.

3.1 Planéty

Medzi najznámejšie a najjasnejšie objekty slnečnej sústavy patria samozrejme planéty. Väčšinu planét môžeme pozorovať aj bez ďalekohľadu. Sú to predovšetkým Venuša, Jupiter, Saturn, Mars a Merkúr. Menej jasný je Urán, ktorý je už na pokraji viditeľnosti. Väčšina planét je na oblohe nápadná, nie je problém ich identifikovať. Planéty upútali v histórii na seba hlavne tým, že časom menia svoju polohu na hviezdnom pozadí. Zároveň sa planéty často prezradia aj tým, že sa na oblohe javia „kľudnejšie“ ako ostatné hviezdy – nepoblikávajú tak, ako hviezdy. Tento jav je výrazne pozorovateľný hlavne ak porovnáme planéty a hviezdy nad obzorom. Je to spôsobené tým, že planéty nie sú bodové svetelné zdroje ako hviezdy (aj keď okom to nerozlíšime).

Pojmy, ktoré by sme mali najskôr vedieť

Pri teleskopickom pozorovaní vidíme planéty vo fázach f, ktoré sú definované ako f = b/a , kde hodnoty a, b sú znázornené na Obr. 3.1. Pre porovnanie zodpovedá v prípade nášho Mesiaca fáza f = 0 novu, f = 1 splnu a f = 0.5 prvej alebo poslednej štvrti (tomuto okamihu hovoríme v prípade planét dichotómia). V niektorých ročenkách je fáza vyjadrovaná pomocou fázového uhla y, čo predstavuje uhol medzi polpriamkami vedenými zo stredu planéty smerom k Zemi a k Slnku (Obr. 3.1). Vzťah medzi fázou f a fázovým uhlom y je potom daný:f=(1+cos f)/2=cos2(f/2)

f = (1+ cos y) = cos² (y/2) .

Pre f = 0 je potom y = 180°, pre f = 1 je y = 0°a fáza f = 0.5 zodpovedá fázovému uhlu y = 90°. Fázový uhol pre vnútorné planéty (Merkúr, Venuša) nadobúda všetky hodnoty od 0° do 180°, pre vonkajšie planéty je obmedzený: Mars od 0° do ±47° (f=0.84), Jupiter od 0° do ±12° (f=0.989), Saturn od 0° do ±6° (f=0.997); a pre vzdialenejšie planéty je maximálny fázový uhol ešte menší: Urán 3.2°, Neptún 1.954° a Pluto 1.965° (Pluto môže nadobúdať väčšiu hodnotu ako Neptún preto, lebo kvôli veľkej excentricite dráhy sa môže niekedy nachádzať pred dráhou Neptúna. Max. uhol pre strednú vzdialenosť Pluta je iba 1.48°).

Obr. 3.1 – Definícia fázy planéty f a fázového uhla planéty y

Hranicu medzi osvetlenou a neosvetlenou pologuľou planéty (al. Mesiaca) voláme terminátor.
            Geometrické sploštenie (z) planéty je definované ako z=(a-b)/a, kde a,b sú rovníkový a polárny polomer. Uvádza sa buď v desatinnom tvare (z=0,05), alebo v zlomkovom (z=1/20).
            Planéta počas svojho obehu sa vzhľadom k Zemi niekedy ocitá v polohách, ktoré v astronómii sú špeciálne označené (viď Obr. 3.2):

Konjunkcia – konštelácia telies, ktoré sú s pozorovateľom takmer na jednej polpriamke. Vonkajšie planéty (Mars až Pluto) majú len jednu konjunkciu (horná konjunkcia), ak pri pozorovaní zo Zeme sú za Slnkom. Vnútorné planéty (Merkúr a Venuša) majú aj dolnú konjunkciu, ak sa planéta nachádza medzi Zemou a Slnkom.

Opozícia – situácia, keď sa Slnko – Zem – planéta (al. iné teleso) dostanú na jednu priamku, pričom Zem sa nachádza medzi Slnkom a planétou. Do opozície sa môžu dostať len vonkajšie planéty. Opozícia je najlepším okamihom pre pozorovanie.

Elongácia – uhlová vzdialenosť medzi Slnkom a nejakou planétou (al. iným telesom slnečnej sústavy). Ak sú vnútorné planéty v najväčšej uhlovej vzdialenosti od Slnka, vravíme o maximálnej elongácii. Ak planéta vychádza pred Slnkom ide o západnú elongáciu, ak zapadá po západe Slnka, je to východná elongácia.

Kvadratúra – časový okamih, keď uhol planéta – Zem – Slnko je pravý.

Obr. 3.2 – Definície aspektov planét

.

.

3.1.1 Merkúr

Merkúr je najbližšia planéta k Slnku, takže zo Zeme ju vidíme v blízkosti Slnka. A to buď večer tesne po západe Slnka alebo ráno tesne pred východom Slnka. Je pozorovateľný aj bez ďalekohľadu, no pri jeho pozorovaní nám značne prekáža obloha prežiarená Slnkom. Pre jednoduchšie nájdenie Merkúra musíme poznať jeho približnú polohu vzhľadom k obzoru. Najlepšie pozorovateľný je vtedy, ak je sklon ekliptiky k obzoru v čase najväčšej elongácie maximálny (v čase maximálnej elongácie je Merkúr vzdialený od Slnka 28°). Východná elongácia je vhodná na pozorovanie vtedy, ak nastane koncom zimy alebo na jar. Vtedy zapadá dosť neskoro po Slnku a môžeme ho zbadať približne nad tým bodom obzoru, kde Slnko zapadlo. Naopak západná elongácia je vhodná koncom leta a v jeseni, keď Merkúr vychádza dosť skoro pred východom Slnka a zbadáme ho na východe počas svitania. Obdobie dobrej viditeľnosti trvá väčšinou len niekoľko dní.
            Merkúr počas svojho obehu okolo Slnka prechádza všetkými fázami od novu (f = 0), keď je k Zemi najbližšie - v dolnej konjunkcii (y = 180°), až po spln (f = 1) - v hornej konjunkcii (y = 0°) a späť do novu, ktoré pri väčších zväčšeniach ďalekohľadu pozorujeme. Jeho hviezdna veľkosť je premenlivá a závislá od vzdialenosti (a tým aj fázy) od –1.8 mag po +1.7 mag. Jeho zdanlivý uhlový priemer je od 4.8’’ do 13.3’’. Ale aj v období najlepšej viditeľnosti je Merkúr tak blízko pri obzore, že atmosférický zákal a turbulencia vzduchu spôsobí v ďalekohľade väčšinou veľmi nekvalitný obraz (je možné Merkúr vyhľadať aj cez deň, ale vyžaduje to väčšiu skúsenosť). Preto zbadanie povrchového útvaru na Merkúre je veľmi problematické. Sploštenie Merkúra je neviditeľné, lebo je takmer nulové. Ak máme prístup k výkonnejším ďalekohľadom, môžeme sa pokúsiť zakresliť planétu do priloženého protokolu (Obr. 3.3) prevzatého zo „sekcie Merkúra“ (http://www.lpl.arizona.edu/~rhill/alpo/merc.html) A. L. P. O. (Association of Lunar & Planetary Observers) – (http://www.lpl.arizona.edu/alpo/) , kde nájdete aj ďalšie informácie k pozorovaniu Merkúra. Zakresľovaniu útvarov na planétach sa venujeme v kap.3.1.9. .

