Die Planetenbahnen

Wie angesprochen, fliegen die Planeten nicht auf kreisrunden, sondern auf mehr oder weniger elliptischen Bahnen um die Sonne. Die Sonne befindet sich dabei in einem der beiden Brennpunkte dieser Ellipse. Zwei der Bahnpunkte wurden von den Astronomen mit Eigennamen belegt, da durch sie charakteristische Bahneigenschaften berechnet werden können.

Aphel (Aphelion)

Mit dem Begriff Aphel oder Aphelion wird der sonnenfernste Punkt des Planeten auf seiner Bahn um die Sonne bezeichnet.

Perihel (Perihelion)

Mit diesem Begriff wird der sonnennächste Punkt eines Planeten auf seiner Bahn um die Sonne gekennzeichnet.

Mittlere Entfernung

Die mittlere Entfernung eines Planeten zur Sonne ist das geometrische Mittel zwischen seiner größten und seiner kleinsten Entfernung. Sie wird wie folgt berechnet:
mittlere Entfernung = (Aphel + Perihel) / 2

Exzentrizität

Die Exzentrizität ist ein Maß dafür, inwieweit die Brennpunkte einer Ellipse aus ihrem Mittelpunkt verschoben wurden. Bei einem idealen Kreis würde die Exzentrizität den Wert 0 ergeben. Ist der Bahnverlauf elliptisch gestreckt, so besitzt die Elliptizität Werte die größer sind als 0 bis heran an den Wert 1. Werte die gegen 1 streben, treten bei Kometen auf, die einerseits der Sonne sehr nahe kommen, dann aber weit in das All hinausfliegen. Die Exzentrizität besitzt keine Einheit und berechnet sich wie folgt:
Exzentrizität = (Aphel - Perihel) / (2 * mittlere Entfernung)
Übersteigt die Exzentrizität den Wert 1, so liegt kein elliptischer Bahnverlauf mehr vor, sondern eine hyperbolische Bahn. Diese Bahn schließt sich nicht mehr. Kometen aus dem fernen Weltall, die die Sonne nur einmalig umfliegen besitzen solche Bahnen.


Zeitangaben für die Rotation und den Umlauf

Es vergeht Zeit, bis sich die Planeten einmal um sich selber gedreht oder die Sonne auf ihrer Bahnebene einmal umrundet haben. Je nach Bezugssystem können sich die Zeitangaben voneinander unterscheiden. So gibt es drei Zeitsysteme ..

Siderische Zeitangaben (Bezug Fixstern)

Sideral kommt aus der lateinischen Sprache und bedeutet, auf die Sterne bezogen. Ein Umlauf der Erde um die Sonne dauert 365,256 Tage. Diese Zeit ergibt sich, wenn man die Sonne vor einem weit entfernten Stern fixiert, von dem man annehmen kann, daß er sich während der folgenden Zeit nicht wesentlich von seinem Fleck rührt. Erscheint die Sonne an diesem festgelegten Punkt erneut, ist ein Jahr, genau ein siderisches Jahr vergangen. Während dieser Zeit wurde es aufgrund der Rotation der Erde um ihre Achse 23,9345 mal Tag und Nacht, was zu einer mittleren Tageslänge von 23h 56m 4,2s führt. Man nennt diese Tageslänge die siderische Tageslänge. Sie bezieht die Bewegung der Sonne um die Galaxis mit in die Zeitrechnung ein.

Tropische Zeitangaben (Bezug Frühlingspunkt)

Die tropische Zeitmessung basiert auf nur erdbezogenen Koordinaten. Überträgt man den Erdäquator auf den Himmel, so erhält man den Himmelsäquator. Gegen ihn ist die Bahn der Erde, die Ekliptik, um 23,45° geneigt. Auf der Ekliptik scheint von der Erde aus gesehen die Sonne zu laufen. Im Frühjahr und im Herbst überschreitet die Sonne den Himmelsäquator. Misst man den Zeitraum zwischen dem ersten Überschreiten eines dieser Punkte bis zum zweiten Überschreiten des gleichen Punktes, dann sind 365,242 Tage vergangen. Man würde diesen Zeitraum ein tropisches Jahr nennen. Es ist gegenüber dem siderischen Jahr um 0,014 Tage kürzer, denn die Erde musste nicht dem Weg der Sonne nacheilen.
Das tropische Jahr wird von uns in Kalendern mit 365 Tagen etwas ungenau fortgezählt, wodurch es alle 4 Jahre zur Einfügung eines Schalttages kommt.

Auch für die anderen Planeten können siderale und tropische Zeiträume, ermittelt werden. Diese Zeiten würden eintreten, wenn sich der Beobachter auf dem Planeten befände. Von der Erde aus gesehen, scheinen dort allerdings andere Zeiträume zu gelten.


Synodische Zeitangaben (Bezug Erde)

Beobachtet man von der Erde aus einen Nachbarplaneten und misst den zeitlichen Abstand zwischen zwei gleichen Erscheinungen bei ihm, so scheinen diese bei den inneren Planeten zeitlich weiter auseinanderzuliegen als dies nach ihren tatsächlichen Umlaufzeiten um die Sonne möglich ist. Bei den weit entfernten äußeren Planeten dagegen würden sich gleiche Erscheinungen schon nach wenig mehr als einem Jahr wiederholen, obwohl sie einige hundert Jahre um die Sonne unterwegs sind. Der Grund für diese Zeitverzerrung ist die Eigenbewegung der Erde. Beobachtet man beispielsweise die Oppositionsstellung von Jupiter zur Sonne, so wird sich diese Stellung nach wenig mehr als einem Jahr für Erdbeobachter wiederholen, denn die Erde hat sich einmal um die Sonne herumbewegt und muss nur noch den Weg einholen den Jupiter inzwischen auf seiner Bahn um die Sonne zurückgelegt hat. Zeitangaben, die die Erde auf ihrem Lauf um die Sonne als Bezugspunkt wählen nennt man synodische Zeitangaben. Sie sind zur Beschreibung der physikalischen Eigenschaften des beobachteten Objekts von geringer Aussagekraft, dafür aber für die Zeitpunkte seiner Beobachtbarkeit.





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