Retrogradacja (astronomia)

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacji, wyszukiwania
Pozorny ruch wsteczny Marsa zaobserwowany w 2003 roku
S – Słońce
T1, T2, ..., T5 – położenie Ziemi
P1, P2, ..., P5 – położenie planety
A1, A2, ..., A5 – obserwowana pozycja planety na sferze niebieskiej

Retrogracja – ruch ciała niebieskiego, które pozornie obraca się lub porusza po orbicie w kierunku przeciwnym, niż większość ciał w danym układzie orbitalnym. W Układzie Słonecznym ruch wsteczny ma kierunek przeciwny względem ruchu Ziemi wokół Słońca, który widziany z północnego bieguna Słońca odbywa się odwrotnie do ruchu wskazówek zegara.

Ruch wsteczny można zaobserwować śledząc zmiany położenia na niebie jasnych planet zewnętrznych – Marsa, Jowisza lub Saturna w ciągu kilku miesięcy przed i po opozycji. Notując ich położenia względem okolicznych gwiazd można zauważyć, że zakreślają one charakterystyczne pętle na niebie nałożone na ich średni ruch. Ruch wsteczny wykazują również planety wewnętrzne – Merkury i Wenus, lecz w tym czasie znajdują się na niebie w pobliżu Słońca i ich obserwacja jest utrudniona. Zjawiska ruchu wstecznego mogą być również zaobserwowane wewnątrz systemów satelitów planet. Szczególnym przypadkiem jest sytuacja, gdy okres obiegu satelity jest krótszy od okresu obrotu planety – tak jest np. w przypadku Fobosa, księżyca Marsa, który cały czas porusza się po marsjańskim nieboskłonie ruchem wstecznym, t.j. z zachodu na wschód, podobnie zachowują się satelity poruszające się wokół Ziemi po orbitach poniżej orbity geostacjonarnej. Innym przypadkiem jest Merkury, którego okres obrotu jest równy 2/3 okresu obiegu wokół Słońca, lecz ze względu na znaczną ekscentryczność orbity Merkurego, chwilowa prędkość kątowa obiegu staje się większa od prędkości kątowej obrotu i to Słońce zakreśla na niebie Merkurego niewielką pętlę, co w szczególnych lokalizacjach może dawać zjawisko zachodu Słońca, po którym następuje „wschód” (jednak na zachodniej części horyzontu), wreszcie drugi zachód rozpoczynający dłuższą noc.

Pętle te tłumaczone były w starożytności skomplikowanym systemem sfer, deferensów i epicykli, znacznie uproszczonym przez wprowadzenie systemu heliocentrycznego przez Kopernika, a następnie wprowadzeniem pojęcia orbit eliptycznych przez Keplera. Ciekawostką jest, że nawet współcześnie położenie obiektów na niektórych orbitach o małym mimośrodzie jest dostatecznie dobrze opisywane kilkoma wyrazami szeregów trygonometrycznych, które to podejście jest poniekąd równoważne opisowi przez deferensy i epicykle. W odróżnieniu jednak od ich roli w teorii geocentrycznej nie są one obecnie jednak wyjaśnieniem „natury rzeczy”, lecz konsekwencją względności ruchu.

W sytuacji przedstawionej na rysunku obok, początkowo obiekt P porusza się po sferze niebieskiej obiektu T ruchem prostym. W punkcie T2 i P2 planeta P pozornie zatrzymuje się na sferze planety T. Ruch wsteczny jest najszybszy w czasie opozycji (punkty T3 i P3), wtedy też jest go najłatwiej zaobserwować. Gdy nastąpi sytuacja T4 i P4, planeta P ponownie zatrzymuje się na sferze planety T co zakańcza ruch wsteczny. Ciało T obiegające centrum S szybciej niż ciało P w pewnym momencie znów znajduje się w punkcie, w którym linia łącząca T z P jest styczna do orbity T – wyznacza to koniec ruchu wstecznego P na niebie T. W tym samym czasie również T na niebie P porusza się ruchem wstecznym.

Zobacz też[edytuj | edytuj kod]

Linki zewnętrzne[edytuj | edytuj kod]