Mars

Mars je jedinou planetou zemského typu, která oplývá množstvím věrohodných detailů. Vypadají jako světlé a nebo tmavé skvrnky a odborně se jim říká albedové útvary. Ne všechny jsou skutečně nápadné, ne všechny jsou pokaždé vidět, ale pořád je na co se koukat.

Nejlépe se povrch Marsu sleduje v době opozice, kdy se planeta nachází na opačné straně oblohy než Slunce. V té době je totiž Mars viditelný po celou noc a jeho kotouček dosahuje největšího úhlového průměru až 25 vteřin. Ovšem pokud se na něj díváme z větší dálky, v době, kdy se nachází poblíž Slunce, scvrkne se na drobný kotouček na několik málo úhlových vteřin. V takovém případě na něm běžnými dalekohledy prakticky nic nespatříte. Na druhou stranu, vaše představy držte "při zemi" i za vynikajících pozorovacích podmínek. Maximum detailů, které lze spatřit na povrchu Marsu, totiž demonstruje přiložený záběr. O moc víc toho neuvidíte ani s tím nejlepším přístrojem.

Mars se k nám natočí stejnou stranou vždy za 24,6 hodiny; den na něm tedy trvá jenom o chvíli déle než na Zemi. Zajímavé je, že má vzhledem k ekliptice také podobně skloněnou osu. Jeho "Polárkou" by mohla být hvězda Deneb, vzdálená od severního nebeského pólu jenom devět stupňů. Ve výsledku se proto na planetě střídají roční období jako u nás: je tu jaro, léto, podzim, zima. Rok zde ale trvá dvakrát déle, navíc mají jednotlivá období v důsledku výstředné trajektorie kolem Slunce výrazně různou délku.

Aktuální polohu jasných planet, stejně jako natočení kotoučku Marsu zjstíte v kapitole "Vesmír právě teď".

Sousední planeta je jedinou, u níž dohlédneme až na povrch, navíc je v relativně blízké době nejbližším cílem meziplanetárních sond s člověkem na palubě. Vaši pozornost přitom upoutá na první pohled: Na rozdíl od běloskvoucího Jupiteru či Venuše je Mars zřetelně naoranžovělý. Proto si také vysloužil jméno řeckého boha války.

Pokud máte po ruce dalekohled o průměru objektivu alespoň pět centimetrů a zvětšení alespoň sedmdesátkrát, pak ho na Mars ihned namiřte. Bezesporu nejnápadnější budou jeho polární čepičky, které se tváří jako bílé skvrny kolem severního a jižního pólu. Jsou ze směsi oxidu uhličitého a vodního ledu a v průběhu měsíců zřetelně mění velikost -- v závislosti na ročním období a také proto, že se pozvolna mění naklonění Marsu směrem k Zemi. Většinou tudíž bývá pozorovatelná pouze jedna polární čepička. (Druhá se jednoduše nachází za okrajem planety.)

Snadno viditelné jsou i některé další povrchové útvary. Především je tu tmavá Syrtis Major, která byla objevena už v sedmnáctém století. Svým tvarem připomíná Afriku, ostatně právě podle jejího severního pobřeží byla pojmenována. Od ní na západ se táhne temný pás: Sinus Meridiani, jímž prochází i "nultý" poledník. A nad Syrtis Major leží světlá, kruhová skvrna Hellas, pozůstatek po dopadnu jedné veliké planetky. Tedy kráter o průměru přes dva tisíce kilometrů a hloubce kolem devíti kilometrů. Je-li k nám vhodně nakloněna severní polokoule, můžete pozorovat i Mare Acidalium.

Poloha a tvar velkých albedových útvarů se během let v zásadě nemění, v detailech však ano. Objevují se a mizí nejrůznější podrobnosti, některé tmavnou, jiné naopak vyblednou. Pozorovatelé s ostrým zrakem a bohatými zkušenostmi také popisují řadu jevů, které lze dočasně zahlédnout v Marsově atmosféře: Vysokou i nízkou oblačnost v podobě světlých skvrn či lemů na okraji Marsova kotoučku a mraky, jež se jeví jako bílé skvrny. Sledovat tyto útvary však není vůbec jednoduché a o jejich reálnosti zřejmě nebudete nikdy skálopevně přesvědčeni. Všechny zmiňované jevy jsou však viditelné až ve skutečně velikých dalekohledech, o průměru objektivu od patnácti centimetrů výše, navíc za příhodných pozorovacích podmínek -- především klidného vzduchu.

Když se Mars nachází v přísluní, dostává severní polokoule v době letního slunovratu až o čtyřicet procent více světla než v odsluní. Výsledkem jsou několikatýdenní silné větry, které do ovzduší zvedají množství jemného prachu. Takové bouře dokonce mnohdy zachvátí celou planetu; povrch se stane slabě nažloutlý a lze pozorovat jenom pár nejrozsáhlejších detailů. Podobné události byly zaznamenány například v letech 1971, 1973 nebo 2001 .

