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Zuletzt gesehen: • Mondposition nach Montenbruck & Pfleger • Einfache Bahnbestimmung von Kometen • Mondposition nach Meeus • Lösung der Keplergleichung • Gültigkeitszeiträume
loesung_der_keplergleichung

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loesung_der_keplergleichung [2025/09/17 00:12] – [Methoden zur Bestimmung der wahren Anomalie] quernloesung_der_keplergleichung [2025/10/26 22:14] (aktuell) – quern
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 Zur Berechnung der Position eines Himmelskörpers (Planet, Planetoid, periodischer Komet, usw.) zu einem gegebenen Zeitpunkt auf seiner elliptischen Bahn gibt es verschiedene Methoden: Zur Berechnung der Position eines Himmelskörpers (Planet, Planetoid, periodischer Komet, usw.) zu einem gegebenen Zeitpunkt auf seiner elliptischen Bahn gibt es verschiedene Methoden:
  
-  - Numerische Integration: Dies liefert die genauesten Daten, diese Berechnungen bestehen aber aus tausenden zu summierenden Termen, weshalb die Berechnung sehr schnell aufwändig wird. +  - Numerische Integration: Dies liefert die genauesten Daten. Diese Berechnungen bestehen aber aus tausenden zu summierenden Termen, weshalb die Berechnung sehr schnell aufwändig wird. 
-  - Eine gekürzte Version von Punkt 1, bei der nur eine begrenzte Anzahl an Termen berücksichtigt wird. Die Berechnugnen werden dadurch schneller, aber die Genauigkeit ist nicht mehr ganz so hoch. Für die meisten Anwendungen in der Praxis ist das völlig ausreichend.  +  - Eine gekürzte Version von Punkt 1, bei der nur eine begrenzte Anzahl an Termen berücksichtigt wird. Die Berechnungen werden dadurch schneller, aber die Genauigkeit ist nicht mehr ganz so hoch. Für die meisten Anwendungen in der Praxis ist das völlig ausreichend.  
-  - Berechnen der heliozentrischen Positionen aus den mittleren Bahnelementen des Körpers (Keplerbahnen). Dies ist zwar die ungenaueste Methode, liefert aber sehr schnelle Ergebnisse und ist für manche Anwendungen genau genug. Man könnte z.B. eine Grafik mit den aktuellen Planetenpositonen erzeugen, wobei natürlich nicht auf Bogensekunden genau gerechnet werden muss, da dies in der Grafik gar nicht darstellbar ist. +  - Berechnen der heliozentrischen Positionen aus den mittleren Bahnelementen des Körpers (Keplerbahnen). Dies ist zwar die ungenaueste Methode, liefert aber sehr schnelle Ergebnisse und ist für manche Anwendungen genau genug. Man könnte z.B. eine Grafik mit den aktuellen Planetenpositionen erzeugen, wobei natürlich nicht auf Bogensekunden genau gerechnet werden muss, da dies in der Grafik gar nicht darstellbar ist. 
  
