天体视运动 天体视运动（apparent motion of celestial bodies）地面观测者直观观测到的的，主要是由自转引起的。对内的天体来说，地球绕太阳公转和这些天体本身的空间运动也是形成天体视运动的重要原因。在太阳系外的各类天体中，一些近距星的视位置还要受到因地球公转所引起的周年视差和太阳本动带来的长期视差的影响。此外，岁差和章动、光行差、自行和大气折射等也会引起天体在天球上视位置的改变，但这些通常都不属于天体的视运动的研究范围。
天体视运动 - 概述
天体视运动 如果你喜欢观察星空，辨认，你一早已发现所有的星星都象太阳和月亮一样，有着东升西落的运动。由于这种运动每天有规律地重复出现，所以叫做天体的周日视运动。天体的周日视运动现象是怎样产生的呢？由于在周日视运动的过程中，星星之间的相对位置和星座的形状保持不变，所以古时候的人们认为整个星空是在绕着一条轴线旋转。通过长时期的观测研究，人们终于认识了天体的周日视运动其实是地球自转运动的反映。就像人坐在奔驰的火车里看到外面的房屋、树木在向后跑一样，地球每天绕自转轴自西向东旋转一周，地球上的人们就会看到所有的星星每天都绕着一个轴自东向西旋转一周。这个旋转轴与地球的自转轴方向一致，叫做。天轴和天球相交于两点，和地球北极相对应的一点叫做北天极，和地球南极相对应的一点叫做南天极。&&&&&&&&& 太阳和月亮的周日旋转是大家都非常熟悉的。要观测恒星的周日视运动，你可以在天黑以后，选择夜空中特征明显的一个星座，记准它在天球上的位置。过一个小时以后，你再去看，就台发现这个星座已经在天球上移动了大约15度。&&&&&&&&& 当恒星在做周日旋转的时候，北天极和南天极是固定不动的，而两个天极附近的恒星(即拱极星)的运动轨迹呈一个个的同心圆。恒星离天极越近，所得到的的半径就越小，星很靠近北天极，人们通常就把它叫做。北极星在周目旋转中的轨迹是一个极小的圆，我们几乎可以认为它是固定不动的。假如你有兴趣的话，在晴朗无月的夜晚，有照相机对准北极星露光一小时左右，你就可以拍下拱极星周日视运动的轨迹了。 天体视运动 中纬度地区所见的恒星周日视运动&&&&&&&&&& 另外，对于地球上各个不同纬度的观测者来说，他们所看到的天体的视运动线路和地平间的关系也各不相同。下面我们找几个特殊的地区来给大家做一简单的介绍。&&&&&&&&& 在北纬40度地区。观测者可以看见北极星在正北地平线上空高40度的位置。从正东方升起的星倾斜着移向南方，到上中天时(即到正南方时)，它距离地平线的高度是50度，以后它又倾斜着向西移动，由正西方落到地平线以下。在这一纬度上可以看见距北极星40度以内的星永远不沉入地平线以下，它们一昼夜围绕北极星旋转一周；而南面有同样大一部分星空是永远不升到地平线以上，即永远看不见的。&&&&& 在地球赤道上的观测者，能够看见全天所有的星星，北极星在正北地平线上，南天极则在正南地平线上。从东方升起的星，垂直上升，上中天以后又垂直地下降，由西方落入地平。&&&&& 在地球两极的观测者可以看见所有的星星都不上升也不下落，北天极或南天极正在：头顶上，全部星星周日旋转的轨迹都和地平圈平行，只是距离地平圈的高度各不相同。在北极只能看见北半天球的星，在南极只能看见南半天球的星。
天体视运动 - 周年变化
