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大清水多賀: 2012年(平成24年)にはうなぎの仕入れ価格の上昇に伴い、かば焼き弁当の値段を例年の3割増しに改定せざる得なかった。うなぎは解体された後に一度焼いた後に水に漬け、高温で蒸したのちに秘伝のタレに漬け、その後もう一度焼き上げられていた。岩手県の調理師育成にも貢献したとされる。
醤油かけご飯: こうしたことから、良くないイメージを持つ食べ方ながら、人に隠れてこっそりと飯に醤油をかけて食べているケースも多い。
おにぎり: また、読売新聞が紹介したおにぎらずの作り方は以下のとおり。どちらも、海苔の周辺部分には具材やご飯を敷き詰めないのが上手く作るコツとしている。具材に使える食材の幅が通常のおにぎりよりも広く、コロッケや天ぷら、半熟卵、から揚げ、金平ゴボウ、焼きそばなど、多くのバリエーションが生み出されている。スパムと目玉焼きを包んだハワイ風のものや、スモークサーモンとクリームチーズを包んだオードブル風なども考案されている。
滷肉飯: そのまま食べても、混ぜて食べても良く、定まった食べ方は無い。上述のように台湾では茶碗サイズの器で提供され、他の料理と共に食べることが多い。日本で言うところの定食のご飯が滷肉飯に置き換わったと想像してもらえば良い。台湾ではおかずと混ぜて食べる、スープをかけて食べるといった食べ方も多い。日本の飲食店では大きな丼で提供するお店が多く、煮卵や半熟の目玉焼きがトッピングされていることがある。
ニホンマムシ: また、関西では料理において鰻丼のことを「まむし」、あるいはウナギの釜飯を「まむし釜飯」と呼ぶことがあるが、呼び名の由来は本種とは無関係で、鰻(うなぎ)飯を意味する「鰻飯(まんめし)」が訛った語とする説や、飯と飯の間に挟み込んで蒸し物にすることから「間蒸し(まむし)」と呼んだいう説などがある。
幕の内弁当: 白飯と副食とを組合わせ、単なるおにぎりなどと比べると手のこんだ弁当が「幕の内弁当」と呼ばれるようになったのは、江戸時代後期で、「江戸時代の芝居文化にあらわれた弁当」の総称と定義されることがある。はじめは芝居見物の際に役者や裏方のために作られ、やがて観客向けのものが登場し発展した。こうした弁当はやがて規格化され、量産されるようになった。『守貞漫稿』(1837年(天保8年)起稿)によると、江戸時代末期には握り飯に副食物を添えた弁当を幕の内と呼んでおり、最初に作ったのは芳町にある万久という店であった。幕の内弁当はやがて芝居に限らず病人への見舞いや贈答にも用いられるようになった。明治以降、幕の内弁当は駅弁の様式のひとつとして広まった。
うなり寿司: うなり寿司(うなりずし)とは、愛知県豊川市や千葉県成田市、宮崎県宮崎市で作られるうなぎの蒲焼きを用いた稲荷寿司である。
おにぎり: タイでは、おにぎりに不適なインディカ米を主食としているが、うるち米ではなくもち米(カオニャオ)を主食とするタイ東北部では、球状にまとめた米飯を草の葉に包んで携行するという習慣が伝統的に見られる。中華民国では、駅弁や寿司なども含め、日本料理が広く知られていることもあり、おにぎりに対して下賤なイメージは以前ほどない。現地で売られているおにぎりは日本のものとは異なり、もち米で作られている場合がある。具材も肉鬆(豚肉の田麩)や揚げパンなど、日本のものとは少々趣が異なる。四角状で通常の1.5倍程度の大きいものに人気がある。日系企業のコンビニエンスストアが台湾や上海などに上陸し普及するようになって、現地で日本式のおにぎりも人気を博した。これを受けて、日本の米に近い品種の米を使ったおにぎりが、現地の食品工場で製造され販売されるようになった。
しぐれ肉巻きおにぎり: 時雨あさりとゴマをご飯に混ぜ込んだ時雨ご飯で俵型のおにぎりを作った後、豚肉を巻き、油を引いたフライパンで焼き色がつくまで焼いて、最後にタレとからめる。完成したおにぎりは、サラダ菜とプチトマトを添えて皿に盛りつけ、サラダ菜で巻いて食べる。
煮穴子: ウナギの蒲焼きと同様に、そのまま食べたり、ごはんの上に乗せて丼(重)にしたり、牛蒡で巻いた八幡巻きやうざくと同様に胡瓜と和えた酢の物など多数ある。広島県のあなご飯は一般的に「焼き穴子」が中心だが、煮穴子で提供する店舗もある。また、煮穴子を炙った「炙り」で提供する店舗もある。特に江戸前穴子の寿司種は有名。
駅弁: 駅弁(えきべん)、また鉄道弁当(てつどうべんとう)とは、鉄道駅や列車内で販売されている鉄道旅客向け弁当を指す。日本では1885年(明治18年)7月16日に栃木県の宇都宮駅で販売されたおにぎりが初例であるとされるが、異説もある(「起源」参照)。駅や列車内以外に、各地の名物として百貨店等で販売されることもある(元祖有名駅弁と全国うまいもの大会など、後述)。
カレーうどん: 本田技研工業の各製作所や事業所において、毎週金曜日に社員食堂でカレーうどんが提供されることは有名であるが、毎週金曜日なのは飛沫で汚れた作業服を週末に洗濯できるようにとの配慮だとされる。熱さにより食べにくいことと、カレー汁にとろみがあることから、飛沫を発生させずに食することは非常に難しいとされる。このため、店によっては、カレー汁の飛沫による被害防止のための紙エプロンが用意されているところもある。多くの場合、飛沫は、箸や口で麺を引っ張り上げた際に、麺の端が跳ねてカレー汁が飛散することで発生する。この場合、気づかないうちにシミが付いていたり、テーブルに飛散した飛沫に気づかずに肘を汚すことも多い。麺の端からの飛散は、麺を無理して持ち上げない、ひっかかりを感じたら麺を1本ずつ引き抜くなど、丁寧に対応することである程度回避できる。他に、切断や滑落により麺が落下することでカレー汁を爆散させる場合もある。
鰻丼: そうすると、飯の間に蒲焼きを挟むと二重に蒸すことになり、東京では中入れタイプの鰻飯は姿を消し、現在のようにウナギはご飯の上に乗るようになったという。他方、鰻丼のはじまりの頃は、焼いた鰻が冷めぬよう飯と飯の間に挟み、飯の上にも載せるスタイルが一般的であったが、江戸の鰻は蒸して柔らかく仕上げるため身が崩れやすく、しだいに飯の上に鰻を載せるのみとなっていった。これに対し関西ではあらかじめ鰻を蒸すことがないため身が崩れず、その結果飯のあいだに挟むスタイルが現在に至るまで残った とする説もある。明治時代になると、鰻飯は鰻丼(うなぎどんぶり)とも呼ばれ、まもなく鰻丼(うなどん)と略称され、名が定着した。さらにウナギが重箱に盛りつけられるようになると、うな重と呼ばれ、鰻丼よりも見栄えが良いことから鰻丼の人気を凌ぐようになった。
たい焼き: しっぽ(鯛の尾部)まで餡が入っているかどうか、また、入っているべきか否かについて、かつて文学者を巻き込んだ「たい焼き論争」とでも言うべき論争があった。これは小説家の安藤鶴夫が「たい焼きはしっぽまで餡が入っているのがおいしい」という趣旨の話を読売新聞に書いたところ様々な賛否があったもので、以下に示すものが代表的な意見とされる。また、上記に関連して、「頭から食べるのが正統か、しっぽから食べるのが正統か?」という議論も繰り広げられた。