Obr. 3.3 – Protokol pre kresbu Merkúra (prevzaté z http://www.lpl.arizona.edu/~rhill/alpo/merc.html)

.

.

3.1.2 Venuša

Venuša je po Slnku a Mesiaci najjasnejším objektom na oblohe. Môžeme ju pozorovať buď ráno ako „Zornicu“ alebo večer ako „Večernicu“, pričom najlepšie je viditeľná 3 hodiny po západe (alebo pred východom) Slnka.

Svojím pohybom okolo Slnka nielenže mení svoju vzdialenosť od Zeme, ale aj svoj zdanlivý uhlový priemer a fázu (viď. Obr. 3.4). Najväčšiu uhlovú vzdialenosť od Slnka dosahuje v dobe maximálnej elongácie (47°).

Obr. 3.4 – Dráha, fáza a veľkosť Venuše počas synodického obehu

Maximálnu jasnosť Venuša dosahuje pri elongácii 39°, keď má hviezdnu veľkosť až – 4.3 mag. Pri elongácii 18° (asi 12 dní pred maximálnym priblížením k Zemi a 12 dní po ňom) Venuša dosahuje hviezdnu veľkosť –3.5 mag. Pri rovnakej elongácii v hornej konjunkcii (blízko max. vzdialenosti od Zeme) dosahuje hviezdnu veľkosť –3.1 mag. Rozdiel jasností Venuše je pomerne malý, lebo so zväčšujúcou sa vzdialenosťou od Zeme vidieť Venušu vo väčšej fáze (Obr. 3.5). Podobne ako u Merkúra, jednotlivé elongácie sú na viditeľnosť rôzne priaznivé, ale kvôli svojej jasnosti a vzdialenosti takmer vo všetkých prípadoch nastáva obdobie priaznivej viditeľnosti. Viditeľnosť Venuše je obmedzená v období, keď planéta mizne v slnečnom svetle (pri hornej a dolnej konjunkcii – max. a min. vzdialenosť od Zeme). V najlepších prípadoch môže Venuša zapadať až 4.5 hodiny po západe Slnka (alebo vychádzať 4.5 hodiny pred jeho východom). Farba Venuše, aká sa nám javí pri pozorovaní zo Zeme, je žltkastá.
            Venuša je taká jasná, že sa môžeme pokúsiť spozorovať svoj vlastný tieň v jej svetle. Samozrejme vtedy na oblohe alebo v našom okolí nesmie byť žiaden silnejší zdroj svetla (Mesiac, lampy verejného osvetlenia a pod.).
            Fázy Venuše objavil až Galileo Galilei v r.1610 pomocou svojho ďalekohľadu, no Venuša má dostatočné uhlové rozmery na to, aby sme jej fázu mohli pozorovať aj bez ďalekohľadu. Avšak jej veľká jasnosť spôsobuje rozptyl svetla na sietnici oka (nastáva iradiácia) a tým je videnie fázy sťažené. Napriek tomu niekoľko málo ľudí je schopných rozlíšiť fázu Venuše aj bez ďalekohľadu. Možno sa to podarí aj vám. Pomôžte si tým, že si nezaostríte svoj zrak pri pohľade na Venušu do nekonečna, ale len na niekoľko metrov pred seba (stromy, stĺpy el. vedenia a pod.). Tým sa vám Venuša bude javiť ako rozostrená plocha, na ktorej je podľa rozloženia jasu lepšie badateľná fáza.
            Už pri menších zväčšeniach ďalekohľadu pozorujeme fázu Venuše bez problémov. Hlavne v blízkosti dolnej konjunkcie je pohľad na úzky „kosáčik“ Venuše nádherný (niekoľko dní pred a po dolnej konjunkcii). V období okolo hornej konjunkcie sa (skoro) celý osvetlený kotúčik Venuše zmenšuje len na 10’’, ktorý sa pri dolnej konjunkcii so zmenšujúcou fázou zväčšuje až na 64’’ (Obr. 3.5). Približne v dobe najväčšej východnej alebo západnej elongácie vidíme planétu osvetlenú spolovice. Ale okamih, keď je fáza presne v polovici (f = 0.5 - dichotómia), väčšinou nepripadá na dátum najväčšej elongácie. Zmeny jednotlivých fáz pozorujeme periodicky po 583.92 ± 4 dňoch (synodická obežná doba – Příhoda, 1983) v poradí „dolná konjunkcia“ – „Zornica“ – „horná konjunkcia“ – „Večernica“. Sploštenie Venuše je takmer nulové, preto ho nepozorujeme.

