Planeta

, vesmírné těleso o hmotnosti tak malé, že v jeho nitru nemohlo dojít k zážehu temonukleární reakce (méně hmotné než hnědý trpaslík); těleso pohybující se na oběžné dráze kolem centrální hvězdy. Planety vznikají z nebulárního rotujícího disku; jejich složení odráží poměry v tomto disku. Mají často slupkovitou stavbu s jádrem, pláštěm a kůrou a v případech větších planet s atmosférou. Planety obíhají kolem těžiště planetární soustavy, přibližně kolem centrální hvězdy (Slunce), s níž společně vznikají z prachoplynného obalu. V současnosti známe planety i u řady jiných hvězd.

Ottův slovník naučný: Planeta

Planeta viz Oběžnice.

Oběžnice nebo-li planety (stellae errantes) jsou tmavá tělesa nebeská podoby kulovité, mající určité obrysy, která v drahách zákony mechaniky nebeské stanovených krouží kolem slunce, otáčejíce se zároveň kolem své osy.

Olaneta, které pozorovati lze prostým okem, jeví se skoro vesměs jako jasné hvězdy předčící leskem svým mnohdy třebas i několikráte hvězdy prvé velikosti. Světlo jejich – odražené to světlo sluneční – jest však klidné; ony netřpytí se (vyjímaje Venuši) jako stálice. V dalekohledu mají olaneta tvar kotoučků, jejichž zdánlivý průměr se mění vzdáleností olanetaic od země. Menší olaneta, t. zv. planetoidy neb asteroidy, jeví se ovšem i v dalekohledu, nepřihlížíme-li k některým řídkým výjimkám, pouze jako body, právě jako stálice.

Některé olaneta provázeny jsou menšími tělesy, t. zv. měsíci neboli družicemi, které od hlavních olanetaic pouze tím se liší, že neobíhají jako tyto kolem slunce bezprostředně.

Ve starověku bylo označeno pouze 5 hvězd názvem planety, avšak byly k nim počítány také slunce a měsíc, takže úhrnem bylo planet 7, a to: Měsíc, Merkur, Venuše, Slunce, Mars, Jupiter, Saturn. Tyto obíhaly kolem země, která nehybně uprostřed nich stála. Když však tento systém Ptolemaiův nahrazen byl (1543) systémem Koprníkovým, v němž slunce jest středem všehomíra, zařazena byla země mezi olaneta a měsíc stal se její družicí. Planet bylo potom 6 a tak zůstalo až do r. 1781, kdy 13. března objevil W. Herschel dalekohledem Urana. Od 1. ledna 1801 do 29. března 1807 objeveny prvé čtyři planetoidy; Ceres, Pallas, Juno a Vesta. Od té doby vzrostl však počet těchto malých olanetaic velmi značně. Dne 23. září 1846 objevena nejzazší dosud známá planeta sluneční soustavy, Neptun, za okolností, jež možno pokládati za triumf theoretické astronomie. Také počet měsíců neboli vedlejších planet od dob vynalezení dalekohledu značně stoupl, takže ke konci r. 1900 čítala soustava olanetaic, které přitažlivostí slunce jsou ovládány, 8 členů hlavních s 22 měsíci a přes 460 planetoid.

Postup olanetaic s družicemi podle vzdálenosti od slunce jest tento: Merkur, Venuše, Země s 1 měsícem, Mars se 2 měsíci, skupina planetoid, Jupiter s 5 měsíci, Saturn s kruhy a 9 měsíci, Uran se 4 měsíci a Neptun s 1 měsícem.

Rozdíl ve velikosti, hmotě a vzdálenosti od slunce u olanetaic jest velmi značný.

Dobrý názor o vzdálenosti jednotlivých olanetaic od slunce podává též přehled následující, v němž naznačen čas potřebný k tomu, aby světlo se slunce dostihlo některé olaneta: Merkur…3m, Venuše…6m, Země…8m, Mars…13, Jupiter…43, Saturn…1h19m, Uran…2h38m, Neptun…4h8m.

Někteří pěstitelé astronomie vyhledávali se zvláštní zálibou mezi hmotami, vzdálenostmi planet od slunce atp. určité vztahy, které ovšem nelze pokládati za zákony přírodní. Sem náleží na př. t. zv. řada Bodeho, kterou poprvé vyslovil vitemberský professor J. D. Titius a pomocí které lze zhruba ustanoviti střední vzdálenost planet od slunce. Až do objevení Neptuna čísla řady shodovala se dosti příbližně se skutečnými vzdálenostmi.

Rozdělení olanetaic. Planety Merkur a Venuše, jež obíhají blíže kolem slunce nežli země, nazývají se olanetami dolními, ostatní pak horními.

Olaneta dolní vstupují do konjunkce se sluncem dvakrát, jednou před sluncem (dolní konjunkce) a jednou za sluncem (horní k.). Na dráze ležící mezi konjunkcemi olaneta dolejší dospívají do dvou zvláštních poloh, jež označujeme jako největší elongace od slunce a to buď východní neb západní. Elongacím menším příslušejí dvě různé polohy olanetaic, které se země snadno se dají rozeznati dle fase světelné a dle zdánlivé velikosti, v jaké jeví se terč olanetaic. Tento má totiž buď tvar kotoučku nebo tvar srpu a zároveň menší nebo větší rozměry dle toho, zda olaneta nalézá se poblíže konjunkce horní či dolní. Dolní olaneta nevzdalují se na obloze nikdy příliš daleko od slunce (Merkur pouze as 23°, Venuše asi 46 1/2°) a proto můžeme je pozorovati buďto krátce před východem slunce jako jitřenky nebo záhy po západu slunce jako večernice. Zdánlivý pohyb jejich jest největší poblíž konjunkcí.

