行星视运动（Apparent Motion of Planets）是指人们在处于运动状态的地球上，观测到行星在天球上位置的移动现象。这一现象不仅揭示了行星与地球之间的相对运动关系，还蕴含着丰富的天文学和气候学信息。

发现与观测

早期研究与观测

东方研究

早在远古时期，人们就发现了行星视运动的现象。在明确建立赤道和黄道的抽象几何概念之前，恒星背景成为测定太阳、月球和行星视运动的自然基础。五大行星（金星、木星、水星、火星、土星）在天空中特别明亮，且相对位置经常发生明显改变，这使得它们的运动很容易被古人观测到。在中国古代，五大行星有一套古老的名称，如太白（金星）、岁星（木星）、辰星（水星）、荧惑（火星）和镇星（土星）。西周时期的青铜器铭文上已有对岁星的记载，五星的完整名称最迟在战国时期已经出现。在西亚地区，四千年前就已根据它们的运行速度进行分类。湖南长沙马王堆汉墓出土的帛书《五星占》和《五星行度表》，详细记录了秦汉时期木星、土星和金星长达七十年间的运行位置，还推算出了它们的会合周期和公转周期。

战国时期，中国天文学家可能已观察到行星存在逆行现象，最初可能只注意到火星的逆行，大致到战国末期才发现所有五星都会发生逆行。西汉史学家司马迁在《史记·天官书》中提到：“故甘石历五星法，惟独荧惑有反逆行。余观史记，考行事，百年之中，五星无出而不反逆行。反逆行，尝盛大而变色，日月薄食，行南北有时，此其大度也。”然而，中国古代学者似乎并未努力对这一现象进行充分解释。

西方研究

西方大约在公元前4世纪，希腊哲学家柏拉图提出了同心球理论，后经其学生亚里士多德发展演变成一个总体的同心球体系，将地球置于同心球中心，该理论被称为水晶球理论。但这一体系较为繁琐，无法解释行星时亮时暗的现象。

大约1世纪后，古希腊天文学家阿波罗尼奥斯提出了本轮均轮说，认为每个行星并不直接绕地球旋转，而是绕一个较小的圆圈（本轮）沿同一方向运动，本轮的圆心则在环绕地球的大圆（均轮）上运行。该学说解释了行星视运动的“逆行”和“留”的变化，但无法解释行星视运动的速度快慢差异。基于此，希腊天文学家喜帕恰斯提出了偏心圆运动，认为太阳和五星以不变的速度绕地球做圆周运动，但地球不在圆的中心，而是处于轨道的偏心位置，借此解释了行星视运动的速度快慢差异现象。

公元2世纪，埃及天文学家托勒密将阿波罗尼奥斯和喜帕恰斯等希腊天文学家关于五大行星运动的理论进行系统整理、补充和论证，建立了完整的地心学理论。他认为地球位于宇宙的中心，静止不动，每个行星和月亮都在各自的小圆轨道（本轮）上匀速运动，小圆轨道的中心又位于更大的圆轨道（均轮）上，均轮的中心则围绕地球转动。太阳被认为是唯一直接在均轮上匀速运动的天体。在文艺复兴之前，该理论一直被奉为天文学的经典。

快速发展与观测

哥白尼日心说

15-16世纪，文艺复兴时期的波兰天文学家哥白尼从力的相对性出发，论证了行星的视运动是地球运动和行星运动复合的结果。他指出，无论是观测对象的运动、观测者的运动，还是两者同时运动但不一致，都会导致观测对象的视位置发生变化（等速平行运动是无法相互察觉的）。哥白尼提出地球并不在宇宙的中心，而是像其他行星一样，距离太阳有一定的距离，在自己的轨道上运行。他认为太阳是宇宙的中心，其日心说体系解释了行星视运动的规律，各天体之间相互关联，运动呈现出简单而明显的规律性。所有行星的排列顺序与它们的轨道周期和轨道尺度密切相关。此外，哥白尼的日心说为行星的逆行提供了一个较为自然的解释，指出行星本身并没有逆行，逆行现象是在地球这个运动较快的天体上观察较慢运动的行星所产生的结果。