おにぎり: そして、現時点で想定されている弥生時代中期の炊飯方法は、米と一緒に加熱した水を、沸騰して吹きこぼれたら土器をすぐに傾けて捨て、さらに加熱して米の水分を飛ばした後、土器を横倒しにして上部の米にも火を通す湯取り法の一種である(※湯を捨てた直後は上部の米にはまだ芯が残っている)。この調理方法から見て弥生時代の米は粘り気が中間的な熱帯ジャポニカ(ジャバニカ米)などであったとされ(※もっと粘り気の少ないインディカ〈インディカ米〉では大量の湯で茹でて米粒を膨らませる方法をとる)、横浜市歴史博物館による実験の結果、こうして出来上がったご飯は粘り気が少なく、握り飯にするのは難しいとされる。ただし実験では熱い土器の安全な倒し方と白吹き跡の再現に謎が残った。なお、当時の甑(蒸し器)と思われていた土器は濾し器であったとされ、否定されている。
戦闘糧食I型: 内容物は戦闘糧食II型とほぼ同一の主食2パックとおかず1もしくは2種類であるが、耐久性向上の為に主食パックの封を厚手のビニール素材からアルミ素材に変更し耐久性と賞味期限3年間を確保している。また、2型と違いプラスチック製のトレイを同封し、主食とおかずを盛りつける事でワンプレート方式で食事が出来るようになっている。ご飯缶は、冷えた状態では米がβ化しており、固いだけでなく栄養として消化吸収できない。湯煎してα化する必要があるため、通常配給前に一度湯煎する。一度湯煎すればβ化するまで夏場は3日間・冬期間は保温処置をしない場合は数時間の間、そのまま食べることができる。ご飯缶は五目飯や赤飯・鳥飯・しいたけ飯などのバリエーションがあり、日本人には相性の良いメニューといえる。また、主食に関してはもち米が高比率で配合されているため、非常に腹持ちが良い。
残飯シチュー: それによればひどく熱く、どろどろとした食感の濃い汁の中に、豚肉らしき塊、コンビーフ、鶏肉の骨、ジャガイモ、ニンジン、セロリの根、包装の銀紙の貼りついたままのチーズ、缶詰らしきトウモロコシ、グリーンピース、マッシュルーム、アズキ、うどんの欠片などが入っており、肉の量が非常に多く、戦前の安物の洋食のシチューよりはるかに上等だったとある。実際に食べた者の体験談によれば、肉や野菜の欠片、コンビーフ、ハンバーグの欠片、チーズ、ジャガイモ、うずら豆、スパゲッティなどの混ざった残飯を、原型を留めないほど煮込んだもので、油気が大変強いものであった。食べ物ならまだしも、チューインガムのかす、セロファンの欠片、たばこの空き箱、たばこの吸い殻、スプーン、ネズミの死骸が入っていたともいい、挙句には使用済みのコンドームが入っていたという話もある。
イナまんじゅう: まず、イナのエラ部分から独特の形状を持つイナ包丁を差し込み、内臓を取り出す。その後、内臓を取り除いたイナのエラから包丁を入れ、背骨と背肉を切り離す。また同時に、頭と尻尾の骨を折り、背骨を抜き取る。そして空洞となったイナの中に、豆味噌、柚子、ネギ、シイタケなどを混ぜ込んで練った具材を詰める。それらを焼けば、イナまんじゅうの出来上がりである。
菜飯: 菜飯(なめし)は、刻んだ青菜を炊き込んだ飯、あるいは、さっと湯に通して塩を加えた青菜をまぜた飯である。
節米料理: 米が外米のみのこともあり、不味の上に胃腸を壊す者もあったとの体験談もある。代用食としては、パン、うどん、芋などが食べられた。女性雑誌上ではパン類やホットケーキ、お好み焼きといった粉物が紹介された。 1940年(昭和15年)5月からは節米運動の一環として、百貨店の食堂で米なしメニューが開始。そごうではうどんランチ、卯の花弁当、芋のにぎりずし、鰻そばが、高島屋では山芋のおからの寿司、三越では馬鈴薯と麦のカレーライスなどが提供された。さらに同年夏のグラフ誌『アサヒグラフ』でも節米の特集が行われ、一般家庭の家族が楽しそうにひやむぎを食べる写真が掲載された。1940年8月には読売新聞紙上に『うまくて家庭向き米飯ぬき国策料理』が掲載され、代用食としてうどん、饅頭、マカロニなどの料理が紹介された。
日周運動: 日周運動(にっしゅううんどう、英語: diurnal motion)とは、地球の自転によって、天球上の恒星やその他の天体が毎日地球の周りを回るように見える見かけの運動のことである。天体の日周運動は、天の北極と天の南極を結ぶ軸の周りを回るように見える。地球が地軸の周りを1回自転するのには23時間56分4.09秒(1恒星日)かかるため、日周運動の周期はこの自転周期と等しい。なお、地球の公転によって、天体が1年の周期で東から西へ回るように見える見かけの運動を年周運動という。年周視差および年周光行差は年周運動の一種である。
順行・逆行: 空の天体を観測すると、太陽や月、恒星は地球の自転によって東から西へ動くように見える。これを日周運動と呼ぶ。しかしスペースシャトルや多くの人工衛星などは西から東へ動くように見えることが多い。これらの人工天体は月と同じ方向に公転しているが、公転速度が地球の自転よりも速いために日周運動とは逆方向に動くように見える。火星の衛星フォボスもこれと似た軌道を持つ。火星の表面から見たフォボスは地球から見た月の動きとは逆の方向へ動いていく。フォボスも月も母惑星に対して順行する衛星だが、月の公転周期が地球の1日に比べて長い(約1ヶ月)のに対して、フォボスの公転周期は火星の1日に比べて短いためにこのように見える。地球の周囲を公転する人工衛星には逆行軌道を持つ衛星も少ないながら存在し、これらの衛星は地上から見ると(逆説的だが)月と同じ方向、すなわち東から西へと動くように見える。
日周運動: 天体の日周運動の方向は、北半球から観測した場合には以下のようになる。したがって、北天の周極星は天の北極の周りを反時計回りに動くことになる。北極星は、天の北極とほぼ同じ方向にあるため、あまり動かない。地球上の北極点では北や東西の方角は存在しないため、天体の運動は単純に向かって左から右へ動く。天頂を見ると、全ての天体が天頂の周りを反時計回りに動くことになる。南半球での日周運動は、北半球での運動とは北と南、また左と右が入れ替わった動きになる。東と西は入れ替わらない。また、天の北極の代わりに天の南極が回転の中心となる。南半球では周極星は天の南極の周りを時計回りに動く。赤道上では、二つの天の極は地平線上にあり、日周運動は北極星の周りを反時計回りに(左回りに)、また天の南極の周りを時計回りに(右回りに)動くように見える。二つの極を除いて全ての天体は東から西に動く。
日周運動: ある天体が日周運動によって天球上を一日に動く経路(地平線下の経路も含む)の長さはその天体の赤緯の余弦 (cos δ) に比例する。したがって、天体の日周運動の速さは cos δ × 15 °/時 = 15'/分 = 15"/秒 となる。この速さを別の尺度と比較すると以下のようになる。天体の日周運動はカメラを固定して長時間露出撮影を行なうと観察することができる。天の極に近い周極星はゆっくりとしか動かない。逆に、カメラで日周運動を追尾することで写真上での天体の日周運動を打ち消すには、赤道儀を用いるのが最適である。赤道儀を使うと赤経軸を回転させるだけで日周運動を追尾することができる。赤道儀の中にはモーターを使ってこの追尾(恒星時運転)を自動で行なえるものもあり、天体望遠鏡の架台として広く普及している。
