Retrogradacja (astronomia)

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Przejdź do nawigacji Przejdź do 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

Retrogradacja (z łac. retro 'wstecz', gradatio 'stopniowanie' od gradus 'stopień') – 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.

Merkury – najmniejsza i najbliższa Słońcu planeta Układu Słonecznego. Jako planeta wewnętrzna znajduje się dla ziemskiego obserwatora zawsze bardzo blisko Słońca, dlatego jest trudna do obserwacji. Mimo to należy do planet widocznych gołym okiem i była znana już w starożytności. Merkurego dojrzeć można jedynie tuż przed wschodem lub tuż po zachodzie Słońca.Saturn – gazowy olbrzym, szósta planeta Układu Słonecznego pod względem oddalenia od Słońca, druga po Jowiszu pod względem masy i wielkości. Charakterystyczną jego cechą są pierścienie, składające się głównie z lodu i w mniejszej ilości z odłamków skalnych; inne planety-olbrzymy także mają systemy pierścieni, ale żaden z nich nie jest tak rozległy ani tak jasny. Według danych z lipca 2013 roku znane są 62 naturalne satelity Saturna.

Ruch wsteczny można zaobserwować śledząc zmiany położenia na niebie jasnych planet zewnętrznychMarsa, 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 wewnętrzneMerkury 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, tj. 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.

Orbita geostacjonarna to orbita okołoziemska, która zapewnia krążącemu po niej satelicie zachowanie stałej pozycji nad wybranym punktem równika Ziemi. Orbita geostacjonarna jest orbitą kołową zawartą w płaszczyźnie równika. Przebiega na wysokości 35 786 km nad równikiem (42 160 km od środka Ziemi). Prędkość ciała na orbicie geostacjonarnej wynosi około 3,08 km/s, a czas okrążenia przez niego Ziemi jest równy 23 godziny 56 minut i 4 sekundy, czyli dokładnie tyle, ile trwa doba gwiazdowa.Deferent – według Klaudiusza Ptolemeusza mimośrodowy okrąg, po którym porusza się każde ciało niebieskie, np. Księżyc, Słońce i gwiazdy, obiegając go w czasie 24 godzin. Ptolemeusz uważał, że każde ciało niebieskie ma swój własny deferent, a niektóre z nich (znane w starożytności planety – Merkury, Wenus, Mars, Jowisz i Saturn) dodatkowo w czasie swojej drogi krążą po dodatkowych epicyklach, których środki krążą po deferentach. Modele deferentów i epicykli wykorzystywano w starożytności i średniowieczu do opisu ruchu planet.

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.

Jowisz – piąta w kolejności oddalenia od Słońca i największa planeta Układu Słonecznego. Jego masa jest nieco mniejsza niż jedna tysięczna masy Słońca, a zarazem dwa i pół raza większa niż łączna masa wszystkich innych planet w Układzie Słonecznym. Wraz z Saturnem, Uranem i Neptunem tworzy grupę gazowych olbrzymów, nazywaną czasem również planetami jowiszowymi.Biegun geograficzny – jeden z dwóch punktów na powierzchni obracającego się ciała niebieskiego, przez które przechodzi oś obrotu danego ciała. Punkty te są jednocześnie najbardziej oddalone od równika, zbiegają się w nich wszystkie południki, a równoleżniki mają wartość 90°.

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.

Okres orbitalny – czas, jaki jest potrzebny ciału (znajdującemu się na orbicie wokół innego ciała) na wykonanie jednego pełnego obiegu orbitalnego. W zależności od tego, względem jakiego punktu odniesienia liczymy początek i koniec obiegu, możemy wyróżnić:Prędkość kątowa w fizyce – wielkość wektorowa opisująca ruch obrotowy (np. ruch po okręgu). Jest wektorem (pseudowektorem) leżącym na osi obrotu i skierowanym zgodnie z regułą śruby prawoskrętnej.

Zobacz też[ | edytuj kod]

  • ruch wsteczny
  • Linki zewnętrzne[ | edytuj kod]

  • Ruch wsteczny Marsa w latach 2009-2010 w serwisie APOD: Astronomiczne zdjęcie dnia




  • Warto wiedzieć że... beta

    Zachód (symbol W, od ang. west) – jedna z czterech głównych stron świata. Odnosi się do punktu horyzontu, w którym Słońce zachodzi w dniu równonocy.
    Planeta zewnętrzna to planeta, której orbita leży w zewnętrznym obszarze rozpatrywanego systemu planetarnego. W Układzie Słonecznym granicą części "wewnętrznej" i "zewnętrznej" jest pas planetoid, planetami zewnętrznymi są więc wszystkie planety-olbrzymy: Jowisz, Saturn, Uran i Neptun.
    Mars – czwarta według oddalenia od Słońca planeta Układu Słonecznego. Nazwa planety pochodzi od imienia rzymskiego boga wojny – Marsa. Zawdzięcza ją swej barwie, która przy obserwacji z Ziemi wydaje się być rdzawo-czerwona i kojarzyła się starożytnym z pożogą wojenną. Postrzegany odcień wynika stąd, że powierzchnia planety zawiera tlenki żelaza. Mars jest planetą wewnętrzną z cienką atmosferą, o powierzchni usianej kraterami uderzeniowymi, podobnie jak powierzchnia Księżyca. Występują tu także inne rodzaje terenu, podobne do ziemskich: wulkany, doliny, pustynie i polarne czapy lodowe. Okres obrotu wokół własnej osi jest niewiele dłuższy niż Ziemi i wynosi 24,6229 godziny (24h37min22s). Na Marsie znajduje się najwyższa góra w Układzie Słonecznym – Olympus Mons i największy kanion – Valles Marineris. Gładki obszar równinny Vastitas Borealis na półkuli północnej obejmuje 40% powierzchni planety i może być pozostałością ogromnego uderzenia. W przeciwieństwie do Ziemi, Mars jest geologicznie i tektonicznie nieaktywny.
    Fobos (też: Phobos, gr. Φόβος ‘strach’) – większy i bliższy z dwóch księżyców Marsa. Jest to w całym Układzie Słonecznym satelita naturalny położony najbliżej planety, wokół której krąży.
    Teoria geocentryczna (z gr. geo – Ziemia) – teoria budowy Wszechświata, której istotą jest założenie, że nieruchoma Ziemia znajduje się w centrum Wszechświata, a wokół niej krążą pozostałe ciała niebieskie: Słońce, planety, Księżyc i gwiazdy.
    Mikołaj Kopernik (łac. Nicolaus Copernicus, niem. Nikolaus Kopernikus; ur. 19 lutego 1473 w Toruniu, zm. 24 maja 1543 we Fromborku) – polski astronom, autor dzieła De revolutionibus orbium coelestium (O obrotach sfer niebieskich) przedstawiającego szczegółowo i w naukowo użytecznej formie heliocentryczną wizję Wszechświata. Wprawdzie koncepcja heliocentryzmu pojawiła się już w starożytnej Grecji (jej twórcą był Arystarch z Samos), to jednak dopiero dzieło Kopernika dokonało przełomu i wywołało jedną z najważniejszych rewolucji naukowych od czasów starożytnych, nazywaną przewrotem kopernikańskim.
    Satelita − każde ciało niebieskie o względnie małej masie, obiegające inne ciało, o większej masie. Tor ruchu tego ciała nosi nazwę orbity.

    Reklama