u s} & = & \sqrt[3]{\frac{{(T_{V e n u s})}^{2}}{{(T_{E r d e})}^{2}} \cdot {(a_{E r d e})}^{3}} \end{array}$

Jetzt kannst Du die Werte $T_{V e n u s} = 225 Tage$ , $T_{E r d e} = 365 Tage$ und $a_{E r d e} = 149, 598 \cdot 10^{6} km$ einfügen und das Ergebnis berechnen:

$\begin{array}{rcl} a_{V e n u s} & = & \sqrt[3]{\frac{{(T_{V e n u s})}^{2}}{{(T_{E r d e})}^{2}} \cdot {(a_{E r d e})}^{3}} \\ a_{V e n u s} & = & \sqrt[3]{\frac{{(225 Tage)}^{2}}{{(365 Tage)}^{2}} \cdot {(149, 598 \cdot 10^{6} km)}^{3}} \\ a_{V e n u s} & = & \sqrt[3]{{1, 272 \cdot 10^{24} km}^{3}} \approx 108, 35 \cdot 10^{6} km \end{array}$

Die große Halbachse der Venusbahn und damit der Abstand zur Sonne beträgt etwa $108, 35$ Millionen Kilometer.

Das dritte Keplersche Gesetz inspirierte auch Isaac Newton, der daraufhin seine eigenen Gesetze aufstellte, um die Bewegung von Planeten zu beschreiben. Weitere Beispiele und Informationen findest Du im Artikel "Keplersche Gesetze".

Planetenbahnen: Gravitation

Schon seit der Antike ist bekannt, dass die Masse eines schweren Körpers Objekte anzieht. Dieses Phänomen nennt man Gravitation. Sie wurde zuerst von Isaac Newton mit einer mathematischen Formel beschrieben, als er sein Gravitationsgesetz aufstellte.

Weitere Informationen kannst Du im Artikel "Gravitation" nachlesen.

Gravitation ist die Ursache für die gegenseitige Anziehung von Massen. Sie wird erst bei schwereren Objekten spürbar.

So sorgt etwa die Gravitation der Erde dafür, dass alle Körper auf der Erdoberfläche zu ihr hin wirken. Dieser Spezialfall heißt Erdanziehung. Ohne dieses Phänomen würdest Du über dem Boden schweben und nicht auf ihm laufen.

Newtonsches Gravitationsgesetz

Du kennst nun die Ursache dafür, dass massereiche Körper zueinander wirken. Diese Anziehung wird durch die sogenannte Gravitationskraft verursacht.

Zwischen zwei massereichen Körpern wirkt eine Anziehungskraft, die sogenannte Gravitationskraft. Sie wird durch Gravitation verursacht und betrifft beide Objekte gleichmäßig.

Wirkt die Anziehungskraft zwischen einem Körper und einem Himmelsobjekt (z. B. Erde), heißt sie Schwerkraft.

Die Gravitationskraft zwischen zwei Objekten kannst Du mit dem Newtonschen Gravitationsgesetz berechnen.

Zwei Körper mit den Massen $m_{1}$ und $m_{2}$ üben Gravitationskräfte aufeinander aus. Diese wirken entlang der Verbindungslinie der beiden Objekte anziehend, sind entgegengesetzt gerichtet und besitzen den gleichen Wert.

Dieser Betrag der Gravitationskraft $F_{G}$ wird mit dem Newtonschen Gravitationsgesetz berechnet:

$F_{G} = G \cdot \frac{m_{1} \cdot m_{2}}{r^{2}}$

Dabei ist r der Abstand der Schwerpunkte beider Körper und G die Gravitationskonstante. Diese hat den Wert:

$G = 6, 673 \cdot 10^{- 11} \frac{m^{3}}{k g \cdot s^{2}}$

An diesem Gesetz kannst Du erkennen, dass die Anziehungskraft stärker wird, je schwerer die Körper sind. Außerdem ist sie auch bei geringerer Entfernung größer.

Wie diese Formel hergeleitet wird und wie Du sie deuten kannst, erfährst Du im Artikel "Newtonsches Gravitationsgesetz".