天動説: また、四元素説を採用し、天界は主に「火」によって構成され、(物質的な世界の中では)最も神聖な領域であるとする。古代においてはアリストテレスやストア派にも影響を与え、中世ラテン語世界において(とくに12世紀以前)大きな影響力があった。紀元前4世紀、プラトンに学んだこともあるエウドクソスは、地球を中心に重層する天球が包む宇宙を考えたとされる。いちばん外側の天球には恒星が散りばめられており(恒星球)、天の北極を軸に、およそ1日で東から西へ回転する(日周運動)。太陽を抱える天球は恒星球に対して逆方向に西から東へ、およそ1年で回転する(年周運動)。太陽の回転軸は恒星球の回転軸とは傾いているために、1年の間でその南中高度が変わり、季節が説明される。恒星球と太陽の間には惑星を運行させる天球を置いた。地球から見て惑星は星座の中をゆっくりと動くように見える。
秤動: このためにあるときは月の北極付近が地球上の観測者から見え、またあるときはこれと反対側の軌道上では月の南極付近が少し見え、その割合は少しずつ変化し、その周期は1分点月である。経度秤動(libration in longitude) は、地球の周囲を回る月の公転軌道がわずかに楕円であるために、月の自転が軌道上の位置に対してわずかに進んだり遅れたりすることで生じる経度方向の動きである。日周秤動(diurnal libration) は、地球上の観測者の位置が地球の自転によって動くために、観測時刻に応じた視差を生じることで表れるものである。日周運動によって月の出のさいには月の西側の縁を、月の入りのさいには月の東側の縁を見ることになり、その程度は約1度である。
ニコラウス・コペルニクス: まず場所を変える運動はないとした後、「これらの議論に反対しない人々の中にも、天が静止して地球が、または天と地球の両方が、ほぼ24時間周期で回転すると考えても差し支えないとする人々がいる」とし、「その仮説は天の現象の説明に支障を来さない」としながらも、「地上と大気で起こることを考えると、滑稽である」とする。すなわち、地球が動くとすると「24時間で地球の円を突破する運動は非常に猛烈である」ので、その影響が感じられないはずはなく、「地球上に支えられない物体は、常に地球と反対の運動をするように見えるだろう」「雲や投げられた物体、飛ぶ物体は東へ行くことはないだろう。何となれば地球はこの方向では常に他を追い越すから」、すなわち天体の日周運動を説明するほどの猛烈な速度で地球が自転するなら、上空のものは全て後方に取り残されてしまうはずだと述べた。
天の極: 天の極(てんのきょく、英: celestial pole)は、地軸と天球が交わる点である。天の北極(てんのほっきょく、英: north celestial pole)と天の南極(てんのなんきょく、英: south celestial pole)があり、それぞれ地軸の北極と南極を延長した位置にある。地球の自転に伴い、すべての天体は固定された天の極を中心に日周運動しているように見える。天の極は赤道座標系の極でもあり、赤道座標系の赤緯 +90° は天の北極に、赤緯 -90° は天の南極に対応している。天の極は固定されているように見えるが、実際には歳差運動により約25,700年周期で円を描く形で移動しており、背景の星に対して恒久的に固定された位置にある訳ではない。地軸は他にも様々な運動の影響を受けており、天の極が僅かにずれる原因となっている(章動・極運動・赤道傾斜角を参照)。
公転: 公転(こうてん、英語: revolution)とは、ある物体が別の物体を中心にした円又は楕円の軌道に沿って回る運動の呼び名である。地球は太陽を中心に公転している。太陽と地球の質量比は約330000:1なので図の上の場合に当たる(ただし実際の太陽系では、最も重力が大きい木星の影響を太陽系の惑星が受けている)。
地球の自転: 地球の自転(ちきゅうのじてん、Earth's rotation)とは、地球が自身の地軸の周りを回転すること(自転)である。回転方向は東向きであり、地軸の北方向を正とすると右手回りである。北極星からは反時計回りに見える。地球の自転は、国際地球回転・基準系事業(IERS)によって監視されている。地球の自転の観測には1950年代以来、原子時計が使われている。
年周視差: 年周視差(ねんしゅうしさ)とは、地球の公転運動による視差のために天体の天球上の位置が公転周期と同じ周期で変化して見える現象のことである。
自転周期: 自転周期(じてんしゅうき、Rotation period)とは、自転する天体(主として惑星)が自転軸の周りを一周するのに要する時間である。 背景の恒星に対して一周する時間は恒星時と呼ばれ、太陽に対して一周する時間は太陽時と呼ばれる。
自転: 天体の自転の中心となる軸のことを自転軸(じてんじく)と言い、自転により一回転する時間を自転周期という。自転周期はその天体が360度回転する時間であって、ある天体に対して同じ方向を向くまでの時間ではない。例えば地球の1日は太陽の位置を基準に一回転する時間だが、地球がちょうど一回自転した時点では見かけの太陽の位置は公転によって移動している。つまり自転周期は1日(24時間)よりも236秒短くなる。いいかえれば、地球が1回転してなお昨日の太陽と同じ向きになるには、もう236秒必要とする。自転のエネルギーは他の天体引力に影響されて変動し、それは天体の質量が小さいほど顕著になり、彗星や小惑星などは惑星の近傍を通過する際に自転速度や自転軸が変化しやすい。連星や系に属している天体は、自身の公転周期と同期しているケースがほとんどであり、ずれている場合でも同期に向かって変化していく。
固有運動: 固有運動(こゆううんどう、proper motion)とは天体(主に恒星)の天球上の位置の移動を指す名称である。(固有運動には方向の変化のみを含み、奥行方向の運動(視線速度)は考慮しない。)固有運動は、以下のような「その星固有のものでない運動」を除いた後の位置変化を指す。これらは天体の位置を観測した際の座標値に影響を与えるが、天体自身の真の運動ではない。一見すると、恒星は互いの位置を常に変えないように見える。つまり、いつでも同じ形の星座を形作っていて、例えばおおぐま座は40年前と変わらないように見える。実際それが「恒星」の語源となっており、肉眼で見える恒星は数千年というスパンでは(人類が星座という概念を扱った最古の記録は古代エジプトの頃であるが、その時から現在までを見ても)目につくほど相対的な位置を変えていないものがほとんどである。
地球の自転: 地球の軌道はほぼ円であり、軸の周りを1回転して太陽が再び頭上に現れるまでの間に、恒星に対しては若干多く回転する。地球の半径6 378 137 m(GRS80による値)をかけると、赤道上でのスピードは1674.4 km/hと求められる。赤道上での地球の自転速度は徐々に遅くなっており、1669.8 km/hになっているという説もある。これは地球の赤道上の円周の長さを24時間で割ることで求めることができる。しかし、1つの円周だけを無意識に使うことは1つの慣性空間だけを回ることを意味する。1平均太陽日の恒星日をかけると1.002 737 909 350 795という値になり、1平均太陽時当たりの赤道上での速度は上述の1674.4 km/hとなる。地球の自転の永続的な観測には、超長基線電波干渉法、GPS、衛星レーザ測距やその他の人工衛星の技術を組み合わせて使う必要がある。
