Omløpstid

**Omløpstid** i astronomien angir den tid som et himmellegeme som en stjerne eller planet behøver for å gjøre et fullstendig omløp rundt et annet legeme når det er i en bunden bane om dette. Ifølge Keplers lover er slike baner alltid ellipser med sirkler som spesialtilfelle. Begrepet omtales ofte som bevegelsens **periode** og benyttes også for satellitter i baner rundt Jorden, asteroider rundt Solen eller for dobbeltstjerner.

Vanligvis defineres denne perioden i forhold til et fast punkt på fiksstjernehimmelen og kalles den sideriske omløpstiden. Den kan beregnes fra Newtons gravitasjonslov som beskriver to masser *M&thinsp;* og *m&thinsp;* som er bundet sammen ved gravitasjonskraften. Når *M* >> *m*, vil den tunge massen ligge i ro, mens den andre beveger seg rundt denne i en ellipsebane med periode

:  P = 2\pi\sqrt{a^3\over GM} 

Her er *a&thinsp;* banens store halvakse og *G&thinsp;* er  gravitasjonskonstanten. Dette er et matematisk uttrykk for Keplers 3. lov. For en sirkulær bane er *a&thinsp;* radius til denne. 

## Synodisk omløpstid
 

Ofte i astronomisk sammenheng er flere enn ett himmellegeme i bunden bevegelse om en sentral masse. Da er det vanligvis nyttig å kunne beskrive hvor lang tid ett av disse behøver for å komme tilbake til samme posisjon i forhold til ett av de andre legemene i samme system. På denne måten kan en **synodisk omløpstid** defineres. For vårt eget solsystem er denne perioden for eksempel lik med tiden mellom hver gang en ytre planet som Mars og Jorden er i opposisjon med hverandre. For en indre planet som Venus kan det være tiden mellom to konjunksjoner der planeten forsvinner bak Solen. I begge disse tilfellene befinner både planeten, Solen og Jorden seg på samme, rette linje.

Den synodiske perioden er lettere å bestemme enn den sideriske da den kan finnes ved direkte observasjoner. Det vil gi resultat som varierer litt fra gang til gang da de forskjellige banebevegelsene vanligvis ikke er helt regelmessige i gravitasjonelt bundne system. I motsetning til sideriske omløpstider som er tilnærmet konstante, er de synodiske periodene derfor gjennomsnittsverdier.

Månen går rundt Jorden med en siderisk omløpstid på 27 gjennomsnittlige soldager, 7 timer og 43 minutt og måles relativt til fiksstjernene. Når omløpstiden måles i forhold til Solens posisjon, vil den etter en rundgang være litt lengre da Solen i mellomtiden har flyttet seg litt. Det resulterer i en synodisk omløpstid på 29 dager, 12 timer og 44 minutt som er litt mindre enn en gjennomsnittlig måned. Denne perioden er nå den samme som for eksempel mellom to fullmåner da disse inntrer når Månen passerer linjen mellom Solen og Jorden.

### Matematisk sammenheng

For eksakt sirkulære baner rundt en sentral masse eksisterer det en matematisk relasjon mellom den sideriske og den synodiske perioden. Denne sammenhengen kan føres tilbake til Kopernikus. Hvis planet *A&thinsp;* befinner seg utenfor planet *B&thinsp;*, vil den sideriske omløpstiden *P<sub>A</sub>&thinsp;* til *A&thinsp;* være større enn den til *B&thinsp;*.
Det betyr at vinkelfrekvensen  B*.

Man kan nå definere en synodisk omløpstid *S&thinsp;* for de to planetene fra et tidspunkt der de ligger på samme linje gjennom sentralmassen. Hvis nå *A&thinsp;* ikke beveget seg, ville de igjen være på samme linje når . Men i virkeligheten har *A&thinsp;* i mellomtiden flyttet seg et stykke *S&omega;A*. Dermed er den synodiske omløpstiden bestemte ved ligningen   eller

: <math> {1\over S} =  {1\over P_B} - {1\over P_A}  </math>

For planeter i vårt eget solsystem vil Jorden med siderisk periode *E&thinsp;* være i en bane som tilsvarer *A&thinsp;* når vi betrakter en indre planet som *B*. Har denne en siderisk periode *P*, vil dens synodiske periode nå være bestemt ved sammenhengen

: <math> {1\over S} =  {1\over P} - {1\over E}  </math>

På tilsvarende vis når vi observerer en ytre planet, vil vi befinne oss i en bane som tilsvarer *B*. Den ytre planeten *A&thinsp;* vil nå bli tilskrevet en synodisk omløpstid gitt ved

: <math> {1\over S} =  {1\over E} - {1\over P}  </math>

hvor nå *P&thinsp;* er dens sideriske omløpstid. De synodiske periodene som følger fra disse sammenhengene, stemmer godt overens med de observerte i vårt eget solsystem. Her beveger ikke planetene seg i eksakte sirkler, men de fleste banene har svært liten eksentrisitet.