 In diesem Kapitel geht es um den dritten Fall. Es soll die **wahre Anomalie** $\nu$ des Objekts berechnet werden. Dies kann entweder durch Lösung der Keplergleichung erreicht werden oder – wenn die Bahnexzentrizität $\epsilon$ nicht zu groß ist – durch eine Reihenentwicklung (Mittelpunktsgleichung) oder eine einfache Näherungsformel. In diesem Kapitel geht es um den dritten Fall. Es soll die **wahre Anomalie** $\nu$ des Objekts berechnet werden. Dies kann entweder durch Lösung der Keplergleichung erreicht werden oder – wenn die Bahnexzentrizität $\epsilon$ nicht zu groß ist – durch eine Reihenentwicklung (Mittelpunktsgleichung) oder eine einfache Näherungsformel.
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 <WRAP center round box 100%> <WRAP center round box 100%>
-$S\dots$ Sonne (Brennpunkt)\\ +$S$ = Sonne (Brennpunkt)\\ 
-$P\dots$ Perihel (Sonnennähe)\\ +$P$ = Perihel (Sonnennähe)\\ 
-$A\dots$ Aphel (Sonnenferne)\\ +$A$ = Aphel (Sonnenferne)\\ 
-$K\dots$ umlaufender Körper (Planet, Komet,...)\\ +$K$ = umlaufender Körper (Planet, Komet,...)\\ 
-$a = \overline{ZP}\dots$ große Halbachse\\ +$a = \overline{ZP}$ = große Halbachse\\ 
-$e = \overline{ZS}\dots$ lineare Exzentrizität\\ +$e = \overline{ZS}$ = lineare Exzentrizität\\ 
-$b\dots$ kleine Halbachse, $b^2 = a^2 - e^2$\\+$b$ = kleine Halbachse, $b^2 = a^2 - e^2$\\
 $\epsilon = \frac{\overline{ZS}}{\overline{ZP}} = \frac{e}{a}\dots$ numerische Exzentrizität\\ $\epsilon = \frac{\overline{ZS}}{\overline{ZP}} = \frac{e}{a}\dots$ numerische Exzentrizität\\
 $\overline{SP} = q = a\cdot(1 - \epsilon)\dots$ Perihelabstand\\ $\overline{SP} = q = a\cdot(1 - \epsilon)\dots$ Perihelabstand\\
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 </WRAP> </WRAP>
  
-Die Strecke $\overline{PA} $ ist die große Achse der Bahn. Das Zentrum $Z$ der Ellipse liegt sowohl exakt in der Mitte zwischen dem Perihel $P$ und dem Aphel $A$ als auch in der Mitte zwischen den Brennpunkten.+Die Strecke $\overline{PA}$ ist die große Achse der Bahn. Das Zentrum $Z$ der Ellipse liegt sowohl exakt in der Mitte zwischen dem Perihel $P$ und dem Aphel $A$ als auch in der Mitte zwischen den Brennpunkten.
  
-$K$ (für //Körper//) ist die Position des Objekts zu einem gegebenen Zeitpunkt. Die Strecke $\overline{SK}$ ist der Radiusvektor $r$ des Objekts zu diesem Zeitpunkt; diese Entfernung wird in [[:wichtige_konstanten#entfernungen_und_massen|Astronomischen Einheiten]] $AU$ angegeben. Die wahre Anomalie $\nu$ zu diesem Zeitpunkt ist der Winkel zwischen $\overline{SP}$ und $\overline{SK}$; das ist der von dem Objekt seit dem Durchlaufen des Perihels $ P $ beschriebene Winkel.+$K$ (für //Körper//) ist die Position des Objekts zu einem gegebenen Zeitpunkt. Die Strecke $\overline{SK}$ ist der Radiusvektor $r$ des Objekts zu diesem Zeitpunkt; diese Entfernung wird in [[:wichtige_konstanten#entfernungen_und_massen|Astronomischen Einheiten]] $AU$ angegeben. Die wahre Anomalie $\nu$ zu diesem Zeitpunkt ist der Winkel zwischen $\overline{SP}$ und $\overline{SK}$; das ist der von dem Objekt seit dem Durchlaufen des Perihels $P$ beschriebene Winkel.
  
 Die Halbachse $\overline{ZP}$ wird im allgemeinen mit $a$ bezeichnet und auch in Astronomischen Einheiten angegeben. Die numerische Exzentrizität $\epsilon$ der Bahn ist definiert als das Verhältnis der Strecke $\overline{ZS}$ (= lineare Exzentrizität) zur Strecke $\overline{ZP}$: Die Halbachse $\overline{ZP}$ wird im allgemeinen mit $a$ bezeichnet und auch in Astronomischen Einheiten angegeben. Die numerische Exzentrizität $\epsilon$ der Bahn ist definiert als das Verhältnis der Strecke $\overline{ZS}$ (= lineare Exzentrizität) zur Strecke $\overline{ZP}$:
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 $$\epsilon = \frac{\overline{ZS}}{\overline{ZP}} = \frac{e}{a}\tag{1}$$ $$\epsilon = \frac{\overline{ZS}}{\overline{ZP}} = \frac{e}{a}\tag{1}$$
  