Obr. 3.5 –Zmena fázy a zdanlivej veľkosti Venuše v ďalekohľade

Povrchové útvary na Venuši nepozorujeme ani najlepšími ďalekohľadmi, lebo planéta je zabalená v hustej atmosfére. Niekedy môžeme lepším ďalekohľadom pozorovať, že rohy jej kosáčika prečnievajú. Takýto úkaz na Mesiaci nepozorujeme. Rohy mesačného kosáčika sú od seba vzdialené presne polovicu obvodu jeho kotúča. Prečnievajúce rohy Venušinho kosáčika vznikajú lomom lúčov v jej atmosfére (Kehár, 2001). V blízkosti dolnej konjunkcie môžeme niekedy pozorovať predĺženie okrajov tenučkej Venuše natoľko, že sa spoja a planéta získa vzhľad úzkeho prstenca (vďaka ohybom a odrazom slnečných lúčov na oblačnej prikrývke Venuše).
            Aj celková fáza Venuše sa v dôsledku hustej atmosféry často líši od predpovedanej. Odchýlky sú výrazné v dobe medzi splnom a štvrťou. Pri pozorovaní Venuše odhadnime veľkosť jej fázy. Ak máme dlhšiu sériu odhadov, môžeme na grafe znázorniť priebeh predpovedanej a pozorovanej fázy (viď. Šimon, 1992).
            Aj keď povrchové útvary na Venuši pozorovať nemôžeme, pozorujeme niekedy útvary v jej atmosfére – tmavšie šedivé útvary nepravidelného tvaru. Niekedy pozorujeme belavé útvary jasnejšie ako okolie, vyskytujúce sa hlavne v blízkosti terminátora. Svetlé oblasti v polárnych oblastiach často pripomínajú polárne čiapočky Marsu (viď kap.3.1.3). Nápadné zjasnenia pozorujeme pozdĺž osvetleného limbu (okraja). Výnimočne pozorujeme slabú žiaru neosvetlenej časti Venuše – tzv. popolavé svetlo.
            Kresbu Venuše a pozorovaných útvarov v jej atmosfére vykonáme do kruhu s priemerom 50 mm. Pri kreslení by mala byť planéta viac ako 20° nad obzorom. Na tento účel môžeme použiť aj priložený protokol (Obr. 3.6) prevzatý zo „sekcie Venuše“ (http://www.lpl.arizona.edu/~rhill/alpo/venus.html) A. L. P. O. (Association of Lunar & Planetary Observers) – (http://www.lpl.arizona.edu/alpo/), kde nájdete aj ďalšie informácie k pozorovaniu Venuše. Zakresľovaniu útvarov na planétach sa venujeme v kap.3.1.9. .

Obr. 3.6 – Protokol pre kresbu Venuše (prevzaté z http://www.lpl.arizona.edu/~rhill/alpo/venus.html)

.

.

3.1.3 Mars

Už pri zbežnom pohľade na nočnú oblohu nás v nejakom období môže zaujať jasná „hviezda“, ktorá má nápadný červenkastý nádych – ide o planétu Mars.

Mars je prvá z vonkajších planét. Najlepšie je pozorovateľný v obdobiach opozície, ktoré sa opakujú približne po dvoch rokoch (780 dní). V tomto období je viditeľný celú noc. Ale vplyvom veľkej excentricity dráhy sa mení vzdialenosť medzi Marsom a Zemou aj v opozícii s 15 a 17-ročným cyklom. Preto nie všetky opozície sú rovnako vhodné pre viditeľnosť planéty. Najvhodnejšie sú tzv. perihéliové opozície (opozícia v dobe, keď je Mars v perihéliu), ktoré sa opakujú každých 15 alebo 17 rokov. Vtedy môže dosahovať Mars hviezdnu veľkosť až –2,8 mag. V blízkosti konjunkcie je hviezdna veľkosť Marsu okolo +1,5 mag, najmenšia hviezdna veľkosť je +2,0mag. Okrem rôznych vzdialeností od Zeme pri rôznych opozíciách, má Mars aj rozličnú deklináciu. Pre pozorovateľov na severnej pologuli Zeme sú nevýhodné opozície pripadajúce na mesiace jún a júl, kedy je Mars na najjužnejších úsekoch ekliptiky a vystupuje u nás len nízko nad obzor (Pokorný & Příhoda, 1986).
            Najjasnejší (a uhlovo najväčší) je Mars vtedy, ak opozícia nastane koncom augusta a začiatkom septembra, kedy vidíme Mars s priemerom až 25,5’’. Naopak pri aféliových opozíciách koncom februára a začiatkom marca dosahuje Mars priemer iba 14’’. V období konjunkcie dosahuje Mars minimálnu zdanlivú veľkosť 4’’.
            Fázy Marsu sú menej nápadné ako fázy Merkúra a Venuše. Pri najlepšej viditeľnosti je Mars v „splne” (f = 1; y = 0°); najväčšiu fázu f=0.84 dosahuje pri y = ±47°, čo je vizuálne ešte dosť dobre poznateľné. Sploštenie Marsu je veľmi malé (1/170), okom nerozoznateľné.
            V období výhodných opozícií môžeme už pomerne menšími ďalekohľadmi zbadať povrchové útvary. Dokonca aj pri menej vhodných (aféliových) opozíciách ho v ďalekohľade s priemerom objektívu 5-6 cm pozorujeme ako malý oranžový kotúčik. Pri priaznivých okolnostiach môžeme spozorovať jednu z oboch bielych polárnych čiapočiek. Pričom pri opozíciách, pripadajúcich na dobu, keď je na severnej pologuli Zeme jar, je k nám Mars priklonený severnou pologuľou; pri opozíciách koncom leta a začiatkom jesene je k nám priklonená južná pologuľa Marsu. Podľa striedavých objavení sa a miznutí polárnych čiapočiek nepriamo pozorujeme zmenu ročných období na Marse. Polárne čiapočky sú najsvetlejšie povrchové útvary na Marse. Naopak k najtmavším povrchovým útvarom na Marse patrí Syrtis Major (Veľká Syrta), ktorá sa javí ako trojuholníková škvrna so špicom na sever.
            Ak máme prístup k väčším ďalekohľadom, môžeme si povrch Marsu zakresliť. Použijeme k tomu kružnicu s priemerom 50 mm. Je vhodné urobiť niekoľko nákresov v priebehu jednej noci. Ak by sme kreslili Mars každý deň vždy v rovnakom čase, kreslili by sme prakticky to isté, pretože perióda rotácie Marsu a Zeme je približne rovnaká (24h 37min). Kresbu začíname zväčša polárnou čiapočkou. Pre orientáciu a identifikáciu útvarov nám môže pomôcť mapa Marsu (Obr. 3.7) prevzatá z Rükl (1980). Nakreslené útvary by mal skúsený pozorovateľ rozoznať 15 cm ďalekohľadom.