Gravitationsfelder

Nun weißt Du, dass ein schwerer Körper aufgrund seiner Gravitation einen anderen Körper in seiner Umgebung anziehen kann. Eine Umgebung oder einen Raum um einen Körper herum, in dem eine Kraft auf einen zweiten Körper wirken kann, bezeichnet man in der Physik als Kraftfeld.

Ein Kraftfeld, das durch die Gravitation eines Körpers verursacht wird, heißt Gravitationsfeld.

Gelangt ein zweites Objekt in das Gravitationsfeld des ersten Körpers, wirkt auf ihn die Gravitationskraft $F_{G}$ . Das zweite Element erfährt dabei durch die Gravitation eine Beschleunigung, die Gravitationsfeldstärke g (auch Ortsfaktor genannt):

$g = G \cdot \frac{m_{1}}{r^{2}}$

Dabei ist G die Gravitationskonstante, $m_{1}$ die Masse des Körpers, der das Gravitationsfeld verursacht, und r der Abstand vom Zentrum dieser Masse zum zweiten Objekt.

Der Betrag der Gravitationsfeldstärke hängt also proportional von der Masse ab, die das Gravitationsfeld verursacht. Er nimmt mit zunehmender Entfernung ab. Auch die Erde ruft ein Gravitationsfeld hervor, das auf ihrer Oberfläche am größten ist.

Gravitationsfelder kannst Du, wie andere Kraftfelder auch, mit Pfeilen darstellen. Je dichter diese Pfeile sind, desto stärker ist das Feld.

Aufgabe 2

Berechne die Gravitationsfeldstärke der Erde auf der Erdoberfläche.

Hinweis: Verwende $G = 6, 673 \cdot 10^{- 11} \frac{m^{3}}{kg \cdot s^{2}}$ , die Masse der Erde ( $m_{E r d e} = 5, 972 \cdot 10^{24} kg$ ) und ihren Radius( $r_{E r d e} = 6, 378 \cdot 10^{6} m$ ), um die Aufgabe zu lösen.

Lösung

Das Gravitationsfeld der Erde wirkt zum Erdmittelpunkt. Der Erdradius bezeichnet den Abstand von der Oberfläche zum Mittelpunkt der Erde.

Um die Feldstärke zu berechnen, musst Du die Daten für die Erde in die entsprechende Formel einsetzen. Anschließend berechnest Du das Ergebnis:

$\begin{array}{rcl} g & = & G \cdot \frac{m_{E r d e}}{{r_{E r d e}}^{2}} \\ g & = & 6, 673 \cdot 10^{- 11} \frac{m^{3}}{kg \cdot s^{2}} \cdot \frac{5, 972 \cdot 10^{24} kg}{{(6, 378 \cdot 10^{6} m)}^{2}} \\ g & \approx & 9, 8 \frac{m}{s^{2}} \end{array}$

Die Gravitationsfeldstärke der Erde beträgt etwa $9, 8 \frac{m}{s^{2}}$ .

Planetenbahnen: Kosmische Geschwindigkeiten

Die Gravitation eines Himmelskörpers sorgt dafür, dass ihn ein Objekt nicht ohne Weiteres verlassen kann. Um von der Oberfläche auf eine stabile Kreisbahn um den Himmelskörper zu gelangen oder sich aus seinem Wirkungsbereich komplett zu entfernen, muss das Objekt diese Anziehungskraft überwinden. Dazu wird es auf eine bestimmte Geschwindigkeit beschleunigt.

Je nach Vorhaben wird zwischen der ersten, zweiten und dritten kosmischen Geschwindigkeit unterschieden.

Erste kosmische Geschwindigkeit

Die erste kosmische Geschwindigkeit benötigt ein Körper, der die Oberfläche der Erde verlassen und sich anschließend antriebslos auf einer Kreisbahn um sie herum bewegen soll.

Um auf eine stabile Kreisbahn um einen Himmelskörper herum anzutreten, muss ein Objekt bei seinem Start eine gewisse Mindestgeschwindigkeit erreichen. Für die kleinstmögliche Bahn, also direkt über der Oberfläche, entspricht diese Mindestgeschwindigkeit der ersten kosmischen Geschwindigkeit.