-Diese Größe ist dimensionslos und liegt bei einer Ellipse immer zwischen 0 und 1. Die Exzentrizität $\epsilon = 0$ wäre bei einem Kreis gegeben. Der Perihelabstand und Aphelabstand werden mit $ q $ bzw. $ Q $ bezeichnet. Befindet sich der Körper im Perihel, ist $ \nu = 0^{\circ} $ und $ r = q $, während im Aphel $ \nu = 180^{\circ} $ ist und $ r = Q $.+Diese Größe ist dimensionslos und liegt bei einer Ellipse immer zwischen 0 und 1. Die Exzentrizität $\epsilon = 0$ wäre bei einem Kreis gegeben. Der Perihelabstand und Aphelabstand werden mit $q$ bzw. $Q$ bezeichnet. Befindet sich der Körper im Perihel, ist $\nu = 0^{\circ}$ und $r = q$, während im Aphel $\nu = 180^{\circ}$ ist und $r = Q$.
  
-Nun betrachtet man in **Abb. 2** einen fiktiven Planeten oder Kometen $K'$, der eine //Kreisbahn// um die Sonne beschreibt, und sich mit **konstanter** Geschwindigkeit bewegt und die **gleiche Umlaufzeit** hat, wie der reale Planet oder Komet $K$ auf der elliptischen Bahn. Darüber hinaus wird angesetzt, dass sich das fiktive Objekt im Punkt $P'$ befindet, wenn der reale Körper im Perihel $P$ steht. Als Hilfskreis wird der Scheitelkreis der Hauptachse $a$ genommen, auf dem sich der fiktive Planet bewege. Einige Zeit später, wenn sich der wahre Körper in $K$ befindet, ist das fiktive Objekt bis nach $K'$ gelaufen. Wie bereits angemerkt ist der Winkel $\nu = \angle PSK$ die **wahre Anomalie** $\nu$ des Objekts zum gegebenen Zeitpunkt. Zur gleichen Zeit durchläuft $K'$ den Winkel $\angle P'ZK'$, und dies ist die **mittlere Anomalie**, die im allgemeinen mit $M$ bezeichnet wird.+Nun betrachtet man in **Abb. 2** einen fiktiven Planeten oder Kometen $K'$, der eine //Kreisbahn// um die Sonne beschreibt, sich mit **konstanter** Geschwindigkeit bewegt und die **gleiche Umlaufzeit** hat wie der reale Planet oder Komet $K$ auf der elliptischen Bahn. Darüber hinaus wird angesetzt, dass sich das fiktive Objekt im Punkt $P'$ befindet, wenn der reale Körper im Perihel $P$ steht. Als Hilfskreis wird der Scheitelkreis der Hauptachse $a$ genommen, auf dem sich der fiktive Planet bewege. Einige Zeit später, wenn sich der wahre Körper in $K$ befindet, ist das fiktive Objekt bis nach $K'$ gelaufen. Wie bereits angemerkt ist der Winkel $\nu = \angle PSK$ die **wahre Anomalie** $\nu$ des Objekts zum gegebenen Zeitpunkt. Zur gleichen Zeit durchläuft $K'$ den Winkel $\angle P'ZK'$, und dies ist die **mittlere Anomalie**, die im allgemeinen mit $M$ bezeichnet wird.
  
 <imgcaption image2|Maßgebliche Winkel für die Keplergleichung>{{ :keplergleichung_winkel.png?800 |}}</imgcaption> <imgcaption image2|Maßgebliche Winkel für die Keplergleichung>{{ :keplergleichung_winkel.png?800 |}}</imgcaption>
  
-Die mittlere Anomalie $M$ ist also der Winkelabstand zum Perihel, den der Planet haben würde, wenn er mit konstanter Geschwindigkeit die Sonne umliefe.+Die mittlere Anomalie $M$ ist also der Winkelabstand zum Perihel, den der Planet haben würde, wenn er mit konstanter Geschwindigkeit die Sonne umlaufen würde.
  
