Procházky Sluneční soustavou I.

---

Věřte, nevěřte, pravidelné sledování planet Sluneční soustavy přináší trpělivým pozorovatelům hned několik potěšení:

Především se jedná o natolik jasné objekty, že zřetelně ruší vzhled souhvězdí podél ekliptiky. Snadno se tudíž na obloze hledají -- samozřejmě s výjimkou vzdáleného Neptunu a Pluta, který se však mezi planety řadí neprávem.

Navíc jsou planety čím dál tím častěji zkoumány kosmickými sondami, jež nás zásobují stále novými informacemi a samozřejmě i nepřebernou záplavou nádherně detailních obrázků.

A v neposlední řadě je na planety úchvatný i pohled relativně malým dalekohledem.

Studium planet bylo dlouhou dobu, v podstatě až do druhé světové války, odkázáno výlučně na vizuální pozorování amatérů i profesionálů. Jedině lidské oko tehdy dokázalo -- i přes neklid pozemské atmosféry -- ulovit ty nejjemnější možné detaily. Portréty jednotlivých těles -- byť pokažené s celou řadou subjektivních chyb -- pomohly určit řadu jejich základních vlastností: atmosférické poměry, rychlost rotace či přítomnost dosud neznámých satelitů.

Od poloviny dvacátého století však lidské oči postupně vytěsnily fotografie a ještě později kamery se CCD čipy. Vzápětí přišly na řadu téměř dokonalé pozemské i orbitální observatoře -- Hubblův kosmický dalekohled, infračervené detektory pozemských observatoří a především celá plejáda meziplanetárních sond: u Marsu, Jupiteru i Saturnu. Krása poznání však zcela nezmizela. Pořád ještě můžete mapovat povrch sousedního Marsu nebo jemné detaily v plynném obalu Jupiteru či Saturnu a sami pro sebe si předpovídat, jaké na nich bude počasí. Možná se vám při tom podaří se objevit i něco nového: atmosférickou poruchu v podobě bílé či tmavé skvrny, začínající prachovou bouři...

Aktuální polohu jasných planet, stejně jako pozici čtyř Jupiterových měsíců zjstíte v kapitole "Vesmír právě teď".

Stejně tak můžete ochutnat pocit, jenž před stoletím zažívali první pozorovatelé. Není nic hezčího, než sledovat, jak se zpoza Jupiteru vynořuje měsíc Ió, jak kolem Saturnu tancují jeho drobné satelity a jak se s časem mění polární čepička u Marsu... Prostě, stačí mít k dispozici kvalitní dalekohled o průměru objektivu alespoň deset centimetrů a každý může ihned vyrazit na procházku Sluneční soustavou.

Bude to jistě stát za to!

 

 