===Omløpstider i Solsystemet===



===Andre omløpstider===



Når man har to eller flere himmellegemer i bevegelse rundt en sentral masse, vil de påvirke hverandre slik at det vanligvis oppstår andre periodiske fenomen i tillegg til deres sideriske og synodiske omløpstider. De er av betydning for en mer nøyaktig beskrivelse av egenskapene til slike bundne system.

* *'Drakonisk periode** er tiden som går mellom to påfølgende passasjer som et himmellegeme gjør gjennom sin [[Knutepunkt (astronomi)|oppadstigende knute]], punktet der banen krysser ekliptikken fra den sørlige til den nordlige himmelhalvkulen. Denne perioden er ulik den sideriske fordi knutene flytter seg vanligvis sakte under påvirkning fra de andre legemene. [[Måneformørkelse]]r kan skje når [[fullmåne]]n er nær et knutepunkt, mens [[solformørkelse]]r kan opptre når [[nymåne]]n er nær et slikt punkt i banen.

* **Anomalistisk periode** er den tiden som går mellom to påfølgende passeringer gjennom [[perihel]] til himmellegemet, det punktet i banen hvor det er nærmest Solen. Det beveger seg der med størst hastighet. På tilsvarende vis som den langsomme flyttingen av knutelinjen, vil apselinjen som forbinder perihel med [[aphel]], bevege seg litt slik at også denne omløpstiden er litt forskjellig fra den sideriske.

* **Tropisk periode** er tiden som går mellom to  påfølgende passasjer av himmellegemet  gjennom referansepunktet som har [[rektasensjon]] null. Vanligvis er dette  [[vårjevndøgnspunktet]] ♈︎. Da begge  jevndøgnspunktene gjennomgår en langsom  [[Presesjon#Astronomi|presesjon]], er  denne perioden litt kortere enn den sideriske omløpstiden.

==Dobbeltstjerner==


En [[dobbeltstjerne]] består av to stjerner med masser ''M''<sub>1</sub> og ''M''<sub>2</sub> som beveger seg om hverandre i et bundet system som blir holdt sammen av [[tyngdekraft]]en mellom dem. Deres posisjoner kan angis ved vektorer **r**<sub>1</sub> og **r**<sub>2</sub> som begge varierer med tiden. [[Newtons gravitasjonslov]] gir nå bevegelsesligningen

: <math>  M_1{d^2\mathbf{r}_1\over dt^2} = - GM_1M_2 {\mathbf{r}_1 - \mathbf{r}_2\over |\mathbf{r}_1 - \mathbf{r}_2 |^3} </math>

og den tilsvarende for **r**<sub>2</sub> . Ved å ta differansen mellom disse to ligningene, fremkommer 

: <math> {d^2\mathbf{r}\over dt^2} = - GM {\mathbf{r}\over r^3} </math>

hvor **r** = **r**<sub>1</sub> - **r**<sub>2</sub> er den relative avstanden mellom stjernene og ''M'' = ''M''<sub>1</sub> + ''M''<sub>2</sub> er deres totale masse. Denne ene ligningen ligger til grunn for utledning av [[Keplers lover]]. Den tredje av disse gir den sideriske omløpstiden som

: <math> T^2 = {4\pi^2 a^3 \over G M}  </math>

der ''a&thinsp;'' er den store halvaksen i den tilsvarende ellipsebanen. Denne ellipsen er banen til den ene stjernen når den observeres fra den andre som samtidig er  i bevegelse.

Alternativt kan man beskrive bevegelsen til de to stjernene i deres [[Tolegemeproblem#Massesenter|massesenter]]. Velges det som origo, er det nå gitt som 

: <math> M_1\mathbf{r}_1 +  M_2\mathbf{r}_2 = 0 </math>

Dermed blir både **r**<sub>1</sub> og **r**<sub>2</sub> proporsjonale med den relative avstanden **r*'. Hver av stjernene vil nå beskrive sin egen ellipsebane med store  halvakser *a*<sub>1</sub> og *a''2. Omløpstidene i de to banene er den samme som før da . Dermed utgjør  summen  halvaksen i den relative ellipsen.

## Se også
* Geostasjonær bane

## Referanser