Lagrange-Punkte

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Lagrange-Punkte L1 bis L5 in einem System aus Zentralgestirn (gelb) und Planet (blau): L4 läuft dem Planeten voraus, L5 hinterher
Äquipotentiallinien des Schwerefeldes im mitrotierenden Bezugssystem als Gummimatten-Modell in violett eingezeichnet. Schnitt in der Umlaufebene, Massenverhältnis 1:10, damit sich L1 und L2 deutlich absetzen.[1]

Die Lagrange-Punkte oder Librationspunkte (von lateinisch libra „Waage“ und librare „das Gleichgewicht halten“) sind fünf Punkte im System zweier Himmelskörper (beispielsweise eines Sterns und eines ihn umkreisenden Planeten), an denen ein leichter Körper (etwa ein Asteroid oder eine Raumsonde) antriebslos den massereicheren Himmelskörper umkreisen kann, wobei er dieselbe Umlaufzeit wie der masseärmere Himmelskörper hat und sich seine Position relativ zu diesen beiden nicht ändert. Im Falle eines künstlichen Körpers ist dieser dann ein Satellit um den massereicheren Himmelskörper, aber kein Satellit um den masseärmeren Himmelskörper.

Mathematisch betrachtet sind die Lagrange-Punkte die Gleichgewichtspunkte des eingeschränkten Dreikörperproblems. Das allgemeine Dreikörperproblem der Himmelsmechanik ist nur numerisch näherungsweise lösbar, nicht aber analytisch. Mit der Einschränkung allerdings, dass der dritte Körper eine vernachlässigbare Masse hat, fanden Leonhard Euler und Joseph-Louis Lagrange fünf analytische Lösungen: In den nach Lagrange L1 bis L5 genannten Punkten können dritte Körper kräftefrei ruhen. Es handelt sich um Nullstellen des Schwerefeldes in jenem rotierenden Bezugssystem, in dem auch die beiden schweren Himmelskörper (z. B. Sonne und Planet) ruhen. Das heißt, die Gravitationskräfte der beiden Körper auf den Probekörper werden gerade von der Zentrifugalkraft (aufgrund der Rotation des Bezugssystems) aufgehoben. In einem nichtrotierenden Bezugsystem laufen die Lagrange-Punkte synchron mit den beiden Himmelskörpern auf Kreisbahnen um den gemeinsamen Schwerpunkt.

L1 bis L3 sind in Tangentialrichtung stabil und in Radialrichtung instabil und damit insgesamt instabil. L4 und L5 sind dagegen Ljapunow-stabil: Befindet sich der Probekörper in einer Umgebung um den Lagrange-Punkt, so bleibt er auf einer geschlossenen Bahn in dieser Umgebung. Entscheidendes Element ist die außerhalb dieser Umgebung vernachlässigbare Corioliskraft.

Lage der Lagrange-Punkte

Alle fünf Lagrange-Punkte liegen in der Bahnebene der beiden schweren Körper. Drei liegen auf der Verbindungslinie der beiden Körper, der vierte und der fünfte bilden mit den beiden Körpern jeweils die Eckpunkte eines (bis auf relativistische Korrekturen) gleichseitigen Dreiecks. Für das in obigen Grafiken gelb-blaue Paar von Himmelskörpern werden im Folgenden Sonne und Erde als Beispiel verwendet.

Lagrange-Punkt L1

Der innere Lagrange-Punkt L1 befindet sich zwischen den beiden betrachteten Körpern auf ihrer Verbindungslinie. Ein Körper, der die Sonne innerhalb der Erdbahn umkreist, hätte normalerweise eine höhere Bahngeschwindigkeit als die Erde. Durch die Anziehungskraft der Erde wird jedoch die Anziehungskraft der Sonne auf den Körper geschwächt (die beiden Kräfte wirken entgegengesetzt), wodurch in L1 die synchrone Umlaufgeschwindigkeit für das Kräftegleichgewicht ausreicht. Dieser Punkt befindet sich ca. 1,5 Mio. km von der Erde entfernt in Richtung Sonne, das entspricht etwa dem vierfachen Abstand Erde – Mond. Ein Blick von L1 zur Erde zeigt permanent auf die Tagseite, L1 von der Erde aus gesehen, befindet sich weit vor dem Mittelpunkt des Bildes der Sonne.

