Interpretace pozorování planet na obloze a hvězdné obloze - role vztažné soustavy - modely Sluneční soustavy stejná pozorování je možné vysvětlit různými modely! heliocentrický x geocentrický model
Tanec planet pro popis pohybu planet je důležitá zvolená vztažná soustava! na obloze na hvězdné obloze výskyt planet u nás nikdy ne severním směrem vždy poblíž ekliptiky => v tzv. a v zenitu ekliptikálních souhvězdích pohyb planet od východního obzoru přes jih pomalý pohyb vůči hvězdnému k západnímu obzoru pozadí, tvoří smyčky, kličky (v průběhu dne, noci) (v průběhu dnů, týdnů)
Smyčky a kličky planet Pohyb planet na hvězdné obloze kličky, smyčky - skládáním pohybů sledované planety a Země siderická oběžná doba = oběžná doba planety vzhledem ke hvězdám synodická oběžná doba - u vnitřních planet - časový interval mezi dvěma po sobě následujícími stejnými konjunkcemi - u vnějších planet - doba mezi dvěma po sobě jdoucími opozicemi P Z siderická doba oběhu Země P p siderická doba oběhu planety za 1 den urazí 360 /P z, resp. 360 /P p rozdíl za 1 den. 360 /P z 360 /P p postavení se zopakuje za dobu S, kdy rozdíl = 360 360 PP ZZ 360 PP pp SS = 360 1 1 PP ZZ PP PP = 1 SS
Smyčka, kterou vykonala planeta Mars mezi hvězdami souhvězdí Raka, v rozmezí od října 2009 do května roku 2010. Foto: Tunc Tezel.
Aspekty = významné polohy vůči Zemi a Slunci konjunkce = dvě planety (obecně dvě různá tělesa) stejným směrem od Země, mají stejnou rektascenzi α 1 =α 2 opozice = dvě tělesa v opačných směrech, rozdíl rektascenzí α=180 =12 h ; nedosažitelná pro vnitřní planety elongace = obecná úhlová vzdálenost planety od Slunce kvadratura = úhlová vzdálenost planety od Slunce 90
Některé z významných konjunkcí v následujících letech Datum a čas Planety Poloha vůči Slunci 1. července 2015 14:17 Venuše 24' jižně od Jupiteru 42.2 východně 17. října 2015 13:50 Mars 24' severně od Jupiteru 39.8 západně 26. října 2015 08:15 Venuše 1 04' jižně od Jupiteru 46.4 západně 3. listopadu 2015 16:09 Venuše 42' jižně od Marsu 46.2 západně 9. ledna 2016 03:57 Venuše 5' severně od Saturnu 36.3 západně 27. srpna 2016 21:48 Venuše 4' severně od Jupiteru 22.3 východně 5. října 2017 13:26 Venuše 13' severně od Marsu 23.4 západně
Modely Sluneční soustavy geocentrický heliocentrický něco mezi Klaudios Ptolemaios (řecký učenec, asi 90 - asi 168 n.l.) Mikuláš Koperník (1473-1543; ale už např. kolem 280 př.n.l. Aristrachus ze Sámu a jiní!) Tycho Brahe (1546 1601)
Geocentrismus 1 Problémy heliocentrické teorie: Země v pohybu? není nic cítit není vidět paralaxa hvězd geocentrický = egocentrický tj. více přirozený 2 http://astro.unl.edu/naap/ssm/ssm.html
Keplerovy zákony co bylo dříve? popis pohybu planet nebo zdůvodnění pohybu planet? co určuje pohyby planet (všech těles) Sluneční soustavy? fyzikální zákony pohybu těles v gravitačním poli (zákony mechaniky + gravitační zákon) - 2. polovina 17. století Isaac Newton co popisuje pohyby planet? Keplerovy zákony počátek 17. století Johanes Kepler z pozorování poloh Marsu na hvězdné obloze z konce 16. století (Tycho Brahe)
1. Keplerův zákon Dráhy planet jsou elipsy, v jejichž jednom (společném) ohnisku se nachází Slunce. Důsledky: dráha planety leží v rovině, která obsahuje Slunce; poloha oběžné roviny v prostoru (vůči vzdáleným hvězdám) je stálá 2. Keplerův zákon Průvodič planety opíše za stejné doby stejně velké plochy. Důsledky: pohyb planety po elipse je nepravidelný, planeta se pohybuje nejrychleji v perihelu, nejpomaleji v afelu, léto a zima nejsou stejně dlouhé
3. Keplerův zákon Poměr druhých mocnin oběžných dob libovolných dvou planet je roven poměru třetích mocnin velkých poloos jejich drah. Nutný předpoklad: hmotnost centrálního tělesa (Slunce) >> hmotnosti planet!!! TT 11 22 33 TT22 = aa 11 22 aa33 aa33 22 TT 22 = kkkkkkkkkk. Existuje i přesné vyjádření 3. Keplerova zákona předpoklad o hmotnosti centrálního tělesa už nemusí platit! TT 22 = 44ππ22 RR 33 GG MM + mm v rámci Sluneční soustavy, ale m<<m RR 33 TT 22 = GGMM SSSS. 44ππ 22
Kuželosečky Elipsa = množina bodů M, které mají od dvou daných bodů F 1 a F 2 tzv. ohnisek elipsy konstantní součet vzdáleností rovný 2a (a je velká poloosa elipsy) F 1 M + MF 2 = 2a O... střed elipsy, V 1, V 3... hlavní vrcholy, V 2, V 4... vedlejší vrcholy vrcholy elipsy = apsidy, spojnice vrcholů přímka apsid Velká osa elipsy = přímka, procházející oběma ohnisky = délka úsečky V 1 V 3 velká poloosa elipsy = polovina V 1 V 3. Vzdálenost OV 1 = OV 3 = a... velká poloosa, OV 2 = OV 4 = b... malá poloosa, OF 1 = OF 2 = e... výstřednost, OF 1 /OV 1 = ε... číselná výstřednost (numerická excentricita) Mezní případ elipsy - kružnice, F 1 = F 2 = O, výstřednost elipsy e = OF 1 = OF 2 = 0
Speciální označení některých apsid centrální těleso bod V 1 bod V 3 Slunce perihel afel Země perigeum apogeum hvězda periastron apastron obecně předpona peri předpona ap (apo, apa ), namísto výstřednosti e, definované výše, tzv. číselná výstřednost (numerická excentricita) ε = OF 1 /OV 1.