"Jsou tam skvrny jako prase," lehce přidušeně zakřičel kolega, když se mu ve středu 20. července 1994 kolem půl deváté večer podařilo namířit jeden z dalekohledů brněnské hvězdárny na Jupiter. Nepřejte si vědět. co se dělo potom... Týden, na nějž většina účastníků nikdy nezapomene, týden, kdy se "kometa srazila s Jupiterem", však začal už o několik desetiletí dříve, snad na přelomu 19. a 20. století. Tehdy se totiž jedna bezejmenná kometa natolik přiblížila k Jupiteru, že se odpoutala z gravitační náruče Slunce a přešla na oběžnou dráhu samotné planety. Ba co víc. Při každém oběhu se k planetě pomalu přibližovala, až počátkem července 1992 prošla pouze dvacet tisíc kilometrů nad horními vrstvami Jupiterovy atmosféry. Slapové působení tehdy rozbilo její téměř vyhaslé jádro o průměru kolem tří kilometrů na řadu menších kousků, které v podobě sevřené formace dostaly ještě jednu, poslední, možnost oběhnout kolem Jupiteru. Nenápadné jadérko se navíc probudilo k životu a zachumlalo své trosky do rozsáhlého oblaku plynu a prachu. Teprve tehdy se podařilo umírající vlasatici nalézt pozemským hvězdářům. V březnu 1993 uvízla v síti manželů Eugene a Carolyn Shoemakerových a Davida Levyho, takže si vzápětí vysloužila jméno Shoemaker-Levy 9 (jako devátá kometa objevená tímto týmem). Zajímavé jsou přitom už samotné okolnosti objevu. Na palomarské observatoři tehdy panovalo špatné počasí, navíc pozorovatelům došla zásoba fotografických desek. Takže když se alespoň trochu rozjasnilo, sáhli pozorovatelé po jedné desce s prošlou záruční lhůtou, navíc tak trochu osvícené... Nakonec se expozice nejen vydařila, ale druhý den vydala i tak trochu podivnou kometu... Nezvyklá podoba -- přirovnávaná šňůře perel, stejně jako netradiční dráha astronomy skutečně ihned zaujala. Navíc se vzápětí ukázalo, že má v červenci 1994 shořet v plynném obalu Jupiteru, těsně za okrajem disku viditelného ze Země! Co všechno bude při takové jedinečné události patrné, jak dramatické budou změny v atmosféře Jupiteru, nikdo nevěděl. Skutečnost ale předčila všechna očekávání a planeta za spolupráce Shoemaker-Levy 9 předvedla tolik detailů, jako nikdy. Jednotlivé fragmenty kometárního jádra padaly do gravitační jámy Jupiteru přesně podle jízdního řádu od 16. do 22. července 1994. Ty největší přitom v atmosféře zanechaly nepřehlédnutelné temné skvrny obklopené asymetrickým šedým okolím. Za klidného vzduchu byly patrné i v dalekohledech o průměru objektivu šest centimetrů. Série přiložených kreseb však pochází z dvaceticentimetrového refraktoru, jenž disponoval zvětšením 187x a 300krát. Všimněte si, že 21. a 22. července se do zorného pole připletla i tzv. Velká skvrna, která byla oproti jiným útvarům výrazně nenápadnější. I když počasí nejdřív příliš nepřálo, nakonec se příroda ve střední Evropě umoudřila a všichni tehdy mohli sledovat, jak na Jupiteru přibývají temné skvrny. Jejich zvláštní barvu měly na svědomí jakési "saze", které snad představovaly zpětně zkondenzované části kometárních úlomků. Skvrny se pak v následujících týdnech a měsících pozvolna rozmývaly a pro amatéry přestaly být patrné až za půl roku. Škoda jen, že se podobná událost odehraje přibližně jednou za tisíciletí.

 

Jupiter

Jupiter je největší a na detaily bezesporu nejbohatší planeta, která se kdy zrodila v okolí Slunce. Při pohledu ze Země mívá úhlový průměr až padesát vteřin a trumfnout ho může jen zcela tenký srpek Venuše. Díky rychlé rotaci je navíc tělesem, u kterého lze už během jediné zimní noci pohodlně pořídit mapu celé atmosféry.

Asi první, co vás v dalekohledu zaujme, však nebude Jupiter sám, nýbrž čtyři jeho největší satelity: Ió (čti ijó), Europa, Ganymed a Kallistó. Jako hvězdy páté velikosti jsou totiž patrné i v triedru na stativu.

I když jsou tři z těchto družic větší než náš Měsíc (Ganymed je dokonce největším satelitem Sluneční soustavy vůbec), jejich úhlové průměry jsou příliš malé na to, abyste na nich mohli něco zahlédnout. Za pozornost však stojí hry světla a stínu, které v okolí planety bez ustání předvádějí. Začátek nebo konec zákrytu některého z nich Jupiterem, vstup do slunečního stínu či naopak výstup jiného jsou tady na nočním pořádku.

Pěkně pozorovatelné jsou i přechody satelitů a jejich stínů přes planetu: měsíc vypadá jako světlá na první pohled nepříliš nápadná kruhová skvrnka, která se v průběhu hodiny dvou přesune napříč diskem, stín pak představuje temnou tečku, jež satelit s mírným předstihem či naopak zpožděním následuje. Předpovědi všech těchto úkazů najdete ve hvězdářských ročenkách.