 Definitionsgemäß wächst der Winkel $M$ linear (gleichförmig) mit der Zeit. Der Wert von $M$ ist leicht zu finden, da im Perihel $M = 0^{\circ}$ gilt und der Winkel während eines vollständigen Umlaufes um exakt $360^{\circ}$ zunimmt. Definitionsgemäß wächst der Winkel $M$ linear (gleichförmig) mit der Zeit. Der Wert von $M$ ist leicht zu finden, da im Perihel $M = 0^{\circ}$ gilt und der Winkel während eines vollständigen Umlaufes um exakt $360^{\circ}$ zunimmt.
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 ===== Methoden zur Bestimmung der wahren Anomalie ===== ===== Methoden zur Bestimmung der wahren Anomalie =====
  
-Wenn nun die exzentrische Anomalie $E$ bekannt wäre, dann kann man daraus die wahre Anomalie $\nu$ berechnen mit der Barkerschen Gleichung+Wenn nun die exzentrische Anomalie $E$ bekannt ist, kann man daraus die wahre Anomalie $\nu$ mit der Barkerschen Gleichung  berechnen.
  
 \[\tan\left(\frac{\nu }{2}\right) = \sqrt{\frac{{1 + \epsilon}}{{1 - \epsilon}}} \cdot \tan\left(\frac{E}{2}\right)\tag{5}\] \[\tan\left(\frac{\nu }{2}\right) = \sqrt{\frac{{1 + \epsilon}}{{1 - \epsilon}}} \cdot \tan\left(\frac{E}{2}\right)\tag{5}\]
Zeile 86: Zeile 86:
 In die Formel der Keplergleichung müssen die Winkel $M$ und $E$ in **Bogenmaß** eingesetzt werden. In den Programmiersprachen werden die Argumente von trigonometrischen Funktionen ohnehin im Bogenmaß erwartet. Soll die Berechnung aber im //Gradmodus// durchgeführt werden, dann muss $\epsilon$ mit dem Umrechnungsfaktor $\tfrac{180}{\pi}$ vom [[:mathematische_grundlagen#grad-_und_bogenmass|Bogenmaß in Grad]], multipliziert werden. Man nennt die umgerechnete Größe $\epsilon_0$ modifizierte Exzentrizität. Die Keplergleichung lautet dann In die Formel der Keplergleichung müssen die Winkel $M$ und $E$ in **Bogenmaß** eingesetzt werden. In den Programmiersprachen werden die Argumente von trigonometrischen Funktionen ohnehin im Bogenmaß erwartet. Soll die Berechnung aber im //Gradmodus// durchgeführt werden, dann muss $\epsilon$ mit dem Umrechnungsfaktor $\tfrac{180}{\pi}$ vom [[:mathematische_grundlagen#grad-_und_bogenmass|Bogenmaß in Grad]], multipliziert werden. Man nennt die umgerechnete Größe $\epsilon_0$ modifizierte Exzentrizität. Die Keplergleichung lautet dann
  
-\[ E = M + \epsilon_0\cdot \sin E \tag{7}\]+\[E = M + \epsilon_0\cdot \sin E \tag{7}\]
  
 <WRAP center round box 100%> <WRAP center round box 100%>
-$\epsilon_0 = \epsilon\cdot \tfrac{180}{\pi}\dots$ modifizierte Exzentrizität \\ +$\epsilon_0 = \epsilon\cdot \tfrac{180}{\pi}$ = modifizierte Exzentrizität \\ 
-$E, M\dots$ Winkel in Grad+$E, M$ = Winkel in Grad
 </WRAP> </WRAP>
  
Zeile 111: Zeile 111:
 === Beispiel === === Beispiel ===
  
-**Man löse die Keplergleichung für $\epsilon = 0.1$ und $M = 5^{\circ}$ mit einer Geanauigkeit von $0\overset{\circ}{.}000001$ (6. Kommastelle) mittels Iteration.**+**Man löse die Keplergleichung für $\epsilon = 0.1$ und $M = 5^{\circ}$ mit einer Genauigkeit von $0\overset{\circ}{.}000001$ (6. Kommastelle) mittels Iteration.**
  