天体视运动 如果你是一个细心的观测者，每天晚上都在同一时间来观察星空，那么你就会发现原来在正南方天空上的星座，一两个月以后就移到了西方，而原来在西方地平线上的星座已经落到西方地平线以下看不见了。如果你再仔细一些，，找一个坐北朝南的建筑物，站在它的后面，顺着东墙面的视线，找一颗位于正南方的星，并记住它。第二天晚上，当这颗星再次到达正南方时，说明地球已经自转了一圈。用钟表测定一下这颖星两次出现在天空同一位置的时间间隔，你会发现它并不是整整24小时，而是23小时56分4秒，显然这是地球自转的真正周期。这一现象告诉人们；同样的星空，明天会比今天约提前4分钟到来，后天会提前约8分钟，依次类推，半个月后会提前1小时，一个月后会提前2小时。要想在同样的时间看到同样的星空，则须等一年以后。星空的这种周年变化，古人早就发现了。我国古书中所记"斗柄东指，天下皆春；斗柄南指，天下皆夏；斗柄西指，天下皆秋；斗柄北指，天下皆冬。"就是指这种现象说的。有兴趣的话，你不妨也观察一下北斗斗柄的这种变化，不过要记住，须在每天晚上8点前后观察。&&&&&&&&& 星空的周年变化是怎样产生的?通过长期的观测研究，人们认识到这是地球绕太阳公转的反映。这个道理我们用一个很简单的图就可以说清楚。图中S代表。太阳，圆abcd代表地球绕太阳公转的，A、B、G、D代表天上的星座；当地球在a点时，我们看到太阳在星座C的方向。星座C和太阳同升同落，太阳的光辉将它完全淹没了；我们在地球上用肉眼根本看不见它。而星座A与太阳的方向相反，晚上就会在天空出现。同样，当地球运行到b点时，星座D被太阳的光辉所淹没，在地球上看不见它，而星座月在晚上能被看到。就这样，地球绕太阳公转一周，我们从地球上看到的就是太阳从一个星座移到另一个星座，经过一年时间，太阳也绕着天球转了一周。这种直观的运动，就叫做。 &&&&& 太阳周年视运动的路径叫做。黄道两测各8度的区域叫做黄道带。古时候人们将黄道带中的十二个星座称为黄道十二宫，它们的名称是：双鱼、白羊、金牛、双子、巨蟹、狮子、室女、天秤；天蝎、人马、摩羯、宝瓶。从春分点起，每隔30度便是一宫。太阳一个月经过一个宫，即一个星座。白天看不到太阳所在的星座，但在当天晚上可以看到同太阳相对的星座。例如，春分前后，太阳在双鱼座，晚上能看：到秋季太阳所经过的室女、天秤等星座。
天体视运动 - 周日视运动
周日视运动 天体的周日视运动：由于地球，地面上的观测者看到天体于一恒星日内在天球上自东向西沿着与赤道平行的小圆转过一周。这个圆称为天体的周日。这种直观的运动称为天体的周日视运动。周日视运动是一切天体最显著的视运动。在用天体照相仪对北极天区所拍得的照片上，可以清晰地看到北极附近恒星的周日视运动轨迹。在地球北极处,北天极与天顶重合,天体的周日平行圈与平行，天体既不升起，也不下落，永远保持同一高度。那里只能看到天球北半部的天体。在赤道处，天极落在地平圈上，天体的周日平行圈与地平圈相垂直，天体沿着与地平圈垂直的圆周自东向西作周日视运动。那里可以看到全天的天体。天体因周日视运动不断改变着自己的地平坐标，即方位角和高度。 天体在作周日视运动时，经过天球上一些特殊的圈（包括大圆和小圆）或点，这些现象在天体测量工作中具有重要意义。 中天:　天体经过观测者的时称为中天。经过包括天极和天顶的那半个子午圈时，天体到达最高位置，称为上中天;经过包括天极和天底的那半个子午圈时,天体到达最低位置，称为。 出没:　天体经过观测者的地平圈时称为出没，也称升落。天体从地平圈下升到地平圈上称为出，反之称为没。永不下落和永不上升的天体没有出没现象。 由于地球公转等因素的影响，不同日期内天体周日视运动的轨迹是有变化的。对太阳系的天体，特别对太阳和月球来说，它们的赤道坐标在短时期内有显著变化，它们的周日视运动的轨迹变化较快，尤其是每天的出没时刻和方位以及中天的时刻和高度都会有显著的变化。但对于恒星来说，这种影响是极其微小的。
天体视运动 - 太阳视运动