自転: また、天体の衝突や地震によっても変化し、例として東日本大震災では地球の自転速度が100万分の1.8秒加速された。地球の自転は太陽の天球上での見かけの移動を作り出し、これによって昼と夜が生まれる。また自転によって生じる慣性力である遠心力やコリオリの力は、大気や海流の流れ、台風の運動など、地球上のあらゆる運動に影響を及ぼす。地磁気は、地球の液体核内の対流運動が引き起こす電磁誘導がその源であるが、やはり対流運動がコリオリの力を強く受けるため、結果として自転軸方向にそろった双極子磁場が生成される。一般に宇宙ロケットは東向きに打ち上げられるが、これは自転速度を脱出速度の足しにする為である。更に人工衛星の角速度を自転に合わせて赤道上空に打ち上げる事で、静止衛星となる。地球が一回自転するのにかかる時間は約23時間56分4.06秒となっている。
公転: これを降着円盤という。公転運動の元となる重力源の質量が重力源から公転天体までの距離によらず一定の場合には、公転周期の2乗が軌道長半径の3乗に比例するというケプラーの第三法則が成り立つ。銀河内部の恒星の公転運動などの場合には、銀河の物質が銀河中心からの距離に従って連続的に分布しているため、恒星の公転運動は銀河中心からその恒星の位置までの間に分布している銀河物質全体からの重力で決まる。天体自らがコマのように回転している事は、自転という。火星の公転の見え方は実際の火星の動きとは異なっていて、きれいな楕円形を描くようには見えない。これは地球の公転と火星の公転の速さが違うためである。太陽系においては、惑星や彗星・小惑星などが主星である太陽の周りを公転している。これらの公転軌道面はほぼ同一平面上にあり揺れ幅は数度である。
地球の自転: 地球の地軸は、慣性空間に対しての方向を維持するため、ジャイロスコープの軸のように傾いている。太陽、月、惑星等から地球に働く外力によって、定まった方向から外れようとする。地軸の向きの周期的な大きな変化は歳差と呼ばれ、一方小さな変化は章動や極運動と呼ばれる。
地球の自転: 地球の自転の速度は、地球の形(扁球)、気候、海洋の深さや海流、地殻変動の力等に対して、長い間に様々な効果を与える。
回帰: (en:Return)天体が公転などにより(または地球からの見かけ上)もとの位置に戻り、その運動を繰り返すこと。
軌道 (力学): 地球の周りを公転する軌道(地球周回軌道)には以下のようなものがある。
天球: 暦の計算をする場合は、しばしば地球を中心として天体が動くという天動説的な説明をした方が都合が良い。よって、地球から無限大の距離にある球への射影をおこない、天体はその上を動くものとした。この仮想的な球も天球とよばれる。黄道・天の赤道・白道などは天球上の大円である。天球上の位置は赤道座標系(赤緯・赤経)または黄道座標系(黄緯・黄経)によって示される。
順行・逆行: 地球から見ると、外惑星(火星、木星、土星、天王星、海王星)は空を移動しながら定期的に移動方向を変えるように見える。ある一夜での運動を見ると、全ての恒星と惑星は地球の自転に応じて東から西へと動くが、一般に惑星は恒星に対してゆっくりと東へ移動している。この運動方向が惑星にとっての順方向であり、見かけ上の順行運動と見なせる。しかし、地球は外惑星に比べて短い周期で1公転するため、地球上の我々は複数車線の高速道路を走る速い車のように定期的に外惑星を追い越すことになる。このような追い越しが起こると、追い越される外惑星は東へ動く順行運動を止め、続けて西へと後戻りするように見える。その後、地球が公転を進めて惑星を追い越し去ると、外惑星は再び西から東への順行運動を再開するように見える。火星はこの見かけの逆行を約25.7ヶ月ごとに行なう。火星より外側の惑星はより頻繁に逆行を行なう。
歳差: 地球の自転軸も、前述のコマのすりこぎ運動のように動いている。これを地球の歳差運動という。重力のある場所におけるコマは重力の影響でそのような運動をするわけだが、もちろん地球はコマのように平面上で軸に支えられているわけではないから、単純に「コマと同じ理由で」と説明するのは誤りである。地球の場合は、その形状が赤道部分がわずかに膨らんだ回転楕円体(扁球)であるため、太陽や月の重力による潮汐力によって赤道部分の膨らみを黄道面と一致させようとする方向に受けているトルクが要因である。地球の歳差運動により、天文学上の現象として、春分点・秋分点は黄道に沿って少しずつ西向きに移動することになり、これを歳差と呼ぶ。この歳差の周期は約25,800年(正確には25,772年)である。このため、太陽年(回帰年)は恒星年より約20分24秒短い。地球の自転運動の歳差に起因する春分点の移動は、天文学では赤道の歳差という。
極運動: 極運動(きょくうんどう)とは、地球の自転軸に対して地球の本体が移動する現象である。地球の自転軸そのものも歳差や章動によって少しずつ動いているが、この現象と混同されやすい。極運動には、14ヶ月周期のチャンドラー極運動と12ヶ月周期の周年極運動の2種類の運動があるが干渉により6年周期で振幅が増減する。極運動によって、地理極の位置は少しずつずれる。今までの観測から、北極は半径約10 m 程度の範囲内で円に近い道筋をたどって移動を続けている。このため、見かけ上、星の位置は最大で 0. ′′ 3 {\displaystyle 0.''3} 程度ずれる。
差動回転: 差動回転(さどうかいてん、differential rotation)とは、主に天文学で、天体の各部分が異なる角速度で回転する様子を指す言葉である。微分回転とも言う。これに対して各部分が同じ角速度で一体となって回転することを剛体回転と呼ぶ。流体や質点系と見なせる天体には差動回転しているものが多い。例として、ブラックホールや中性子星などのコンパクト天体を取り巻く降着円盤や、円盤銀河、原始星の周りの原始惑星系円盤などが挙げられる。これらの天体は中心に近いほど大きな角速度で回転している。降着円盤では差動回転のために円盤を構成するガス同士の粘性で摩擦熱が発生して高温に加熱され、X線やガンマ線を放射している。また、太陽や木星・土星などのガス惑星も差動回転していることが知られている。これらの天体では緯度によって自転周期が異なっている。
自転周期: いずれも恒星に対する自転周期、すなわち恒星時である。
天体力学: 多くの天体は公転に加えて自転しており、自転運動はオイラーの運動方程式によって記述される。測地学では地球の自転を地球に対して固定された座標系で議論することが多いものの、天文学分野では慣性系を用いて議論することが好まれる。惑星の自転はある軸(自転軸)まわりの回転として表現でき、その軸を n {\displaystyle \mathbf {n} } 、自転角速度を ω {\displaystyle \omega } とするとき自転は角速度ベクトル ω = ω n {\displaystyle {\boldsymbol {\omega }}=\omega \mathbf {n} } により記述される。
