Astronomie

Wie groß ist die scheinbare Rotationszeit eines Planeten relativ zu einem anderen Planeten?

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Nur meine Neugier. Das ist nicht meine Aufgabe usw.

Planet A braucht m Erdentage, um eine volle Runde um die Sonne zu vollenden, und Planet B braucht n Erdentage für eine volle Runde um die Sonne. Unter der Annahme, dass beide in dieselbe Richtung kreisen, wie lange hat ein Beobachter auf Planet A aufgezeichnet, wie viele Erdtage der Planet B brauchte, um eine volle Runde um Planet A zu vollenden?


Beachten Sie, dass ein Beobachter auf Planet A keine Rotation von Planet B sehen kann. Er kann eine Umlaufbahn der Sonne um ihn und eine Umlaufbahn von Planet B um die Sonne sehen. So

  • Wenn Planet B eine Umlaufbahn mit kleinerem Radius als Planet A hat, kann der Beobachter Planet B manchmal vor, manchmal nach seiner Sonne sehen.
  • Wenn Planet B eine Umlaufbahn mit größerem Radius hat als Planet A, dann kann der Beobachter sehen, wie Planet B am Himmel kreist, ungefähr auf der Ebene der Ekliptik, aber etwas schneller als die Sonne.

Die Rechnung ist diese:

  1. Planet A macht $frac{1}{m}$ einen vollständigen Kreis an einem Tag.
  2. Planet B macht $frac{1}{n}$ einen vollständigen Kreis an einem Tag.
  3. Somit kann der Beobachter auf Planet A an einem Tag einen $|frac{1}{m}-frac{1}{n}|$ vollen Rotationskreis von Planet B sehen.
  4. Somit kann er eine Periode von Planet B von $frac{1}{|frac{1}{m}-frac{1}{n}|}$ Erdtagen sehen, die in vereinfachter Form dargestellt ist

$$underline{underline{|frac{mn}{m-n}|}}.$$


Wie groß ist die scheinbare Rotationszeit eines Planeten relativ zu einem anderen Planeten? - Astronomie

Ein Sterntag ist die Zeit, die die Erde braucht, um sich um ihre Achse zu drehen, damit die fernen Sterne an der gleichen Position am Himmel erscheinen. Ein Sonnentag ist die Zeit, die die Erde braucht, um sich um ihre Achse zu drehen, damit die Sonne an derselben Position am Himmel erscheint. Der siderische Tag ist

4 Minuten kürzer als der Sonnentag

Unser Planet Erde dreht sich von West nach Ost um seine Achse. Eine Achse ist eine imaginäre Linie, die vom Nordpol zum Südpol verläuft. Wenn Sie die Erde von der Nordhalbkugel aus betrachten, dreht sie sich gegen den Uhrzeigersinn. Eine vollständige Drehung um die eigene Achse relativ zur Sonne wird Sonnentag genannt und hat eine Dauer von 24 Stunden. Unsere Erde dreht sich nicht nur um ihre eigene Achse, sondern kreist auch in der gleichen Richtung um die Sonne und bewegt sich jeden Tag ein wenig auf ihrer Umlaufbahn. Daher gelangt die Erde in kürzerer Zeit in die gleiche Position relativ zu den Himmelssternen. Dies wird als siderischer Tag bezeichnet, der eine Dauer von 23 Stunden 56 Minuten und 4,1 Sekunden hat. Aus diesem Grund erscheinen die Sterne jeden Tag etwa vier Minuten früher am Himmel. Ein Sterntag ist ein Zeitraum, in dem sich die Erde um ihre Achse dreht, damit die fernen Sterne an derselben Position am Himmel erscheinen.


Wie groß ist die scheinbare Rotationszeit eines Planeten relativ zu einem anderen Planeten? - Astronomie

    Welche astronomischen Objekte sehen wir am Himmel? Wo stehen sie im allgemeinen Kontext des Überblicks über das Universum?
      Mit bloßem Auge sind die wichtigsten astronomischen Objekte, die wir sehen können, die Sonne, der Mond, die Sterne und einige der Planeten

    • Die Positionen der Sterne können mit einer Art astronomischer Länge und Breite beschrieben werden, die als Rektaszension und Deklination bezeichnet wird.

      Das Beobachten und Verstehen von Bewegungen am Himmel hat die Menschen dazu gebracht, den Aufbau des Sonnensystems zu verstehen und zu verstehen, wie sich die Erde im Weltraum bewegt.

      Bei Sternen kommt fast alle scheinbare Bewegung von Reflexbewegungen, weil sie so weit entfernt sind, dass ihre Eigenbewegung sehr klein erscheint.

    • Beispiel: Blick vom Nordpol
    • Beispiel: Blick vom Äquator
    • Beispiel: Ansicht von der Nordhalbkugel, z.B. Las Cruces

    • Es dauert etwa 24 Stunden, bis die Sterne wieder an die gleiche Position am Himmel zurückkehren. Folglich kann man die Zeit anhand des Bruchteils messen, den ein Stern in seinem vollen Kreis um den Himmel zurückgelegt hat. Dies geschieht am besten für Sterne, die nie untergehen, d. h. Sterne in der Nähe des Himmelsnordpols. Es wird erleichtert, weil sich zufällig ein Stern fast an der Stelle des Pols befindet, der Nordstern genannt wird. Dieser Film zeigt die Idee.

      Folglich scheint sich die Sonne in Bezug auf die Sterne zu bewegen. Jeden Tag ist die Bewegung der Sonne wie die Bewegung eines Sterns, aber nicht immer derselbe Stern während des ganzen Jahres.

      Aufgrund dieser Neigung ändert sich die Breite (oder Deklination) der Sonne im Laufe des Jahres. Dadurch ändert sich der Lauf der Sonne durch den Himmel im Laufe des Jahres. Während unseres Sommers steht die Sonne weiter nördlich als während unseres Winters.

      Die Neigung ist die Hauptsache, die für den Unterschied zwischen unseren Jahreszeiten verantwortlich ist. Im Sommer treffen die Sonnenstrahlen auf die Erde, wobei an jedem Ort mehr Energie konzentriert wird, da die Sonne höher am Himmel steht. Dies ist der Hauptgrund dafür, dass es im Sommer wärmer ist.

      Das gleiche Argument über den Winkel, mit dem die Sonnenstrahlen auf die Erde treffen, erklärt auch, warum es in höheren Breitengraden kälter ist und warum es mitten am Tag am heißesten ist.

      Der Mond bewegt sich alle 27,3 Tage um die Erde und kehrt alle 29,5 Tage in die gleiche Ausrichtung relativ zur Sonne zurück (länger, weil die Erde sich teilweise um die Sonne bewegt hat). Daher ist die scheinbare Bewegung des Mondes eine Kombination aus der Reflexbewegung der Erdbewegung sowie der intrinsischen Bewegung des Mondes um seine Umlaufbahn.

      Die Bahnebene des Mondes ist der Bahnebene der Erde um die Sonne nahe, aber nicht identisch. Aus diesem Grund ist seine Bewegung am Himmel im Tagesverlauf (aus der Reflexbewegung der Erdrotation) ähnlich der der Sonne. Die Bewegung des Mondes an einem bestimmten Tag ist jedoch im Allgemeinen nicht dieselbe wie die der Sonne an diesem Tag.