Diese heißt auch Kreisbahngeschwindigkeit $v_{1}$ . Sie hängt von der Masse $m_{1}$ und dem Radius r des Himmelskörpers ab:

$v_{1} = \sqrt{G \cdot \frac{m_{1}}{r}}$

Dabei ist G die Gravitationskonstante.

Für die Erde besitzt die erste kosmische Geschwindigkeit den Wert:

$v_{1} = 7, 91 \frac{km}{s}$

Das Objekt müsste sich also mit dieser Geschwindigkeit parallel zur Oberfläche der Erde bewegen, um nicht auf den Boden zu fallen.

Ist der Abstand zu dem Himmelskörper größer, genügt es, wenn der Körper eine geringere Kreisbahngeschwindigkeit aufbringt, um auf einer stabilen Kreisbahn zu bleiben.

Zweite kosmische Geschwindigkeit

Um dem Anziehungsbereich eines Himmelskörpers komplett zu entfliehen, muss ein Objekt (z. B. ein Raumschiff) bei seinem Start mindestens die zweite kosmische Geschwindigkeit erreichen.

Die Mindestgeschwindigkeit, die ein Objekt haben muss, um den Anziehungsbereich eines Himmelskörpers zu verlassen, heißt zweite kosmische Geschwindigkeit oder Fluchtgeschwindigkeit $v_{2}$ .

Diese lässt sich mit der Gravitationskonstanten G, der Masse $m_{1}$ und dem Radius r des Himmelskörpers berechnen:

$v_{2} = \sqrt{2 \cdot G \cdot \frac{m_{1}}{r}}$

Ihr Wert ist dabei stets größer als die erste kosmische Geschwindigkeit.

Um eine Raumsonde von der Erde zu einem anderen Planeten oder Himmelskörper zu schicken, muss die zweite kosmische Geschwindigkeit erreicht werden. Für die Erde besitzt sie den Wert:

v_{2} = 11, 2 \frac{km}{s}

Dritte kosmische Geschwindigkeit

Damit ein Körper unser Sonnensystem verlassen kann, muss er noch schneller abgeschossen werden. Das hierfür benötigte Mindesttempo ist die dritte kosmische Geschwindigkeit.

Um das Sonnensystem zu verlassen, muss ein Objekt die dritte kosmische Geschwindigkeit erreichen.

Wird von der Oberfläche der Erde gestartet, muss sowohl die Erdanziehung als auch die Anziehung der Sonne überwunden werden. Deswegen müssen die Fluchtgeschwindigkeiten von Erde und Sonne, ⁣ $v_{2, Erde}$ und $v_{2, Sonne}$ , quadratisch addiert werden, um die dritte kosmische Geschwindigkeit $v_{3}$ zu berechnen:

$v_{3} = \sqrt{{(v_{2, E r d e})}^{2} + {(v_{2, S o n n e})}^{2}}$

Zur Berechnung der Fluchtgeschwindigkeit der Sonne verwendest Du die ihre Masse und die ihre Entfernung zur Erde. Außerdem musst Du beachten, dass die Erde bereits mit einer Geschwindigkeit von $29, 8 \frac{km}{s}$ um die Sonne kreist. Diesen Wert musst Du von Deinem berechneten Betrag abziehen.

Wenn die Eigenrotation der Erde vernachlässigt wird, beträgt der Wert der dritten kosmischen Geschwindigkeit etwa $v_{3} = 16, 7 \frac{km}{s}$ .

Vierte kosmische Geschwindigkeit

Wenn ein Objekt schließlich unsere Galaxie verlassen soll, muss es noch schneller starten. Diese Geschwindigkeit nennt man die vierte kosmische Geschwindigkeit.

Für die Milchstraße beträgt die vierte kosmische Geschwindigkeit etwa den Wert $v_{4} = 100 \frac{km}{s}$ .