V atmosféře planety zahlédnete, dokonce i s horším dalekohledem o průměru objektivu kolem pěti centimetrů, hned dva tmavé pásy rovnoběžné s rovníkem: Nápadnost Severního a Jižního rovníkového pásu se v průběhu roků mírně mění, druhý z jmenovaných se dokonce může rozpadnout na dva užší pásy. Navíc lze na jejich okrajích, tu a tam přímo v nich, sledovat celou řadu jemnějších detailů: světlé i tmavé skvrny, záhyby i zálivy. Ty však bývají patrné v dalekohledech o průměru objektivu alespoň deset centimetrů.

Na jižní polokouli, kterou uvidíte v převracejícím dalekohledu nahoře, navíc leží tzv. Velká červená skvrna. Sice není červená, ani není nijak nápadná, jde však o nesmírně rozsáhlou anticyklonu; několikrát překonává rozměry Země a určitě existuje nejméně několik století. Obdobně jako další oválné skvrny, které přetrvávají "jenom" měsíce či roky, představuje "velká červená" ohromný vír otáčející se jako kulička v ložisku mezi dvěma sousedními atmosférickými proudy.

Více či méně nápadné pásy a skvrny lze vystopovat také mimo rovníkové oblasti. Severní a Jižní mírný pás je užší a často přerušovaný, navíc je vzácně doprovází různé světlé či tmavé útvary.

 

Kdybychom byli schopni nějakým svým smyslem registrovat dlouhovlnné rádiové záření, jehož vlnové délky se počítají na desítky metrů, zaznamenali bychom na nebi dva význačné zdroje: Slunce a Jupiter. Neméně zajímavý je i fakt, že i když rádiové záření přicházející od největší planety Sluneční soustavy pozorujeme přes půl století, nikdo dosud jeho původ uspokojivě nevysvětlil. Světlo do této záhady přitom nepřinesly ani průlety meziplanetárních sond. Víme jen, že toto záření souvisí s procesy ve vnitřních částech Jupiterovy magnetosféry a že samotné zdroje tohoto záření mají docela nevelké rozměry (řádově stovky kilometrů). Avšak i když nic konkrétnějšího zatím nevíme, můžeme si zajímavé vysílání alespoň poslechnout: Dekametrová emise z Jupiteru je sporadickým zářením -- není to stálý šum, jsou to jednotlivé záblesky s pozvolným začátkem a koncem. Jeden záblesk trvá obvykle několik sekund, výjimečně i minuty. To jsou ale tzv. záblesky L (long). Známe ještě záblesky S (short) -- ty jsou milisekundové. Vyskytují se sice méně častěji než záblesky L, ale zato jsou asi stokrát intenzivnější. Běžně také pozorujeme přechod L záblesku do záblesku typu S a naopak. Zvukový záznam, který si přehrajete kliknutím na obrázek planety, je rozdělen na tři části: prvních dvacet sekund jsou většinou slyšet L záblesky, dalších dvacet sekund L a S záblesky a nakonec čtyřicet sekund většinou S záblesky. Dlouhé L záblesky možná někomu připomenou zvuk mořských vln, rozbíjejících se o pobřeží. Krátké záblesky typu S zase mohou připomínat nárazy ledových krup na plechovou střechu při pořádné letní bouřce (mp3, 620 kB). Tím ale akustická procházka nemusí skončit. 27. června 1996 prolétala kolem největší Jupiterovy družice -- Ganymedu kosmická sonda Galileo a její anténa pro registraci plazmových vln tehdy poprvé zaznamenala magnetosféru tohoto satelitu. Byl to překvapivý objev -- poprvé v historii byla zjištěna magnetosféra kolem nějakého satelitu planety. Pokud kliknete na obrázek měsíce, můžete si poslechnout zhuštěný zvukový záznam pozorování, které v reálu trvalo celkem 45 minut. Vstup sondy do magnetosféry Ganymedu se projevuje silným rachotem trvajícím 6 až 10 sekund. Pak následuje směsice zvuků, která vás určitě pobaví. Kdybyste nevěděli, oč se jedná ve skutečnosti, asi byste původ těchto zvuků neuhodli. Ostatně -- vsaďte se o to s někým; naděje na výhru je téměř stoprocentní (m3, 450 kB).