順行・逆行: 順行(じゅんこう、prograde motion)とは、惑星が他の惑星と同じ方向に運動している状態を指す。それに対して逆行(ぎゃっこう、retrograde motion)とは、順行とは逆の方向に運動している状態を指す。天体の順行・逆行には、その天体の回転(公転・自転)方向自体の正逆に起因するものと、地球から天体を見た場合に起こる見かけの現象とがある。歴史的には後者の現象を説明するための理論が発展した。本項では逆行についてのみ記述する。
地球: 円に近い楕円形の軌道を描いて太陽の周りを1.0000太陽年に1回公転し、また0.9973平均太陽日に1回自転している。天の北極から見て、自転・公転ともに反時計回りである。この楕円の形は10万年ほどの周期で変化することが天文学者の研究でわかっている。楕円の軌道離心率は0.0167である。1太陽年とは太陽が春分点から春分点まで一巡りする時間、すなわち季節が一巡する時間をいい、365.242 19日である。地球の歳差により春分点が移動するため、1太陽年は、恒星が動かないものとして見た時に地球が太陽の周りを一周する時間として定義される1年(恒星年)より短い。1恒星年は約365.256 36日である。地球が自転して元の位置に戻るのに要する時間を「自転周期」といい、2種類ある。一つは恒星に対してのもので、これを恒星日という。正確には、春分点が南中してから次に南中するまでの時間をいう。
自転: 天体がどのように自転しているかは、その観測系によって異なる。天文学的には、ある天体の公転軌道を基準として、どれだけ回転しているかが自転である。公転軌道を持たない小惑星や彗星は、その移動方向に対する回転が自転になるが、多くはスピンと表現される。惑星や衛星、彗星などのほとんどの天体は自転しているが、はくちょう座X-1は自転していない可能性が高いとされている。また、パルサーは高速で自転する中性子星と考えられている。天体の核(コア)を観測する方法は存在しないため、回転は光学的に観測されることがほとんどであり表面の回転を基準に算出される。しかしガス惑星では回転の基準となる面を定義できず、また表面が作動回転していることが多いために磁場の観測や他天体との物理的関連を検討して自転速度が計算されている。太陽も同じであり一意に定まっていない。
公転: 天文学で言う公転は、ある天体が系の重心の周りを周回することを指す。たとえば、「地球は太陽の周りを公転している」などと言う。系の重心に恒星が存在する場合、この星を主星と呼び、公転する星を伴星と呼ぶ。また、惑星の周囲を衛星が周回する場合や渦巻銀河の内部で恒星が周回する運動も公転と呼ぶ。公転運動の重心に常に天体が存在するとは限らない。例えば質量の差が大きくない2つの恒星が連星を作っているような場合には、系の重心は2つの星の間に位置する。また、公転する物体は恒星や惑星、衛星に限らず、塵やガスなどが公転している系も数多く存在する。太陽系の例では、木星、土星、天王星などの惑星の環は塵や氷などの小さな粒子からできていて、これらの粒子がそれぞれの惑星の周りを公転しているものと考えられている。ブラックホールなどでは、吸い込まれる物質がブラックホールの周囲に集まって公転運動を行い、円盤を形成する。
公転: 公転といえば人工物ではなく自然から存在する天体の軌道を指すことが多いが、地球上を回る人工衛星の軌道も公転のひとつに含まれる。
太陽同期軌道: 地球が一年で公転するのと概ね一致し、衛星が地球を公転する際の軌道面が、地軸を中心に年一回の周期で回転する。地球側から見ると、太陽と太陽同期軌道とは位置関係が年間を通じて毎日同時刻に一定となっているように見える。衛星側から地球を見ると太陽光の入射角が常に同じになる。すなわち、同一条件下での地球表面の観測が可能となる。
軌道 (力学): 昇交点赤経の回転速度と地球の公転による太陽光線の入射方向の変化速度を同期させ、常に一定の日照条件下で地上を観測できるようにしたものが太陽同期軌道である。近地点引数もまた地球の扁平性により回転する。
地球の自転: 国際地球回転・基準系事業 (IERS)によって定められている、恒星に対する地球の自転周期は、86 164.098 903 691秒(23時間56分4.098 903 691秒)である。平均春分点の移動、即ち歳差運動に対する自転周期は恒星時と呼ばれ、86 164.090 530 832 88秒(23時間56分4.090 530 832 88秒)である。後者は前者よりも8.4ミリ秒程度短い。
自転と公転の同期: 自転と公転の同期(じてんと こうてんの どうき)とは、互いの重力に引かれて共通重心の周りを公転している2つの天体の、一方または両方が、常に相手に同じ面を向けて回転する現象をいう。すなわち、自転周期と公転周期が等しくなっている現象である。このような状態を示す他の日本語表現としては、自転の同期で説明する「同期自転」、この現象によって起こる潮汐の固定で説明する「潮汐ロック」「潮汐固定」がある。身近な実例は地球の衛星である。月は自転周期と公転周期が同じ(約27.32日)になっているので、常に地球に同じ面を向けている。
自転周期: 岩石惑星や小惑星のような固体でできた天体は、自転周期として定まった値を持つ。一方、恒星やガス惑星のような気体、液体でできた天体は、差動回転という現象によって、緯度によって異なった自転周期を持つが、一般的には磁場の自転周期で定義される。球面対称でない天体の場合は、重力や潮汐力の影響を考えなくても一般に定まらない。自転軸の回りの慣性モーメントが変化するため、自転周期が変動する。土星の衛星のヒペリオンはこのような現象を示し、その自転周期はカオス理論を使って表される。
秤動: 月の自転周期は、地球の周囲を回る公転の周期と同期しているため、月は地球に対して常にほぼ同じ面を向けているが、秤動があるために地球上の観測者は時間の経過とともに月の裏側の一部をも見ることができる。このため、地球上からは月の全表面のうち約59%を観測できる。秤動には、光学的秤動と物理秤動がある。光学的秤動(optical libration)は、月の見かけの振動である。緯度秤動(libration in latitude) は、月の自転軸が月の公転面の法線に対してわずかに(1.5度ほど)傾いているために生じる緯度方向の動きである。この秤動の原因は、地球の自転軸が公転面に対して傾いているために地球に四季が生じるのと同様のものである。
恒星: 語源にもあるように、太陽以外の恒星は地球から数光年以上の離れた場所にあるため、恒星の見かけ上の相対的な位置はほとんど変化しない。ただし、恒星は天球上で完全に静止しているわけではなく、わずかに固有運動を持つ。明るい恒星では年間0.1秒角以下の固有運動を持つが、太陽に近い星はより速く動き、これらは高速度星と呼ばれる。その中でもバーナード星(HIP87937)は10.36秒角/年の速度で移動し、100年間で満月の半径にほぼ相当する17.2分角を移動する。そのため、特に注意を払っていなければ数十年から数百年程度の時間では肉眼で変化を確認することは難しい。