钟表指针运动方向与太阳视运动方向的关系 太阳的视运动　 太阳除参与因地球自转引起的周日视运动外，还存在因地球公转引起的在上的相对运动，即周年视运动。太阳因周年视运动在黄道上自西向东每天移动约1°。在一年的不同日期内,太阳的赤经、赤纬的变化，引起昼夜长度的变化。对北半球来说，一年内只有两天，即和，太阳由东点出，西点没，昼夜相等。从春分起,太阳的出没方位逐渐北移,夏至日到达最北点。在这段时间内，太阳出的时刻逐日提早，而没的时刻逐日延迟。同时中天高度越来越高，白昼变长，黑夜缩短。夏至那天中天高度最高，白天最长。夏至以后，太阳的出没方位逐渐南移，中天高度逐渐下降。秋分以后，太阳的出没位置已在东、西点以南，昼短夜长。这个过程一直延续到冬至日为止。这时，太阳的出没位置到达最南点，白昼最短,黑夜最长。以后,太阳的出没点重新北移，到春分点时昼夜又相等，完成一年一周的运动。由于纬度不同，太阳周日视运动的变化情况也有所不同。纬度越高，夏季白天越长，冬季白天越短。极圈以北开始出现“白夜”和“黑昼”。在地球北极，则是半年白天，半年黑夜，太阳不再每天东升西落。南半球的情况和北半球完全相同，只是冬和夏、春和秋，恰好相反。在上，一年四季昼夜的长短是不变的。
天体视运动 - 月球视运动
天球演示 月球的视运动　 月球除了周日视运动外，由于它围绕地球每月公转一周，地球上的观测者还看到它自西向东在星座之间移动。月球的这种运动引起月球赤经、赤纬和黄经、黄纬的不断改变，使月球的周日视运动轨迹发生相应的变化。在一年的不同日期内，月球的出没方位角和中天高度变化很大。因为白道很靠近，月球一月之内在天球上运动的情况与太阳的周年视运动相类似。同一月相在一年内不同月份的周日视运动轨迹也是不同的。以满月为例，在北半球的夏季，满月的运动情况与冬季的太阳相似，从东南升起，在西南下落，中天高度较低,照耀时间较短。冬季的满月则从东北升起,在西北下落，中天高度较高，照耀的时间也较长。其他月相也有类似的情况。月球平均每天东移约13°，因而升起的时间平均每天推迟50分钟左右。
天体视运动 - 行星视运动
恒星周日视运动 行星的视运动　 行星是太阳系内的天体，它们除参与周日视运动外，还因地球的公转和行星本身的绕太阳公转运动而不断改变其对于恒星的相对位置。行星在天球恒星背景上的相对运动与太阳和月球的情况不同。对太阳和月球来说，这种运动的方向始终是朝东的。对来说，则有时朝东，有时朝西，这是地球和行星二者的公转运动合成后在天球上的反映。行星的朝东运动称为顺行，朝西运动称为逆行。行星的主要运动方向为顺行。顺行和逆行之间的转折点称为“留”，在留附近行星相对恒星背景的运动是很慢的。 以地球为中心，地球和行星的连线与地球和太阳的连线之间的交角在黄道上的投影称为行星的距角。距角为0°时称为“合”，这时行星与太阳的黄经相等,行星为太阳的光辉所淹没。距角为90°时称为“方照”。距角为180°时称为“冲”。行星相对恒星背景运动一整周所经历的时间，称为行星运动的；行星按同一方向连续两次经过同一距角位置所经历的时间，称为行星运动的会合周期。 和地外行星的距角变化情况有所不同。地内行星离太阳比地球近，它在任何位置上的距角都不会超过某一数值，因而不会出现冲和方照的现象。具体来说，水星的最大距角不超过28°，金星的最大距角不超过48°。在天球上，它们有时位于太阳以东，太阳落下后不久出现在西方地平线附近，称为；有时位于太阳以西，太阳升起前不久出现在东方地平线附近，称为。地内行星在一个会合周期内距角有两次达到极大值，即东大距和，这时是观测地内行星的最好机会。地内行星在一个会合周期内可以出现两次合：一次在地球和太阳之间，称为下合；另一次它同地球分在太阳两侧，称为上合。 地外行星和地内行星不同,它们离太阳比地球远,在一个会合周期内距角可以从0°变化到360°，可以出现一次冲、一次上合和两次方照。行星在太阳以西时称为,在太阳以东时称为东方照。地外行星冲时,离地球最近。在行星轨道近日点附近出现的冲称为大冲，大冲是观测外行星，特别是观测火星的最好机会。
天体视运动 - 观测练习