 

Na snímcích z kosmických sond, ať už Pioneer, Voyager, Galileo či Cassini, sice Jupiter hýří všemi barvami, avšak barvami umělými. Odborníci tak zvýrazňují ty nejjemnější detaily. Ve skutečnosti je ale Jupiterův svět mnohem vybledlejší. Pozorované variace má na svědomí rozdílné chemické složení mraků v různých výškách, která jsou namíchána z krystalků i kapek vody, metanu a amoniaku. Konkrétní odstíny jsou ale jednou z dosud nezodpovězených astronomických otázek.

Pokud máte dobrý zrak, všimněte si toho, že je Jupiter díky rychlé rotaci zploštělý. Sice je jedenáctkrát širší než Země, avšak jednu obrátku zvládne dva a půlkrát rychleji. Dokonce nestejně rychle. Zatímco útvary v rovníkové oblasti oběhnou kolem dokola jednou za 9 hodin a 51 minut, oblastem ve středních šířkách to trvá o celé čtyři minuty déle.

V důsledku Jupiterova rychlého otáčení se každý zajímavý detail uprostřed kotoučku za dvě a půl hodiny přesune až na okraj. Takže jestli se pokusíte vzhled planety zachytit kresbou, což vám vřele doporučujeme, nesmí vám to trvat déle než 15 až 20 minut. Jinak nebude poloha jednotlivých útvarů dostatečně přesná...

 

Jak skicovat Jupiter a jiné planety? Docela snadno. Vzhled oblačné pokrývky pečlivě zakreslete do elipsy zploštělé podobně jako Jupiter Poté na kresbu položte průhlednou síťku s poledníky a rovnoběžkami a všechny detaily v odhadnutých proporcích rozviňte do "válcového zobrazení" (tj. rozvinutého pláště válce). Kresba vlevo vznikla 2. ledna 1988 mezi 17:52 a 18:00 světového času pomocí dvaceticentimetrového refraktoru brněnské hvězdárny. Když na ni najedete myší, objeví se vám jednoduchá síťka s poledníky a rovnoběžkami s odstupem deseti stupňů. Pomocí ní a druhé síťky pozorovatel přenesl všechny detaily do válcového zobrazení vpravo (hustota poledníků a rovnoběžek je v tomto případě dvacet stupňů). Názorně tak ukazuje, co všechno může pozorovatel s dobrým přístrojem a zrakem skutečně zahlédnout. Oproti nádherným záběrům, které doprovází tento text, je toho sice méně, ale i tak to stojí za to.Rotační osy Marsu a Saturnu jsou k rovině ekliptiky skloněny pod úhly 25 a 27 stupňů. Proto potřebujete síťky hned s několika různými náklony.

 

V atmosféře Jupiteru netancuje pouze Velká červená skvrna, ale celá řada jiných, méně nápadných útvarů. Jedno zajímavé představení se například odehrálo na sklonku dvacátého století: Tři světlé oválné skvrny s poněkud nezajímavým označením BC, DE a FA, které měly celé představení na svědomí, sledovali hvězdáři jižně od Velké červené skvrny přes šedesát roků. Největší z trojice měřila téměř devět tisíc kilometrů, zbylé dvě byly jen o málo menší. Větrná smršť v oku cyklón, které vířily proti směru hodinových ručiček, dosahovala rychlosti asi 470 kilometrů v hodině. Na počátku roku 1998 však došlo k velmi zajímavé změně: Po krátké hře na "kočku a myš", kdy se k sobě různě přibližovaly, skvrny BC a DE splynuly na jaře do jedné, souhrnně označované jako BE. Bohužel, Jupiter byl v té době u Slunce a tudíž zcela nepozorovatelný. Nový útvar BE byl poněkud větší, avšak méně světlý než předchozí. U druhé takové události jsme už měli větší štěstí. V následujících měsících totiž čerstvá cyklona BE začala stíhat starší skvrnu FA, v dubnu 1999 je dokonce dělilo jenom dvacet stupňů v šířce. Ve splynutí jim však bránil menší, tmavý útvar mezi nimi, označovaný jako o1. Vířil v opačném smyslu a vznikl jenom dočasně, mezi dvěma světlými cyklónami. Tentokrát však byl prostřední vichr natlačen k jihu, kde se roztrhal na kusy a mizel. Poté už nic dvěma světlými cyklónami nebránilo v tom, aby skončily v milostném objetí. Tanec vzájemných námluv začal v březnu roku 2000 a trval zhruba tři týdny. Nejprve kolem sebe kroužily proti směru hodinových ručiček, až se definitivně sloučily v jednu skvrnu asi o třetinu větší než ty předchozí. Nese označení BA a je patrná i v běžně dostupných dalekohledech. Ostatně byli to právě amatéři, vybavení CCD kamerami, kteří k prostudování celé události přispěli nemalou měrou.