Beispiele
  • Der innere Lagrange-Punkt L1 im System Sonne-Erde dient als „Basis“ zur Sonnenbeobachtung. Ein Signal zu einem Raumfahrzeug an diesem Punkt benötigt ungefähr 10 Sekunden hin und zurück.
    • Schon 1978 brach dorthin die Sonde ISEE-3 auf, um ihn bis 1982 zu umkreisen. Sie war die erste Sonde, die einen Lagrangepunkt umkreiste.
    • Seit 1995 umkreist ihn die Sonnenbeobachtungssonde SOHO mit einem Bündel von zwölf Messinstrumenten. Aus der Sicht des mit der Erdbewegung mitbewegten Bezugssystems umkreist SOHO den Lagrange-Punkt einmal innerhalb von sechs Monaten im Abstand von rund 600.000 km, um bei der Kommunikation nicht von der Radiostrahlung der Sonne gestört zu werden und den Aufwand für Bahnkorrekturen nicht zu groß werden zu lassen.
    • Der Advanced Composition Explorer (ACE) zur Erforschung von Partikeln aus allen möglichen Quellen im Universum (u. a. der Sonne) umkreist den L1 seit Anfang 1998.
    • Auch die Raumsonde Genesis mit Instrumenten zur Erforschung des Sonnenwinds und zum Einfangen seiner Partikel war dort von 2001 bis 2004 positioniert.
    • Seit 2015 befindet sich das Deep Space Climate Observatory auf einem Lissajous-Orbit um den Lagrange-Punkt L1
    • LISA Pathfinder war auf einem Lissajous-Orbit um den Lagrange-Punkt L1
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L1 und L2 im System Erde-Mond, maßstabsgetreu
  • Der innere Lagrange-Punkt L1 vom System Erde-Mond ist im Mittel ungefähr 58.000 km vom Massemittelpunkt des Mondes in der Richtung zur Erde hin entfernt, von der Erde aus gesehen etwa bei 6/7 der Entfernung zwischen beiden Himmelskörpern.[2][3]
    • ARTEMIS, die Verlängerung der THEMIS-Missionen der NASA führten unter anderem zum Lagrange-Punkt L1 von Erde und Mond.[4]

Lagrange-Punkt L2

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Position von L2 von Sonne und Erde

Der äußere Lagrange-Punkt L2 befindet sich hinter dem kleineren der beiden großen Körper auf ihrer Verbindungslinie. Ursache ist ein ähnlicher Effekt wie im Fall des L1. Normalerweise wäre außerhalb der Erdbahn die Umlaufdauer länger als die der Erde. Die zusätzliche Anziehung der Erde (Kräfte von Sonne und Erde auf den Körper sind gleichgerichtet) bewirkt jedoch eine kürzere Umlaufdauer, die im L2 wiederum gleich der Umlaufdauer der Erde ist. Dieser Punkt befindet sich in einer Entfernung von ca. 1,5 Mio. km außerhalb der Erdbahn. Ein Blick von L2 zur Erde zeigt permanent die Nachtseite der Erde umgeben von einem schmalen Sonnenring. Ein Signal zu einem Raumfahrzeug an L2 und wieder zurück benötigt ungefähr 10 Sekunden.

Beispiele
  • Ein Orbit um den L2-Punkt des Systems Sonne-Erde bietet Vorteile für Weltraumteleskope, da ein Körper im L2 beim Umlauf um die Sonne die Orientierung in Bezug zur Erde beibehält.
  • Der äußere Lagrange-Punkt des Systems Erde-Mond ist im Mittel ungefähr 64.500 km vom Massemittelpunkt des Mondes in Richtung von der Erde weg entfernt.[2][3]

Lagrange-Punkt L3

Der Lagrange-Punkt L3 befindet sich (von dem kleineren Körper aus gesehen) hinter dem größeren Körper auf ihrer Verbindungslinie etwas außerhalb der Umlaufbahn des kleineren der beiden Körper. Im Fall Sonne-Erde liegt der dritte Lagrange-Punkt auf der uns gegenüberliegenden Seite der Sonne, knapp 190 km weiter entfernt von der Sonne als die Erde. In diesem Punkt bewirken die (gleichgerichteten) kombinierten Anziehungskräfte von Erde und Sonne wieder eine Umlaufdauer, die gleich der der Erde ist.