自転: 自転(じてん、(英語: rotation)とは、物体がその内部の点または軸のまわりを回転すること、およびその状態である。天体の自転運動を表す言葉として用いられることが多い。力学における剛体の自転は、単に回転と呼ぶことの方が多く、オイラーの運動方程式により記述できる。英語で自転を意味する spin に由来するスピンという言葉も同義語であるが、物体の自転の意味でのスピンは自然科学以外の分野で用いられることが多い。例えばフィギュアスケートにおけるスピンや自動車がスリップすることがスピンと呼ばれる。量子力学や素粒子物理学におけるスピンも語源は自転に由来するが、物体の自転とは異なる概念と考えられている。
日: 地球以外の天体や、地球でもはるかな過去(あるいははるかな未来)については、通常、その天体の平均太陽日(あるいは太陽日)をその天体の1日とする。言い換えれば、太陽の(平均)南中周期に等しい。自転周期 t と公転周期 T からは、で計算できる。ただし、衛星の場合は、衛星の自転周期と、母惑星の公転周期を使う。太陽の方向は、衛星の公転ではなく惑星の公転により変化するからである。
円運動: 円運動(えんうんどう、英: circular motion)とは、物体の運動の向きとは垂直な方向に働く力によって引き起こされる運動である。特に中心力(常に円軌道の中心を向き、大きさが距離のみに依存する力)が働くことにより引き起こされる。とくに円運動は天体の運動の基本であり、ニコラウス・コペルニクスやヨハネス・ケプラーの地動説の基礎となった。円運動は地上でもしばしば観測される。たとえばひもにおもりをつけて振り回すと円軌道を描く。
秤動: 秤動(ひょうどう、libration)とは、ある天体からその周囲を公転する衛星を見た時に、その衛星が見かけ上行うように見える、または実際に行うゆっくりとした振動運動である。単に「秤動」と言う場合には特に、地球を周回する月の秤動を指すことが多い。なお、「秤動」という漢字表記は、正しくは「ショウドウ」と音読するべきところであるが、これを「ヒョウドウ」と読むのは、「章動」(ショウドウ)、「摂動」(ショウドウ、セツドウ)と区別するためであるという。
自転周期: 国際地球回転・基準系事業(IERS)によって定められている、恒星に対する地球の自転周期は、86164.098 903 691秒(23時間56分4.098 903 691秒)である。平均春分点の移動、即ち歳差運動に対する自転周期は恒星時と呼ばれ、86164.090 530 832 88秒(23時間56分4.090 530 832 88秒)である。後者は前者よりも8.4ミリ秒程度短い。
地球の太陽面通過 (天王星): 天王星における地球の太陽面通過(ちきゅうのたいようめんつうか)とは、天王星と太陽のちょうど間に地球が入り、太陽面を通過する天文現象である。
順行・逆行: この逆行が起こる周期をその惑星の会合周期と呼ぶ。この見かけの逆行運動は古代の天文学者を悩ませ、このことが planet という名前の由来の一つとなっている。planet はギリシャ語で「彷徨うもの」を意味する語から来ている。天動説の太陽系モデルでは、惑星の見かけの逆行運動は惑星が周転円と従円と呼ばれる円の上を運動するためであると説明された。その後コペルニクスらにより地動説が再発見されるまで、逆行が見かけの運動であるとは考えられなかった。古代中国、漢の時代の天文学者は、惑星の逆行が規則的に起きることに気づいていたが、正常な運行とは認めず、災いを示す異変とみなした。彼らは、古の天下太平な世に逆行はなかったのに、兵乱があいつぐ時代に入って逆行が当たり前のようになったと考えていた。
固有運動: しかし精密な観測を行うと、星座の形は非常にゆっくりと変化していて、それぞれの星は独立した運動を行っていることが分かる。この運動は宇宙空間でこれらの星が太陽や太陽系に対して実際に動いているために生じている。この動きは固有運動角 (proper motion angle) と固有運動という2つの量で計測される。前者は天球上での固有運動の方向を表す(東を左手に置いて、真北から時計回りを正に取る)。後者はその運動の大きさを1年当たりの秒角で表す。視線速度はその星のスペクトルのドップラーシフトから求められるので、1回の観測から求めることができるが、固有運動を測定するには星の天球上の位置変化を継続的に測る必要がある。よって一般には固有運動の測定は視線速度よりも難しい。バーナード星は全ての恒星の中で最も大きな固有運動を持っていて、1年に10.3秒角動く。
公転: 各天体の軌道面を観測する場合に基準面として、地球の公転面である「黄道面」、主星である太陽以外のすべての天体の惑星の軌道を加重平均したものである「不変面」、太陽系のほとんどの質量を抱える「太陽の赤道面」などを基準に傾斜が測られる。下表参照。太陽系の主な衛星、特に巨大ガス惑星である木星や土星の衛星の公転軌道は、それらの主星である惑星の赤道面とほぼ同一である。これらの衛星の公転軌道の傾斜は対「ラプラス面(英語版)で測られる。例外は地球の衛星である月で、その公転軌道は地球の赤道面ではなくほぼ黄道面に収まっている。微惑星・小惑星・彗星などはそれらの誕生の経緯や近接する他の天体などの影響から大きく傾いているものもある。そして太陽系は、天の川銀河の銀河面にあり銀河系の中心である銀河核の周りを約2.2億年余り(銀河年)をかけて一周している。
火星の天文学: 地球と同様に、火星は、その赤道傾斜角(自転軸の傾斜角)と軌道の離心率を長期間にわたって変化させるミランコビッチ・サイクルを示す。地球の月のような大きい衛星による安定化の影響が無いので、火星の軸の傾きの変化は地球よりはるかに大きい。火星は、地球の41,000年に対し、124,000年の自転軸の傾斜角サイクルを持っている。
恒星の自転: 恒星の自転(こうせいのじてん、英: Stellar rotation)は、恒星の自身の自転軸の周りでの角運動である。自転速度は、恒星のスペクトルや表面上の構造の動きのタイミングから測定することができる。恒星の自転は、遠心力により赤道上の膨らみを生み出す。恒星は固体ではないため、差動運動も見られる。そのため、恒星の赤道は、高緯度地域とは異なる角速度で運動できる。このような恒星内の速度の差が恒星磁場を生み出す原因の1つとなる。恒星磁場は、恒星風と相互作用する。恒星から恒星風が吹くことで、自転の角速度は遅くなる。恒星磁場は恒星風と相互作用し、恒星の自転の障害となる。結果として、角運動量は恒星から恒星風へと輸送され、時間が経過すると恒星の自転速度は徐々に遅くなる。
自転:  さらに、地球の構造上中心部が液体であること、潮の干満と海底との摩擦により、長期的には自転速度はだんだん遅くなっている。100年間につき1.7ミリ秒ずつ遅くなっている。しかし、数年ないし数十年の期間においては、自転速度が遅くなっているわけではなく、不規則に変動している。実際、一日の長さ(LOD:Length of the Day)は、1970年代には、86 400.003秒程度であったが、2010年以降は86 400.001秒程度になっており、むしろ自転速度は速くなっている(閏秒、地球の自転を参照)。変動の原因は「地震」「火山の噴火」「ダム」等諸説ある。古文書の日食などの記録を元にした研究により西暦500年頃と西暦900年頃に自転速度が急激に変化したことが判明している。またNASAは、2010年のチリ地震で1.26μ秒、2004年のスマトラ島沖地震で6.
