Téma: Aberace světla
Zpracoval Doc. RNDr. Zdeněk Hlaváč, CSc
Aberace světla je jev, způsobující změnu směru světelného paprsku dostávajícího
se k pohyblivému pozorovateli, oproti směru paprsku, který by se dostával ke klidnému
pozorovateli.
Označme jako 1 nepohyblivý prostor, jako 2 prostor, jenž se vůči 1 pohybuje tak,
že jeho počátek se pohybuje rychlostí v21. Jako 3 označme bod, pohybující se vůči
pohyblivému prostoru rychlostí v32. V mechanice platí zákon o skládání pohybů, který
tvrdí, že bod 3 se vůči nepohyblivému prostoru 1 pohybuje rychlostí v31, pro kterou
platí
v31 = v21 + v32 . (1)
Poznámka: Vztah (1) platí i v případě, že se prostor 2 vůči 1 natáčí. V naší aplikaci
tohoto zákona postačí, že se oba prostory vůči sobě posouvají, tedy rychlost každého
bodu prostoru 2 je vůči prostoru 1 stejná a je rovna rychlosti v21 počátku 2 vůči 1.
Jestliže bod 3 bude ”částice světla”, znázorňuje směr vektoru v31 paprsek světla tak,
jak by jej vnímal pozorovatel v klidu (pevně spojený s nepohyblivým prostorem 1). Velikost
tohoto vektoru |v31|=c, kde c
.
=3 ·105
[km/s] je rychlost šíření světla ve vakuu. Směr
vektoru v32 pak znázorňuje paprsek světla tak, jak by jej vnímal pozorovatel pohybující
se vůči klidnému prostoru 1 známou rychlostí v21. Z (1) plyne, že v32 = v31 −v21.
Znázorníme-li tento vektorový součet geometricky jako vektorový rovnoběžník (trojúhelník),
dostáváme obrázek 1.
υ −v21v21
31v
32vε
π − υ
smer A
smer L
,
smer L
P
Obrázek 1:
Pozorovatel P se pohybuje rychlostí v21 směrem k bodu A. Světelný paprsek, jenž
by v případě klidného pozorovatele přicházel ze směru od bodu L, přichází pro pozorovatele
v pohybu ze směru od bodu L’. Oba směry jsou od sebe odchýleny o aberační
úhel ε. Ke zmíněnému aberačnímu posuvu dochází v rovně určené body LPA ve
smyslu ”blíže k bodu A” (tedy přesněji do poloroviny s hranicí LP, ve které leží bod A).
1
Pozorujeme-li na nebeské sféře objekt, jenž by se pro nehybného pozorovatele nacházel
ve směru PL, pro pohyblivého pozorovatele se nachází ve směru PL’. K aberačnímu
posuvu dochází po hlavní kružnici nebeské sféry (rovina LPA prochází pozorovacím stanovištěm,
jakožto středem koule), o výše popsaný aberační úhel ε ve smyslu k bodu A,
jakožto průsečíku vektoru rychlosti v21 pozorovatele s nebeskou sférou. Tomuto bodu
říkáme apex příslušející k danému pohybu pozorovatele. Nechť směr PL na objekt
je (v rovině LPA) odchýlen od směru PA na apex o úhel ϑ. Aplikací sínové věty pro
trojúhelník rychlostí dostáváme podle obrázku 1, že
sin ε
sin(π − ϑ)
=
v21
v32
.
Protože v31 = c a v21 je vždy podstatně (o několik řádů) menší, lze bez újmy na ztrátě
přesnosti psát v32
.
= v31 = c. Z předchozího výrazu pak dostaneme sin ε = v21
c
sin ϑ.
Vzhledem k výše popsané relaci mezi rychlostmi je aberační úhel velmi malý, takže bez
újmy na ztrátě přesnosti lze psát sin ε
.
= ε. Získáváme tím dílčí výsledek
ε =
v21
c
sin ϑ = A sin ϑ . (2)
Poměr rychlostí A = v21
c
nazýváme aberační konstantou příslušnou k danému
pohybu pozorovatele.
