1 3つの定義(距離の条件)
- 放物線:定点(焦点)と定直線(準線)から等距離にある点の軌跡。標準形y2=4px。
- 楕円:2定点(焦点)からの距離の和が一定な点の軌跡。ただし和は焦点間の距離より大きくとる。標準形a2x2+b2y2=1。
- 双曲線:2定点(焦点)からの距離の差の絶対値が一定な点の軌跡。ただし差の絶対値は0より大きく、焦点間の距離より小さくとる。標準形a2x2−b2y2=1。
「和が一定=楕円、差が一定=双曲線」。定義が軌跡(前レベルの手法)そのものなので、方程式は距離の条件を書き下して整理すれば導けます。
たとえば焦点を(±c,0)とする楕円で、距離の和を2a(a>c>0)とおくと、平方根を含む距離の式を一方ずつ移項して二乗し、整理すると(x2/a2)+(y2/(a2−c2))=1を得ます。逆にこの標準形を満たす点は、同じ二乗の計算を逆向きにたどり、距離の和2aを満たす(平方する前の符号はa>cで確認できる)。双曲線も距離の差を2aとして同様に導け、b2=c2−a2となります。放物線は焦点と準線の距離を二乗して整理するとy2=4px(p=0)になります。
距離についた但し書きは飾りではありません。焦点をF(−2,0),F′(2,0)として、和をちょうど焦点間距離4にとると、軌跡は楕円ではなく線分FF′に潰れます。和を3(焦点間距離より小さい値)にとれば、条件を満たす点は1つもありません。同じく双曲線で差を0にとると、軌跡はFF′の垂直二等分線になってしまいます。
下の図は楕円です。a,bを動かすと、横長・縦長・円へと連続的に変わります。
2 焦点と離心率
各曲線には焦点があり、その位置はa,bから決まります。楕円では焦点は長い方の軸の上にあり、中心から焦点までの距離はc=a2−b2(a>bの横長のとき、焦点はx軸上)またはc=b2−a2(a<bの縦長のとき、焦点はy軸上)です。いずれも「c=(長半径)2−(短半径)2」と覚えれば1つの式で済みます。双曲線には漸近線y=±abxがあり、遠方で曲線がこの直線に限りなく近づきます。
離心率は、楕円が「どれだけ円からずれて細長いか」を測る量で、aを長半径としてe=ac(0≤e<1)と定めます。e=0はc=0、つまり2焦点が一致した円。eが1に近いほど焦点が端に寄り、細長い楕円になります。実は放物線・楕円・双曲線は「焦点からの距離 ÷ 準線からの距離=e(一定)」という1つの定義で統一でき、0<e<1なら楕円、e=1なら放物線、e>1なら双曲線です。3種類が離心率という1つのつまみで連続的につながっている、というのが円錐曲線の見晴らしのよい姿です。
双曲線ではc=a2+b2、焦点は(±c,0)、離心率はe=c/a>1である。放物線では焦点と準線からの距離の比がe=1になる。
ただしこの統一定義に円(e=0)は入りません。焦点と準線を固定したままe=0とすると、条件は「焦点からの距離が0」、つまり軌跡は焦点1点に潰れてしまうからです。円は、e→0とするときに準線が無限のかなたへ去っていく極限として現れます。
閑話休題:離心率を使った軌道のモデル 以下の数値は天体の軌道を楕円のモデルとして見るための代表例であり、天体データの出典や摂動を含む厳密な軌道計算は扱わない。実際の値を利用するときは天文データの一次資料で確認する。
ケプラーの第一法則は「惑星は太陽を焦点の一つとする楕円軌道を描く」と述べます。だから離心率eは、その天体の軌道が円からどれだけ歪んでいるかの実測量です。並べてみましょう。
| 天体 |
離心率e |
ひとこと |
| 金星 |
0.0068 |
太陽系でもっとも円に近い軌道 |
| 地球 |
0.0167 |
ほぼ円(aとbの差はわずか 0.014%) |
| 火星 |
0.0934 |
やや楕円。ケプラーはこの火星の観測から法則を見抜いた |
| 水星 |
0.206 |
惑星中で最大 |
| ハレー彗星 |
0.967 |
きわめて細長い。だから約76年かけて往復する |
では、離心率が大きい星に立つとどんな気分になるのかを想像してみます。火星のe=0.093は、地球の
5倍以上。近日点までの距離がa(1−e)、遠日点までがa(1+e)なので、その比は1−e1+e=0.9071.093≃1.21倍。受け取る日射量は距離の2乗に反比例するので、最大と最小で約1.212≃1.45倍の差が出ます。しかも火星の自転軸は約 25°傾いていて(地球の 23.4°とよく似ています)、たまたま南半球の夏が近日点の近くに来る。つまり火星の南半球では「軸の傾きによる夏」と「軌道が近いことによる灼熱」が重なって、短くて猛烈に暑い夏になり、北半球は長くて穏やかな夏になる——同じ星なのに南北で季節の激しさがまるで違うのです。実際、火星の巨大な砂嵐(惑星全体を覆うことがある)は、この近日点まわりの強い日射で舞い上がると考えられています。もしあなたが火星で1年(約687日)を過ごしたら、季節ごとに空の太陽が目に見えて大きくなったり小さくなったりするのを眺めることになる。地球ではまず感じられない、「軌道の楕円さ」を肌で知る惑星です。
ケプラーの第二法則(面積速度一定)を思い出すと、星は太陽に近いほど速く動くので、近日点側の季節は足早に、遠日点側の季節はゆっくり過ぎます。地球でも北半球の夏(7月・遠日点あたり)が冬より数日長いのはこの効果。さらに地球の離心率は数万年周期でゆっくり 0〜0.06 の間を揺れていて(ミランコビッチ・サイクル)、これが氷期・間氷期のリズムに関わっているとされます——つまり「楕円の潰れ具合」が、何万年スケールで地球の気候を左右してきたわけです。
もっと極端な星もいます。水星はe=0.21に加えて自転と公転が 3
で噛み合う奇妙な共鳴をしていて、水星の1「日」(太陽が真南から次に真南へ来るまで)は水星の2「年」に相当します。ハレー彗星の
e=0.967ともなると軌道は針のように細長く、太陽のそばをかすめては海王星の外まで飛び去る。そして
eがついに
1に達すると楕円は
放物線(
e=1)になり、周期は無限大——一度太陽に来たきり二度と戻らない「一期一会の彗星」になります。
e>1なら双曲線軌道で、そのまま太陽系を素通りしていく。
2017年に観測された恒星間天体オウムアムアは
e≈1.2の双曲線を描いていて、別の星系から来て去っていった“よそ者”でした。黒板の上の
a2x2+b2y2=1という式のつまみ一つが、惑星の季節から彗星の一生、恒星間の旅までを静かに決めている、というわけです。