天体视运动 当我们了解了天体的周日视运动和太阳的周年视运动以后，可以进行一些简单而有意义的天象观测。&&&&&&&&& 一、观测对象：比较亮的恒星、行星；月亮、日食和月食等。&&&&&&&&& 二、观测工具：广角、120照相机或其他类似的照相机。&&&&&&&&& 三、观测方法：进行固定式的照相观测；把照相机对好观测对象并固定好，利用天体的周日视运动在视场内的变化，在底片上感光成相。拍照时还可以加上地平景色。另外，可以单独对北天极附近的星区照相，还可以拍摄有特征的星座。&&&&&&&&& 四、露光时间：1；可以是一次性的长时间露光。比如拍摄北天极星区，一次露光最好在半小时到数小时；2．多次等距露光。比如拍月亮、月食和日食等，要对不同的食相或位置进行不同的露光，间距时间要相等，目的是排列整齐好看，拍下一串的天象，即所谓的“糖葫芦”；3．还可以对同一个对象观测，既有多次单独露光，又可以加入长时间的露光，这要看观测的对象、目的和条件而定；4．拍摄有特征的星座，露光时间一般不要太长，要以最能显现出该星座的特征为宜，一般在数分钟。&&&&&&&&& 五、如何选择观测对象：这要根据观测者的观测工具、观测技巧、观测对象等条件而定。我们仅提供几点参考意见：1．拍摄星座时，一定要选择星象有明显特征的星座。比如；、北斗七星、座、、等；2．拍摄北天极周围的恒星周日视运动时，最好把北极星放在视场中央；3．拍摄加地景的天象时，如果明亮恒星和行虽都在视场内最理想，如果日食或月食也能加地景当然更好，&&&&&&&&& 六、观测的意义：充分利用天体的周日视运动，了解特殊天象的特色和过程；了解北天极和北极星的关系；认识星座的特征；把把熟悉天象和练习摄影相结合，好的观测结果，既是天象摄影，又是艺术珍品。&&&&&&&&& 七、注意事项：1．拍摄加地景的天象时，事先一定要选好视场内的初始和终了的方向；2．地景要有地方的特色，必要时，可以补加露光时间；3．一定要把照相机固定好；4．最好先从黑白练起，熟练后再进行彩色照相；5．最好是坚持各种观测，拍摄各种系列资料；6，要做好全面的观测记录：如观测工具的有关参数、底片型号、天气状况、环境条件、对象特征、露光时间、观测日期等。这样的天象观测新颖独特，简单易行，一举数得，岂不大有裨益。
天体视运动 - 参考资料
[1]&谈天天文网 && [2]&爱牧夫天文网 && [3]&日历网 && [4]& &&
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&& >>&&恒星也会运动吗？
恒星也会运动吗？
　　早在刚刚出现人类文明的时候，人们就注意到了头顶灿烂的星空。经过细心而长时间的观察，那时的人们就发现了天上星星的区别：大多数星星的相对位置不会变化(后来人们又把这些星星组成的形状想象成了人或动物，就是星座)，而且在天球上的位置也是固定的(比如今天有一颗星在北天极，它明年也在北天极);只有五颗比较亮的星有所不同，它们在其它星星中沿着一条线来回穿梭(这条线就称为黄道)。人们于是把这些不动的星星叫做&恒星&，把这五颗在恒星中运动的星叫做&行星&。公元前的希腊人和中国人就绘制了恒星的星图。尤其是公元前2世纪古希腊天文学家伊巴谷，他不仅绘制了星图，还编制了一份带有比较精确的恒星位置和亮度数据的星表。&　　伊巴谷用这份星表和阿里斯提尔在公元前300年测量的恒星位置比较，发现每颗恒星的位置都不一样但是它们的相对位置好像没有什么变化。这显然是因为确定星星位置的坐标原点(即北天极和春分点)变了位置。这种现象称为&岁差&。伊巴谷是第一个发现岁差的人，他的发现告诉我们恒星在天空的位置会变化。只不过，这种变化只是一种视觉效应而已，这是由于地球自转轴的指向在变化。换句话说，在这种情况下，如果使用黄道坐标系，则星星的位置不会有什么变化。&　　由于恒星们看上去太没有动感了，就是动一动也要大家一起动，人们给它们起了一个贴切的集合名词&&恒星背景。