Planetenbahnen als Ellipsen im Sonnensystem um die Sonne

Nach dem ersten Keplerschen Gesetz stellen Planetenbahnen zwar Ellipsen dar. In Wirklichkeit sind die meisten Bahnen jedoch annähernd kreisförmig. Dieser scheinbare Widerspruch entstand, indem Kepler sein Gesetz anhand der Marsbahn aufstellte – und diese tatsächlich elliptisch ist.

Wie sehr eine Ellipse von der Kreisform abweicht, wird durch die Exzentrizität ε angegeben.

Für einen Kreis beträgt die Exzentrizität $ε = 0$ . Je länger die große Halbachse der Ellipse wird, desto mehr nähert sich der Wert $ε = 1$ an. Bei höheren Exzentrizitäten ist die Ellipse geöffnet. Dann handelt es sich um Parabeln ( $ε = 1$ ) bzw. Hyperbeln ( $ε > 1$ ):

Planetenbahnen Exzentrizität StudySmarter Abbildung 8: Exzentrizität

Die Form einer Planetenbahn wird also durch die Exzentrizität angegeben. Dabei weist die Bahn des Merkur den höchsten ( $ε = 0, 2$ ), die der Venus den kleinsten ( $ε = 0, 006$ ) Wert auf.

Planetenbahnen als Kegelschnitte

Unabhängig von ihrer Form haben Planetenbahnen eine Sache gemeinsam: Sie stellen alle Kegelschnitte dar.

Als Kegelschnitte werden Kurven bezeichnet, die entstehen, wenn ein Doppelkegel mit einer Ebene geschnitten wird.

Zu diesen zählen Kreis, Ellipse, Parabel und Hyperbel.

Geschlossene Bahnen (Kreis und Ellipse) entsprechen unseren Planetenbahnen. Bewegt sich ein Objekt allerdings schneller als die Fluchtgeschwindigkeit des anziehenden, schwereren Himmelskörpers, nimmt seine Bahn die Form einer Hyperbel an.

Ein Beispiel dafür sind Sternschnuppen.

Neigung der Planetenbahnen

Wenn Du Dir die Planetenbahnen um die Sonne ansiehst, fällt auf, dass sie unterschiedlich geneigt sind.

In der Fachsprache wird die Neigung der Planetenbahnen als Inklination (Symbol i) bezeichnet. Sie entspricht dem Winkel zwischen der Bahnebene des Planeten und einer Referenzebene.

Der Winkel wird in Grad gemessen.

Im Sonnensystem wird meistens die Ebene der Erdbahn (Ekliptik) als Referenzebene gewählt, um die Neigung von Planetenbahnen anzugeben.

Wenn Du davon ausgehst, dass die Bahnen nicht etwa durch die Gravitation anderer Planeten gestört werden, bleibt ihre Neigung konstant.

Satellitenbahnen

Ein Satellit umkreist einen Himmelskörper auf einer elliptischen oder kreisförmigen Bahn. Er kann auch natürlich entstanden sein, doch meistens werden künstliche Himmelsobjekte als Satelliten bezeichnet. Sie werden zum Beispiel zur Wettervorhersage, für Kommunikation oder zu Forschungszwecken benötigt.

Die Umlaufbahn eines Satelliten bleibt stabil, wenn die Anziehungskraft der Erde und die auf das Objekt wirkende Zentrifugalkraft gleich groß sind. Damit er also auf seiner Bahn bleibt, bewegt sich der Satellit schneller, je kleiner sein Abstand zur Erde ist. So wird eine höhere Zentrifugalkraft erzeugt, die die höhere Anziehung in Erdnähe ausgleicht.

Geostationäre Bahn

Kommunikations- und Wettersatelliten werden häufig in der geostationären Bahn in einer Höhe von etwa 36.000 km über dem Erdäquator eingesetzt.

Auf einer geostationären Bahn stimmt die Umlaufzeit des Satelliten mit der Rotationsdauer der Erde überein. Sie beträgt $T = 24 h$ . Das bedeutet, dass sich das Objekt zu jedem Zeitpunkt an derselben Position über der Erde befindet.

Eine geostationäre Bahn für Wettersatelliten ermöglicht es, die Wetterverhältnisse am selben Ort in kurzen Zeitintervallen untersuchen zu können.