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 | 24  | 30.533515      | 48  | 32.334417      | 72  | 32.360643                  | 96  | 32.361002      | | 24  | 30.533515      | 48  | 32.334417      | 72  | 32.360643                  | 96  | 32.361002      |
  
-Die ersten beiden //kursiven// Zahlen sind die Startwerte, also die ersten beiden berechneten Werte, mit denen die Iterationsschleife gestartet wird. Die restlichen sind die 94 Iterationen, bis eine Genauigkeit von 6 Kommastellen erreicht wird, d.h. die Differenz in der 6. Kommastelle = 0 wird. Nach 50 Iterationen weicht das Ergebnis (<wrap em>rot:</wrap> $32\overset{\circ}{.}345452$) immer noch um mehr als $0\overset{\circ}{.}01$ vom korrekten Wert ($32\overset{\circ}{.}361002$) ab!+Die ersten beiden //kursiven// Zahlen sind die Startwerte, also die ersten beiden berechneten Werte, mit denen die Iterationsschleife gestartet wird. Die restlichen sind die 94 Iterationen, bis eine Genauigkeit von 6 Kommastellen erreicht wird, d.h., die Differenz in der 6. Kommastelle = 0 wird. Nach 50 Iterationen weicht das Ergebnis (<wrap em>rot:</wrap> $32\overset{\circ}{.}345452$) immer noch um mehr als $0\overset{\circ}{.}01$ vom korrekten Wert ($32\overset{\circ}{.}361002$) ab!
  
 Es zeigt sich, dass derart viele Iterationen nur bei sehr großen Werten für $\epsilon$ auftreten, die sehr nahe an $1$ liegen. Die höchste Exzentrizität der Planeten hat Merkur* mit etwa $\epsilon = 0.205631^{\circ}$ (für Epoche $J2000$). Die Berechnung für alle Planeten mit dieser Methode sollte daher keine Probleme bereiten. Für Kometen, die eine sehr hohe Exzentrizität haben können, empfiehlt sich diese Methode nicht. Es zeigt sich, dass derart viele Iterationen nur bei sehr großen Werten für $\epsilon$ auftreten, die sehr nahe an $1$ liegen. Die höchste Exzentrizität der Planeten hat Merkur* mit etwa $\epsilon = 0.205631^{\circ}$ (für Epoche $J2000$). Die Berechnung für alle Planeten mit dieser Methode sollte daher keine Probleme bereiten. Für Kometen, die eine sehr hohe Exzentrizität haben können, empfiehlt sich diese Methode nicht.
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 Berechnung von E in der Keplergleichung, Methode 1 Berechnung von E in der Keplergleichung, Methode 1
 Parameter: Parameter:
-M... mittlere Anomalie, dezimaler Winkelwert +M = mittlere Anomalie, dezimaler Winkelwert 
-e... numerische Exzentrizität, dimensionlslos+e = numerische Exzentrizität, dimensionlslos
 Rückgabe: Rückgabe:
-E... exzentrische Anomalie, dezimaler Winkelwert+E = exzentrische Anomalie, dezimaler Winkelwert
 */ */
  
Zeile 252: Zeile 252:
 Schleifenbedingung Schleifenbedingung
 Parameter: Parameter:
-M... mittlere Anomalie, dezimaler Winkelwert +M = mittlere Anomalie, dezimaler Winkelwert 
-e... numerische Exzentrizität, dimensionlslos+e = numerische Exzentrizität, dimensionlslos
 Rückgabe: Rückgabe:
-E... exzentrische Anomalie, dezimaler Winkelwert+E = exzentrische Anomalie, dezimaler Winkelwert
 */ */
  
loesung_der_keplergleichung.1758060770.txt.gz · Zuletzt geändert: 2025/09/17 00:12 von quern
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