Protože pozorovatel se spolu se Zemí pohybuje jednak denním pohybem při rotaci
Země kolem osy a jednak ročním pohybem při pohybu Země kolem Slunce, rozeznáváme
aberaci denní a roční. Oba pohyby jsou periodické, rovinné. Denní pohyb se uskutečňuje
v rovině rovníku s periodou hvězdný den a roční pohyb v rovině ekliptiky s periodou
siderický rok. Apex se proto v prvním případě pohybuje po nebeském rovníku, ve druhém
případě po (zdánlivé) ekliptice. Odtud plyne, že zdroj světla (hvězda), jehož poloha
by v případě klidného pozorovatele byla neměnná (odezíráme-li od vlastního relativního
pohybu hvězd vůči Slunci), mění svoji polohu v důsledku aberačního posuvu ve smyslu
na apex, jehož poloha se periodicky mění. Body L’, označující na nebeské sféře polohu
zdroje světla pro pohybujícího se pozorovatele, tedy opisují uzavřené křivky. Dokážeme,
že se jedná o elipsy a popíšeme jejich parametry.
A
ν
L
L
,
N
K
Obrázek 2:
Posuďme situaci na nebeské sféře. Na obr.2 je znázorněna hlavní kružnice, po které
se pohybuje apex (tedy ekliptika v případě roční aberace a nebeský rovník v případě
2
denní aberace). Dále je označena poloha apexu A, poloha jarního bodu Υ, severního
pólu N (ekliptikálního nebo světového, podle druhu aberace) a poloha zdroje světla L
pro případ klidného pozorovatele. Poloha L’ zdroje pro případ pohybujícího se pozorovatele
leží na oblouku hlavní kružnice spojující bod L s apexem A, přičemž délka strany
LL’ (ve smyslu velikosti příslušného středového úhlu) je podle (2) ε = A sin ϑ. Parametr
ϑ je (viz obr.1) úhel, který svírá směr na zdroj světla L od směru na apex A. Z hlediska
středového úhlu se jedná na nebeské sféře o délku strany AL. Označme příslušnou
”zobecněnou rovnoběžku” (tedy geometrické místo bodů, kde je šířková souřadnice konstantní)
procházející bodem L a příslušný ”zobecněný poledník” (tedy geometrické místo
bodů, kde je délková souřadnice konstantní) procházející bodem L’. Průsečík těchto křivek
označme K (obr.2). Trojúhelník KLL’ je pravoúhlý sférický trojúhelník s přeponou
(to jest nejdelší stranou) LL’, jež je v obloukové míře rovna aberačnímu posuvu ε. Vzhledem
k malým hodnotám těchto posuvů, lze tento trojúhelník brát jako planimetrický.
Označíme-li jako ψ vnitřní úhel mezi stranou LL’ a LK, lze s ohledem na (2) psát pro
délky odvěsen
LK = LL′ cos ψ = ε cos ψ = A sin ϑ cos ψ , (3)
KL′ = LL′ sin ψ = ε sin ψ = A sin ϑ sin ψ .
Označíme-li ϕ1 sférickou šířku bodu L (tedy deklinaci v případě denní aberace a ekliptikální
šířku v případě roční aberace) a ϕ2 sférickou délku bodu L (tedy rektascenzi
v případě denní aberace a ekliptikální délku v případě roční aberace), plyne ihned z
konstrukce bodu K, že
KL′ = −∆ϕ1 ; LK = ∆ϕ2 cos ϕ1 . (4)
Poznámka: Znaménko mínus v prvním výrazu znamená zmenšování absolutní hodnoty
první sférické souřadnice při příslušném aberačním posuvu. Násobek cos ϕ1 ve druhém
výrazu se tam nachází proto, že LK je oblouk vedlejší kružnice definující rovnoběžku o
sférické šířce ϕ1.