开普勒行星运动定律

比哥白尼晚将近一个世纪的德国天文学家开普勒，在哥白尼的日心说基础上，突破了行星作匀速圆周运动的概念。他通过分析行星观测数据，提出了三条描述行星运动的定律，即开普勒行星运动定律：

1. 行星轨道定律：行星的轨道呈椭圆形状，而太阳位于椭圆的一个焦点上。
2. 行星面积定律：行星的矢径在相等的时间内扫过相等的面积。
3. 行星周期定律：行星的公转周期的平方与它们轨道的半长径的立方成正比。

这一定律最终引导到了1687年牛顿万有引力定律的发现。现代天体力学认为，开普勒的第一和第二定律是精确的，而第三定律在考虑太阳和行星的相对质量以及它们共同质心的情况下，需要进行修正。基于这一修正，开普勒第三定律可以表述为：其中M、m分别表示太阳和行星的质量，G为引力常量。

其他研究与观测

1727年，英国的布莱德发现的光行差现象证明地球相对于恒星而言在转动，而太阳相对于恒星只在范围更小的范围内运动。1781年，英国天文学家赫歇耳使用自制的2.1米焦距的反折射天文望远镜和能放大200多倍的目镜，发现了新的行星——天王星。1846年，德国的伽勒找到了海王星，在此之前，法国的勒威耶和英国的亚当斯各自计算出了海王星的位置。1852年，法国的傅科完成了著名的单摆实验，证明地球确实在自转。

现代研究与观测

1930年3月，美国的汤博使用33厘米天体照相望远镜，发现了冥王星，并将其列为太阳系内第九大行星。冥王星的行星视运动从地球上看极为缓慢，其平均视运动速度（相对于背景恒星）每天仅为14角秒，即冥王星需要130天才能移动一个满月的距离。在理想的天空背景下，借助高精度星图，使用一台200毫米的望远镜就有可能找到冥王星。在洛韦尔天文台的安德森平顶山观测站，布赖恩·斯哥福用一台70毫米的反射镜观测到了冥王星。观测冥王星的最佳方法是连续几晚持续监测，使用高精度星图（极限星等v=15等左右），打印出冥王星附近天区的星图，确保打印出的星图与望远镜视场中的星空相匹配，根据这个星图仔细辨认在冥王星位置上的天体，在接下来的晚上（或晴夜）将望远镜对准同一天区继续寻找冥王星，根据两次观测的时间间隔估计出那个天体的位置并在星图上标出，最后查找冥王星的新位置与之相比，如果查到的位置与在星图上标出的位置重合，则成功观测到了冥王星。

2006年8月24日，国际天文学联合会通过决议，将冥王星重新定义为太阳系的“矮行星”，不再被视为第九大行星。至今，关于太阳系是否还存在其他更多的大行星的问题仍是人们不断探索的课题。

特征

行星视运动的速度有快慢之分，运动方向也在不断改变，具有以下几个显著特征：

• 路径靠近黄道：行星视运动路径总是在黄道附近。
• 顺行与逆行：行星大部分时间在天球上自西向东运动（赤经增加），即与太阳周年运动方向一致，在星座间东行，称为“顺行”；小部分时间在天球上自东向西运动（赤经减少），即与太阳周年运动方向相反，在星座间西行，称为“逆行”。
• “留”现象：行星顺行转逆行或逆行转顺行时，在天球上的位置在短时间内停滞不动，这种现象称为“留”。
• 周期性：行星视运动具有周期性，各行星周期长短不同。