Obr. 3.7 – Mapa Marsu (prevzaté z Rükl (1980), kde je v mierke 1:110 000 000)
MARE – more ; LACUS – jazero ; SINUS – záliv; DEPRESSIO – preliačina ;
REGIO - krajina ; PALUS - močiar ; FRETUM - úžina

Intenzitu (jas) konkrétnych detailov môžeme určiť aj číselne podľa nasledujúcej tabuľky:
-1 - najjasnejšie miesta v polárnej čiapočke
0 - stredná jasnosť polárnej čiapočky
1 - svetlé škvrny
2 - pevniny v blízkosti stredu kotúčika
3 - slabo viditeľné moria
4 - stredne viditeľné moria
5 - tmavé moria
6 - veľmi tmavé moria
7 - najtmavšie škvrny
...
10 - pozadie nočnej oblohy

Kresby môžeme robiť rovno do priloženého protokolu (Obr. 3.10), prevzatého zo „sekcie Marsu“ (http://www.lpl.arizona.edu/~rhill/alpo/mars.html) A. L. P. O. (Association of Lunar & Planetary Observers) – (http://www.lpl.arizona.edu/alpo/), kde nájdete aj ďalšie informácie k pozorovaniu Marsu. Zakresľovaniu útvarov na planétach sa venujeme v kap.3.1.9. .Ukážková kresba a zároveň vzorovo vyplnený protokol je na Obr. 3.8 (prevzaté z A.L.P.O.).
            Mars sprevádzajú dva mesiace: Fobos a Deimos (Obr. 3.9). V Gréckej mytológii sú to sprievodcovia boha vojny Marsu, v preklade Strach a Hrôza. V malých ďalekohľadoch však mesiace neuvidíme. Dosahujú hviezdnu veľkosť 11,3 a 12,4 magnitúdy (pri opozícii Marsu), no pri ich pozorovaní nám prekáža veľká jasnosť planéty. Objavil ich americký astronóm Asaph HALL pri veľkej opozícii Marsu v roku 1877 pomocou 66 cm refraktora.

.

.

Obr. 3.8 – Ukážkovo vyplnený protokol. Prevzaté z A.L.P.O.

.

.

..Obr. 3.9 Mesiace Fobos a Deimos

Ak máme k dispozícii veľmi výkonný ďalekohľad, môžeme sa pokúsiť o ich nájdenie, ale úloha to nie je ľahká. Najlepšie je pozorovať Mesiace Marsu fotograficky. Potrebujeme k tomu aj výborné pozorovacie podmienky. Pri hľadaní mesiacov vhodné, ak máme možnosť zatieniť kotúčik Marsu tienidlom.

Obr. 3.10 – Protokol pre kresbu Marsu (http://www.lpl.arizona.edu/~rhill/alpo/mars.html)

.

.

3.1.4 Jupiter

Najjasnejšou planétou, ktorú môžeme pozorovať je Jupiter. Je to najväčšia planéta slnečnej sústavy. Jej poloha medzi hviezdami sa mení veľmi pomaly – priemerne iba 1/10 stupňa za deň.

V opozícii dosahuje hviezdnu veľkosť až  -2,3 mag, naopak v blízkosti konjunkcie  -1,6 mag. Preto je na oblohe stále jasnejším objektom ako Sírius. Minimálna hviezdna veľkosť je –1,3 mag, vtedy sa ale stráca v slnečnom svetle (je v konjunkcii so Slnkom). Rozdiel jasností medzi aféliovou a perihéliovou opozíciou nie je taký nápadný ako u Marsu.
            Už v pomerne malom ďalekohľade sa ukazuje Jupiter ako zreteľný kotúčik. Počas opozície jeho priemer dosahuje 44,2’’ až 49,8’’ (merané pri rovníku). Najväčšiu fázu dosahuje f=0.989, čo okom nerozoznáme. Zvlášť nápadné, aj v malom ďalekohľade, je sploštenie planéty. Geometrické sploštenie dosahuje hodnotu 0,059 (1/17), čo je veľmi dobre viditeľné.
            Vzhľadom k rýchlej rotácii (doba rotácie je na rovníku 9 hod 50 min, vo vyšších šírkach 9 hod 55 min) zachytíme za jeden večer na niekoľkých kresbách aj viac než polovicu povrchu. Pri opozíciách, ktoré nastanú v jeseni alebo v zime, môžeme počas jednej noci sledovať celú otočku a teda aj celý povrch planéty. Už ďalekohľadom s priemerom 5 až 6 cm uvidíme prinajmenšom dvojicu mohutných oblačných pásov rovnobežných s rovníkom. Počas jednej kresby pozorujeme rotáciu Jupitera. Väčším prístrojom uvidíme ďalšie oblačné pásy (rovnobežné s rovníkom) a iné útvary. Pomocou zmeny charakteristických útvarov môžeme pozorovať rozdielnu rotáciu rovníkových a polárnych oblastí. Svetlé oblasti (tzv. zóny) sú väčšinou belavé až svetložlté, tmavé oblasti (tzv. pásy) majú farbu rôznych odtieňov červenkastej až škoricovej farby.
            Na Jupiteri môžeme pozorovať aj krátkodobé zmeny v atmosfére (niekoľko dní) a aj dlhodobé zmeny (niekoľko rokov). Veľká červená škvrna, čo je zvlášť nápadná oblasť na južnej pologuli, je pozorovateľná viac ako 300 rokov. Po prvýkrát ju pozoroval D. Cassini v roku 1665 a ako jej názov naznačuje, má červenú farbu. Niekedy je veľmi kontrastná, inokedy naopak málo. Mení aj svoju veľkosť a polohu, v priebehu niekoľkých rokov sa nepatrne posúva raz do jednej a raz do druhej strany.
            Na Jupiteri pozorujeme aj iné stabilné útvary, napr. tri malé červené škvrny. Občas pozorujeme aj oranžové škvrny, ktoré sú ale nestabilné a majú krátku trvácnosť. Predpovede časov prechodov veľkej červenej škvrny cez stred kotúčika (vo svetovom čase) môžeme získať napríklad na internetových stránkach časopisu Sky and Telescope (http://www.skypub.com/sights/moonplanets/redspot.html), alebo pomocou nejakého vhodného softvéru, napr. Bruton, 1997 (http://www.physics.sfasu.edu/astro/dansoftware.html).
            Jupiter zakresľujeme do elipsy s rovníkovým priemerom 50 mm a polárnym 47 mm. Hlavná fáza zakresľovania Jupitera by nemala presiahnuť 10 minút. Už za taký krátky čas je viditeľná jeho rotácia a tým sa nám mení poloha detailov na planéte. Počas jednej noci môžeme vyhotoviť čo najviac kresieb, a získať tak dôležité údaje o rotácii jednotlivých pásov Jupitera. Ukážka kresby Jupitera je na Obr. 3.12.
            Podobne, ako sme to opisovali pri planéte Mars (kap.3.1.3), môžeme číslami označiť intenzitu jednotlivých pásov na okraj kotúčika (resp. elipsy). Protokol na kreslenie Jupitera je na Obr. 3.13 - prevzatý zo „sekcie Jupitera“ (http://www.lpl.arizona.edu/~rhill/alpo/jup.html) A. L. P. O. (Association of Lunar & Planetary Observers) – (http://www.lpl.arizona.edu/alpo/) , kde nájdete aj ďalšie informácie k pozorovaniu Jupitera. Zakresľovaniu útvarov na planétach sa venujeme v kap.3.1.9. .
            Jupiter má aj prstenec, ale asi nikomu, kto číta tieto riadky, sa ho zo Zeme nepodarí vidieť. Najjasnejší „jasný prstenec“ rozptyľuje iba tisícinu svetla prechádzajúceho prstencom, preto zo Zeme je takmer neviditeľný (aj keď krátko po objave na snímkach sond Voyager 1 a 2 v r.1979 sa ho podarilo zaznamenať aj zo Zeme). Pre úplnosť dodajme, že sa nachádza vo vzdialenosti medzi 1,71 a 1,81 polomeru Jupitera (ohraničujú ho mesiace Metis a Adrastea), z vnútornej strany ho obklopuje „halo“ a z vonkajšej „vonkajší prstenec“ – viď. Obr. 3.11.