    • Die Tageszeit, zu der wir den Mond sehen können, hängt davon ab, wo sich der Mond auf seiner Umlaufbahn im Verhältnis zur Sonne befindet
    • Da die scheinbare Mondphase auch mit der Mondposition zusammenhängt, steht sie in direktem Zusammenhang mit der Zeit, zu der der Mond auf- und untergeht.
    • Hier ist ein Link zu einem schönen Visualisierungstool

      Eine Mondfinsternis kann bei Vollmond auftreten, wenn sich der Mond durch den Erdschatten bewegt, wenn sich alle drei Objekte (Sonne, Erde, Mond) in derselben Ebene befinden.

    • Welchen Weg scheinen sie im Laufe eines Tages zu nehmen?
    • Zu welcher Tageszeit können wir das Objekt sehen? Alternativ, wenn wir Tag für Tag zur gleichen Tageszeit schauen, wie bewegt sich das Objekt über den Himmel?
    • Haben sie Phasen? Wie ändern sich die Phasen?
    • Betrachten Sie zum Beispiel die Sonne und den Mond

      Betrachten Sie nun die Planeten. Wir betrachten die scheinbare Bewegung und das Aussehen von Planeten, weil sie eine gute Übung zur Visualisierung bieten und auch, weil die Beobachtung von Planetenbewegungen historisch sehr wichtig war, um zu verstehen, wie sich Objekte im Sonnensystem bewegen, wie wir in Kürze diskutieren werden . Die Planeten bewegen sich auch um die Sonne. Aus diesem Grund und auch wegen der Reflexbewegung der Erdumdrehung scheinen sich die Planeten auch in Bezug auf die Sterne zu bewegen.

      Die qualitativen Bewegungen der Planeten lassen sich verstehen, wenn man erkennt:
        Alle Planeten bewegen sich in ungefähr derselben Ebene um die Sonne Sun

      • Der Planet bewegt sich um die Sonne (Eigenbewegung) Gruppenfrage: Planetenbewegung aus Eigenbewegung
      • Die Erde dreht sich um ihre Achse (Reflexbewegung). Gruppenfrage: Planetenbewegung aus Rotationsreflex
      • Die Erde bewegt sich um die Sonne (Reflexbewegung) Gruppenfrage: Planetenbewegung durch Rotationsreflex

        Die inneren Planeten (Merkur und Venus) zeigen eine rückläufige Bewegung, weil sie sich um die Sonne bewegen, und wir sehen diese Bewegung von außerhalb ihrer Umlaufbahnen. Die Hälfte ihrer Jahre scheinen sie sich von der Erde aus gesehen in eine Richtung zu bewegen, die andere Hälfte scheinen sie sich in die andere Richtung zu bewegen.

        Woher wissen wir, dass die Erde die Sonne umkreist?

        Das aktuelle Modell der Bewegungen im Sonnensystem wurde durch sorgfältige Beobachtungen der Bewegungen von Objekten am Himmel herausgefunden.

      • Die Sonne scheint sich am Himmel zu drehen
      • Sterne scheinen am Himmel umherzugehen, aber mit etwas anderer Geschwindigkeit
      • Der Mond scheint sich mit einer anderen Geschwindigkeit am Himmel zu bewegen
      • Planeten sind Objekte mit unregelmäßigerer Bewegung am Himmel, sie zeigen gelegentlich eine rückläufige Bewegung. Einige sind nur zu bestimmten Tageszeiten sichtbar (insbesondere Venus).
      • zusammenfassende Bilder

      • Gruppenfrage: Parallaxenbeobachtungen. Damals waren die Messungen nicht genau genug, um eine Parallaxe zu erkennen.
      • In ihrem erdzentrierten Modell stellten sie sich vor, dass die Sonne, der Mond und die Planeten die Erde in kreisförmigen Umlaufbahnen umkreisen. Sie bevorzugten Kreise aus Gründen der Einfachheit.
      • Gruppenfrage: geozentrisches Modell

      Ein detailliertes geozentrisches Modell wurde von Ptolemäus entwickelt. Dieses Modell bestand aus ziemlich komplexen Bewegungen, konnte aber angesichts der großen Unsicherheiten bei der Durchführung solcher Messungen die zukünftige Position von Planeten gut vorhersagen. Die vorhergesagten Positionen des Modells wurden jedoch durch genauere Messungen nicht bestätigt.

        Die Sonne steht im Zentrum des Universums.

        Mit seinem einfachen Teleskop beobachtete er als erster, dass die Venus Phasen hat. Dies bewies, dass die Venus sich um die Sonne drehen muss und somit das heliozentrische Sonnensystem unterstützt.

        Planeten umkreisen die Sonne auf elliptischen Bahnen, wobei sich die Sonne in einem der Brennpunkte der Ellipse befindet. Eine Ellipse zeichnet sich durch eine Größe und eine Exzentrizität (oder "Squeshedness") aus. Ein Kreis ist eine Ellipse ohne Exzentrizität. Die Größe einer Ellipse wird normalerweise durch die Länge ihrer großen Halbachse beschrieben, d. h. die halbe Länge der Längsachse der Ellipse. Planeten kreisen auf elliptischen Bahnen, obwohl diese Bahnen eine sehr geringe Exzentrizität aufweisen und daher fast kreisförmig sind. Tatsächlich gelten die Keplerschen Gesetze für alle Objekte, die das Sonnensystem umkreisen, zum Beispiel bewegen sich Kometen auf sehr exzentrischen elliptischen Bahnen.

      Die astronomische Einheit ist eine Einheit, die die Entfernung misst, und eine astronomische Einheit ist per Definition die Größe der großen Halbachse der Erdumlaufbahn.


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      ERDE NEIGUNG, SONNENAUFGANG & SONNENUNTERGANG

      Betrachten Sie die "vorhergehende" Erde in ihrer Umlaufbahn Betrachten Sie die "nachlaufende" Erde in ihrer Umlaufbahn

      Obwohl die Neigung der Erde von 23,44° "relativ zu ihrer Umlaufbahn" im Wesentlichen über viele Menschenleben hinweg konstant bleibt, variiert ihre Neigung "relativ zur Sonne" in einem regelmäßigen Jahreszyklus. Die beiden großen Ansichten unseres Planeten oben zeigen seine aktuelle Neigung relativ zur Sonne und zeigen, welche Teile sich derzeit in Tageslicht (Sonnenaufgang) und Dunkelheit (Sonnenuntergang) drehen. In der linken großen Ansicht geht die Sonne (das Tageslicht bricht) an der östlichen Grenze des Erdschattens auf. In der rechten Großansicht geht die Sonne am westlichen Rand des Erdschattens unter (es wird dunkel). Der Blickwinkel beider Großansichten liegt direkt über dem 0° Breitengrad, um die gesamten Teile der Erde zu zeigen, die sich jeweils in Sonnenaufgang und Sonnenuntergang drehen.

