Gebundene Rotation

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Bei einer gebundenen Rotation ist vom Zentralkörper aus eine Seite des Satelliten ständig und die andere Seite – hier grün dargestellt – nie zu sehen. [User:Smurrayinchester Smurrayinchester] Eigenes Werk], 8 CC BY-SA 3.0, Link

Die gebundene Rotation (Drehung) ist ein Begriff aus der Astronomie und beschreibt ein Phänomen zwischen zwei einander eng umkreisenden Himmelskörpern: Die Eigendrehung des einen (i. d. R. masseärmeren) Himmelskörpers ist hier nicht unabhängig von der Umlaufperiode um den anderen Himmelskörper, sondern mit ihr gekoppelt.

Die gebundene Rotation findet sich zwischen Monden, Planeten und Sternen. Beim Erdmond war Gezeitenreibung die Ursache, in manchen Doppelsternsystemen bremsen starke Magnetfelder die Rotation, siehe AM-Herculis-Stern.

Eigenschaften

Bei der gebundenen Rotation ist die Rotationsperiode des Planeten bzw. Mondes gleich seiner Umlaufzeit um den Zentralkörper, die Rotationsachse steht etwa senkrecht auf der Bahnebene und der Drehsinn ist gleich. Das heißt, während eines Umlaufs wendet er dem Zentralkörper stets dieselbe Seite zu (vgl. erste Abb.).

In den meisten Fällen ist der Zentralkörper deutlich schwerer als sein Begleiter. Dann wirken seine hohen Gezeitenbeschleunigungen auf ein vergleichsweise geringes Massenträgheitsmoment dämpfend ein. Sind die Massen nicht sehr verschieden, so ist der Zustand der gebundenen Rotation meist noch nicht erreicht. Jedoch kann sich in diesem Fall der gebundene Zustand am Ende bei beiden Körpern einstellen, sodass beide Körper sich vom jeweils anderen aus gesehen nicht drehen. Hier hat man eine doppelt gebundene Rotation. Der wohl bisher einzige bekannte Fall einer doppelt gebundenen Rotation durch Gezeitenreibung ist das sehr enge System Pluto-Charon, die sich beide jeweils dieselbe Seite zeigen. In diesem Fall ist auch die Exzentrizität der Bahnen gering.

Im Allgemeinen ist die Bahn kein genauer Kreis, also die Winkelgeschwindigkeit der Bahnbewegung nicht konstant und nur im Mittel gleich der Rotationsgeschwindigkeit. Dadurch sind z. B. im Laufe eines Monats auch schmale Randgebiete der Mondrückseite zu sehen, siehe Libration.

Spin-Orbit-Resonanz

Wenn die Umlaufbahn deutlicher exzentrisch ist, kann auch eine gebrochen-ganzzahlige Spin-Orbit-Resonanz stabil sein, also eine weitere Abbremsung der Rotation unterbleiben. Das Verhältnis der Umlaufperiode zur Rotationsperiode kann dann durch zwei kleine natürliche Zahlen ausgedrückt werden. Ein Beispiel hierfür ist die 3:2-Resonanz des Merkurs:

Das heißt, pro Umlauf (in 88 irdischen Tagen) vollführt Merkur drei halbe Umdrehungen. Merkur ist etwas länglich und seine Längsachse ist im Perihel jeweils radial ausgerichtet. Diese energetisch günstige Orientierung, siehe Stabilisierung (Raumfahrt), behält er in einem gewissen Bereich um das Perihel bei, da dort die Winkelgeschwindigkeit der Bahnbewegung sogar etwas größer ist als die der Rotation. Zur Stabilität der Resonanz trägt bei, dass die Gezeitenbeschleunigung (reziprok proportional zur dritten Potenz des Sonnenabstands) im Perihel etwa fünfmal so groß ist wie im Aphel.[1]
  1. Steven Dutch: Rings and Resonances.