Beispiel
  • Ein Raumfahrzeug am L3 des Systems Sonne-Erde befindet sich hinter der Sonne und Radiosignale von und zu diesem Punkt werden von der Sonne geblockt und durch Radiosignale der Sonne gestört. Eine genaue Positionsbestimmung ist von der Erde aus nicht möglich. Raumfahrzeuge auf erdähnlichen Umlaufbahnen in der Nähe dieses Punkts müssen ihre Daten speichern, bis sie ihre Position bei L3 verlassen haben und eine Kommunikation wieder möglich ist. Der L3-Punkt ist also eine sehr ungünstige Position für Raummissionen.
    • Der L3-Punkt war in Science-Fiction-Büchern und Comics ein beliebter Platz für eine hypothetische (für uns aufgrund der Sonne nicht sichtbare) „Gegenerde“. Da die Masse einer gleichschweren „Gegenerde“ in dem System jedoch nicht mehr zu vernachlässigen wäre, handelte es sich hier um ein etwas anders gelagertes Dreikörperproblem und L3 läge aus Symmetriegründen exakt auf der Umlaufbahn der Erde.

Lagrange-Punkte L4 und L5

Diese beiden Lagrange-Punkte befinden sich jeweils am dritten Punkt eines gleichseitigen Dreiecks, dessen Grundlinie die Verbindungslinie der beiden großen Körper ist. L4 befindet sich in Umlaufrichtung des kleineren der beiden großen Körper vor ihm, L5 hinter ihm.

Haben die beiden großen Körper sehr verschiedene Massen, so liegen L4 und L5 annähernd auf der Umlaufbahn des mittelgroßen Körpers, 60° davor bzw. dahinter.

Im Gegensatz zu L1, L2 und L3 sind L4 und L5 stabil, d. h. in ihrer Nähe können sich Körper auch ohne Bahnkorrektur dauerhaft aufhalten. Daher können an diesen Punkten natürliche Objekte erwartet werden. Ist der Punkt L4 bzw. L5 nicht genau getroffen, so beschreibt das entsprechende Objekt eine Umlaufbahn um den Lagrangepunkt. Tatsächlich befinden sich in der Nähe von L4 und L5 eine Vielzahl von Staubwolken und Kleinkörpern, insbesondere auf den Umlaufbahnen der großen Planeten. Asteroiden oder Monde, die sich im näheren Umkreis dieser Punkte befinden, werden von Astronomen auch Trojaner oder Trojanermonde genannt. In einer Umlaufbahn um L4 der Erde befindet sich der 2010 entdeckte 2010 TK7 sowie der 2020 entdeckte Asteroid (614689) 2020 XL5[10]. Dieser hat einen Durchmesser von 1 km und ist damit dreimal größer als der 2010 entdeckte Trojaner.