 

Saturn

Na záběrech z kosmických sond je Saturn čarokrásnou planetou opásanou jemným prstenem. Bohužel, co se týká jednotlivých podrobností, je pouze slabým odvarem pestrého Jupiteru. Úhlový průměr Saturnu se totiž pohybuje kolem dvaceti vteřin, pokud započítáme i prstence, pak je dvakrát větší.

Jestliže se na planetu podíváte v kvalitním dalekohledu o průměru objektivu alespoň pět centimetrů, všimnete si za klidného vzduchu jeho drobných prstenů už při dvacetinásobném zvětšení. Větší přístroje vám ovšem ukáží ještě více.

I když jsou Saturnovy prsteny složeny z částic vodního ledu, od velikosti obytného domku až po jemný prach mikrometrových rozměrů, při pohledu ze Země se jeví celistvé, pouze rozdělené na tři části. Zhruba uprostřed si můžete všimnout tmavého předělu, tzv. Cassiniho dělení, pojmenovaného podle objevitele, francouzského astronoma Giovanni Domenica Cassiniho (1677-1712). Tato poměrně nápadná mezera odděluje vnější prstenec A od jasnějšího a širšího vnitřního B a její šířka je srovnatelná s Atlantským oceánem mezi Evropou a Amerikou.

Mezi Cassiniho dělením a okrajem prstence A bývá ve větších přístrojích, navíc za klidného vzduchu, na východním a západním okraji pozorovatelné obdobné, avšak méně výrazné Enckeho dělení. Na vnitřním okraji prstence B lze kromě toho tu a tam zahlédnout mlhavý, jemný a nenápadný prstenec C, přezdívaný též krepový.

Dělení jsou tmavá a prstenec C nevýrazný proto, že obsahují jen velmi malé částice, naopak prstenec A a B oplývají velkými zrny. Ve spořádaném tvaru je drží zvláštní, tzv. pastýřské měsíce. Navíc jsou prsteny neobyčejně tenké: jejich šířka činí jen několik stovek metrů a při pohledu z boku mají ze Země úhlovou tloušťku pod jednu úhlovou vteřinu. Jen tak pro představu: Kdyby měly prsteny stejnou tloušťku jako list papíru, činil by jejich průměr čtyřicet metrů!

Saturnova rotační osa je vůči rovině ekliptiky, ve které se pohybuje Země, skloněna pod úhlem 27 stupňů. Proto můžeme sledovat, jak planeta během oběhu kolem Slunce pozvolna mění rozevření prstenů (jeden Saturnův rok trvá 29,5 pozemských let). Přesně z boku jsme je naposledy spatřili v roce 1995, pak se až do roku 2003 rozevíraly a nyní se opět zavírají. Dalšího průchodu Země rovinou prstenů se dočkáme až v roce 2009.

V atmosféře planety můžete zahlédnout podobné jevy jako u Jupiteru. Především tu je tmavší Jižní mírný pás a Jižní polární oblast (výhled na severní polokouli nám momentálně zakrývá prstenec). Zřetelný bývá i stín, který vrhají prsteny na planetu. V době několik měsíců před opozicí a po ní je avšak mnohem nápadnější stín, který vrhá planeta na prsteny.

Saturn sice rotuje trochu pomaleji než Jupiter, má ale jenom poloviční hustotu a proto je ještě zploštělejší. Rovníková oblast se kolem dokola otočí za 10 hodin 14 minut, ve středních šířkách o celých 24 minut později.