2
π
2
π
+ψ
N
A
L
− ϕ
π
2 1
2
−ϕ2A
ϕ
υ
Obrázek 3:
Uvažujme nyní sférický trojúhelník NLA (obrázky 2 a 3). Délky stran tohoto trojúhelníka
(brány jako příslušné středové úhly) snadno určíme (jsou uvedeny v obrázku
3). Vnitřní úhel při vrcholu N je (jakožto odchylka ”poledníku” apexu a ”poledníku”
bodu L) roven rozdílu sférických délek příslušných bodů. Velikost úhlu při vrcholu L
3
snadno nahlédneme, myslíme-li si bodem L vedenou ”rovnoběžku” bodu L. Ta je kolmá
na příslušný ”poledník” a strana LA je od této ”rovnoběžky” skloněna o úhel, jenž byl
výše označen ψ. Úhel při vrcholu L jest proto π
2
+ ψ. Aplikací sínové věty pro tento
(velký) sférický trojúhelník získáváme
sin π
2
+ ψ
sin(ϕ2A − ϕ2)
=
sin π
2
sin ϑ
⇔ sin ϑ cos ψ = sin(ϕ2A − ϕ2) . (5)
Aplikací sínuskosínové věty pro stranu ϑ a úhel π
2
+ ψ získáme
sin ϑ cos
π
2
+ ψ = sin
π
2
− ϕ1 cos
π
2
− cos
π
2
− ϕ1 sin
π
2
cos(ϕ2A − ϕ2) ,
odkud
− sin ϑ sin ψ = − sin ϕ1 cos(ϕ2A − ϕ2) . (6)
Dosazením (5) a (6) do (3) a pak do (4) dostaneme
−∆ϕ1 = A sin ϕ1 cos(ϕ2A − ϕ2) ; ∆ϕ2 cos ϕ1 = A sin(ϕ2A − ϕ2) . (7)
Tyto výrazy umožňují, při znalosti souřadnic ϕ1 a ϕ2 zdroje světla pro případ klidné
Země a při znalosti sférické délky apexu a aberační konstanty, určit aktuální aberační
změny sférických souřadnic. První výraz v (7) vyjadřuje změnu KL′ ”na poledníku”, jíž
lze označit kartézskou souřadnicí y a druhý výraz v (7) vyjadřuje změnu LK ”na rovnoběžce”,
jíž lze označit kartézskou souřadnicí x. Počátek zmíněné kartézské souřadnicové
soustavy je v poloze L zdroje světla pro případ klidného pozorovatele. Výraz (7) pak
přepíšeme jako
x = A sin(ϕ2A − ϕ2) ; y = A sin ϕ1 cos(ϕ2A − ϕ2) ,
což jsou parametrické rovnice křivky, po níž se v průběhu periody pohybu pozorovatele
pohybuje zdroj světla L’. Parametrem těchto parametrických rovnic je délková souřadnice
apexu ϕ2A, jež se s časem mění. Dělením první rovnice konstantou A, druhé rovnice
konstantou A sin ϕ1, následným umocněním a sečtením obou rovnic obdržíme
x
A
2
+
y
A sin ϕ1
2
= 1 , (8)
což je středová rovnice elipsy s poloosami A (na ose x, tedy ”rovnoběžky”) a A sin ϕ1
(na ose y, tedy ”poledníku”).
Poznámka: Pro objekt, jehož poloha pro klidného pozorovatele se nachází v pólech,
se elipsa stane kružnicí o úhlovém poloměru rovném aberační konstantě A. Pro objekt,
jehož poloha pro klidného pozorovatele se nachází na hlavní kružnici (tedy na nebeském
rovníku nebo na ekliptice, podle typu aberačního posuvu), naopak elipsa degeneruje
na dvakrát po zmíněné hlavní kružnici proběhnutou úsečku délky 2A. Poloha objektu
příslušející klidnému pozorovateli se nachází ve středu této úsečky.
Kvantita i kvalita aberačních změn polohy objektu závisí na poloze apexu a na
velikosti aberační konstanty. Určíme tyto atributy pro roční a denní pohyb pozorovatele
se Zemí.