甚至连哥白尼也仍然认为太阳系是在球面恒星背景的中间。直到布鲁诺提出太阳只是一颗普通恒星的观点，人们对恒星的认识才前进了一大截。这样，人们终于认识到，恒星并非是附属于太阳系的&背景&，而是散布在宇宙空间中的天体。&　　1609年伽利略发明天文望远镜后用它来观测太阳。他发现了太阳表面的&黑子&和它们相对日面的位置移动，周期大约一个月。这对当时教会宣传的&地心说&是一个挑战。伽利略想，既然太阳都可以自转，地球为什么不可以呢?这样地球也必须公转了。(所谓&地心说&就是认为地球不动太阳绕地球转形成了昼夜交替的学说。)同时，如果伽利略认同布鲁诺的观点的话，那么他就是第一个提出&恒星会运动&观点的人，因为他发现了恒星中的代表&&太阳的自转运动。&　　不过真正不容置疑地证明地球有公转的，是恒星位置的又一种变化&&视差。同岁差一样，视差也是一种视觉现象。那么什么是视差呢?举个例子，站在人民英雄纪念碑下看天安门，测得天安门在正北地平线上;而在人民大会堂看天安门，就会发觉它在东北地平线上。像这样在两地测量同一目标的位置，结果的差(在这个例子里是45度)就叫做&视差&。利用视差和两观测地的距离，还可用三角学算出目标的距离。早在17世纪初科学家们普遍认同布鲁诺的&改良日心说&后，人们就意识到视差的测定是证明这一理论正确的有力武器，以太阳和恒星的连线为轴，地球运行到轨道两端测得的恒星位置数据一定会有不同(这个量的一半称为&周年视差&)。不过由于望远镜精度问题，始终没有人测出恒星的视差。19世纪以后，望远镜和机械技术取得了长足的进步，人们终于得到了几颗恒星的周年视差。现在，随着太空望远镜的出现，周年视差的测定更精确了，三角视差法成为了最可靠的恒星距离测定法。&　　在牛顿建立了绝对时空观和万有引力理论后的1717年，英国天文学家哈雷比较了当时准确测量的大角星、天狼星和南河三的位置与伊巴谷记载的位置，发现它们不仅有岁差产生的位置变化，相对位置也有不小的变化，绝非观测误差(更不用提只有不到1角秒的周年视差了)所致。这个发现称为恒星的&自行&，意思是说恒星自己会在天空中移动。现在发现的自行最大的恒星是巴纳德星，每100年大约在天空中移动0.3度。这在动力学理论已经比较完善的18世纪，还是很容易被接受的&&既然恒星是天体，那么它们就一定会在空间中作机械运动。不过，这毕竟只是恒星在二维的天球上的运动(即恒星的&切向运动&在天球上的投影，切向运动是指恒星的空间运动在以观测者为球心、恒星为球上一点的球的切面上的分量)。后来人们又利用恒星光谱的多普勒效应(多普勒效应是指：当波源远离我们的时候，它发出的波的频率会变小;当波源靠近我们时，它发出的波的频率会变大。不同的速度频率变化的程度不一样)发现了恒星的&视向运动&(即恒星运动在视线方向的分量)。这两者综合起来，天文学家就可以计算出恒星在空间中相对观测者(一般按太阳计算)的机械运动的情况。&　　自转运动加上机械运动，就是刚体能作的全部运动了。那么，恒星是刚体吗?答案是否定的。所以，恒星的大小也可以改变，它可以进行膨胀和收缩的运动。不过，如果认为进入主序带是恒星的诞生的话，它只有在进入&老年&的时候才可能有比较大规模的膨胀和收缩。当然，通过对太阳的研究我们可以发现，恒星表面小规模的伸出甚至抛射出物质都是比较常见的。&　　看来，恒星不仅可以运动，而且运动的方式还真是不少，有视运动，也有实际的运动。岁差、视差、自行都属于视运动；自转、机械运动、胀缩属于实际的运动；而自行是由于机械运动而产生的，这就像是视运动与实际运动之间的一座桥梁。行星视运动_百度百科
行星视运动