Beispiele

  • System Sonne-Jupiter (Jupitertrojaner): In der Umgebung der Punkte L4 und L5 des Jupiter halten sich die (erstmals bei Jupiter so genannten) Trojaner auf, eine Gruppe von Asteroiden. Sie haben dieselbe Umlaufperiode wie Jupiter, eilen ihm aber im Mittel 60° vor bzw. nach und umkreisen dabei die Punkte L4 und L5 periodisch in weiten Bögen. Bislang sind in L4 und L5 circa 8000 beziehungsweise über 4000 Trojaner bekannt und in den Asteroidenlisten[11] des Minor Planet Center erfasst, die Gesamtzahl wird auf einige Zehntausend geschätzt. Die Jupitertrojaner im Bereich des Lagrange-Punktes L4 werden auch als Griechen bezeichnet. Der erste Trojaner (588) Achilles wurde 1906 von Max Wolf entdeckt. Der weitaus größte Trojaner dürfte der 1907 entdeckte (624) Hektor sein, ein unregelmäßig geformter Asteroid von 416 km × 131 km × 120 km Ausdehnung.
  • System Sonne-Mars:
    • 1990 wurde auch im Librationspunkt L5 des Mars ein Mars-Trojaner entdeckt, der (5261) Eureka getauft wurde. Mittlerweile hat man acht weitere Mars-Trojaner entdeckt, davon einen im L4-Punkt.
  • System Sonne-Neptun:
    • Ende 2001 fand man auch 60° vor Neptun einen Trojaner. Mit dem 4-m-Spiegelteleskop am Cerro Tololo aufgenommen, erhielt er den provisorischen Namen 2001 QR322, war aber erst nach einem Jahr „gesichert“. Er umrundet die Sonne – genau wie Neptun – in 166 Erdjahren.
    • 2010 wurde dann auch erstmals ein Neptuntrojaner im Lagrangepunkt L5, 60° hinter Neptun, nachgewiesen, 2008 LC18.
    • Inzwischen (Stand August 2022) sind 27 in L4 und 4 in L5 bekannt.
  • System Sonne-Uranus:
    • Mit 2011 QF99 wurde ein Uranustrojaner in L4 gefunden.
  • System Sonne-Erde (Erdbegleiter):
    • Für die Erde wurde von Astronomen der Athabasca University in Kanada im Jahr 2010 der bis dahin einzig bekannte Trojaner entdeckt, der Asteroid 2010 TK7. Die Entdeckung wurde im Juli 2011 veröffentlicht.[12][13] Er bewegt sich um den Lagrange-Punkt L4.
    • Im Dezember 2020 spürte das Pan-STARRS-Teleskop einen weiteren verdächtigen Lichtpunkt am Lagrangepunkt 4 auf, die Beobachtung wurde vom SOAR-Teleskop auf dem Cerro Pachon in Chile bestätigt: nach diesen Untersuchungen könnte dieser Asteroid einen Durchmesser von 1,2 Kilometer haben und damit rund dreimal größer sein als 2010 TK7. <Quelle: NOIRLab>
    • In den 1950ern wurden Staubwolken in den L4- und L5-Punkten des Systems Sonne-Erde gefunden.
  • System Erde-Mond
    • In den L4- und L5-Punkten des Systems Erde-Mond wurden ebenfalls sehr schwache Staubwolken gefunden, die Kordylewskischen Wolken, die noch schwächer als der lichtschwache Gegenschein ausgeprägt sind.
    • Jedoch gibt es einige Asteroiden, die sich auf einer sogenannten Hufeisenumlaufbahn zusammen mit der Erde (also einer mittleren Umlaufdauer von einem Jahr) um die Sonne bewegen. Der Übergang von einem Trojaner zu einer Hufeisenbahn ist fließend: Wenn der Abstand eines Trojaners zum L4- oder L5-Punkt zu groß ist, dann wird er einmal auf der Erdbahn den der Erde entgegengesetzten Punkt überschreiten und dann in Richtung des anderen Lagrange-Punktes wandern. Insbesondere die Bahn des am 9. Januar 2002 mit Hilfe der automatischen Himmelsüberwachung LINEAR (Lincoln Near Earth Asteroid Research) entdeckten Asteroiden 2002 AA29 (ein Objekt mit nicht einmal 100 m Durchmesser) ist bemerkenswert. Er umkreist die Sonne auf einer der Erdbahn sehr ähnlichen Umlaufbahn, wobei er vom mit der Erdbewegung mitbewegten Bezugssystem aus gesehen entlang der Erdbahn im Lauf von 95 Jahren einen Bogen von fast 360° beschreibt, den er in weiteren 95 Jahren wieder zurückschwingt. Die Form des Bogens erinnert an ein Hufeisen, daher der Name Hufeisenbahn. Die stabilste derzeit bekannte Hufeisenbahn eines Erdbegleiters besitzt (419624) 2010 SO16.

Näherungslösungen von Euler und Lagrange

Lagrange-Punkte L1 bis L3

Die Positionen lassen sich analytisch herleiten, wenn man die drei Massen auf einer rotierenden Linie anordnet und für jede der drei Massen fordert, dass die gravitative Anziehung der beiden anderen Massen sie auf einer Kreisbahn hält. Dies führt jedoch zu Gleichungen fünften Grades.