Začneme ročním pohybem Země kolem Slunce. Protože numerická výstřednost ekliptiky
je malá, stačí uvažovat ekliptiku kruhovou, po které se Země tudíž pohybuje svým
4
ročním pohybem konstantní rychlostí v21. Pro tuto rychlost zřejmě platí v21 = 2πRZ
Tr
, kde
RZ je střední vzdálenost Země od Slunce, tedy RZ = 1[AU] = 1.496 · 108
[km], a Tr je
doba, za kterou vykoná Země oběh kolem Slunce o 360o
. Jedná se o siderický rok, tedy
365.25636 · 24 · 60 · 60 = 3.155815 · 107
[s]. Po dosazení do předchozího výrazu získáme
v21 =29.78[km/s]. Pro aberační konstantu Ar, příslušející k ročnímu pohybu pozorovatele,
potom máme Ar = v21
c
= 9.93 · 10−5
[rad]. Přechodem na úhlové sekundy máme
Ar[′′
] = Ar[rad] · 180·60·60
π
. Po dosazení vychází Ar = 20.48[′′
].
.λ s
S
(21.3.)o
smer S
Z
smer A
Ζ
v21
λ
smer ν
A
Obrázek 4:
K zmíněné roční aberaci přísluší ekliptikální souřadnicová soustava na nebeské
sféře. Uvážíme-li opět kruhovou ekliptiku, dostáváme situaci znázorněnou na obr.4. Je
na něm znázorněna kruhová ekliptika při pohledu od severního ekliptikálního pólu. S
je její střed (Slunce), Z0 poloha Země v době jarní rovnodennosti a Z obecná poloha
Země. Polopřímka Z0S (a příslušná množina rovnoběžek) označuje směr na jarní bod,
od něhož se (kladně) měří ekliptikální délka. Ekliptikální délka Slunce je λS, ekliptikální
délka apexu pak λA. Protože podle definice apexu vzhledem ke kruhovosti ekliptiky je
směr na Slunce kolmý ke směru na apex, plyne z obr.4, že
λA = λS −
π
2
.
Apex se tedy pohybuje po ekliptice (ekliptikální šířka βA je trvale nulová). Pro jeho
ekliptikální délku v hodinové míře platí λA = λS-6hodin. Ekliptikální délka Slunce
závisí na datu pozorování. V době jarní rovnodennosti (20. 3.) je nulová a poté každý
den přibude o 0.986 stupně. Největší aberační posuv objektu při ročním pohybu je
tedy po rovnoběžce (po geometrickém místě, kde ekliptikální šířka je konstantní, rovna
stavu platícímu pro klidného pozorovatele) a činí (na každou stranu) Ar = 20.48[′′
], což
přechodem k hodinové míře činí 20.48 · 24
360
= 1.365[s].
Pokračujeme denním pohybem Země kolem své osy. Při tomto pohybu trajektorií
pozorovacího stanoviště je kružnice poloměru r = rZ cos ϕ, kde rz je (střední) poloměr
Země a ϕ zeměpisná šířka pozorovacího stanoviště. Pro rychlost v21 pozorovatele při
tomto pohybu zřejmě platí v21 = rωZ = 2πr
Td
, kde Td je doba jedné otáčky Země kolem
své osy o 360o
, tedy 1 hvězdný den=86164.1[s], a ωZ je k této periodě příslušná úhlová
rychlost. Pro obvodovou rychlost pozorovacího stanoviště tedy platí
5
v21 =
2πrZ
Td
·cos ϕ=
2 · 3.14159 · 6.373 · 106
86164.1
·cos ϕ=464.7·cos ϕ[m/s]=1673·cos ϕ[km/hod] .
Pro aberační konstantu Ad, příslušející k dennímu pohybu pozorovatele potom máme
Ad = v21
c
= 1.55 · 10−6
· cos ϕ[rad]. Přechodem na úhlové sekundy máme opět Ad[′′
] =
= Ad[rad] · 180·60·60
π
. Po dosazení vychází Ad = 0.32 · cos ϕ[′′
].