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观测者所见的行星在天球上位置的移动。通过长期的观测，人们发现，行星既有相对于的视运动，又有相对于太阳的视运动。研究行星相对于太阳的视运动，可以揭示行星出没的规律。哥白尼为了解释行星视运动的规律，提出日心体系学说，导致对宇宙体系认识的革命，并为后来牛顿发现万有引力定律奠定了基础。
行星相对于恒星的视运动
人们通过长期观测发现，天球上绝大多数星星的相对位置没有变化，至少在几十年，甚至上百年内看不出明显的变化，因而称为；但有几个星星（金星、木星、水星、火星、土星等）则在众恒星间移动，因而称为行星。
把行星在不同时间的位置标在星图上，就得出行星视运动的路径。图1绘出 1979年水星视运动的路径。行星视运动有如下特点：①各行星视运动的轨迹均离黄道不远；②行星大部分时间在天球上自西向东运动（赤经增加），小部分时间自东向西运动（赤经减小）。前者与太阳在天球上周年视运动方向一致，故称顺行，后者相反，称为逆行；③由顺行转为逆行或者由逆行转为顺行时，行星在天球上的位置短时期不动，称为“留”；④行星视运动有周期性。
行星相对于太阳的视运动
按照行星相对于太阳的视运动，可把行星分为两类：①地内行星，即地球轨道以内的水星和金星，它们总是在太阳附近来回摆动，角距离有一定范围；②地外行星，即地球轨道以外的火星、木星、土星、天王星和海王星，它们和太阳的角距离不受任何限制。
地内行星相对于太阳的视运动 　地内行星和太阳的地心黄经相等时，称为地内行星合日，简称“合”。经过合以后，地内行星逐渐偏离太阳向东。在这种情况下，太阳落山后，它出现在西方天空，故称为昏星。地内行星向东偏离太阳的角距离一天天增加，当达到一定的角度不再增加时，称为东大距。东大距以后，它又一天天靠近太阳，只要仍在太阳以东，还是昏星。当它的黄经再次和太阳黄经相等时，它又“合日”。此时，它几乎和太阳一齐从东方升起，白天它淹没在太阳的光辉之中，傍晚又和太阳一齐下山，所以我们看不见它。合以后，它便偏离太阳往西。它先于太阳落山，傍晚看不见。但它先于太阳升起，在黎明前的东方可以看到，故称为晨星。此后它向西偏离太阳的角距离一天天增加，一直到“西大距”为止。过了西大距，它又一天天靠近太阳，一直到再与太阳相合。以后它再次成为昏星，重复上述视运动。为了分清两次合，我们把成为昏星以前的那次合称为“上合”，另一次合称为“下合”。连续两次上合或两次下合的间隔时间叫作会合周期。在一个会合周期中，地内行星视运动可以简单归结为。
上　合→东大距→下　合→西大距→上　合
看不见→昏　星→看不见→晨　星→看不见
水星大距时同太阳的角距离变化在18°到28°之间。由于角距离总是很小，所以水星几乎经常被黎明曙光或黄昏的暮光所淹没，我们很难看到它，只有在大距附近时才能看到。
金星大距时同太阳的角距离在45°到48°之间。它在大部分时间里同太阳的角距离较大，所以经常能够看到。它特别明亮，除太阳和月亮外，是全天最亮的天体，因而经常引起人们的注意。当它是昏星时，中国古代称为长庚星；当它是晨星时，则称为启明星。
地外行星的视运动
地外行星在它的地心黄经和太阳黄经相等时，便同太阳相“合”，此时与太阳同升同落，我们看不到它。合以后，它偏离太阳向西。因而，每天黎明前在东方天空看到它。它同太阳的角距离一天天加大，每天升起的时间也就一天天提早。当它和太阳的黄经差90°时，称为西方照。此时，半夜十二点左右它就从东方升起，等太阳升起时，它已转到正南方。以后它继续偏离太阳向西，升起的时间转到上半夜，并逐日提早。当它和太阳的黄经正好相差180°时，称为“冲日”，简称“冲”。冲时，傍晚太阳刚落山，它就从东方升起，至次日早晨，太阳刚升起时，它就在西方落山，所以整夜可见。冲以后，地外行星继续向西偏离太阳，由于角距离超过180°，因此也可以说，它在太阳以东的180°慢慢靠近太阳。它从东方升起的时间也由傍晚而提早到下午，在这种情况下，当太阳落山后，它已在东南方向出现，下半夜它由西边落山，大半夜可以见到。当它和太阳黄经差90°时，称为东方照。东方照时，太阳一下山，它就出现在南方天空；到半夜，在西方落山。它继续由东边靠近太阳，当它和太阳黄经又相等时，又合日了。以后，它重复这样的视运动。两次合的间隔时间称为它的会合周期。在一个会合周期中，它的视运动可简单归结为