地球の太陽面通過 (土星): 土星における地球の太陽面通過(ちきゅうのたいようめんつうか)とは、土星と太陽のちょうど間に地球が入り、太陽面を通過する天文現象である。
馬蹄形軌道: 以下の説明は、太陽の周りを周回し、かつ地球に影響を受けて地球に対する馬蹄形軌道を取る小惑星を例に挙げたものである。小惑星は地球とほぼ同じ軌道にあり、太陽をほぼ1年かけて公転しているものとする。馬蹄形軌道の力学を理解する上で、軌道力学における以下の2つの法則を把握しておく必要がある。馬蹄形軌道は、地球の重力的な影響によって小惑星の楕円軌道の形状が変化させられることによって生まれる現象である。軌道の変化は非常に小さいものであるが、地球に対する小惑星の運動という観点では非常に大きな変化をもたらす。馬蹄形軌道は、小惑星の運動を太陽と地球に対する相対的な動きとして描写した場合 (太陽と地球を基準とした回転座標系) にのみ現れるものである。小惑星は常に太陽の周りを同じ公転方向に運動している。
地球の自転: 地球の自転の系では、自由に動く物体は、固定系から見かけの経路に従っているように見える。このコリオリ力のため、落下する物体は垂直よりも東方向に曲がって落ち、北半球では発射物は右に曲がって進む。北半球と南半球で台風の回転の方向が異なる等、気象学等の様々な分野でもコリオリ力は表れる。1679年にアイザック・ニュートンからの提案を受け、ロバート・フックは8.2mの高さから落とした物体は東の方向に0.5mm曲がると予測したが、上手くいかなかった。しかし、18世紀末から19世紀初めにかけて、ボローニャのジョヴァンニ・バッティスタ・グリエルミニ(英語版)、ハンブルクのヨハン・ベンツェンベルク、フライベルクのフェルディナント・ライヒらが高い塔から慎重に重りを落として確証的な証拠が得られた。地球の自転に関する最も有名な実験は、1851年にレオン・フーコーによって初めて行なわれたフーコーの振り子の実験である。
月の軌道: 天の北極、即ち北極星から見ると、月は地球を反時計回りに公転し、地球は太陽を反時計回りに公転し、月と地球は自身の自転軸を反時計回りに自転している。角速度の方向を示すためには、右手の法則が用いられる。右手の親指が天の北極に向ければ、指の曲がりは月が地球、地球が太陽を公転する方向を示す。太陽系の描写は、太陽の視点からの地球の軌道と地球の視点からの月の軌道によるのが通常である。こうした視点の使い分けは、地球の周りを回る月が、太陽から見て逆行することがあるような印象を与える。しかし、地球の周りの月の軌道速度(約1キロメートル毎秒)は、太陽の周りの地球の軌道速度(約30キロメートル毎秒)よりも遅く、このような逆行をともなう運動が起こるわけではない。地球-月系を連惑星系と考えると、その共通重心は地球の中心から約4624キロメートル、地球半径の72.6 %に位置する。
地球の太陽面通過 (冥王星): 冥王星における地球の太陽面通過(ちきゅうのたいようめんつうか)とは、冥王星と太陽のちょうど間に地球が入り、太陽面を通過する天文現象である。
太陽面通過: 太陽面通過(たいようめんつうか)とは、ある天体にいる観測者から見て、見かけ上太陽の表面を別の天体が通過する現象である。日面通過(にちめんつうか)や日面経過(にちめんけいか)、太陽面経過とも呼ばれる。普通、地球から見て内惑星である水星または金星が太陽の表面を通過する現象のことを指す。これは太陽と内惑星と地球が一直線に並んだときに見られるもので、地球では水星と金星でのみみられる天体現象である。水星、金星は太陽に比べ大きさがかなり小さいので小さな黒い点がゆっくり太陽の表面を移動していく形で観測される。ヨハネス・ケプラーは、1627年に初めて金星の太陽面通過が1631年12月6日に起こると予想した(実際に起きたのは12月7日)。
地軸: 地軸は、公転の影響を受けないため、常に一定の方向を指す。そのため、天球の北半球と地軸の交点付近の恒星である北極星は、1日のどの時刻であっても、1年のどの季節であっても同じ高度(角度)に見える。この高度は観測者の居る地点の緯度によってだけ決まるので、北極星の高度を測定すれば(もちろん北極星の見える北半球においてであるが)、地球上のどの地点であっても緯度を計算できるのである。GPSなどが発達する以前、数百年にわたって北極星が航海などに役立ってきたのは、こうした地軸の性質による。ただし、非常に長い期間を想定した場合、地軸自体の指す方向は変化する。これを歳差運動と呼ぶ。歳差運動自体は珍しいものではなく、コマの首振り運動のように日常観察できるものである。地軸の歳差運動の周期は約2万5,800年である。このため、北極星に該当する恒星も相対的に変化しているように観察される。
天動説: 太陽は恒星天と連動して動くが、同時に固有の運動も付加された。そして、恒星天の上を獣帯(黄道に沿った狭い帯状の部分)を西から東に一年で一周する。月や惑星もまた、獣帯の中で各々固有の運動をする。このようにして、天動説は天体の動きを自然に説明することができた。天球の概念の萌芽は、バビロニア天文学において大地を取り巻く獣帯が設定されたことにある。紀元前4世紀の古代ギリシアの天文学者エウドクソスが同心球体説に基づく天動説の理論を作った。この時点では、ギリシャの天文学派観測や数値的な理論において未熟だったが、やがてバビロニアの成果を取り込んで独自の幾何学的な数理天文学を確立し、2世紀のクラウディオス・プトレマイオス『アルマゲスト』においては、簡潔な理論で主要なデータを十分な精度で説明できた。天動説的な宇宙論の天が大地を包み大地は球であるという主張は、さまざまな問題を生じた。
天動説: 例えば、なぜ重い物体は地表に向かうのか、天体はなぜ地表に落ちてこないのか、なぜ地球は宙に浮き、ふら付かずに静止できるのか、といった問題である。紀元前4世紀のアリストテレス『天体論』はこういった問いを扱った。アリストテレスは、当時の天文学者たちの学説、とくにエウドクソスの説に依拠して、自らの宇宙論をくみ上げた。アリストテレスの説明は、地球の中心=世界の中心に特別な役割を担わせている。重い物体は世界の中心に向かって直進し、軽い物体は離れていくとしたのである。天界は月下の大気圏内とは異なる原理が働き、天体は世界の中心の周りを等速回転するとした。そして、地球を中心とした円運動は、透明な固体の球の回転という物理的な実体を与えられた。そして、世界は月下の生成消滅常ならぬ世界と、不変な天界に二分された。
