Ekliptikální soustava

Zatímco rovníková soustava (rektascenze a deklinace) je perfektní pro mapování nehybných hvězd a vzdálených galaxií, pokud chceme sledovat pohybující se objekty v naší vlastní sluneční soustavě – jako jsou planety, Měsíc, komety nebo asteroidy – potřebujeme jiný systém. Tím je ekliptikální souřadnicová soustava.

Abychom pochopili, jak funguje, musíme si nejprve vysvětlit její samotný základ: ekliptiku.

Co je to ekliptika?

Když během roku pozorujete oblohu, zdá se, že Slunce se pomalu posouvá na pozadí vzdálených hvězd (zhruba o 1 stupeň za den). Kdybyste za tímto pohybem Slunce nakreslili na oblohu myšlenou čáru, získáte přesně to, čemu říkáme ekliptika.

Z fyzikálního hlediska je ekliptika rovina oběžné dráhy Země kolem Slunce, kterou si promítneme na nebeskou sféru.

Protože zemská osa je nakloněna o zhruba 23,5 stupně, rovina ekliptiky a nebeský rovník se nekryjí, ale protínají se pod tímto úhlem. Body, kde se tyto dvě kružnice kříží, nazýváme jarní a podzimní bod.

Jak se v této soustavě měří?

Ekliptikální soustava používá jako svou základní rovinu právě ekliptiku. Poloha jakéhokoliv objektu (například planety Mars) se pak určuje pomocí dvou úhlových souřadnic:

1. Ekliptikální délka (λ, lambda)

Podobně jako rektascenze, i ekliptikální délka udává polohu ve směru od západu na východ.

Měří se v úhlových stupních od 0° do 360°.
Nultým výchozím bodem (0°) je opět Jarní bod (okamžik jarní rovnodennosti).
Slunce má v den jarní rovnodennosti ekliptikální délku přesně 0°. O tři měsíce později o letním slunovratu má 90°, na podzim 180° a v zimě 270°.

2. Ekliptikální šířka (β)

Tato souřadnice nám říká, jak vysoko „nad“ nebo „pod“ rovinou zemské oběžné dráhy se objekt nachází. Měří se opět ve stupních.

Samotná ekliptika (dráha Slunce) má šířku 0°. (Slunce se logicky z naší perspektivy nikdy nemůže odchýlit od své vlastní dráhy).
Severní pól ekliptiky má +90°.
Jižní pól ekliptiky má -90°.

Zvěrokruh: Proč se planety drží pohromadě?

Když se podíváte na noční oblohu, nikdy nenajdete planety jako Venuši, Jupiter nebo Saturn někde vysoko u Polárky. Všechny planety naší sluneční soustavy totiž obíhají Slunce v rovinách, které jsou velmi podobné té zemské.

Znamená to, že jejich ekliptikální šířka je velmi malá (většinou se odchylují jen o pár stupňů od ekliptiky). Na obloze se tak všechny planety i náš Měsíc pohybují v poměrně úzkém pásu podél ekliptiky.

Tento pás oblohy (široký zhruba 8 až 9 stupňů na každou stranu od ekliptiky) se nazývá zvířetník neboli zvěrokruh (zodiak).

Starověcí astronomové a astrologové si tohoto „vesmírného koridoru“ všimli velmi brzy a rozdělili celých 360° ekliptiky na 12 stejných dílů po 30 stupních. Každému dílu přiřadili jedno souhvězdí, kterým Slunce během roku prochází (Beran, Býk, Blíženci atd.). Když vám tedy někdo řekne, že je „ve znamení Lva“, astronomicky to znamená, že v den jeho narození mělo Slunce ekliptikální délku zhruba mezi 120° a 150°, což byla historická pozice souhvězdí Lva.

(Kvůli výše zmíněné precesi zemské osy se však dnes už astronomická pozice Slunce neshoduje s tradičními astrologickými daty. Slunce dnes navíc prochází i třináctým souhvězdím – Hadonošem).

K čemu se soustava využívá v moderní astronomii?

Zatímco katalogizaci hvězd a galaxií dnes naprosto dominuje rovníková soustava, ekliptikální soustava je stále nenahraditelná pro výpočty v rámci sluneční soustavy.

Zatmění: Měsíc má oběžnou dráhu nakloněnou vůči ekliptice asi o 5 stupňů. K zatmění Slunce nebo Měsíce může dojít jedině tehdy, když Měsíc právě protíná rovinu ekliptiky (má ekliptikální šířku 0°) a zároveň je v novu nebo v úplňku.
Objevování nových těles: Když astronomové pátrají po nových planetkách a objektech Kuiperova pásu (za drahou Neptunu), nemíří dalekohledy namátkou po celé obloze. Prohledávají primárně oblast s nízkou ekliptikální šířkou, protože je tam nejvyšší matematická pravděpodobnost, že narazí na těleso patřící do našeho systému.
Komety: U komet, které k nám přilétají z okraje sluneční soustavy, je ekliptikální šířka klíčovým údajem. Pokud kometa přilétá pod úhlem např. 60° k ekliptice, víme, že má velmi neobvyklou a protáhlou dráhu z Oortova oblaku.