Pozorny ruch wsteczny Marsa zaobserwowany w 2003 roku

Ruch wsteczny, obrót 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.

Ruch wsteczny pozorny

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. 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. W tym samym czasie również T na niebie P porusza się ruchem wstecznym.

Ruch wsteczny rzeczywisty

Do tej pory odkryto dwie planety, które poruszają się w przeciwnym kierunku niż gwiazda wokół której orbitują; są to WASP-17 b i HAT-P-7 b ^[1]. Odkrycia dokonano w 2009 roku. Jedna z teorii tłumaczy ruch wsteczny jako skutek zderzenia się planety z inną planetą^[2].

Linki zewnętrzne

• APOD - ruch wsteczny Marsa

Przypisy