      Natürlich ist es der jährliche Zyklus der sich ändernden Neigung der Erde "relativ zur Sonne", der unsere Jahreszeiten hervorbringt. Dies ist es auch, was die begleitenden Variationen von Tag und Nacht auf der Erde das ganze Jahr über erzeugt, die kontinuierlich
      Ändern Sie die lokalen Sonnenaufgangs- und Sonnenuntergangszeiten auf der ganzen Welt. Das bedeutet, dass Ihre eigenen Sonnenauf- und -untergänge nicht nur von Ihrem Standort auf der Erde, sondern zusätzlich von der Jahreszeit bestimmt werden.

      so. Es bestätigt, dass die Richtung und der Winkel der Neigung unseres Planeten in Bezug auf die Erdbahn und den Himmel tatsächlich im Wesentlichen fest bleiben. Im Gegensatz dazu ändert sich im Laufe des Jahres nur die Neigung der Erde "relativ zur Sonne".

      In den beiden großen Ansichten und der Rotationsanimation oben werden Sie feststellen, dass etwas mehr als die Hälfte unseres Heimatplaneten beleuchtet ist. Dies ist auf die Effekte von Twilight zurückzuführen, die die Erde tatsächlich etwas über ihren "geometrischen" Terminator hinaus beleuchten, dh die sich ständig bewegende Linie, die auf einem Planeten, Mond usw. Tag und Nacht trennt. Diese Effekte machen den Terminator der Erde auch eher zu einem sich verdunkelnden Gradienten als die harte Schattenkante, mit der es oft dargestellt wird. Ohne die Auswirkungen der Dämmerung wird die aktuelle Menge jeder Hemisphäre in den "direkten Strahlen" der Sonne oben als Prozentsatz in Tageslicht angegeben.

      Die Animation der Erdumlaufbahn direkt darüber veranschaulicht die Beziehung zwischen der Sonne und unserem "gekippten Planeten" das ganze Jahr über. Es bietet auch einen Hinweis darauf, wie die beiden großen Ansichten der Erde (weiter oben auf dieser Seite) aussehen sollten, wenn sich unser Planet an verschiedenen Punkten seiner Umlaufbahn befindet. Jedes Jahr neigt sich die Erdachse zu zwei bestimmten Zeitpunkten am stärksten "in Richtung" der Sonne (einmal für jede Hemisphäre) und am wenigsten zu zwei bestimmten Zeitpunkten. Diese treten an bestimmten Punkten entlang der Erdumlaufbahn auf und definieren den Beginn unserer Jahreszeiten.

      Zur Juni-Sonnenwende, dem Beginn des Sommers auf der Nordhalbkugel und des Winters auf der Südhalbkugel, neigt sich die Erdachse jedes Jahr zum ersten Mal am stärksten zur Sonne (23,44°). Die Nordpole unseres Planeten werden sich in beiden großen Ansichten der Erde über der Erde "zueinander" neigen, die gleichzeitige Ansichten "vor" und "hinter" der Erde in ihrer Umlaufbahn sind. Zu dieser Jahreszeit befinden sich etwa 63 % der nördlichen Hemisphäre im Tageslicht (das Maximum für das Jahr), verglichen mit dem Minimum der südlichen Hemisphäre von 37 %.

      Bei beiden Tagundnachtgleichen erscheint die Erdachse in jeder großen Ansicht oben um 90° vertikal, da die Pole weder zur Sonne hin noch von ihr weg geneigt sind. Natürlich ist die Erde immer noch um 23,44° "relativ zu ihrer Umlaufbahn" geneigt, aber bei den Tagundnachtgleichen ist diese Neigung "seitwärts" zur Sonne, wie auf den Bildern oben und unten zu sehen ist. Die Tagundnachtgleichen sind die einzigen zwei Momente im Jahr, in denen beide Hemisphären gleich beleuchtet sind und—abgesehen von den Effekten der Dämmerung
      — sind beide im Wesentlichen 50 % bei Tageslicht.

      März Juni September Dezember
      Tagundnachtgleiche Sonnenwende Tagundnachtgleiche Sonnenwende

      Die Dezember-Sonnenwende, der Beginn des Sommers auf der Südhalbkugel und des Winters auf der Nordhalbkugel, ist das zweite Mal im Jahr, dass die Erdachse am stärksten zur Sonne geneigt ist (23,44°), obwohl es diesmal der Südpol ist, der sich "sonnenwärts" neigt. . Die Südpole unseres Planeten werden sich in beiden großen Ansichten der Erde über der Erde "zueinander" neigen, die gleichzeitige Ansichten "vor" und "hinter" der Erde in ihrer Umlaufbahn sind. Zu dieser Jahreszeit befinden sich etwa 63 % der südlichen Hemisphäre im Tageslicht (das Maximum für das Jahr), verglichen mit dem Minimum der nördlichen Hemisphäre von 37 %.

      Aufgrund der Jahreszeiten auf der Erde wird der Unterschied im Sonnenlicht, das jede Hemisphäre zu verschiedenen Jahreszeiten empfängt, oft nicht vollständig berücksichtigt. Es sollte daran erinnert werden, dass die Tagundnachtgleichen jedes Jahr die einzigen Momente sind, in denen beide Hemisphären gleich viel Energie von der Sonne erhalten. Bedeutsamer für unsere wechselnden Jahreszeiten und viel aussagekräftiger für die Bedeutung der unterschiedlichen Neigung unseres Planeten in seiner ganzjährigen Umlaufbahn. . .

      zu jeder Sonnenwende empfängt die zur Sonne geneigte Hemisphäre
      ca. 70 % mehr direkte Sonneneinstrahlung als sein Pendant!

      Die unterschiedliche Neigung der Erde im Laufe des Jahres kann von einem anderen Blickwinkel aus gesehen werden, d.h. direkt über dem Nordpol der Erde—auf unserer Seite zu Tagundnachtgleichen, Sonnenwenden und der scheinbaren Bewegung der Sonne. Weitere Informationen darüber, wie sich die Neigung der Erde auf verschiedene Teile unserer Welt auswirkt, finden Sie auf unseren Seiten Der Himmelspfad der Sonne und Sechs aktuelle Ansichten der Erde.

      &Kopie 2007- von Gary M. Winter . Alle Rechte vorbehalten.

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      Pfade der Planeten

      In diesem Herbst (2009) werden wir nur einen hellen Planeten beobachten können. Jupiter ist während des Semesters gut positioniert, um am Abendhimmel zu sehen.

      Hintergrund lesen : Sterne und Planeten, s. 298 bis 301 (Das Sonnensystem)

      Von der Erde aus gesehen scheinen sich Sonne, Mond und Planeten alle entlang der Ekliptik zu bewegen. Genauer gesagt ist die Ekliptik die scheinbare Bahn der Sonne zwischen den Sternen im Laufe eines Jahres. (Natürlich bewegt sich tatsächlich die Erde um die Sonne und nicht umgekehrt, aber das Ergebnis unserer Umlaufbewegung ist, dass sich die Sonne vor dem stellaren Hintergrund zu bewegen scheint.) Die Planeten bleiben nicht übrig genau auf der Ekliptik, aber sie bleiben immer ziemlich nahe daran.