Obdobně jako ostatní obří planety i tuto doprovází celá suita menších i větších satelitů. Nejjasnější je Titan -- vypadá jako hvězdička osmé velikosti, která kolem Saturnu oběhne jednou za šestnáct dní. V největší východní či západní výchylce se vzdaluje až na pětinásobek úhlového průměru prstenů, tedy tři úhlové minuty.

Titan patří mezi největší měsíce -- velikostí předčí nejen Pluto, ale i Merkur. Navíc ho obklopuje mléčná atmosféra, která se na začátku roku 2005 stane cílem přistávacího pouzdra Huyghens sondy Cassini.

V menších dalekohledech spatříte i Rheu, satelit desáté velikosti nevzdalující se na více než dvojnásobek velikosti prstenů. Naopak velmi vzdálený je Japetus. Jeho polokoule, která směřuje při letu kolem Saturnu dopředu, je výrazně tmavší, proto má při největší západní výchylce jasnost deset magnitud, zatímco při východní je o celé dvě magnitudy slabší. Tehdy se ale vzdaluje až na dvanáct průměrů prstenů daleko (9 až 10 úhlových minut) a je těžké ho odlišit od běžných stálic.

 

Okolí Saturnu je sice velmi pohledné, samotná atmosféra druhé největší planety Sluneční soustavy je však poněkud fádní. Několik nevýrazných temných pásů rovnoběžných s rovníkem většinou naruší nanejvýš stín, jenž vrhají prsteny. Z času na čas ale dokáže Saturn mile překvapit, z času na čas se v něm objeví skutečně velká bílá skvrna... První takové detaily sledoval v atmosféře planety na sklonku osmnáctého století William Herschel. Několik skvrnek mu tehdy umožnilo odhadnou rychlost rotace Saturnu na 10 hodin 16 minut. Od těch dob ale podobných událostí příliš nepřibylo. Útvary, které jsme mohli v uplynulých staletích sledovat za Země, spočítá na svých prstech jenom několik málo astronomů. Ostatně také záběry z kosmických sond naznačují, že i když je zdejší meteorologie v lecčem podobná Jupiteru, jsou barevné rozdíly u Saturnu mnohem méně zřetelné. O to větší zájem pak budí zvláštní fenomén tzv. Velké bílé skvrny, která se zde objevuje alespoň poslední století s periodou třicet roků. Jejich velikost zpočátku dosahuje zhruba 20 tisíc kilometrů, při pohledu ze Země tedy asi tří úhlových vteřin, během velmi krátké doby se však roztáhnou podél rovníku až na sto tisíc kilometrů. (Přesné údaje, vzhledem k nedostatku "ostrých" pozorování, nejsou z minulosti k dispozici.) Poté se většinou za několik měsíců zcela rozplynou. Stalo se tak v roce 1876, 1903, 1933, 1960 a naposledy i v září 1990. Očitá svědectví říkají, že představují "nejsvětlejší věc, kdy pozorovanou v atmosféře, sahající přes čtvrtinu disku, jasnou podobně jako polární čepičky na Marsu". Velké bílé skvrny se na Saturnu objevují vždy jednou za tři desetiletí, ve shodě s jeho oběžnou dobou kolem Slunce, v době, kdy je severní pól planety nakloněn ke Slunci a severní polokoule tak dostává maximální množství světla. Pravidelnost jejich výskytu, stejně jako konkrétní způsob vzniku, je však stále neznámý. Přesto je zřejmé, že se jedná o anticyklonu, obrovský vír, jenž se vyskytuje mezi dvěma sousedními atmosférickými proudy. Její nápadně světlý odstín mají na svědomí oblaka amoniaku, která jsou dvě stě až tři sta kilometrů nad normální vrstvou oblačnosti. Ve zdejším chladném prostředí totiž amoniak vytvoří jemné krystalky, které jsou pak rychlostí několika tisíc kilometrů v hodině unášeny podél rovníku. Poslední Velká bílá skvrna se v Saturnově atmosféře objevila na sklonku září 1990, kdy byla patrná i v dalekohledech o průměru objektivu jenom pět centimetrů, a zřetelná přestala být až ve druhé polovině listopadu. Znamená to, že si musíme na další představení počkat až do roku 2020? Nikoli. Příležitostně lze na Saturnu sledovat i menší světlé skvrny.