.

.

Obr.3.11– Rozloženie mesiacov Jupitera a jeho prstenca

.

.

.

Obr. 3.12 – Ukážka kresby Jupitera

Obr. 3.13 - Protokol pre kresbu Jupitera (http://www.lpl.arizona.edu/~rhill/alpo/jup.html)

Už malým ďalekohľadom (triédrom) vidieť štyri Jupiterove mesiačiky: Io, Európa, Ganymedes a Kalisto. Sú pomenované ako Galileove mesiace, po svojom objaviteľovi Galileim, ktorý ich objavil v roku 1610 (3 objavil 7.1.1610 a štvrtý 13.1.1610). Ešte pred Galileim, niekedy začiatkom letopočtu, údajne uvidel Jupiterov mesiac Simon Marius - pravdepodobne Ganymedes (MacRobert, 1990). Môžeme sa ich pokúsiť pozorovať bez ďalekohľadu, ale šanca je dosť malá. Ich najväčšia hviezdna veľkosť je ešte v dosahu oka bez ďalekohľadu (Io – 5,02^m; Európa – 5,29^m; Ganymedes - 5,07^m; Kalisto - 5,65^m), no pri ich pozorovaní nám prekáža veľká jasnosť Jupitera, ktorý ich prežiaruje. Napriek tomu niektorí pozorovatelia bočným videním videli mesiace Kalisto a Ganymedes. Malá je aj pravdepodobnosť vidieť ďalšie dva mesiačiky Io a Európa, ktoré majú veľmi malú uhlovú vzdialenosť od Jupitera. Pomôžeme si tenkým drôtom, umiestneným v dostatočnej vzdialenosti od oka, ktorým si Jupiter zacloníme, pričom nesmieme zabudnúť na zaostrenie oka do nekonečna.
            V súčasnosti poznáme 17 Jupiterovych mesiacov (do júla 2000) (Obr. 3.11). Ale okrem spomínaných štyroch sú ostatné natoľko slabé, že ich pozorujeme iba veľkými ďalekohľadmi alebo pomocou kozmických sond (viď. nasledujúca tabuľka).

Pozn.: * - predbežné označenie

Pozorovanie Galileových mesiacov v ďalekohľade je veľmi pôsobivé. Ležia skoro v jednej rovine (v rovine rovníka Jupitera) a už počas niekoľkých hodín pozorujeme zmenu ich polôh - hlavne vnútorných (Io, Európa), ktoré sa pohybujú rýchlejšie. Identifikovať jednotlivé mesiace môžeme podľa astronomickej ročenky, alebo pomocou nejakého softvéru, napr. Bruton, 1994a (http://www.physics.sfasu.edu/astro/dansoftware.html). Detaily na Jupiterových mesiačikoch malými ďalekohľadmi nepozorujeme.
            Veľmi zaujímavou činnosťou je pozorovanie úkazov, ktoré vyvolávajú svojou vzájomnou polohou mesiace planét. Najlepšie pozorovateľné úkazy spôsobuje svojimi pohybmi rodina Galileových mesiacov. Vytvárajú rôzne zákryty a zatmenia (Obr. 3.14: J - Jupiter, Z - Zem):

Obr. 3.14 – Zákryty a zatmenia Jupiterových mesiacov

1. Zákryt dvoch mesiacov vyvoláva situácia, ktorá je znázornená na Obr. 3.14 -A. Ak pozorujeme takýto úkaz, vidíme, ako sa každou minútou dva mesiačiky približujú k sebe, až sa priblížia tak blízko, že sa nám v ďalekohľade spoja v jeden celok a potom sa zase vzďaľujú. Pri takýchto pozorovaniach je potrebné určiť čas zákrytu. V určitých časových intervaloch si môžete zakresliť polohu týchto mesiacov. Ale vhodnejším spôsobom je určiť celkovú jasnosť tejto sústavy a z grafu vyčítať čas, kedy k zákrytu došlo.

2. Pri vzájomnom zatmení mesiacov dochádza k situácii, kde jeden z mesiacov vrhne svoj tieň na iný mesiačik (Obr. 3.14 – B). Tieto zatmenia môžu byť úplné, čiastočné alebo prstencové. Pri pozorovaní vidíme, ako sa mení jasnosť mesiačika pri vstupe do tieňa, resp. pri výstupe z neho.