      Anders als die Sonne bewegen sich die Planeten jedoch nicht immer in die gleiche Richtung entlang der Ekliptik. Sie in der Regel bewegen sich in die gleiche Richtung wie die Sonne, aber von Zeit zu Zeit scheinen sie langsamer zu werden, anzuhalten und die Richtung umzukehren! Diese rückläufige Bewegung war für die alten Astronomen ein großes Rätsel. Kopernikus lieferte die richtige Erklärung: Alle Planeten bewegen sich im gleich Richtung und rückläufige Bewegung ist eine Illusion, die entsteht, wenn wir die anderen Planeten aus unserer sich bewegenden Sicht, dem Planeten Erde, betrachten.

      Es ist am einfachsten, die rückläufige Bewegung von Merkur und Venus zu verstehen. Diese inneren Planeten sind der Sonne näher als wir und umkreisen die Sonne schneller als wir. Aus unserer Sicht bewegt sich die Sonne langsam entlang der Ekliptik (natürlich wegen unsere Bahnbewegung), während Merkur und Venus Ringe um die Sonne laufen. Manchmal sehen wir, dass sie sich in die gleiche Richtung wie die Sonne bewegen, während sie sich manchmal in die entgegengesetzte Richtung bewegen. Für Mars, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun und Pluto ist die Erklärung etwas subtiler. Diese äußeren Planeten sind weiter von der Sonne entfernt als wir, und sie umkreisen die Sonne langsamer als wir. Wenn sich die Erde zwischen einem dieser Planeten und der Sonne bewegt, sehen wir, wie sie sich rückwärts bewegt, weil wir uns schneller bewegen, als sie ist.

      Wenn sich die Erde zwischen einem der äußeren Planeten und der Sonne bewegt, sehen wir die Sonne und den Planeten in gegenüberliegenden Teilen des Himmels, der Planet wird ungefähr zum Zeitpunkt des Sonnenuntergangs aufgehen, die ganze Nacht sichtbar bleiben und ungefähr zum Zeitpunkt der Sonne untergehen steigt an. Zu diesem Zeitpunkt soll der Planet in sein Opposition zur Sonne. Opposition ist ein guter Zeitpunkt, um einen äußeren Planeten zu beobachten, der die ganze Nacht über sichtbar ist und sich relativ nahe an der Erde befindet.

      Die scheinbare Bewegung eines äußeren Planeten ist immer retrograd für ein oder zwei Monate vor und nach der Opposition. Die Zeitdauer, in der ein Planet rückläufig erscheint, hängt von dem Planeten ab, der für den Mars am kürzesten und für Pluto im Allgemeinen am längsten ist. Der Moment, in dem die scheinbare Bewegung eines Planeten die Richtung ändert, wird als a . bezeichnet stationären Punkt, weil der Planet zu diesem Zeitpunkt in Bezug auf die Sterne stationär zu sein scheint. Ein äußerer Planet hat immer einen stationären Punkt vor der Opposition und einen anderen stationären Punkt nach der Opposition.

      Wie sich herausstellt, befinden sich sowohl Jupiter als auch Saturn zu Beginn des Semesters in rückläufiger Bewegung, und beide werden sich am Ende des Semesters umgedreht und zur normalen Bewegung zurückgekehrt sein. Einige Positionen von Jupiter und Saturn sind in den Sternenkarten auf der nächsten Seite dargestellt. In beiden Diagrammen ist die Ekliptik als schräge Linie dargestellt, die normale Richtung der Planetenbewegung verläuft von West nach Ost, parallel zur Ekliptik.

      Positionen des Jupiter. Der erste stationäre Punkt ist am 04.12.02, die Opposition am 02.02.03, und der zweite stationäre Punkt ist am 04.04.03 während dieser gesamten Periode, Jupiters Bewegung in Bezug auf die Sterne ist von Osten nach Westen ( rückläufig). Die mit griechischen Buchstaben beschrifteten Sterne sind Gamma und Delta Cancri und Lambda Leonis.

      Positionen des Saturn. Der erste stationäre Punkt ist der 11.10.02, die Opposition ist der 17.12.02 und der zweite stationäre Punkt ist der 22.02.03 während dieser gesamten Periode, die Bewegung des Saturn in Bezug auf die Sterne ist von Osten nach Westen ( rückläufig). Die mit griechischen Buchstaben beschrifteten Sterne sind Beta und Zeta Tauri.

      PLANETARISCHE POSITIONEN VERFOLGEN

      Die beiden Karten, die am 4. Februar in der Klasse verteilt wurden, sollten verwendet werden, um die Positionen von Jupiter und Saturn darzustellen. (Sie können neue Kopien erhalten, indem Sie den untenstehenden Links folgen.) Diese Diagramme zeigen mehr Sterne, als Sie mit bloßem Auge sehen können, aber unter typischen städtischen Bedingungen sind die meisten dieser Sterne mit einem Fernglas sichtbar. Jede Karte hat eine Skala von 2 cm pro Grad, so dass zwei Sterne im Abstand von 0,5 am Himmel auf diesen Karten 1 cm voneinander entfernt erscheinen. Oben auf jedem Diagramm befindet sich ein Pfeil, der in Richtung des nördlichen Himmelspols zeigt. Schließlich zeigen die drei kleinen Kreuze auf jedem Diagramm die Positionen von Jupiter und Saturn während der ersten drei Kurse dieses Semesters.

      Ihre Aufgabe ist es, jedes Mal, wenn wir beobachten, Jupiter und Saturn in diese Karten einzuzeichnen. Dies sollte nach ein paar Wochen eine ziemliche Routine sein, und ein einigermaßen vollständiger Satz aufgezeichneter Positionen zeigt die Spuren beider Planeten, wenn sie ihre rückläufigen Phasen beenden und ihre normale (von West nach Ost) Bewegung entlang der Ekliptik wieder aufnehmen. So zeichnen Sie Planetenpositionen auf:

      1. Richten Sie die Karte am Himmel aus, indem Sie sie neben den Planeten halten und drehen, bis der Pfeil auf Polaris zeigt.
      2. Zentrieren Sie Ihr Fernglas auf dem Planeten und betrachten Sie die umliegenden Sterne. Ordnen Sie die Sterne, die Sie in Ihrem Fernglas sehen, sorgfältig mit denen auf der Karte zu. (Hinweis: Das transparente Overlay, das mit den Planetenkarten ausgehändigt wird, zeigt das Sichtfeld des Fernglases - Sie können es verwenden, um Sterne auf der Karte mit denen am Himmel zu vergleichen.)
      3. Suchen Sie nach Sternenmustern, die die aktuelle Position des Planeten enthalten. Sie könnten beispielsweise feststellen, dass der Planet auf einer Linie zwischen zwei Sternen liegt oder dass der Planet und zwei Sterne ein gleichseitiges Dreieck bilden. Sie erhalten bessere Ergebnisse, wenn Sie zwei oder mehr verschiedene Muster finden, von denen jedes Ihnen hilft, das andere zu überprüfen.
      4. Nachdem Sie die Sterne auf der Karte mit denen am Himmel abgeglichen und einige Muster einschließlich des Planeten gefunden haben, können Sie die Position des Planeten auf Ihrer Karte einzeichnen. Verwenden Sie einen Bleistift, um seine Position zu markieren, und vergleichen Sie Ihr Diagramm einige Male mit dem Himmel, um sicherzustellen, dass alles an der richtigen Stelle ist.
      5. Wenn Sie mit der eingezeichneten Position zufrieden sind, markieren Sie die Position des Planeten mit Tinte. Schreiben Sie das Datum neben die Markierung, die Sie gemacht haben. (Hinweis: Wenn sich die Planeten in der Nähe ihrer stationären Punkte befinden, scheinen sie sich nicht viel zu bewegen, und Sie können möglicherweise Schwierigkeiten haben, anzugeben, welches Datum zu welcher Markierung gehört. Eine Lösung besteht darin, unterschiedliche Farben für verschiedene Beobachtungen zu verwenden.)