Kommunikationssatelliten hingegen müssen sogar immer an derselben Position oberhalb der Erdoberfläche sein, damit die Verbindung zur Erde nicht abbricht.

Sonnensynchrone Bahnen

Viele Satelliten sind auf die Energie der Sonne angewiesen, um funktionieren zu können. Sie werden deshalb auf einer sonnensynchronen Bahn eingesetzt. Darauf umkreisen die Satelliten einen Planeten so, dass sie durchgehend von der Sonne beleuchtet werden.

Beispielsweise werden einige Weltraumteleskope, Satelliten zur Beobachtung der Sonne und andere Forschungssatelliten auf einer sonnensynchronen Bahn eingesetzt.

Weitere Beispiele und genaue Informationen kannst Du im Artikel "Satellitenbahnen" nachlesen.

Planetenbahnen – Das Wichtigste

Erstes Keplersches Gesetz: Planeten bewegen sich auf elliptischen Bahnen, wobei die Sonne im gemeinsamen Brennpunkt steht.
Zweites Keplersches Gesetz: Die Verbindungslinie zwischen einem Planeten und der Sonne überstreicht in gleichen Zeitabständen Δt gleich große Flächen $A_{1}$ und $A_{2}$ :

$\frac{A_{1}}{Δ t} = \frac{A_{2}}{Δ t}$

Drittes Keplersches Gesetz: Die quadrierten Umlaufzeiten zweier Planeten verhalten sich genauso wie die dritten Potenzen der großen Halbachsen ihrer Bahnen:

$\frac{{(T_{1})}^{2}}{{(T_{2})}^{2}} = \frac{{(a_{1})}^{3}}{{(a_{2})}^{3}}$

Die gegenseitige Anziehung zwischen zwei Massen wird durch Gravitation verursacht. Diese Anziehungskraft heißt deshalb Gravitationskraft.
Die Gravitationskraft zwischen zwei Körpern der Massen $m_{1}$ und $m_{2}$ , die einen Abstand r zueinander haben, kannst Du mit dem Newtonschen Gravitationsgesetz berechnen:

$F_{G} = G \cdot \frac{m_{1} \cdot m_{2}}{r^{2}}$

Die Gravitationskonstante beträgt dabei:

$G = 6, 673 \cdot 10^{- 11} \frac{m^{3}}{k g \cdot s^{2}}$

Um auf eine stabile Kreisbahn direkt oberhalb der Planetenoberfläche zu gelangen, muss ein Objekt mit der ersten kosmischen Geschwindigkeit (Kreisbahngeschwindigkeit) abgeschossen werden:

$v_{1} = \sqrt{G \cdot \frac{M}{r}}$

r ist der Radius, M die Masse des Planeten, G die Gravitationskonstante.

Um den Anziehungsbereich eines Planeten zu verlassen, muss das Objekt beim Start mindestens die zweite kosmische Geschwindigkeit (Fluchtgeschwindigkeit) erreichen:

$v_{2} = \sqrt{2 \cdot G \cdot \frac{M}{r}}$

r ist der Radius, M die Masse des Planeten, G die Gravitationskonstante.

Ein Objekt muss mindestens die dritte kosmische Geschwindigkeit erreichen, um das Sonnensystem zu verlassen. Sie ergibt sich aus der Fluchtgeschwindigkeit des Planeten und jener der Sonne:

$v_{3} = \sqrt{{(v_{2, P l a n e t})}^{2} + {(v_{2, S o n n e})}^{2}}$

In der Realität bewegen sich Himmelskörper nicht nur auf elliptischen, sondern auch auf kreisförmigen, parabolischen oder hyperbolischen Bahnen. Diese entsprechen den Kegelschnitten Ellipse, Kreis, Parabel und Hyperbel.
Die Neigung von Planetenbahnen heißt Inklination. Sie wird als der Winkel zwischen einer Planetenbahn und einer Referenzebene gemessen.
Durch das Kräftegleichgewicht von Erdanziehung und Zentrifugalkraft bleibt die Bahn von Satelliten stabil.

Planetenbahnen

StudySmarter Redaktionsteam