Lagrange-Punkt


Lagrange-Punkt

Die Librations- oder Lagrange-Punkte sind die nach Joseph-Louis Lagrange benannten Gleichgewichtspunkte des eingeschränkten Dreikörperproblems der Himmelsmechanik. An diesen Punkten im Weltraum heben sich die Gravitationskräfte benachbarter Himmelskörper und die Zentrifugalkraft der Bewegung gegenseitig auf, so dass jeder der drei Körper in seinem Bezugssystem kräftefrei ist und bezüglich der anderen beiden Körper immer denselben Ort einnimmt.

Lagrange konnte beweisen, dass das im Allgemeinen analytisch nicht lösbare Dreikörperproblem für einige Spezialfälle des eingeschränkten Dreikörperproblems doch analytisch lösbar ist: Für zwei umeinander kreisende Körper gibt es fünf solche Lagrangepunkte für einen dritten Körper mit im Verhältnis zu den anderen beiden verschwindend kleiner Masse.

Position der fünf Lagrange-Punkte (L1, …, L5) in einem System aus Zentralgestirn (gelb) und Planet (blau).

Inhaltsverzeichnis

Lage der Lagrange-Punkte

Die Lagrangepunkte sind im mitbewegten Bezugssystem, welches sich mit der Bahnbewegung des Planeten um das Zentralgestirn mitdreht (so dass in ihm der Planet still zu stehen scheint), feste Punkte, in denen sich die Gravitationskräfte der beiden Körper auf den dritten und seine Zentrifugalkraft (aufgrund der Kreisbewegung im ruhenden Bezugssystem) aufheben, so dass er in diesen Punkten ruht und nicht in Richtung eines der beiden anderen Himmelskörper ausgelenkt wird. Im ruhenden Bezugsystem führt ein Körper in einem der Lagrangepunkte also eine zur Umlaufdauer des Planeten synchrone Bewegung um das Zentralgestirn aus.

Drei der fünf Lagrangepunkte liegen auf der Verbindungslinie der anderen beiden Körper, der vierte und fünfte bilden mit diesen beiden Körpern jeweils die Eckpunkte eines gleichseitigen Dreiecks.

Die Punkte nennt man Lagrange-Punkte 1 bis 5 oder kurz L1 bis L5. Nur in den Punkten L4 und L5 liegt ein stabiles Gleichgewicht vor, bei L1 bis L3 dagegen ein labiles. Daher können sich in der Umgebung von L1 bis L3 natürliche Himmelskörper nicht auf Dauer halten.

L1

Der innere Lagrangepunkt L1 befindet sich zwischen den beiden großen Körpern auf ihrer Verbindungslinie. Ein Körper, der z. B. die Sonne in einem engeren Abstand als die Erde umkreist, würde normalerweise eine kürzere Umlaufdauer haben als die Erde. Durch die Anziehungskraft der Erde wird jedoch die Anziehungskraft der Sonne auf den Körper geschwächt (die beiden Kräfte wirken entgegengesetzt), wodurch sich seine Umlaufdauer erhöht und er sich im L1 des Systems Erde-Sonne schließlich synchron zur Erde bewegt. Dieser Punkt befindet sich ca. 1,5 Millionen Kilometer von der Erde entfernt in Richtung Sonne.

Beispiel: Der innere Lagrange-Punkt L1 im System Erde-Sonne dient als „Basis“ zur Sonnenbeobachtung. 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 der Sonnenbeobachtungssatellit SOHO mit einem Bündel von 12 Messinstrumenten. Aus der Sicht des mit der Erdbewegung mitbewegten Bezugssystems umkreist SOHO den Lagrange-Punkt 1x innerhalb 6 Monaten im Abstand von rund 600.000 km, um bei der Kommunikation nicht von der Sonne gestört zu werden und den Aufwand für Bahnkorrekturen nicht zu groß werden zu lassen. Auch die Raumsonde Genesis mit Instrumenten zur Erforschung des Sonnenwinds und zum Einfang seiner Partikel war dort von 2001 bis 2004 positioniert.

L2

Die Position von L2

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, welche im L2 wiederum gleich der Umlaufdauer der Erde ist. Dieser Punkt befindet sich ca. 1,5 Millionen Kilometer außerhalb der Erdbahn.

Beispiel: Der L2-Punkt des Systems Erde-Sonne wird gerne für Weltraumteleskope verwendet. Da ein Körper im L2 dieselbe Orientierung in Bezug auf Sonne und Erde beibehält, ist dort die Abschirmung (vor Sonnenstrahlung) und Kalibrierung des Satelliten wesentlich einfacher. Der WMAP-Satellit (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe), welcher die kosmische Hintergrundstrahlung des Urknalls untersucht, befindet sich in einer Umlaufbahn um den L2-Punkt des Systems Erde-Sonne. Die ESA will im Jahr 2009 das bisher größte Infrarot-Weltraumteleskop Herschel und das Teleskop Planck zur Untersuchung der Hintergrundstrahlung am L2 positionieren. Von Ende 2011 an will die ESA dort den Astrometrie-Satelliten Gaia stationieren. Für 2013 planen NASA, ESA und CSA, den L2 für ihr James Webb Space Telescope zu benutzen. Weiterhin soll sich im Jahre 2015 das Teleskop Darwin der ESA auf den Weg zum L2 machen.

L3

L3 befindet sich hinter dem größeren der beiden großen Körper auf ihrer Verbindungslinie etwas außerhalb der Umlaufbahn des kleineren der beiden großen Körper. Dieser dritte Lagrangepunkt existiert auf der gegenüberliegenden Seite der Sonne, etwas weiter weg von der Sonne als die Erde. In diesem Punkt bewirken die (gleichgerichteten) kombinierten Anziehungskräfte von Erde und Sonne wieder eine Umlaufdauer, welche gleich der der Erde ist.