      Der Sinn dieser Übung besteht darin, die Planeten während des gesamten Semesters zu verfolgen, während sie von retrograder zu normaler Bewegung zurückkehren. Keine Sorge, wenn wir aufgrund von schlechtem Wetter ein paar Beobachtungen verpassen, können wir einfach wieder aufnehmen, wenn das Wetter besser wird. Wenn Sie möchten, können Sie bei Gelegenheit weitere Beobachtungen machen. Wenn wir zum Beispiel am Dienstag eine Beobachtung aufgrund von schlechtem Wetter verpassen, können Sie in der nächsten klaren Nacht ausgehen und die Lücke füllen (natürlich immer die Strom Datum neben Ihrer Markierung).

      BERICHT: WEGE DER PLANETEN

      Machen Sie die im Abschnitt PLANETARISCHE POSITIONEN VERFOLGEN beschriebenen Beobachtungen und schreiben Sie einen Bericht über Ihre Ergebnisse. Dieser Bericht ist am 6. Mai (der letzten Vorlesung des Semesters) fällig, wenn das Wetter in dieser Nacht gut ist, werden wir die Berichte erst abholen, wenn Sie die Gelegenheit hatten, eine letzte Beobachtung zu machen. Ihr Bericht sollte der Reihe nach enthalten:

      1. eine Einführung, die den Zweck der Beobachtungen erläutert,
      2. eine Beschreibung der von Ihnen verwendeten Beobachtungsorte und Ausrüstung,
      3. eine Zusammenfassung Ihrer Beobachtungsergebnisse und
      4. die Schlussfolgerungen, die Sie gezogen haben.

      Im Einzelnen sollten Sie in Ihrem Laborbericht einige Dinge beachten:

      • Erklären Sie die rückläufige Bewegung in deinen eigenen bedingungenund diskutieren ihre Bedeutung für die frühen Astronomen.
      • Notieren Sie sich Wochen, in denen Ihnen die Beobachtungen besonders leicht (zum Beispiel aufgrund heller Sterne in der Nähe einer Planetenposition) oder schwierig (wegen fehlender heller Sterne oder was auch immer) gefallen haben.
      • Liste die . auf letzte Woche, in der sich jeder Planet definitiv westlich der vorherigen Position befand, und die zuerst Woche, als es definitiv östlich seiner vorherigen Position war.
      • Versuchen Sie, die Genauigkeit Ihrer Positionen einzuschätzen. Dies ist ein bisschen subjektiv, aber Sie werden wahrscheinlich ein Gefühl für Ihre Fehlerquote entwickeln, wenn Sie Erfahrung sammeln. Wenn Sie beispielsweise der Meinung sind, dass die Positionen, die Sie in diesen Diagrammen einzeichnen, weniger als 0,5 cm abweichen, haben Ihre Messungen eine Genauigkeit von 0,25 (da diese Diagramme eine Skalierung von 2 cm pro Grad haben).

      WEBRESSOURCEN

      Diese Karten zeigen 12,7 mal 9,5 Regionen des Himmels. Bei einer Auflösung von 100 dpi haben die GIF-Bilder einen Maßstab von 2 cm pro Grad, die Postscript-Plots sollten automatisch in diesem Maßstab gedruckt werden. Die schwächsten gezeigten Sterne haben eine Helligkeit von 8,5, was ungefähr der Grenze für unser Fernglas aus dem Kapiolani-Park entspricht.


      Stellen Sie Sterne, Planeten, Konstellationen und andere Himmelskörper dar, indem Sie die Himmelssphäre der Erde verstehen

      ERZÄHLER: Für jeden Beobachter erscheint der Nachthimmel wie eine am Horizont ruhende Halbkugel. Es ist fast so, als ob es am Himmel eine Oberfläche gäbe, auf der die Sterne zu ruhen scheinen. Aus diesem Grund kann man Sternenmuster und die Bewegungen von Himmelskörpern beschreiben, indem man sie auf einer Kugeloberfläche darstellt.

      Die Himmelskugel setzt voraus, dass sich die Erde im Mittelpunkt des Blicks befindet, der sich ins Unendliche erstreckt. Dreidimensionale Koordinaten werden verwendet, um die Position von Sternen, Planeten, Konstellationen und anderen Himmelskörpern zu markieren. Die Erde dreht sich täglich um ihre Achse nach Osten, und diese Drehung erzeugt eine scheinbare Westdrehung der Sternenkugel.

      Dadurch scheint sich der Himmel um einen nördlichen oder südlichen Himmelspol zu drehen. Diese Himmelspole sind eine unendliche imaginäre Verlängerung der Pole der Erde. Die bis ins Unendliche verlängerte Ebene des Erdäquators markiert den Himmelsäquator. Zusätzlich zu ihrer scheinbaren täglichen Bewegung um die Erde haben Sonne, Mond und Planeten des Sonnensystems ihre eigene Bewegung in Bezug auf die Kugel.

      Die Erde bewegt sich in einer Ekliptikebene um die Sonne. Eine Linie senkrecht zur Ekliptikebene definiert den Ekliptikpol. Alle Planeten des Sonnensystems umkreisen die Sonne in fast derselben Ebene wie die Erde, sodass ihre Bewegungen auf die Himmelssphäre fast auf der Ekliptik der Erde projiziert werden.

      Die Umlaufbahn des Mondes ist ungefähr fünf Grad von dieser Ebene geneigt, und so weicht seine Position am Himmel stärker von der Ekliptik ab als die der Planeten. Die Position einer Person auf der Erde bestimmt, wie viel von der Himmelssphäre sie sehen kann. Eine Person, die am Nordpol sitzt, würde nur die Sterne der nördlichen Himmelshalbkugel sehen. Eine Person, die vom Äquator zum Himmel schaut, wird die gesamte Himmelssphäre sehen, während die tägliche Bewegung der Erde sie herumträgt.


      Umlaufzeit:

      Im Fall Venus’ funktionieren die Dinge ein wenig anders. Zunächst einmal umkreist es die Sonne in einer durchschnittlichen Entfernung von etwa 0,72 AE (108.000.000 km 67.000.000 mi) fast ohne Exzentrizität. Tatsächlich hat er mit seiner weitesten Umlaufbahn (Aphel) von 0,728 AE (108.939.000 km) und seiner engsten Umlaufbahn (Perihel) von 0,718 AE (107.477.000 km) die kreisförmigste Umlaufbahn aller Planeten im Sonnensystem.