3. Zatmenie mesiaca môže byť spôsobené aj samotným Jupiterom. Vtedy jeden z mesiačikov vchádza do tieňa, ktorý vrhá Jupiter (Obr. 3.14 - C). Je to rovnaká situácia, aká nastáva pri zatmení nášho Mesiaca. Pri všetkých týchto pozorovaniach je vhodné vytvoriť graf časovej závislosti jasnosti mesiaca.

4. Ďalším zaujímavým úkazom je vrhanie tieňa niektorého mesiačika na povrch Jupitera (Obr. 3.14 - D). Je veľmi vzrušujúce na vlastné oči vidieť, ako sa pohybuje vrhaný tieň po Jupiteri.

Pri pozorovaní použime čo najväčšie zväčšenie, ktoré náš ďalekohľad ešte “znesie”. Časové okamihy jednotlivých úkazov nájdeme v astronomickej ročenke, alebo si ich môžeme určiť pomocou nejakého softvéru, napr. Bruton, 1998 (http://www.physics.sfasu.edu/astro/dansoftware.html).

Pozn.: Softvéry uvedené v tejto kapitole si môžete stiahnuť aj z http://astro.begi.sk/publ/ss/jupiter/

.

.

3.1.5 Saturn

Väčšina astronómov bude určite súhlasiť s tvrdením, že Saturn je v ďalekohľade, vďaka nádherným a dobre viditeľným prstencom, najkrajšou planétou slnečnej sústavy.

Svojím bledým zafarbením a svojou jasnosťou (hviezdna veľkosť okolo 0 mag) je, v porovnaní s doteraz uvedenými planétami, menej nápadný. Ale aj tak patrí medzi najjasnejšie a najvýraznejšie objekty nočnej oblohy. Rozdiel v jasnosti medzi aféliovou a perihéliovou opozíciou je veľmi malý, jej hviezdna veľkosť sa môže pohybovať v rozmedzí od  -0,3 mag po +0,9 mag.
            Jeho kotúčik je v ďalekohľade asi dva a polkrát menší ako Jupiterov. Sploštenie 1/10 (0,097) je pomerne dobre viditeľné (zistil ho v r.1789 W. Herschel), pri rovníkovom priemere 17’’ je pólový priemer 15,5’’. Svojou polohou môže Saturn meniť svoj zdanlivý uhlový priemer (rovníkový) od 15’’ do 20,7’’.
            Atmosféra Saturna je rovnako rozmanitá a bohatá ako atmosféra Jupitera, ale vďaka menšiemu uhlovému priemeru Saturna a malým kontrastom sú útvary v jeho atmosfére veľmi ťažko viditeľné. Najnápadnejším optickým útvarom v atmosfére Sateurna je tieň vrhaný prstencom. Náznaky veľmi nevýrazných pásov pozorujeme až pri 150 násobnom zväčšení. Okolo rovníka môžeme vidieť dva rovníkové pásy. Veľmi vzácne sú tmavé a svetlé škvrny so životnosťou niekoľkých dní až týždňov, pomocou ktorých môžeme pozorovať rotáciu planéty. V oblasti rovníka (do 10°) je doba rotácie 10h 14min, vo väčších šírkach je dlhšia (do 20° 10h 17.5min, do 40° 10h 37min a pri 57° je 11h 7,5min). Ostatné atmosférické pásy sú veľmi ťažko viditeľné.
            Galilei bol prvý, ktorý pozoroval Saturn ďalekohľadom (r. 1610). Pozoroval aj prstence, no myslel si, že sú to jeho družice – bol z toho zmätený. Až v r.1655 Ch. Huygens vytvoril správnu hypotézu o povahe prstencov (Pokorný, 1985). Prstence majú uhlový priemer asi 47’’ a sú k rovine obežnej dráhy sklonené približne 27°, preto niekedy pozeráme na severnú stranu prstencov a inokedy na južnú. Prstence menia polohu (vzhľadom k nám) pravidelne počas 29,48 rokov, čo je obežná doba Saturna. Počas tejto doby sú prstence k nám dvakrát natočené hranou, vtedy ich menšími ďalekohľadmi nepozorujeme (Obr. 3.15).

Obr. 3.16 – Mesiace a prstence Saturna

Obr. 3.15 - Zmena polohy prstencov

V menších ďalekohľadoch vidíme Saturn iba ako elipsovitú planétu, prípadne môžeme rozlíšiť prstenec od planéty. Naopak, väčšími ďalekohľadmi pozorujeme tzv. Cassiniho delenie, objavené G. D. Cassinim v roku 1675. Je to najvýraznejšia tmavá medzera rozdeľujúca prstenec na dve časti, tmavší vonkajší prstenec A a veľmi jasný vnútorný prstenec B (Obr. 3.16). Náznaky tohto delenia vidno pri 50-násobnom zväčšení vo vzdialenosti 2 polomerov Saturna, no k dobrej identifikácii potrebujeme zväčšenie až 150´. Menej nápadné je uzučké Enckeho delenie, nachádzajúce sa medzi vonkajším okrajom a stredom prstenca A. Niekedy môžeme pozorovať na vnútornej strane prstenca B aj nevýrazný C – prstenec. V období mimo opozície vidíme na prstencoch aj tieň vrhaný Saturnom. Ostatné prstence sú viditeľné už iba pomocou družíc (viď nasledujúca tabuľka). Pri zakresľovaní uvedených prstencov môžeme urobiť ich fotometriu, spočívajúcu v odhadovaní jasu Saturnových pásov a častí prstencov. Najtmavším miestam priradíme 0 a najsvetlejším hodnotu 10, pričom podľa dohody má prstenec B vždy hodnotu 8. Môžeme urobiť aj kalorimetriu, čo je vlastne fotometria pri použití filtrov (červeného, zeleného a modrého). Podľa známej priepustnosti filtrov môžeme z našich záznamov určiť farby prstencov a ich častí.