合→西 方 照→ 　冲 　→东 方 照→　合　看不见→午夜升起→整夜可见→午夜落山→看不见
（此后逐日早升）　 （此后逐日早落）
肉眼可以看到的地外行星有火星、木星、土星；视力好的人有时勉强可以看到天王星；借助于望远镜，还可以看到海王星、冥王星和许多小行星。
我们的祖先很早就注意观测和研究行星视运动的规律。1974年初在中国长沙马王堆三号汉墓（公元前 168年）出土的文物中，有一件天文帛书《五星占》，上面记载了五大行星的视位置。其中有金星、木星、土星从秦始皇元年（公元前246年）到汉文帝三年（公元前177年）共七十年的视位置。并记载了土星一周天为三十年。
八大行星都围绕太阳运动，最靠近太阳的是水星，依次是金星、地球、火星、木星、土星、天王星和海王星。它们都绕太阳作近似匀速圆周运动。它们绕太阳公转的角速度是不相同的，水星最快，其他行星依次变慢。而且，所有行星的运动轨道都差不多在同一平面上。由于地球绕太阳公转，所以，从地球上看来，太阳在天球上作一年一圈的视运动。太阳的轨迹就是，因此，其他行星视运动轨迹均在黄道附近。
地内行星相对于太阳视运动的解释
图2是地球和地内行星同时绕太阳运动示意图。当地内行星在位置P1，地球在位置E1时，从地球看太阳S和看P1方向相同，称为合。这次合时地内行星在E1S连线的外侧，称为上合。上合后，地内行星和地球各走到P2和E2。对地球上北半球的观测者而言，看它的方向E2P2在看太阳E2S之左，即在太阳之东，它是昏星。当地内行星和地球分别走到P3和E3时，如果∠E3P3S是直角，则由E3看P3和S的张角最大，称为东大距。以后，角距离又逐渐减小，地内行星又逐渐靠近太阳。当地内行星和地球分别走到P4和E4时，E4P4S在一直线上，即由地球看它和太阳的方向是相同的，即又与太阳相合，此时，P4在E4和S的中间，是下合。下合后，地内行星和地球分别走到P5和E5,P5在S之右，即之西，是晨星。当地内行星和地球分别走到P6和E6时，∠E6P6S为直角，是西大距。然后，地内行星又慢慢靠近太阳，又到下次上合，完成一个会合周期。
地外行星相对于太阳视运动的解释
如图3所示，当地外行星和地球分别在P1和E1时，从E1看P1和S的方向相同，是合日。合后，外行星和地球分别走到P2和E2，由地球北半球看外行星在太阳右边，即以西，所以，早晨看到它。当地外行星和地球分别走到P3和E3时，当&P3E3S正好是直角时是西方照。当地球和地外行星分别走到E4和P4时，由地球看行星和看太阳方向正好相反，称为冲。冲后，它和地球分别走到P6和E5，在太阳左边，即以东。当它和地球分别走到P6和E6时，如果由E6看P6和S两方向正好差90°时，是东方照。东方照以后，到下次合，正好是一个会合周期（各行星的会合周期时间见）。　如果知道行星的公转周期T和地球公转周期E（即1恒星年），我们就能算出行星运动的会合周期P。近似计算公式是下面的会合运动方程式：
行星相对于恒星视运动的解释
主要解释为什么有逆行的现象。地内行星在下合附近和地外行星在冲附近都会发生逆行现象。我们用地外行星做例子来解释这种现象发生的原因（图4）。当地球和地外行星分别在E1和P1时，从地球上看，地外行星在遥远的星空背景上的投影位置为P 姈。当地球走到E2时，地外行星走到P2，这时，从地球上看，地外行星在遥远的星空背景上的投影位置为P娦。从P姈到P娦的视运动是由东向西的，故在这段时间内，地外行星是逆行的。