      Der Planet vollzieht alle 224,65 Erdtage einen Umlauf um die Sonne, was bedeutet, dass ein Jahr auf der Venus etwa 61,5% so lang dauert wie ein Jahr auf der Erde. Alle 584 Tage vollzieht Venus eine innere Konjunktion, wo sie zwischen Erde und Sonne liegt. An diesem Punkt nähert sich die Venus der Erde mit einer durchschnittlichen Entfernung von 41 Millionen km am nächsten.


      Das heliozentrische Modell

      Das geozentrische Modell des Sonnensystems blieb über Jahrhunderte vorherrschend. Da es jedoch selbst in seiner komplexesten Form immer noch Fehler in seinen Vorhersagen der Positionen der Planeten am Himmel produzierte, suchten einige Astronomen weiter nach einem besseren Modell.

      Der Astronom, der die erste Version unserer modernen Sicht des Sonnensystems präsentiert hat, ist Nicolaus Copernicus, der ein Verfechter der heliozentrisch, oder Sonnenzentriertes Modell des Sonnensystems. Copernicus schlug vor, dass die Sonne das Zentrum des Sonnensystems ist, wobei alle zu dieser Zeit bekannten Planeten die Sonne umkreisen, nicht die Erde. Obwohl dies viele seit langem bestehende Probleme des ptolemäischen Modells löste, glaubte Kopernikus immer noch, dass die Umlaufbahnen von Planeten kreisförmig sein müssen, und so war sein Modell bei der Vorhersage der Position der Planeten nicht viel erfolgreicher als das von Ptolemaios. Sein Modell war jedoch sehr erfolgreich darin, das Problem der retrograden Bewegung auf sehr elegante Weise zu lösen. Dies wird im Video Retrograde Motion (6 Minuten, 25 Sekunden) veranschaulicht.


      Am Nachthimmel gehen Sterne aufgrund der Erdrotation auf und unter. Das Sternenmuster, das am Himmel zu sehen ist, wie weit ein Sternenpaar voneinander entfernt ist, bleibt jedoch über Zeitskalen von Tausenden von Jahren gleich. Planeten bewegen sich jedoch relativ zum Muster der Hintergrundsterne am Himmel. Sie ändern ihre Position am Himmel von Nacht zu Nacht. Der Begriff „Planet“ leitet sich vom griechischen Wort für „Wanderer“ ab. Dieses Phänomen ist in keiner Nacht wirklich zu sehen. Wenn Sie sich jedoch die Position eines Planeten relativ zu den Hintergrundsternen notieren und seine Position einige Nächte später erneut notieren, werden Sie feststellen, dass er sich bewegt hat. Dies könnte man sehen, wenn man einen Monat lang jede Nacht eine Reihe von Fotos mit einem ausgewählten Stern am höchsten am Himmel macht und sie übereinander legt. Planeten bewegen sich typischerweise nach Osten, die Richtung zunehmender Rektaszension, von der wir heute wissen, dass sie sich um die Sonne dreht. Beachten Sie, dass ein Planet aufgrund der Erdrotation in jeder Nacht im Osten auf- und im Westen untergeht. Dieses Video konzentriert sich auf eine Variation dieser Bewegung, die als retrograde Bewegung bekannt ist. Diese scheinbare Bewegung betrifft den Planeten, der seine Bewegung nach Osten verlangsamt, anhält, sich für eine Weile nach Westen bewegt und wieder anhält, bevor er seine Reise nach Osten fortsetzt. Für überlegene Planeten, die die Sonne weiter außerhalb der Erde umkreisen, und die einzigen Planeten, die in diesem Video besprochen werden, erzeugt dies effektiv eine Schleife am Himmel.

      Vor zweitausend Jahren erklärte der griechische Astronom Ptolemäus die retrograde Bewegung mit einem geozentrischen System von Rädern in Rädern, ähnlich wie das Kinderzeichenspiel Spirograph. Es wurde angenommen, dass die Erde im Mittelpunkt von allem steht und dass sich ein Planet auf einer kreisförmigen Bahn namens Epizykel bewegt, deren Zentrum sich auf einem größeren Kreis bewegt, der als Deferent bezeichnet wird. Dies ermöglichte es, die Existenz retrograder Schleifen zu erklären, wenn auch auf komplizierte Weise. Wir wissen heute, dass diese Erklärung völlig falsch war.

      Im 16. Jahrhundert erklärte Kopernikus die retrograde Bewegung mit einer viel einfacheren, heliozentrischen Theorie, die weitgehend korrekt war. Die rückläufige Bewegung war einfach ein perspektivischer Effekt, der verursacht wird, wenn die Erde einen sich langsamer bewegenden äußeren Planeten passiert, der den Planeten so aussehen lässt, als würde er sich relativ zu den Hintergrundsternen rückwärts bewegen. Somit tritt eine rückläufige Bewegung im Laufe der Zeit auf, in der Sonne, Erde und Planet ausgerichtet sind und der Planet als entgegengesetzt beschrieben wird – gegenüber der Sonne am Himmel. Aus diesem Grund wird die retrograde Bewegung von vielen als "scheinbare retrograde Bewegung" bezeichnet. An der Bewegung des Planeten ändert sich nichts, und die rückläufige Bewegung tritt als natürlicher perspektivischer Effekt auf. Schauen wir uns eine Demonstration zum Unterrichten der retrograden Bewegung an. Es besteht aus der Sonne in der Mitte, in Rot. Die Erde und ein überlegener Planet in einer kreisförmigen Umlaufbahn um sie herum. Here, a white rod connects Earth and a superior planet similar to Mars and represents the perspective, pointing to the location where Mars would be seen in the sky from Earth. East is counter-clockwise around this circle. A system of circular gears controls the positions of Earth and Mars and their rates of motion.

      A hand crank allows the demonstrator to advance Earth and Mars, while the gears ensure appropriate relative rates. Note that an arrow illustrates the direction of apparent motion in the sky. And we have placed background stars around the edge where we will see the apparent position of Mars. We start our demonstration several months before Mars reaches opposition. Remember that Earth is moving faster than Mars and will shortly overtake it. The rod connecting Earth to Mars points to Mars’ apparent position in the sky.
      As we turn the crank slowly to advance time, Mars is initially moving eastwards. We have now reached the point where Mars’ eastward motion appears to stop, the beginning of retrograde motion. Note that Mars is now moving westward. Mars reaches opposition at the middle of retrograde motion. We have now reached the point where Mars’ westward motion appears to cease. The end of retrograde motion. As we continue to advance time, Mars resumes its normal eastward motion relative to the stars. Note that this effect is entirely due to perspective. Nothing changed in the motions of Mars or Earth.

      This diagram illustrates the perspective effect that underlies retrograde motion.

      At which (lettered) location in the sky does a superior planet appear to be located for the planet and earth locations indicated? Please record your vote on a piece of paper and explain your method for determining your answer.

      To determine the apparent location of the planet in the sky, one would simulate a line of sight by drawing a line from earth through the planet into the surrounding sky.
      Let’s finish up by discussing the general characteristics of retrograde motion.