Kresbu Saturna a jeho prstencov robíme do vopred pripravených predtlačí. Celú situáciu nám sťažuje fakt, že sklon prstencov sa vzhľadom k nám mení. Predtlače pre niekoľko polôh sklonov prstenca sú na Obr. 3.17. Protokoly na kresbu Saturna si môžeme stiahnuť zo „sekcie Saturna“ (http://www.lpl.arizona.edu/~rhill/alpo/sat.html) A. L. P. O. (Association of Lunar & Planetary Observers) – (http://www.lpl.arizona.edu/alpo/) , kde nájdeme aj ďalšie informácie k pozorovaniu Saturna. Podobne tam nájdeme aj ďalšie protokoly pre už spomínanú fotometriu a kalorimetriu pásov a prstencov, či pre fotometriu Saturnových mesiacov. Zakresľovaniu útvarov na planétach sa venujeme v kap.3.1.9. .

Obr. 3.17 – Predtlače pre kresbu Saturna

Najjasnejším Saturnovým mesiacom je Titan (8 až 9 mag), ktorý pozorujeme už 5 cm ďalekohľadom. Má obežnú dobu 16 dní a pozorujeme ho do vzdialenosti od Saturna až do jeho 20 polomerov. Druhý najjasnejší mesiac Rea, s obežnou dobou 4,5 dňa a hviezdnou veľkosťou okolo 10 mag, vidíme už v 6 cm ďalekohľade. Menej nápadné sú Diona a Tethys (>10 mag). Veľmi zaujímavým je mesiac s premennou jasnosťou Japetus, ktorý sa svojou výstrednou dráhou môže vzdialiť od planéty až na 60 jej polomerov. K pozorovaniu ďalších mesiacov je nutný výkonný ďalekohľad, alebo ich pozorujeme iba pomocou družíc (viď nasledujúca tabuľka). Pri identifikácii nám pomôže séria kresieb Saturnovho okolia, na ktorých sa mesiace prezradia svojím pohybom na hviezdnom pozadí. Dobrou pomôckou k určeniu polohy mesiacov je aj nejaký vhodný softvér, napr. Bruton, 1994b (http://www.physics.sfasu.edu/astro/dansoftware.html).

Pozn.: * - predbežné označenie

Pozn.: Softvér uvedený v tejto kapitole si môžete stiahnuť aj z http://astro.begi.sk/publ/ss/saturn/ .

.

.

3.1.6 Urán

Urán bola prvá planéta objavená v modernej dobe. Objavil ju William Herschel počas svojho systematického prieskumu oblohy. Je to posledná planéta, ktorú vidíme ešte bez ďalekohľadu.

Pozorovanie Urána bez ďalekohľadu je už obťažnejšie. Pokúsme sa o to v období opozície, kedy je jasnejší ako 6 mag. K jeho nájdeniu (resp. identifikácii) je potrebná vyhľadávacia mapka a pomôcť si môžeme aj malým triédrom, či iným ďalekohľadom. V ďalekohľade sa javí ako zelenkastomodrá „hviezda“.
            Hviezdna veľkosť Urána sa mení od 5,4 mag do 6,3 mag. V ďalekohľade ho vidíme ako malý kotúčik s uhlovým priemerom od 3’’ do 5,5’’ s výrazným sploštením (0,07). Pre jeho malé uhlové rozmery sú detaily v atmosfére veľmi ťažko pozorovateľné. Pri pozorovaní môžeme vykonať fotometriu a kalorimetriu - opísané pri pozorovaní Saturnových prstencov (kap. 3.1.5). Protokol na pozorovanie Urána (aj Neptúna – kap. 3.1.7) je na Obr. 3.18, prevzatý zo „sekcie vzdialených planét“ (http://www.lpl.arizona.edu/~rhill/alpo/remplan.html) A. L. P. O. (Association of Lunar & Planetary Observers) – (http://www.lpl.arizona.edu/alpo/), kde nájdeme aj ďalšie informácie k pozorovaniu Urána, Neptúna a Pluta. Zakresľovaniu útvarov na planétach sa venujeme v kap. 3.1.9.
            Prstence Urána (objavené v roku 1977) sa hľadať ďalekohľadom ani nepokúšajme. Sú viditeľné v blízkej infračervenej oblasti iba pomocou družíc (viď. tabuľka).

Obr. 3.18 – Protokol pre pozorovanie Urána a Neptúna (http://www.lpl.arizona.edu/~rhill/alpo/remplan.html)

Prvé dva mesiace Urána objavil W. Herschel 6 rokov po objavení samotnej planéty. Tieto mesiace (Titania a Oberon) máme možnosť pozorovať ako sprievodné „hviezdičky“ hviezdnej veľkosti asi 14 mag, ktoré sa môžu vzdialiť od Urána až na 20 jeho polomerov. Potrebujeme k tomu výkonnejší ďalekohľad. Asi o pol magnitúdy slabšie sú ďalšie dva mesiace Ariel a Umbriel, vzďaľujúce sa od Urána asi na 10 a 7 jeho polomerov (Obr. 3.19). Ostatné mesiace môžeme vidieť iba na snímkach družíc (viď. nasledujúca tabuľka).

Obr. 3.19 – Mesiace a prstence Urána

.

.

3.1.7 Neptún

Objavenie Neptúna bolo v 19. storočí považované za triumf nebeskej mechaniky. Bola to totiž prvá planéta objavená na základe výpočtov. Aj keď sa neskôr ukázalo, že časom sa vypočítané a skutočné polohy značne rozchádzajú.

K pozorovaniu Neptúna je už nutný malý ďalekohľad – postačí triéder. Jeho hviezdna veľkosť sa pohybuje od +7,6 mag do 8,0 mag. K pozorovaniu potrebujeme vyhľadávaciu mapku okolia.
            Pre veľkú vzdialenosť je jeho uhlový priemer iba 2,5’’ a je takmer konštantný. Jeho sploštenie (0,021) je okom nepostrehnuteľné. Ak chceme vidieť niečo viac ako maličký disk, potrebujeme k tomu veľký ďalekohľad. V atmosfére planéty je tzv. Veľká tmavá škvrna, no tú ďalekohľadmi, bežne dostupnými amatérom, neuvidíme. Protokol na pozorovanie Neptúna je v kap. 3.1.6 - Obr. 3.18).
            Pozemskými ďalekohľadmi neuvidíme ani Neptúnove prstence (viď. tabuľka). Väčšiu šancu máme pozorovať jeho najväčší mesiac Triton, iba výkonným ďalekohľadom zbadáme mesiac Nereidu (~19 mag), ktorý môže „odbehnúť“ od Neptúna na vyše 200 jeho polomerov (Obr. 3.20). Ďalšie mesiace ďalekohľadmi nepozorujeme (viď. nasledujúca tabuľka).