Beispiel: Der L3-Punkt war in Science-Fiction-Büchern und Comics ein beliebter Platz für eine hypothetische (für uns aufgrund der Sonne nicht sichtbare) „Gegenerde“. Im fiktionalen Pen&Paper Rollenspiel Shadowrun ist die Forschungsstation „Helios“ am L3-Punkt positioniert. (Da die Masse einer erdähnlichen "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.)

L4 und L5

Diese beiden Lagrangepunkte 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. Der L4- und L5-Punkt liegen also 60° vor beziehungsweise 60° hinter dem um den Zentralkörper umlaufenden Körper in seiner Umlaufbahn.

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. Dementsprechend können an diesen Punkten natürliche Objekte erwartet werden. Tatsächlich befinden sich in der Nähe von L4 und L5 eine Vielzahl von Staubwolken und Kleinkörpern. Asteroiden, die sich im näheren Umkreis dieser Punkte befinden, werden von Astronomen auch Trojaner genannt.

Vereinfachtes Modell von Lagrange

Das Verständnis der Lagrange-Punkte L1 bis L3 ist einfach. Anders das der Punkte L4 und L5.

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 anderen beiden ist. Lagrange betrachtete den letzteren Fall. Der erstere ist hingegen zum Einstieg in das Verständnis des Effekts, der zum Gleichgewicht im letzteren Fall führt, gut verwendbar: Wenn sich drei gleich schwere Körper als Eckpunkte eines gleichseitigen Dreiecks auf einer Kreisbahn um einen gemeinsamen Masseschwerpunkt bewegen, heben sich ihre gegenseitigen tangentialen Anziehungen, die zwischen den Körpern am Masseschwerpunkt vorbei zustandekommen, auf. Die Lagrange-Punkte L4 und L5 kommen mit genau diesem Effekt zustande.

Lagrange ging nun davon aus, dass einer der Körper eine verschwindend geringe Masse haben soll, so dass 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 „geschleudert“ werden muss. 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 die „Sonne“ auf den betrachteten Kleinkörper am Masseschwerpunkt vorbei wirkt, extrem klein (aber trotzdem ungleich Null) ist.

Nun zeigt sich, dass eben im Fall relativ großer Masseverhältnisse erstens wieder eine stabile Bahn der drei Körper zustandekommt und zweitens das Gebilde unabhängig vom konkreten Masseverhältnis 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, so dass 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 zur Wirkung kommen.

Beispiele für L4 und L5

Jupitertrojaner

In der Umgebung der Punkte L4 und L5 des Jupiter halten sich die (erstmalig 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 rund 900 beziehungsweise 600 Trojaner bekannt, die Gesamtzahl wird auf einige Tausend geschätzt. 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 370 × 195 km Ausdehnung.

Trojaner anderer Planeten

1990 wurde auch im Librationspunkt L5 des Mars ein Mars-Trojaner entdeckt, der Eureka getauft wurde. Mittlerweile hat man vier weitere Mars-Trojaner entdeckt, davon einen im L4-Punkt. Ende 2001 fand man auch 60° hinter Neptun einen Trojaner. Mit dem 4 m-Spiegelteleskop am Cerro Tololo aufgenommen, erhielt der 230 km-Körper den provisorischen Namen 2001 QR322, war aber erst nach einem Jahr „gesichert“. Er umrundet die Sonne – genau wie Neptun – in 166 Erdjahren.

Erdbegleiter

Von der Erde ist bis jetzt noch kein Trojaner bekannt. Es wurden bislang in den L4- und L5-Punkten des Erde-Sonne-Systems in den 1950ern Staubwolken gefunden. 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, welche 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 zurück schwingt. Die Form des Bogens erinnert an ein Hufeisen, daher der Name Hufeisenbahn.

Koorbitale Monde

Weitere Trojaner gibt es im Mondsystem des Saturns. So hat der Saturnmond Tethys die kleinen Monde Telesto in seinem L4- und Calypso in seinem L5-Punkt und der Saturnmond Dione hat die Monde Helene in seinem L4- und Polydeuces in seinem L5-Punkt.

Stabilität der Lagrange-Punkte

Konturplot des effektiven Potentials des Systems aus Erde und Sonne

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 dies anhand des L1-Punkts sehen. Auf eine Testmasse, die vom L1 aus senkrecht von der Verbindungslinie entfernt wird, wirkt eine Kraft zurück in den Gleichgewichtspunkt. Dies liegt daran, dass die waagerechten Kraftkomponenten der beiden großen Körper sich gegenseitig aufheben, während sich ihre senkrechten Kraftkomponenten addieren. Wird hingegen ein Objekt aus dem L1-Punkt heraus etwas näher an einen der beiden anderen Körper bewegt, so ist die Gravitationskraft des Körpers, dem er näher ist, größer. Somit heben sich die Kräfte nicht mehr vollständig gegenseitig auf, und die Testmasse wird weiter in Richtung des näheren Körpers beschleunigt. Die Punkte L1 und L2 sind dennoch von Nutzen, da geringe Korrekturmanöver eines Satelliten ausreichen, um ihn dort zu halten.

Im Gegensatz dazu sind L4 und L5 Gleichgewichtszustände (CF-Attraktor), sofern das Massenverhältnis der beiden großen Körper größer als 24,96 ist. Wird ein Körper in einem dieser Punkte gestört, so entfernt er sich von ihm, aber die Corioliskraft zwingt ihn aus der Sicht des rotierenden Bezugssystems, in dem die Lagrangepunkte ruhen, in eine nierenförmige Umlaufbahn um diesen Punkt.

Siehe auch

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