      The table below shows several values describing the retrograde motion of superior planets. The table provides the synodic period. This is how often Earth passes a superior planet, the time from one opposition to another, so it is also the time interval between retrograde motions. Note that as one considers planets in larger orbits, the synodic period gets closer and closer to one year. In fact, for the planet “Far Out,” which is in a very large orbit, the synodic period would be exactly one year, as it would orbit so slowly that it would effectively not move. Correspondently, the retrograde interval, the time spent moving westwards is smallest for Mars, and grows to half a year for our “Far Out” planet. Note that the size of the retrograde loop, the angular extent of the backwards moving tract in the sky, is largest for Mars and decreases to zero for the “Far Out” planet. This can be understood in terms of our change in perspective. Mars is the closest planet to Earth and thus moves the most during the time that it takes Earth to pass it. Thus, it can appear to be in the largest range of positions. The perspective effect is largest.

      More teaching materials can be found on the web at astro.unl.edu

      Test this with Starry Night!

      Note also that you can reproduce the animation (but without the arrows) with Starry Night! This is a bit more tricky, but here are the steps:

      1. Instead of choosing a location on Earth or on Mars, you can choose a stationary location. In this case, you want to be floating above the Sun, so you can set the location to X = 0, Y = 0, and Z = 1 billion miles (or in Astronomical Units, 10 AU).
      2. Choose to label planets and moons from the labels menu
      3. If you do not see the Sun and planets, search for the Sun in the find menu and double click on the word "Sun" when it comes up
      4. Right click on Earth and Mars and choose "orbit"
      5. Set the time step to days press play

      You can now watch the orbits of Earth and Mars on a given set of dates to choose when Earth is overtaking Mars, and then you can reset things so you are watching the sky from Earth on that same date and watch Mars go through a retrograde loop! I have not created a Starry Night file for this example, but please let me know if you would like one.

      Starry Night does have some built in "Favorites". They do have a similar one for the inner Solar System. In the Favorites menu, choose Solar System, then Inner Planets, and then Inner Solar System, and it will show you a view of the Inner Solar System slightly different from the one you will see if you follow the instructions above. You can also get to this Favorite by clicking on the "hamburger menu" (the three horizontal lines) on the right side of the top status bar.

      Although Copernicus’ model solved some problems, its lack of accuracy in predicting planetary positions kept it from becoming widely accepted as better than the Ptolemaic model. The advocates for the Geocentric model also proposed another test for the heliocentric model: if the Earth is orbiting the Sun, then the distant stars should appear to shift from our point of view, an effect known as Parallaxe. We will study parallax in more detail in a later lesson on stars. However, for now I will note that this caused a problem for advocates of the heliocentric model. If they were right, we should observe parallax, but not even the most accurate observers of the day were able to detect a measurable amount of parallax for even a single star.

      Forgetting parallax for a moment, the advances necessary to increase the acceptance of the heliocentric model came from Tycho Brahe and Johannes Kepler. Brahe is credited with being one of the best observers of his time. At his observatory, and over approximately 15 years, using instruments he designed and built, Brahe compiled a continuous list of accurate positions for the planets on the sky. Johannes Kepler came to work with Brahe shortly before Brahe died. Kepler used his mathematical skill to study the accurate observations of Brahe and then proposed three laws that accurately describe the motions of the planets in the solar system.


      Assorted References

      …sensitive to acceleration in space, rotation, and orientation in the gravitational field. Rotation is signaled by way of the semicircular canals, three bony tubes in each ear that lie embedded in the skull roughly at right angles to each other. These canals are filled with fluid called endolymph in the…

      …semicircular canals, which respond to rotational movements (angular acceleration) and the utricle and saccule within the vestibule, which respond to changes in the position of the head with respect to gravity (linear acceleration). The information these organs deliver is proprioceptive in character, dealing with events within the body itself, rather…

      When the head begins to rotate in any direction, the inertia of the endolymph causes it to lag behind, exerting pressure that deflects the cupula in the opposite direction. This deflection stimulates the hair cells by bending their stereocilia in the opposite direction. German physiologist Friedrich Goltz formulated the “hydrostatic…

      Astronomie

      The rotation periods and shapes of asteroids are determined primarily by monitoring their changing brightness on timescales of minutes to days. Short-period fluctuations in brightness caused by the rotation of an irregularly shaped asteroid or a spherical spotted asteroid (i.e., one with…

      Rotation is not an important factor, since most elliptical galaxies and the spheroidal component of spiral systems (e.g., the Milky Way Galaxy) rotate slowly. One of the open questions about the structure of these objects is why they have as much flattening as some of…

      The rotation period of the Great Red Spot around the planet does not match any of Jupiter’s three rotation periods. It shows a variability that has not been successfully correlated with other Jovian phenomena. Voyager observations revealed that the material within the spot circulates in a…

      Three rotation periods, all within a few minutes of each other, have been established. The two periods called System I (9 hours 50 minutes 30 seconds) and System II (9 hours 55 minutes 41 seconds) are mean values and refer to the speed of rotation at…

      Its axis of rotation is inclined to its orbital plane by about 25°, and, as for Earth, the tilt gives rise to seasons on Mars. The Martian year consists of 668.6 Martian solar days, called sols. Because of the elliptical orbit, southern summers are shorter (154 Martian days)…

      Mercury’s orbit is the most inclined of the planets, tilting about 7° from the ecliptic, the plane defined by the orbit of Earth around the Sun it is also the most eccentric, or elongated planetary orbit. As a result of the elongated orbit,…

      The motions of stars in the local stellar neighbourhood can be understood in terms of a general population of stars that have circular orbits of rotation around the distant galactic nucleus, with an admixture of stars that have more highly elliptical orbits and that…

      Neptune’s rotation axis is tipped toward its orbital plane by 29.6°, somewhat larger than Earth’s 23.4°. As on Earth, the axial tilt gives rise to seasons on Neptune, and, because of the circularity of Neptune’s orbit, the seasons (and the seasons of its moons) are of…

      …now well established as its rotation period (sidereal day). Of the planets, only Mercury, with a rotation period of almost 59 days, and Venus, with 243 days, turn more slowly. Pluto’s axis of rotation is tilted at an angle of 120° from the perpendicular to the plane of its orbit,…

      …that surrounds the star and rotates along with it. Accelerated to speeds approaching that of light, the particles give off electromagnetic radiation by synchrotron emission. This radiation is released as intense beams from the pulsar’s magnetic poles.

