Ruch wsteczny

Z Wikipedii

Ruch wsteczny – ruch ciała niebieskiego, które w rzeczywistości lub 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.

S – Słońce
T1, T2, ..., T5 – położenie Ziemi
P1, P2, ..., P5 – położenie planety
A1, A2, ..., A5 – obserwowana pozycja planety na sferze niebieskiej

Ruch wsteczny najłatwiej jest zaobserwować śledząc zmiany położenia na niebie jasnych planet zewnętrznych – Marsa, Jowisza lub Saturna w ciągu paru miesięcy przed i po opozycji. Notując ich położenia względem okolicznych gwiazd łatwo jest zauważyć, że zakreślają one charakterystyczne pętle na niebie nałożone na ich średni ruch obiegowy wokół Słońca. Ruch wsteczny wykazują również planety wewnętrzne – Merkury i Wenus (planeta), 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 ciekawym 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 tylko "chwytem" technicznym.

W sytuacji przedstawionej na rysunku obok, początkowo obiekt P porusza się po sferze niebieskiej obiektu T ruchem prostym. Gdy linia łącząca T i P stanie się styczna do orbity T, P pozornie zatrzymuje się a następnie zaczyna poruszać się wstecz (na półkuli północnej T będzie to w prawo), sytuacji taj odpowiadają położenia T1 i P1. Ruch wsteczny jest najszybszy w czasie opozycji (punkty T3 i P3), wtedy też jest go najłatwiej zaobserwować. 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. Warto zauważyć, że w tym samym czasie również T na niebie P porusza się ruchem wstecznym.

To jest tylko zalążek artykułu związanego z astronomią. Jeśli potrafisz, rozbuduj go.