Näherungslösungen dieser Gleichungen sind (der relative Fehler bezogen auf Fehler beim Parsen (MathML mit SVG- oder PNG-Rückgriff (empfohlen für moderne Browser und Barrierefreiheitswerkzeuge): Ungültige Antwort („Math extension cannot connect to Restbase.“) von Server „https://wikimedia.org/api/rest_v1/“:): {\displaystyle l_2 - r} beim System Sonne-Erde beträgt etwa 0,33 %, bei Erde-Mond bis zu 6 %):

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mit dem Abstand Fehler beim Parsen (MathML mit SVG- oder PNG-Rückgriff (empfohlen für moderne Browser und Barrierefreiheitswerkzeuge): Ungültige Antwort („Math extension cannot connect to Restbase.“) von Server „https://wikimedia.org/api/rest_v1/“:): {\displaystyle r} zwischen den beiden Körpern mit den Massen Fehler beim Parsen (MathML mit SVG- oder PNG-Rückgriff (empfohlen für moderne Browser und Barrierefreiheitswerkzeuge): Ungültige Antwort („Math extension cannot connect to Restbase.“) von Server „https://wikimedia.org/api/rest_v1/“:): {\displaystyle m} und sowie Fehler beim Parsen (MathML mit SVG- oder PNG-Rückgriff (empfohlen für moderne Browser und Barrierefreiheitswerkzeuge): Ungültige Antwort („Math extension cannot connect to Restbase.“) von Server „https://wikimedia.org/api/rest_v1/“:): {\displaystyle \textstyle \mu= \frac{m}{m+M}} .
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mit einem relativen Fehler kleiner als Fehler beim Parsen (MathML mit SVG- oder PNG-Rückgriff (empfohlen für moderne Browser und Barrierefreiheitswerkzeuge): Ungültige Antwort („Math extension cannot connect to Restbase.“) von Server „https://wikimedia.org/api/rest_v1/“:): {\displaystyle 0{,}8\ \nu^3} (Fehler beim Parsen (MathML mit SVG- oder PNG-Rückgriff (empfohlen für moderne Browser und Barrierefreiheitswerkzeuge): Ungültige Antwort („Math extension cannot connect to Restbase.“) von Server „https://wikimedia.org/api/rest_v1/“:): {\displaystyle \nu } ≤ 1/4). Dies liefert beim System Erde – Mond eine Ungenauigkeit von nur noch etwa 0,3 % und beim System Sonne – Erde von 0,00008 %. Letzteres entspricht immerhin noch einer Ungenauigkeit von etwa 1,2 km. Für konkrete Werte von Fehler beim Parsen (MathML mit SVG- oder PNG-Rückgriff (empfohlen für moderne Browser und Barrierefreiheitswerkzeuge): Ungültige Antwort („Math extension cannot connect to Restbase.“) von Server „https://wikimedia.org/api/rest_v1/“:): {\displaystyle \nu} gelangt man von diesen Näherungen mit dem Newton-Verfahren zu höherer Genauigkeit.

Lagrange-Punkte L4 und L5

Wenn man drei Körper mit gleicher Masse umeinander auf einer gemeinsamen Kreisbahn rotieren lässt, liegen der Massenmittelpunkt und das Gravizentrum der Anordnung im Mittelpunkt der Kreisbahn. Bei einer bestimmten, vom Abstand der Massen abhängigen Winkelgeschwindigkeit ist jeder der drei Körper kräftefrei und das System befindet sich im Gleichgewicht. Die direkte Gravitationswirkung der drei Körper aufeinander ist dann ausgeglichen, wenn auf der Kreisbahn die drei Körper den gleichen Abstand zueinander einnehmen. Das kann aber nur in einem gleichseitigen Dreieck der Fall sein. Dort ist der Winkel der einzelnen Seiten zueinander gleich und beträgt 60°.

Verändert man nun die Massen, dann wird der gemeinsame Schwerpunkt, um den das System rotiert, zu der schwersten Masse hin verschoben. Die Eigenschaft, dass das Dreieck gleichseitig ist und folglich die Winkel der Massen zueinander 60° sind, wird dadurch aber nicht beeinflusst.