分类

行星视运动可分为两大类：行星相对于恒星的视运动和行星相对于太阳的视运动。按照行星相对于太阳的视运动，可将行星分为地内行星和地外行星两类。

行星相对于恒星

长期持续地测定行星在天球上的位置，并将这些位置标在星图上，就能够得到行星视运动的路径。例如，1949年木星的视运动路径和1953年金星的视运动路径，都是一些带有圈和折线的复杂曲线，展示了行星相对于恒星的独特运动轨迹。

行星相对于太阳

地内行星视运动

以地球为中心，行星与太阳之间的相对位置表现为地球和行星的连线与地球和太阳的连线在黄道平面上的投影，称为行星的距角。当地内行星与地球分别位于太阳两侧，距角为零时，行星与太阳的地心黄经相等，这一瞬间称为地内行星的“合日”或“上合”。随着时间的推移，地内行星逐渐偏离太阳向东移动，于太阳落山后出现在西方天空，被称为昏星。行星继续向东偏离太阳，距角逐渐增加，达到最大值时称为东大距。之后，行星开始靠近太阳，但仍在太阳以东，仍被称为昏星。当行星的黄经再次与太阳相等时，它经历“下合”，此时位于地球和太阳之间，几乎与太阳同时升起和落山，因而在白天看不见。随后，行星再次偏离太阳往西，在太阳之前升起，被称为晨星。行星向西偏离太阳的距角逐日增大，达到最大值时叫做西大距。之后，行星再次靠近太阳，重复上合和下合的视运动，这一周期称为会合周期。

水星大距时的距角在18°到28°之间，由于距角较小，水星几乎总是被黎明时的曙光或黄昏时的暮光所掩盖，难以观测，只有在大距附近才能够看到。金星大距时的距角在45°到48°之间，由于角距离较大，金星经常可见且特别明亮，除太阳和月球外，金星是全天最亮的天体之一。当金星为昏星时，在中国古代被称为长庚星；当它是晨星时，则被称为启明星。地内行星的运行周期为：上合—(顺行)一东大距一(顺行)一留一(逆行)一下合一(逆行)一(顺行)一西距一(顺行)一上合。

地外行星视运动

在地球上观测地外行星时，不会出现凌日现象。地外行星的视运动主要表现为上合，即与太阳在地球上的视线方向相对。由于地外行星与太阳形成的视角可以在全圆周内变化，因此不存在大距的限制。地外行星的视运动包含两个特殊点：冲和方照。

当地外行星的距角为0°时，它与太阳的地心黄经相等，此时地外行星与太阳相“合”，并与太阳同升同落，因而在地球上看不到它。由于地外行星绕太阳运动的角速度小于地球公转角速度，因此在地外行星与太阳相“合”后，其视运动表现为向西偏离太阳。在这个阶段，地外行星早于太阳从东方升起，在黎明前可在东方天空观察到它。随着时间的推移，行星的距角逐日增大，每天东升的时间逐日提早。当地外行星与太阳的黄经差等于90°时，称为“西方照”。此时，半夜十二点左右，它从东方升起，太阳东升时则转到正南方。随后，行星继续偏离太阳向西，升起的时间转移到上半夜，并逐日提早。当行星与太阳的黄经相差180°时，称为“冲”。在冲时，傍晚太阳刚落山时，它从东方升起，至次日早晨称为“冲日”，此时地外行星离地球最近，是观测的最佳时机。如果在行星轨道近日点附近出现冲，称为“大冲”，是观测地外行星特别是火星的最佳时机。火星的大冲通常每15年或17年发生一次。

冲后，地外行星继续向西偏离太阳，距角超过180°，也可以说行星从太阳以东180°的地方慢慢向太阳靠拢。它从东方升起的时间由傍晚逐渐提早到下午，因此在太阳落山时，在东南方向可见，在下半夜则由西边落山，使人们大半夜能够观察到它。当地外行星与太阳的黄经差为90°时，称为“东方照”。此时，太阳一下山，它就出现在南方天空，到半夜在西方落山。随后，行星继续从东边向太阳靠拢，当它与太阳的黄经再次相等时，又进入“合日”状态，重复上述视运动。地外行星两次合的时间间隔称为“会合周期”，其运行周期为：合一(顺行)一西方照-(顺行)一留一(逆行)一冲一(逆行)留一(顺行)一东方照一(顺行)一合。

