Umlaufzeit: Dauer eines Umlaufs bezogen auf einen speziellen definierten Bezug

Hierbei ist zu beachten, dass es verschiedene Bezugspunkte geben kann, zu denen die vollständige Umrundung von 360° gemessen wird: So kann z. B. die Umlaufzeit des Mondes mit oder ohne Einrechnung der gleichzeitigen Bewegung der Erde um die Sonne angegeben werden.

Die astronomischen Koordinatensysteme liegen im Allgemeinen nicht gegeneinander ortsfest im Raum. Daher wird die Umlaufzeit gegen ein möglichst statisches Bezugssystem angegeben:

• Entweder dient dafür der Sternhimmel, eine solche Umlaufzeit wird siderische Periode (relativ zu den Sternen) genannt.
• Oder die Umlaufzeit wird in der Bahnebene in Bezug auf das Perizentrum (den mittelpunktsnähesten Punkt der Bahnellipse) gemessen, das ist die anomalistische Periode, die Bahnperiode, wie sie sich aus dem dritten Keplergesetz ergibt.
• Speziell bei der Erde ist die tropische Periode entscheidend, sie berücksichtigt die Drift des Frühlingspunktes, der der Basisbezugspunkt für alle geozentrischen Koordinatensysteme ist
• Für Langzeitberechnungen von Galaxien ist deren Mittelpunkt ausschlaggebend, so für die Milchstraße das galaktische Zentrum (galaktisches Koordinatensystem).

Der Bezug kann aber auch die (scheinbare) Sonnenposition sein (synodische Periode), der Knoten einzelner Planetenbahnen (drakonitische Periode), der Schwerpunkt des gesamten Sonnensystems, seines Gesamtmassenzentrums (baryzentrische Periode) oder der „Rest des Universums“ (siehe Inertialsystem) sein.

 

Im Spezialfall des Umlaufs der Erde um die Sonne beträgt die Länge der Revolutionsperiode ein Jahr. Weiter innen laufende Planeten (bzw. sonstige Flugkörper) haben kürzere Umlaufzeiten, weiter außen laufende haben längere Umlaufzeiten. Der Begriff „Jahr“ kann verallgemeinert werden, beispielsweise ein „Marsjahr“, ein „Venusjahr“ etc.

Das dritte Keplersche Gesetz gibt ein Proportionsverhältnis für die Umlaufzeiten zweier Planeten an:

Die Quadrate der Umlaufzeiten stehen im gleichen Verhältnis wie die Kuben (dritten Potenzen) der großen Halbachsen.

In Verbindung mit dem newtonschen Gravitationsgesetz kann die folgende Formel zur Berechnung der Umlaufzeit hergeleitet werden:

${\displaystyle U={\sqrt {\frac {4\pi ^{2}a^{3}}{G\left(M_{1}+M_{2}\right)}}}}$ 

mit

• U die Umlaufzeit,
• a die große Halbachse,
• G die Gravitationskonstante,
• M₁ und M₂ die Massen des Zentralkörpers und des Satelliten.

Nachfolgende Tabelle enthält die Zeiten für die synodischen, siderischen bzw. anomalistischen Umlaufperioden der Planeten des Sonnensystems, eines Körpers im Asteroidengürtel und von Transneptunischen Objekten sowie des Erdmondes, Satelliten und der Sonne (angegeben in Tagen und Kalenderjahren):

• Außer beim Erdmond ist die Differenz zwischen anomalistischer Bahnperiode und siderischer Umlaufzeit in dieser Genauigkeit vernachlässigbar, weil die Perizentren der Planeten und Planetoiden sich im Vergleich zur Umlaufdauer nur minimal verschieben (Perizentrumsdrehung).
• Im Unterschied zum Mond sind die synodischen Umlaufzeiten bei Merkur, Venus deutlich länger, ab Mars und den äußeren Planeten (der Ausdruck „innen/außen“ bezieht sich auf den Asteroidengürtel, nicht die Erde) hingegen wieder zunehmend kürzer. Die genaue Erklärung dafür siehe im Abschnitt Planeten des Artikels Synodische Umlaufzeit.