P
smer A
(t = 18 h)
smer M
(t = 0 h)
ω
Sz
z
.
Obrázek 5:
K zmíněné denní aberaci přísluší rovníková souřadnicová soustava na nebeské sféře.
Situaci máme znázorněnou na obr.5. Je na něm znázorněna Země při pohledu od severního
světového pólu. Tečna k zemské rovnoběžce, na které se nachází pozorovací
stanoviště P, vyznačuje směr na apex při tomto pohybu. Spojnice středu S této rovnoběžky
s pozorovacím stanovištěm vyznačuje směr na bod M, ve kterém se protíná
nebeský rovník s jižní větví místního poledníku. Od tohoto směru (záporně) měříme délkovou
souřadnici rovníkových souřadnic prvního druhu (hodinový úhel t). Podle definice
apexu a podle obr.5 je zřejmé, že směr na apex je kolmý na směr na bod M. Vzhledem
k zápornému smyslu přibývání hodinového úhlu je zřejmé, že apex při tomto pohybu
leží na nebeském rovníku a jeho hodinový úhel je 18 hodin. Protože platí Θ = t + α,
kde Θ je místní hvězdný čas a α rektascenze, dostáváme odtud pro apex
αA = Θ − tA = Θ − 18h = Θ + 6h .
Rektascenze apexu je tedy o 6 hodin zvětšený místní hvězdný čas. Místní hvězdný čas se
mění podle denní doby. Připomínáme, že nezačíná půlnocí jako čas sluneční a také plyne
366.25
365.25
krát rychleji než čas sluneční, jenž používáme v běžném životě. Bližší viz téma
”Časomíra”. Největší aberační posuv při denním pohybu se uskutečňuje pro pozorovatele
na rovníku (cos 0 = 1) a po rovnoběžce (kde deklinace objektu je konstantní rovna
deklinaci objektu pro případ klidného pozorovatele) činí (na každou stranu) Ad = 0.32[′′
],
což přechodem k hodinové míře činí 0.32 · 24
360
= 0.0213[s].
Poznámka:
1. Zatímco roční aberace je při profesionálním pozorování objektů významná, je
denní aberace vzhledem ke své velikosti na hranici měřitelnosti.
6
2. Kromě výše zmíněných pohybů vykonává pozemský pozorovatel ještě pohyb s
celou sluneční soustavou kolem centra Galaxie. Tomuto druhu aberace (narozdíl
od předchozích dvou) podléhají pouze objekty mimo sluneční soustavu. Vzhledem
k dlouhé periodě pohybu (2 · 106
let) se poloha apexu za dobu existence vyspělého
lidstva nezměnila. Souřadnice objektů se proto uvádějí už s ohledem na tento druh
aberace. Připomeňme pouze, že souřadnice příslušející k tomuto typu aberace (tzv.
sekulární aberace) jsou galaktické. Apex leží tedy na galaktickém rovníku. Jeho
přibližné druhé rovníkové souřadnice jsou δ = 30o
, α = 18h. Rychlost oběhu
sluneční soustavy je cca 250 [km/s], čemuž odpovídá aberační konstanta As =
= 8.34 · 10−4
[rad] = 2′
52′′
.
Poněkud jiný původ má tzv. planetární aberace. Její podstatou je rovněž konečnost
rychlosti šíření světla, ovšem příčinou je pohyb jeho zdroje. V okamžiku pozorování
planety do našeho oka dopadá světlo, které se od povrchu planety odrazilo už poněkud
dříve (a sice před časem, který světlo potřebuje na překonání vzdálenosti mezi planetami).
Planetu proto vidíme v místě odchýleném o tzv. aberační úhel β proti smyslu
pohybu planet, oproti místu, kde by se planeta měla nacházet pro daný čas pozorování.