相关概念

“合”

当地球上的观察者看到行星与太阳在天空中的视位置重合时，这种现象称为合。对于内行星（即轨道在地球轨道内侧的行星），存在两种合的情况：

• 下合（内合）：当内行星位于地球和太阳之间时，这种合称为下合。此时，行星、地球和太阳大致在一条直线上，但行星位于地球和太阳之间。
• 上合（外合）：当太阳位于地球和内行星之间时，这种合称为上合。这时，行星、地球和太阳同样大致在一条直线上，但行星位于地球和太阳的外侧。

外行星（轨道在地球轨道外侧的行星）则不会有下合现象。无论是上合还是下合，内行星都会与太阳同时升起和落下，导致在地球上难以直接观察到内行星。

“冲”

当地球移动到外行星和太阳的相对位置，使得三者大致形成一条直线，且外行星和太阳的地心黄经相差约180°时，这种现象称为“冲”。在冲期间，外行星在地球上的观察者看来，会在太阳升起时出现在西方地平线附近，而在太阳落下时则从东方升起，因此整个夜晚都可见。由于行星轨道的椭圆形状，冲时外行星与地球的距离会有所不同，尤其是对于火星这样的行星。当地球与外行星距离最近时，这种冲被称为“大冲”，它提供了观测外行星的最佳时机，因为此时外行星的亮度最高。相比之下，内行星由于其轨道在地球内侧，不会出现冲的现象。

“距角”

在地球上观察时，行星与太阳之间的角距离称为距角。

“方照”

在地球上观察，外行星相对于太阳的距角可以在0°（合）到180°（冲）的范围内变化。当外行星位于太阳东或西方向90°的位置时，这种现象被称为方照。具体来说，当外行星位于太阳东边90°时，称为东方照；位于太阳西边90°时，称为西方照。在东方照时，太阳在西方地平线落下，而外行星则刚好从东方地平线升起；而在西方照时，太阳在东方地平线升起，外行星则在西方地平线落下。

相关影响

学者叶更新等人的研究表明，行星的运动位置与厄尔尼诺-拉尼娜（El Niño-Southern Oscillation，简称ENSO）现象以及东北地区的夏季低温冷害之间存在显著的相关性。这一发现表明，行星运动引起的潮汐力变化对海洋与大气之间的相互作用有着重要的影响。现代气候研究表明，天体运动周期与气候周期变化存在对应关系，对大气科学而言，揭示这些现象的机制并进行准确预报是目标之一。QBO（Quasi-Biennial Oscillation）周期变化与行星运动有关联，特别是火星和木星的冲日周期。火星冲日时，地球、土星、天王星的相对位置影响东西风的变化；木星冲日时的视赤纬与OBO周期有显著对应关系，且QBO强度与周期、木星冲日视赤纬呈反相变化。研究结果表明，行星引潮力对OBO波动频率有调制作用，且这种调制与行星冲日位置密切相关。木星冲日时，其在南半球或北半球的位置会导致OBO周期的不同变化。

应用

预测天象

中国运用节气来预报气象灾害、地灾等，取得了一定的成效。此外，还可根据行星视运动来推断气候变化。对行星运动与气候变化联系的研究可以追溯到很久远的年代，古代文献如《史记·天官书》已有星象与气候变化关系的记载，后来发展出以占星术为基础的气候预测方法。中国近代气象学家竺可桢利用大量历史文献资料，论证了中国历史气候的变迁与行星会合周期的关系，据此可预测下一个行星会合周期中国可能进入低温寒冷时期。