エーテル (物理): 季節あるいは昼夜が変化すれば観測者の運動の方向が反転するが、この運動の変化は光の速さに比べて小さいものの、検出不可能なほど小さくはないと考えられた。すなわち、地球はエーテルの中を進んでいるのであるから、地上ではいわば「エーテルの風」が吹いていることになり、これは光速の変化として捉えられると考えた。
年: この見た目の太陽運行は、太陽を公転する地球の自転軸(地軸)が公転面に対して約23.44度傾いているために生じる。これは赤道傾斜角と言われる。地球が、太陽が春分点にある位置から太陽周回軌道(公転軌道)をほぼ1周すると、太陽に対するこの傾いた地軸が同じ位置になり、ふたたび春分点に太陽が来る。これが季節の一巡となる。しかし、地球の自転軸や公転時間は一定していない。傾いた地球自転軸は、コマが触れるようにその方向を変え、そのため春分点が1年あたり約50秒ずつ東へ移動している。これは歳差運動と呼ばれる。そのため、実は春分点への回帰を根拠とする太陽年では地球の公転上の位置が一定しておらず、1年で地球の公転方向と逆に角度約50秒(公転時間約マイナス20分)ずつずれてゆく。これは地球上では、年々ずれる春分点と、遠い距離の恒星がつくる星座の位置が変わってゆく現象として観察される。
地球: 地球の赤道面は公転面に対して約23度26分傾いている。この傾きは自転軸の傾きでもある。季節変化の主な要因として軌道離心率と自転軸の傾きが考えられるが、地球の場合、自転軸の傾きが効いている。軌道離心率が0.0167ということは、太陽に最も接近したとき(近日点通過)と太陽から最も遠ざかったとき(遠日点通過)で、太陽約3.6個分距離が違うことを意味している(0.01天文単位が太陽直径程度である)。光量に直すと約7%の変動ということになるが、これよりも自転軸の傾斜を原因とする太陽高度の変化(光が差し込む角度)と日照時間が効くのである。太陽に最も接近するのは1月4日前後、最も離れるのは7月5日前後である。離心率や自転軸の傾斜は、木星などの引力の影響により数万年周期で変動している(ミランコビッチ・サイクルを参照)。地球の赤道の傾きは、22 - 24度の範囲をおよそ4万1000年の周期で変化している。
対地同期軌道: 同期軌道は適切な速度で自転するあらゆる衛星・惑星・恒星・ブラックホールの周りに存在しうる。その条件は周期が長すぎ(軌道半径が長すぎ)ヒル球の外に出ないこと、また周期が短すぎ(軌道半径が小さすぎ)主天体に呑み込まれないこと(あるいはロッシュ限界より外であること)である。
天体力学: 月は(秤動 (英: libration) を除き)常に同じ面を地球に向けているが、これは月の自転周期と公転周期が同期しているためである。これは地球の重力による月の潮汐変形が原因であり、潮汐ロックと呼ばれる。
地球の自転: パリのパンテオンの頂上から67 mの糸に質量28 kgの鉄の球を吊るして行なわれた。地球の自転により、振り子の振動面は緯度に応じた速さで回転した。パリの緯度では、1時間に時計回りに11度という値が予測され、それが実際に観測された。フーコーの振り子は現在、世界中の博物館で振動し続けている。
章動: 章動(しょうどう、英: nutation)とは、物体の回転運動において、歳差運動をする回転軸の動きの短周期で微小な成分をさす。ここでは、地球における章動について記述する。地球は、南極と北極を結ぶ極軸(自転軸)を中心に自転している。地球は完全な球形ではなく南北に潰れた回転楕円体であるため、地球の公転軌道面(黄道面)に近い方向にある太陽や月、惑星からの引力が潮汐力として働き、極軸の傾斜を起こそうとするトルクが働く。歳差と章動は、このトルクによって引き起こされるものであり、太陽や月、惑星が位置を変えていくことによって起こる短い周期で複雑な変動を章動と呼んでいる。地球の章動のうち、最も大きな成分は18.6年周期の変動でおよそ9秒に相当し、章動定数と呼ばれている。これは月の軌道面と黄道の交点である平均昇交点が、歳差によって黄道上を一周する周期に等しい。
公転周期: 公転周期(こうてんしゅうき、英語: orbital period)とは、ある天体(母天体)の周囲を公転する天体が、母天体を1公転するのに要する時間のこと。日本語では軌道周期とも呼ばれる。太陽の周囲を公転する天体や月の場合、目的によって以下のように定義の異なるいくつかの周期が用いられる。
地球の太陽面通過 (海王星): 海王星における地球の太陽面通過(ちきゅうのたいようめんつうか)とは、海王星と太陽のちょうど間に地球が入り、太陽面を通過する天文現象である。
潮汐: 月と地球とは、両者の重心を結ぶ直線上の一点を中心として互いに回転運動をしている。この共通重心は、地球の重心から約4,600kmの位置、すなわち地球の内部にある。自転を考えない場合、共通重心まわりの運動を地球の極の方から見た右図で考えると、公転運動の際に図中の地球の下側の部分は常に下側の位置を変えず、他の部分も向きは変わらない。この運動による回転速度は地球上のどの点でも等しくなっている。よって、この運動によって生じる遠心力も、地球上のどこでも同じ大きさとなっている。 公転に連動して自転する座標系で考えると、月の直下では遠心力が弱く、反対側では遠心力が強くなり、地球から外向きの力が生まれているように見える。しかしこの力は常に外向きである。つまり、自転による遠心力そのものにすぎない。自転による遠心力も、見かけの重力場の差分に起因する広い意味での潮汐力だとも言えるが、時刻によらず常に外向きである。
運動 (物理学): アリストテレスはまた、大地は球形であり宇宙の中心で静止していると考えた(地球中心説)。落体の観察から、地上の物質は鉛直方向に自然的運動をする。もし地球が自転ないし公転していたとすると、地球の運動を強制する動作主が必要となり、また地上の物体が必ず鉛直方向に落下することが説明できない。アリストテレスの運動論では天体と地上の物体は異なる運動法則に従うとし、両者を統一的に扱わなかった。地上での重力は物体そのものの性質と地球中心説によって説明できたが、天体に重力が及ぼされるとは考えなかった。天体の運動モデルとして、アリストテレスは地球を中心とする天球が一定の向きと速度で回転するモデルを採用した(エウドクソスの同心球モデル)。同心球モデルでは地球と天球上の天体の距離は常に等しいため、地球と惑星と太陽の位置関係による現象、惑星の満ち欠けや明るさの変化を説明できなかった。