Somit ist der Abstand zu den beiden Lagrange-Punkten L4 und L5 gleich der Entfernung zwischen den beiden schweren Himmelskörpern r, und die Entfernung zum Fußpunkt bzw. die x-Koordinate und der seitliche Abstand bzw. die y-Koordinate betragen

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Fehler beim Parsen (MathML mit SVG- oder PNG-Rückgriff (empfohlen für moderne Browser und Barrierefreiheitswerkzeuge): Ungültige Antwort („Math extension cannot connect to Restbase.“) von Server „https://wikimedia.org/api/rest_v1/“:): {\displaystyle \textstyle l_y = r \cdot \sin 60^\circ = \frac {\sqrt 3} {2} r}

Herleitung der Librationspunkte durch Lagrange

Bei vergleichbar großen Massen bewegen sich drei Körper in einem Rotationssystem im Allgemeinen chaotisch umeinander. Anders sieht es aus, wenn entweder die Masse der drei Körper gleich groß oder einer der drei Körper sehr klein gegenüber den beiden anderen ist. Lagrange betrachtete den letzteren Fall. Der erstere ist hingegen gut verwendbar zum Einstieg in das Verständnis des Effekts, der zum Gleichgewicht im letzteren Fall führt:

Lagrange ging in seiner Herleitung davon aus, dass einer der Körper eine verschwindend geringe Masse haben soll, sodass der Masseschwerpunkt nur noch von den beiden schwereren Körpern bestimmt wird und zwischen diesen liegt; außerdem davon, dass die beiden schwereren deutlich unterschiedliche Masse haben, also im Wesentlichen der mittelschwere (Planet) um den schwersten (Sonne) kreist. Außerdem davon, dass auch dann, wenn einer der beiden massereichen Körper der deutlich schwerste (Sonne) ist, dieser Masseschwerpunkt deutlich aus dessen Mittelpunkt herausgeschoben ist. Das bedeutet unter anderem, dass der massereichste Körper (Sonne) aufgrund der Wechselwirkung mit dem zweitschwersten Körper (Planet) deutlich um den gemeinsamen Masseschwerpunkt herum wandert. Genau dann und proportional zu dieser Verschiebung des Masseschwerpunkts passiert es, dass die beiden massereichen Körper am Schwerpunkt vorbei aus entgegengesetzten Richtungen auf den kleinsten Körper im betrachteten System einwirken können – ähnlich dem eingangs betrachteten Rotationssystem mit den drei gleich großen Massen, nur dass der Winkel, unter dem der schwerste Körper (Sonne) auf den betrachteten Kleinkörper am Masseschwerpunkt vorbeiwirkt, extrem klein (aber trotzdem ungleich 0) ist.

Nun zeigt sich, dass im Fall relativ großer Massenverhältnisse erstens wieder eine stabile Bahn der drei Körper zustande kommt und zweitens das Gebilde unabhängig vom konkreten Massenverhältnis immer jenes gleichseitige Dreieck bleibt (nur dass es um einen Schwerpunkt nahe bei der Sonne anstatt genau in der Mitte der drei Körper kreist).

Das Modell ist nicht ohne Weiteres auf Mehrplanetensysteme wie unser Sonnensystem anwendbar. Die Auslenkung der Sonne um ihren Mittelpunkt wird bei uns im Wesentlichen von Jupiter bestimmt. Dieser Planet ist es dann auch, der als einziger etliche Masseteilchen um seine Lagrange-Punkte L4 und L5 herum angesammelt hat. Alle anderen Planeten lenken die Sonne im Verhältnis dazu nur zu Bruchteilen ab, sodass die Bewegung der Sonne aus deren Sicht von einer chaotischen Funktion hoher Amplitude in Bezug auf das Lagrange-Modell überlagert ist. Durch statistische Effekte (unterschiedliche Umlauffrequenzen) und lineare Überlagerung können die Lagrange-Punkte allerdings auch bei den kleineren Planeten wirken.

Stabilität der Lagrange-Punkte

Datei:Lagrange points2.svg
Qualitativer Konturplot des effektiven Potentials Veff(xm, ym) für eine Testmasse m in einem System aus einem Planeten (Erde) und seinem Zentralgestirn (Sonne), in der Bahnebene des Planeten (die natürlich auch das Zentralgestirn enthält)