      Saturn’s rotation period was very difficult to determine. Cloud motions in its massive upper atmosphere trace out a variety of periods, which are as short as about 10 hours 10 minutes near the equator and increase with some oscillation to about 30 minutes longer at latitudes…

      The orbital and rotational dynamics of Saturn’s moons have unusual and puzzling characteristics, some of which are related to their interactions with the rings. For example, the three small moons Janus, Epimetheus, and Pandora orbit near the outer edge of the main ring…

      Rapid stellar rotation also can modify the structure of a star’s atmosphere. Since effective gravity is much reduced near the equator, the appropriate description of the atmosphere varies with latitude. Should the star be spinning at speeds near the breakup point, rings or shells may be shed…

      …terms of this definition, Uranus spins clockwise, or in a retrograde fashion, about its north pole, which is opposite to the prograde spin of Earth and most of the other planets. When Voyager 2 flew by Uranus in 1986, the north pole was in darkness, and the Sun was almost…

      …it to the speed of rotation, scientists can infer the density distribution inside the planet. For two planets with the same mass and bulk density, the planet with more of its mass concentrated close to the centre would be less flattened by rotation. Before the Voyager mission, it was difficult…

      The rotation of Venus on its axis is unusual in both its direction and its speed. The Sun and most of the planets in the solar system rotate in a counterclockwise direction when viewed from above their north poles this direction is called direct, or prograde.…

      Erde

      …sense, or direction, as the rotation of the Sun Earth’s spin, or rotation about its axis, is also in the same sense, which is called direct or prograde. The rotation period, or length of a sidereal day (sehen day sidereal time)—23 hours, 56 minutes, and 4 seconds—is similar to that…

      The rotation of Earth about its own axis also causes pseudoforces for observers at rest on Earth’s surface. There is a centrifugal force, but it is much smaller than the force of gravity. Its effect is that, at the Equator, where it is largest, the gravitational…

      …a nonuniform unit, namely, the rotation of Earth. Time determined in this way is termed Universal Time. For astronomical purposes, it is preferable to utilize an invariant time frame such as Terrestrial Time (the modern successor to Ephemeris Time)—defined by the motion of the Sun, Moon, and planets.

      …pendulum’s suspension is a counterclockwise rotation of the Earth once approximately every 24 hours (more precisely, once every 23 hours 56 minutes 4 seconds, the length of a sidereal day). Correspondingly, the plane of the pendulum as viewed from above appears to rotate in a clockwise direction once a day.…

      …is the reason that Earth’s motion is not apparent the surface of Earth and everything on and around it are always in motion together and therefore only seem to be at rest.

      …that if Earth is really spinning on its axis and orbiting the Sun we do not sense that motion. The principle of inertia helps to provide the answer: Since we are in motion together with Earth, and our natural tendency is to retain that motion, Earth appears to us to…

      Earth’s rotation about its axis causes moving particles to behave in a way that can only be understood by adding a rotational dependent force. To an observer in space, a moving body would continue to move in a straight line unless the motion were acted upon…

      …the period of the Earth’s rotation. The sidereal day is the time required for the Earth to rotate once relative to the background of the stars—i.e., the time between two observed passages of a star over the same meridian of longitude. The apparent solar day is the time between two…

      The Earth does not rotate with perfect uniformity, and the variations have been classified as (1) secular, resulting from tidal friction, (2) irregular, ascribed to motions of the Earth’s core, and (3) periodic, caused by seasonal meteorological phenomena.

      Physical sciences

      …rate at which an object rotates, or revolves, about an axis, or at which the angular displacement between two bodies changes. In the figure, this displacement is represented by the angle θ between a line on one body and a line on the other.

      Consider a rigid body that is free to rotate about an axis fixed in space. Because of the body’s inertia, it resists being set into rotational motion, and equally important, once rotating, it resists being brought to rest. Exactly how…

      …of a body is called rotation. In both cases all points in the body have the same velocity (directed speed) and the same acceleration (time rate of change of velocity). The most general kind of motion combines both translation and rotation.

      The general motion of a rigid body tumbling through space may be described as a combination of translation of the body’s centre of mass and rotation about an axis through the centre of mass. The linear momentum of the body…

      …a bucket that is slowly rotating, then, as the temperature decreases toward absolute zero, the liquid appears gradually to come to rest with respect to the laboratory even though the bucket continues to rotate. This nonrotation effect is completely reversible the apparent velocity of rotation depends only on the temperature…


      Apparent motion

      From Earth

      When we observe the sky, the Sun, Moon, and stars appear to move from east to west because of the rotation of Earth (so-called diurnal motion). However, orbiters such as the Space Shuttle and many artificial satellites appear to move from west to east. These are direct satellites (they actually orbit Earth in the same direction as the Moon), but they orbit Earth faster than Earth itself rotates, and so appear to move in the opposite direction of the Moon. Mars has a natural satellite Phobos, with a similar orbit. From the surface of Mars it appears to move in the opposite direction because its orbital period is less than a Martian day. There are also smaller numbers of truly retrograde artificial satellites orbiting Earth which counter-intuitively appear to move westward, in the same direction as the Moon.

      As seen from Earth, all the other planets, asteroids and all objects in our solar system appear to periodically switch direction as they cross the sky. Though all stars and planets appear to move from east to west on a nightly basis in response to the rotation of Earth, the outer planets generally drift slowly eastward relative to the stars. Asteroids and Kuiper Belt Objects (including Pluto) exhibit apparent retrogradation. This motion is normal for the planets, and so is considered direct motion. However, since Earth completes its orbit in a shorter period of time than the planets outside its orbit, it periodically overtakes them, like a faster car on a multi-lane highway. When this occurs, the planet being passed will first appear to stop its eastward drift, and then drift back toward the west. Then, as Earth swings past the planet in its orbit, it appears to resume its normal motion west to east. [4] Inner planets Venus and Mercury appear to move in retrograde in a similar mechanism, but as they can never be in opposition to the Sun as seen from Earth, their retrograde cycles are tied to their inferior conjunctions with the Sun, and are thus unobservable in the Sun's glare and because the planets are in their "new" phase, with mostly their dark sides toward Earth they occur in the transition from morning star to evening star.

      The more distant planets retrograde more frequently, as they don't move as far in their orbits while Earth completes an orbit itself. The center of the retrograde motion occurs when the body is exactly opposite the sun, and therefore high in the ecliptic at local midnight. The retrogradation of a hypothetical extremely distant (and nearly non-moving) planet would take place during a half-year, with the planet's apparent yearly motion being reduced to a parallax ellipse.

      The period between the center of such retrogradations is the synodic period of the planet.

      This apparent retrogradation puzzled ancient astronomers, and was one reason they named these bodies 'planets' in the first place: 'Planet' comes from the Greek word for 'wanderer'. In the geocentric model of the solar system proposed by Appolonius in the third century BCE, retrograde motion was explained by having the planets travel in deferents and epicycles. [4] It was not understood to be an illusion until the time of Copernicus, although the Greek astronomer Aristarchus in 240 BCE proposed a heliocentric model for the solar system.

      Interestingly, Galileo's drawings show that he first observed Neptune on December 28, 1612, and again on January 27, 1613. On both occasions, Galileo mistook Neptune for a fixed star when it appeared very close—in conjunction—to Jupiter in the night sky, hence, he is not credited with Neptune's discovery. During the period of his first observation in December 1612, Neptune was stationary in the sky because it had just turned retrograde that very day. Since Neptune was only beginning its yearly retrograde cycle, the motion of the planet was far too slight to be detected with Galileo's small telescope.

      From Mercury

      At certain points on Mercury's surface, an observer would be able to see the Sun rise part way, then reverse and set before rising again, all within the same Mercurian day. This apparent retrograde motion of the Sun occurs because, from approximately four Earth days before perihelion until approximately four Earth days after it, Mercury's angular orbital speed exceeds its angular rotational velocity. [5] Mercury's elliptical orbit is farther from circular than that of any other planet in our solar system, resulting in a substantially higher orbital speed near perihelion.


      Schau das Video: The Planet Song for Kids (August 2022).