Doba šíření světla mezi planetou a Zemí (tzv. aberační čas ta) značně závisí na vzájemném
postavení planety ve vztahu k Zemi. Popíšeme stav ve zjednodušeném případě,
kdy planeta se pohybuje po kruhové dráze v rovině ekliptiky (s výjimkou Merkura se
jedná o vyhovující předpoklady).
y
P
P
S R Z
x
ϕ
β
∆ϕ
RP
,
Z
Obrázek 6:
Na obr.6 je situace znázorněna pro vnější planetu s poloměrem dráhy kolem Slunce
RP a dobou oběhu TP . V okamžiku pozorování se Země nachází v poloze Z vzdálené
od Slunce S o RZ. Planeta se v tento okamžik nachází v poloze P. Do pozorovatelova
oka se však dostává světlo, které bylo od povrchu planety odraženo, když planeta se
nacházela v poloze P′
. Úhel ϕ mezi průvodiči Země a planety v okamžiku pozorování
(tzv. rozdíl jejich pravých anomálií) je známým parametrem. Určíme aberační úhel
β mezi polopřímkami ZP a ZP′
(obr.6). Pro aberační čas zřejmě platí ta = P′Z
c
, kde c
je rychlost šíření světla. Za tu dobu se planeta na své dráze posune o oblouk P′
P, jemuž
přísluší středový úhel ∆ϕ (obr.6), pro který platí
7
∆ϕ = 2π
ta
TP
= 2π ·
P′Z
cTP
. (9)
Vzdálenost P′Z určíme z kosínové věty aplikované na obecný trojúhelník SZP′
, ve
kterém úhel ϕ − ∆ϕ (obr.6) s dostatečnou přesností nahradíme úhlem ϕ. Obdržíme tak
P′Z = R2
Z + R2
P − 2RZRP cos ϕ . (10)
Definujme nyní kartézský souřadnicový systém s počátkem ve středu Slunce a osou
x danou polopřímkou SZ (osa y je na x kolmá-viz obr.6). Souřadnice bodů v tomto
systému zřejmě jsou
Z = [RZ; 0] ; P = [RP cos ϕ; RP sin ϕ] ; P′
= [RP cos(ϕ − ∆ϕ); RP sin(ϕ − ∆ϕ)] .
Směrnice přímky ZP (definující směr, ve kterém se planeta v době pozorování skutečně
nachází) je potom
k1 =
RP sin ϕ
RP cos ϕ − RZ
(11)
a směrnice přímky ZP′
(definující směr, ve kterém planetu pozorujeme) má tvar
k2 =
RP sin(ϕ − ∆ϕ)
RP cos(ϕ − ∆ϕ) − RZ
. (12)
Směrnice přímek jsou tangenty úhlů, které tyto přímky svírají s osou x výše popsaného
souřadnicového systému. Aberační úhel β je rozdílem těchto úhlů. Pro jeho tangentu
tedy lze psát vztah platný v trigonometrii pro tangentu rozdílu úhlů. Platí tedy
β = arctan
k1 − k2
1 + k1k2
. (13)
Poznámka: Pro případ neorientovaného rozdílového úhlu je v čitateli výrazu (13) znak
absolutní hodnoty. Chápeme-li ovšem úhel jako orientovaný, absolutní hodnota chybí.
Kladný aberační úhel pak popisuje situaci, kdy pozorovaná planeta má oproti skutečné
odchylku proti smyslu pohybu planet po (zdánlivé) ekliptice a záporný aberační úhel popisuje
situaci opačnou, tedy pozorovaná poloha má oproti skutečné odchylku ve smyslu
pohybu planet. Popsaný algoritmus určení aberačního úhlu lze pak použít i pro vnitřní
planety.
Shrneme-li algoritmus určení aberačního úhlu planetární aberace, postupujeme při
definování vstupních parametrů RZ (poloměr dráhy Země), RP (poloměr dráhy planety),
TP (doba oběhu planety), c (rychlost šíření světla ve vakuu) a ϕ (rozdíl pravé anomálie
planety oproti Zemi) následujícím postupem:
1. z (10) určíme vzdálenost P′Z,
2. z (11) určíme směrnici k1,
3. z (9) spočítáme úhel ∆ϕ,
4. z (12) vyčíslíme směrnici k2,
5. z (13) určíme aberační úhel β.