Obr. 3.20 – Mesiace Neptúna

.

.

3.1.8 Pluto

Posledná planéta slnečnej sústavy, Pluto, je jediná planéta, ktorá ešte nebola navštívená kozmickou sondou. Preto všetky informácie o tejto planéte máme iba z pozorovaní z veľmi veľkej vzdialenosti.

Pluto môžeme pozorovať aj pomocou amatérskeho ďalekohľadu, no je to veľmi náročné. Jasnosť je veľmi malá a pohyb po oblohe veľmi pomalý, preto je ťažká jeho identifikácia v spleti ostatných hviezd. Hviezdna veľkosť sa pohybuje od +12,8 mag do 15,9 mag. K nájdeniu potrebujeme buď podrobnú vyhľadávaciu mapku, alebo musíme vykonať sériu kresieb s odstupom niekoľkých dní až týždňov.
            Uhlový priemer (0,3’’) je veľmi malý na to, aby sme mohli pozorovať detaily na povrchu Pluta. Aj keď veľmi výkonnými ďalekohľadmi nejaké zmeny v jasnosti jeho povrchu pozorujeme.
            Plutov mesiac Cháron náhodou objavil James W. Christy na snímkach Pluta 22.6.1978. S výkonnejšími ďalekohľadmi sa môžeme pokúsiť o jeho nájdenie (Obr. 3.21). Dosahuje hviezdnu veľkosť okolo 17 mag (viď. nasledujúca tabuľka). No najskôr ho nájdeme až na fotografických či CCD snímkach.

Obr. 3.21 – Pluto a Cháron

.

.

3.1.9 Zakresľovanie útvarov na planétach

Tieto riadky sú určené predovšetkým astronómom, ktorí majú možnosť pozorovať väčšími ďalekohľadmi.
            Pri zakresľovanobjektívu í planét by sme mali použiť najvhodnejšie zväčšenie, ktoré závisí od priemeru ďalekohľadu. Určpriemer objektívu v íme ho zo vzťahu z = od 120.D/114 do 200.D/114, kde z je zväčšenie a D je milimetroch (Pokorný & Příhoda, 1986).
            Nasledujúca tabuľka udáva rozmedzie vhodných zväčšení pre rôzne priemery objektívu D.

Na zakresľovanie je vhodný čistý biely papier, formátu A6 alebo A5, ktorý sa gumovaním neničí. Používame ceruzku tvrdosti F, HB alebo B. Veľmi dôležitá je guma, ktorá by nemala byť tvrdá.

Pozorovacie protokoly

Dôležitou súčasťou pozorovania je aj príprava protokolu. Protokol si vždy zhotovíme pred pozorovaním. Rozmery kružníc (prípadne elíps), do ktorých zákresy vykonávame, sú v predchádzajúcich jednotlivých kapitolách planét. Fázy planét dokresľujeme až pri pozorovaní. Na zakresľovanie planét môžeme použiť aj originálne predtlače protokolov vydané A.L.P.O. (Association of Lunar and Planetary Observers) – viď. jednotlivé kapitoly.

Technika a postup kreslenia

Kreslenie planét je dosť náročná práca. Kresba by mala čo najviac zodpovedať skutočnosti. Dôležitou zásadou je pohoda pri pozorovaní. Ak sme pri pozorovaní v nejakej "akrobatickej" polohe, na kresbe sa to odrazí.
            Najprv sa niekoľko minút len pozeráme do ďalekohľadu a zoznámime sa so všetkými detailmi planéty. Potom jemnou skicou zaznamenáme polohu najvýraznejších objektov. Postupne dokresľujeme ďalšie detaily a zdokonaľujeme ich tvar. Nebojme sa používať gumu. Ak sa nám niečo nezdá, hneď to opravíme. Je potrebné, aby sme vystihli jas útvarov. Nakoniec si skontrolujeme kresbu, či vystihuje to, čo vidíme a nedostatky opravíme. Nikdy neopravujeme kresbu po skončení pozorovania! Potom kresbu doplníme potrebnými údajmi a to:
            Dátum, čas - uvádzame čas vytvorenia nákresu v tvare od - do
            Obraz: 1 - veľmi kontrastný a pokojný obraz. Všetky detaily sú dobre viditeľné
                        2 - pokojný obraz, detaily sa chvíľami trochu chvejú
                        3 - priemerný obraz, okraj kotúčika sa jemne chveje, občas sú viditeľné aj malé detaily
                        4 - nepokojný obraz, okraj kotúčika sa viditeľne chveje
                        5 - veľmi nepokojný obraz, silné chvenie
            Prístroj - typ, priemer objektívu, zväčšenie, ohnisková vzdialenosť
            Ocenenie:       1 - veľmi dôkladné pozorovanie
                                    2 - priemerné pozorovanie
                                    3 - priebežné pozorovanie, niečo ako náčrtok
            Pozorovateľ, miesto pozorovania
            Poznámky - filter, pozorovacie podmienky, rušivé vplyvy

.

.

3.1.10 Čo ešte s planétami?

Planéty sú veľmi pekné a vďačné objekty na oblohe. Ich jednoduchým zákresom na hviezdnom pozadí si môžeme skrášliť svoj pozorovací denník. Nemusíme pritom ani utekať za tmavou oblohou, niekam mimo mesto. Naopak, kvôli skrášleniu môže kresba obsahovať aj mestské alebo iné prírodné kulisy (viď. Obr. 3.22). Ak na kresbe je zakreslených objektov viac, dodatočne (alebo priamo pri zakresľovaní) pripojíme identifikačnú mapku objektov (Obr. 3.23). Podobných kresieb môžeme urobiť veľa, fantázii sa medze nekladú. Pekne pôsobí zakreslený pohyb planéty na hviezdnom pozadí pomocou série kresieb s odstupom dní, alebo postupná kresba vychádzajúcej planéty (Obr. 3.24).

Obr. 3.22 – Venuša s Mesiacom v meste

Obr. 3.23 – Jupiter a Saturn medzi Deep-Sky objektami

Obr. 3.24 – Východ Saturna