Die ersten drei Lagrangepunkte sind nur bezüglich Abweichungen senkrecht zu der Verbindungslinie zwischen den beiden großen Körpern stabil, während sie bezüglich Abweichungen in Richtung dieser Verbindungslinie instabil sind. Am einfachsten kann man das anhand des L1-Punktes sehen. Auf eine Testmasse m, die von L1 aus entlang eines der roten Pfeile senkrecht von der Verbindungslinie entfernt wird, wirkt eine Kraft zurück in den Gleichgewichtspunkt (in y-Richtung: anziehende Effektivkraft). Grund dafür ist, dass die waagerechten Kraftkomponenten der beiden großen Körper sich gegenseitig aufheben, während sich ihre senkrechten Kraftkomponenten addieren. Wird hingegen ein Objekt von L1-Punkt aus etwas näher an einen der beiden anderen Körper bewegt (die blauen Pfeile), so ist die Gravitationskraft des Körpers, dem er näher gekommen ist, größer: Er entfernt sich also vom Gleichgewichtspunkt (in x-Richtung: abstoßende Effektivkraft). Das Objekt verhält sich also so ähnlich, wie sich eine Kugel auf einer Sattelfläche verhalten würde, deren tiefere Bereiche zu den beiden großen Körpern zeigen.

Die Punkte L1 und L2 sind also zwar instabil, aber dennoch von Nutzen, da beispielsweise geringe Korrekturmanöver einer Raumsonde ausreichen, um sie dort zu halten. Ohne diese würde sie sich von diesen Punkten entfernen.

Im Gegensatz dazu sind um L4 und um L5 stabile Bahnen möglich, sofern das Massenverhältnis der beiden großen Körper größer als 25 ist.[14] So ist zum Beispiel das Verhältnis der Sonnenmasse 2 · 1030 kg zur Erdmasse 6 · 1024 kg weitaus größer.

Wird ein an diesen Punkten befindlicher kleiner Körper leicht ausgelenkt, so bringt ihn die Corioliskraft aus der Sicht des Bezugssystems, in dem die Lagrangepunkte ruhen, in eine nierenförmige Umlaufbahn um diesen Punkt. Er bleibt also auch ohne Korrekturmanöver in der Nähe dieser Punkte.

Siehe auch

Literatur

Weblinks

Wiktionary: Librationspunkt – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen
Commons: Lagrange-Punkte – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise

  1. ↑ Z. F. Seidov: The Roche Problem: Some Analytics. In: The Astrophysical Journal. 603:283-284, 1. März 2004.
  2. ↑ a b Jerome Pearson, Eugene Levin, John Oldson, Harry Wykes: The Lunar Space Elevator. (PDF; 365 kB), STAR Inc., Mount Pleasant, SC USA, 55th International Astronautical Congress, Vancouver, Canada, 4-8 October 2004.
  3. ↑ a b Notation and Numbers. Gravity 4: The Lagrange Points.
  4. ↑ a b Mark A. Woodard, David C. Folta, Dennis W. Woodfork: ARTEMIS: The First Mission to the Lunar Libration Orbits. International Symposium on Space Flight Dynamics, Januar 2009.
  5. ↑ Orbital Insertion Burn a Success, Webb Arrives at L2. Abgerufen am 25. Januar 2021 (englisch).
  6. ↑ ESA News: ESA en route to the origins of the Universe. Abgerufen am 15. Mai 2009.
  7. ↑ Gaia enters its operational orbit. ESA News, 8. Januar 2014, abgerufen am 8. Januar 2014 (englisch).
  8. ↑ eROSITA launch heralds new era for X-ray astronomy. In: Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik. 13. Juli 2019, abgerufen am 22. Dezember 2020 (englisch).
  9. ↑ Luyuan Xu: How China's lunar relay satellite arrived in its final orbit. In: The Planetary Society. 25. Juni 2018, archiviert vom Original am 17. Oktober 2018; abgerufen am 22. Dezember 2020 (englisch).
  10. ↑ Santana-Ros, T., Micheli, M., Faggioli, L. et al. Orbital stability analysis and photometric characterization of the second Earth Trojan asteroid 2020 XL5., Nat Commun 13, 447 (2022). doi:10.1038/s41467-022-27988-4
  11. ↑ List Of Jupiter Trojans. In: minorplanetcenter.net. 8. Dezember 2020.
  12. ↑ cib/dapd: Trojaner-Asteroid: Astronomen finden weiteren Erdbegleiter. In: Der Spiegel (online). 27. Juli 2011, abgerufen am 22. Dezember 2020.
  13. ↑ Earth’s Trojan asteroid. In: Nature 475, 481–483, doi:10.1038/nature10233.
  14. ↑ Neil J. Cornish: The Lagrange Points. (PDF; 250 kB) In: NASA.gov. 1998, abgerufen am 27. Dezember 2021. Der Zahlenwert ergibt sich aus der Gleichung (25).
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