8
Poznámka: Poloměry drah planet lze vyjadřovat s výhodou v astronomických jednotkách.
Pak RZ = 1, čímž ušetříme jeden vstupní parametr. Vzdálenost P′Z pak ale vyjde
v astronomických jednotkách a pro její použití do (9) ji musíme převést na kilometry.
Do (11) a (12) ji můžeme opět dosazovat v astronomických jednotkách.
0 20 40 60 80 100 120 140 160 180
−40
−30
−20
−10
0
10
20
30
40
rozdil anomalii ve stupnich
planetarniaberacevsekundach
Planetarni aberace vnitrnich planet
Merkur
Venuse
Obrázek 7:
0 20 40 60 80 100 120 140 160 180
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
rozdil anomalii ve stupnich
planetarniaberacevsekundach
Planetarni aberace vnejsich planet
Mars
Jupiter
Obrázek 8:
9
Pro ilustraci byly určeny závislosti aberačních úhlů všech planet sluneční soustavy
na rozdílu jejich pravých anomálií. Výsledky jsou pro vnitřní planety znázorněny na
obr.7 a pro Mars a Jupiter na obr.8. Z obrázků je patrné, že čím je planeta dále od
Slunce, tím je extrémní aberační úhel menší. Největší je u Merkura, kde dosahuje 32
obloukových sekund (na obě strany). Rovněž je patrno, že pro vnější planety je aberační
úhel trvale kladný, zatímco pro vnitřní planety může být i záporný (pozorovaná planeta
je o aberační úhel ve smyslu pohybu planet oproti skutečné poloze). U velkých vnějších
planet je závislost na rozdílu anomálií nepatrná. Proto grafy pro Saturn, Uran a Neptun
nejsou znázorněny. Aberační úhel Saturna je 6.6′′
, Urana 4.7′′
a Neptuna pak 3.7′′
.
Poznamenejme ještě, že výsledky pro Merkura lze považovat pouze za orientační, neb
tato planeta se (zdaleka) nejvíce vymyká předpokladům o kruhových drahách v rovině
ekliptiky, za kterých byly výše popsané výsledky odvozeny.
Rychlou představu o velikosti aberačních úhlů si lze udělat uvážením speciálního
případu, kdy ϕ−∆ϕ = 0. Tuto představu lze i v praxi aplikovat na vnější planety, protože
se v této poloze nacházejí v opozici se Sluncem a jsou tedy velmi dobře pozorovatelné.
Vnitřní planety jsou v této poloze v dolní konjunkci se Sluncem a tudíž jsou neviditelné.
Pozorovatel tedy planetu vidí v jedné přímce se Sluncem, leč ve skutečnosti se tato už
nachází v poloze P (obr.9). Vzdálenost ZP′ je pak rozdílem poloměrů drah, takže pro
S
P
PZ
β∆ϕ
,
Obrázek 9:
aberační čas máme ta = RP −RZ
c
. Pro oblouk P′
P zřejmě platí
P′
P = 2πRP
ta
TP
= 2π
RP (RP − RZ)
cTP
.
Pro aberační úhel β pak vzhledem k jeho malosti dostáváme
β
.
= tan β
.
=
P′
P
RP − RZ
=
2π
c
·
RP
TP
[rad] =
360
c
·
RP
TP
[o
] .
Pro konkrétní případ Marsu, kdy RP = 2.28·108
[km] a TP = 686.98[dní] = 5.936·107
[s],
dostáváme dosazením (c = 2.998 · 105
[km/s]) hodnotu β = 0.0046[o
] = 16.6[′′
]. Tato
hodnota se velmi dobře shoduje s hodnotou Marsu pro ϕ = 0 v obr.8.
10