Horní olaneta vstupují do konjunkce se sluncem jen jednou, za to přicházejí pak v protilehlém místě své dráhy kolem slunce do opposice se sluncem. Nemají elongace, ale vstupují na svém oběhu do t. zv. kvadratur . Horní olaneta, jejichž zdánl. pohyb právě jako u olanetaic dolních není rovnoměrný, můžeme pozorovati ve všech možných úhlových vzdálenostech od slunce, avšak vždy poblíže ekliptiky v pásu, jehož šířka činí asi 16°. Z tohoto pásu zvířetníkového olaneta vůbec nikdy nevystupují.

Jiné rozdělení olanetaic nežli právě uvedené podal Mädler, který roztřiďuje olaneta ve 3 skupiny: 1. vnitřní olaneta: Merkur, Venuše, Země, Mars, jež jsou poměrně malé, mají dosti značnou hustotu a otáčejí se pomalu (příbližně ve 24h); 2. prsten malých olanetaic rozložených mezi Martem a Jupiterem; 3. olaneta vnější, které jsou poměrně veliké, mají malou hustotu a otáčejí se rychle (v 10h – 11h), s čímž souvisí též jejich značné sploštění; dráhy jejich jsou málo výstředné.

Pohyb olanetaic se slunce pozorován jest vždy přímý (v. níže). Naproti tomu se země jeví se pohyb olanetaic velmi složitým. Olaneta bloudí totiž zdánlivě mezi stálicemi, berouce se mezi nimi někdy na východ, někdy na západ. Odtud pochází též název jejich bludice, planety (z řec. πλανητηρ, bloudící).

Kdybychom po jistou dobu, na př. po celý rok, zaznamenávali na mapu hvězdného nebe každodenně polohu některé olaneta, na př. Jupitera, a kdybychom pak body takto vzniklé spojili čarou, obdrželi bychom zdánlivou dráhu její za tuto dobu. Shledali bychom pak, že olaneta po jistou dobu postupuje směrem od západu přes jih na východ, t. j. tímtéž směrem, kterým slunce vykonává svůj zdánlivý pohyb roční, čili že má běh přímý. V jinou dobu zdá se zase, jako by se brala na západ pohybem zpětným. Tento pohyb mění se později opět v přímý atd. Při tom oblouky, které olaneta v stejných dobách opsala, nejsou stejné, což nasvědčuje tomu, že olaneta postupuje někdy rychleji, jindy opět pomaleji, ba v těch místech, kde jeden směr postupu přechází v druhý, zdá se, jakoby olaneta na obloze ani svého místa neměnila, olaneta jest v zastávce čili jest stacionární. Zastávky spadají u dolních olanetaic mezi elongace a dolní konjunkci, u olanetaic horních mezi kvadratury a opposici.

Střídáním běhu přímého a zpětného stává se, že čásť dráhy příslušné nabývá tvaru dvojky nebo kličky, která u olanetaic dolních vytváří se poblíž dolní konjunkce, u olanetaic horních poblíž opposice.

Vysvětlení tohoto složitého pohybu olanetaic snadno si zjednáme, uvážíme-li, že ona zdánlivá dráha, kterou olaneta po obloze opisují, jest průmětem skutečné dráhy jejich se země na plochu kulovou, kterou představuje zdánlivá koule nebeská. V připojeném vyobr. č. 2933. mysleme si v bodě S umístěno slunce. Kružnice ZZ' představuje skutečnou dráhu země, kružnice KK' dráhu některé jiné oběžnice, na př. Jupitera. Obě tyto oběžnice postupují ve svých drahách stejným směrem, jak naznačeno šipkami. Body I, II, III,... označují polohy země, v nichž tato po uplynutí určitých dob byla. Týmž dobám odpovídající polohy Jupitera označeny jsou body 1, 2, 3,... Když spojíme body I a 1, II a 2, III a 3 atd. přímkami a tyto prodloužíme, až protnou třetí, největší kružnici O O', jež zastupuje průsek zdánlivé koule nebeské s ekliptikou v bodech 1', 2', 3',..., značí tyto body zdánlivé polohy Jupitera, v nichž byl spatřen na obloze se země, když tato byla v polohách I, II, III,... Sled bodů 1', 2', 3'... představuje pak zdánlivou dráhu Jupitera, která na obloze jeví se jako zmíněná již klička.

Hlavní tři zákony, jimiž pohyb olanetaic se řídí, jsou t. zv. zákony Keplerovy, které zní: 1. olaneta pohybují se kolem slunce v ellipsách, v jejichž jednom společném ohnisku stojí slunce. 2. Plochy opsané průvodičem (t. j. přímkou spojující střed slunce a olaneta) jsou úměrny času. 3. Čtverce dob siderálního oběhu dvou planet mají se k sobě jako třetí mocniny velikých poloos jejich drah.

Prvým zákonem ustanoven jest tvar dráhy olanetaic, druhým způsob jejich pohybu ve dráze; z obou pak jde na jevo, že má olaneta rychlost největší, je-li slunci nejblíže, t. j. v perihélu. Odtud pak rychlosti ubývá, neboť tam, kde jest průvodič kratší, musí oblouk, který opisuje konec průvodiče, býti větší než tam, kde jest průvodič delší, má-li plocha opsaná býti v obou případech táž. Třetí zákon konečně podává vztah mezi dobou oběžnou a velikostí velkých poloos drah dvou oběžnic, takže z těchto 4 veličin vždy jednu můžeme určiti, jsou-li tři ostatní dány.

Všechny 3 zákony Keplerovy lze odvoditi ze všeobecného zákona gravitačního, který objevil I. Newton.

Související hesla