Budete-li Mars sledovat každou noc vždy ve stejnou dobu, uvidíte ve středu kotoučku oblast vždy s délkou o deset stupňů menší (planeta se otočí jednou za 24 hodin a 40 minut). K pořízení mapy celého povrchu tudíž potřebujete po večerech asi měsíc a půl -- některé oblasti vám ale budou připadat důvěrně známé už po několika dnech. S kreslením není třeba tak spěchat jako u Jupiteru či Saturnu, přesto by vám jedna kresba neměla trvat déle než dvacet minut.

Mars má dva malé satelity Phobos a Deimos, které roku 1877 objevil Asaph Hall. Kombinace nízké hvězdné velikosti (11 a 12 mag) a příliš malé vzdálenosti od planety z nich ovšem činí velmi nedostupné objekty. Mars je 200tisíckrát jasnější než Phobos a dokonce 600tisíckrát jasnější než Deimos. Navíc se první nikdy nevzdaluje na více než jeden průměr planety, Deimos se pak zatoulá nejvýše třikrát dál. Proto jsou beznadějně utopeni v naoranžovělé záři samotné planety a vy je neuvidíte ani velkým dalekohledem.

 

O meteorologických změnách, které si složitostí nezadají se situací na Zemi, vypovídají i tyto čtyři záběry oblasti Syrtis Major pořízené amatérskými pozorovateli v polovině roku 2001. Globální bouře tehdy zachvátila celou planetu a zastřela většinu detailů. Po dobu několika měsíců tak byly na povrchu patrné nanejvýš nejisté "duchy" a v podobě temných teček čtveřice vrcholů nejvyšších vulkánů. Velké prachové bouře byly na Marsu pozorovány již několikrát, za globální se však považuje pouze jediná, z roku 1971. Když se tehdy 14. listopadu zavěsila -- jako první umělá družice -- na oběžnou dráhu americká sonda Mariner 9 a televizní kamery vzápětí namířila k podivuhodně neprobádanému povrchu, nastalo v řídícím středisku mírné zděšení: Až na pár tmavých skvrnek nebylo vidět vůbec nic! Na vině byla rozsáhlá prachová bouře, která zachvátila celou planetu. Dokud se během následujících dvou měsíců alespoň trochu neutišila, nevyfotografoval Mariner 9 nic zajímavějšího než čtyři malé eliptické skvrny, které prorážely nepropustnou šeď. Jak se později ukázalo, šlo o nejvyšší vrcholky známých vulkánů. Při těchto skutečně dramatických událostech se do atmosféry červené planety dostává obrovská spousta drobounkých prachových částeček o průměru několik tisícin milimetru, které jsou větrem vynášeny až do výšek padesát kilometrů. Jakmile se celá planeta zahalí do prachového obalu, teplotní rozdíly v atmosféře se sníží, vítr ustává a prach pomalu usedá na povrch. (Bohužel na Marsu nikdy neprší, což by pomohlo k rychlému vyčistění ovzduší mnohem víc než pozvolné usazování prachu.) Jestliže však zvířené prachové částice klesají k povrchu v různých místech planety nerovnoměrně, znovu nastanou drobné teplotní rozdíly, vítr se zesílí a prachová bouře pokračuje. I tato několikerá oživení prachových bouří již byla v minulosti pozorována. Dodejme, že se Mariner 9 nakonec dočkal. Až do vyčerpání pohonných hmot v říjnu roku 1972 pořídil více než sedm tisíc záběrů prakticky celého povrchu a dal tak poměrně slušné základy pozemských znalostí o sousední planetě. Prachová bouře z léta 2001, v takovém rozsahu opět po více než čtvrtstoletí, začala velmi nenápadně: Jako malý oblak prachu uvnitř pánve Hellas. Tato oblast jižní polokoule je vlastně ohromný kráter o průměru přes dva tisíce kilometrů s hloubkou přes devět kilometrů. Dramatická změna nastala 27. června 2001, tedy krátce po tamní jarní rovnodennosti, kdy bouře doslova explodovala. Počátkem července vyplnila impaktní pánev Hellas, poté se začala roztahovat přes celou planetu. V polovině července zachvátila jižní polokouli, v následujících třech týdnech i tu severní. Jemný prach v Marsově atmosféře tak zcela zastřel většinu jinak poměrně nápadných detailů, které nadšení pozorovatelé obdivují pomocí menších dalekohledů. Ačkoli je Mars menší než Země, jeho celkový povrch se vyrovná povrchu všech našich kontinentů. Globální prachová bouře je tak nejen zajímavou událostí pro všechny studenty tamní dynamické meteorologie, ale též nás pozemšťany. Podle teoretických modelů totiž může za jistých okolností stejným způsobem reagovat i zemská atmosféra. Kdyby se při řadě jaderných explozí -- například během války -- vyneslo do vzduchu velké množství prachu a sazí, atmosféra by se zakalila a přestala by propouštět sluneční záření. Naštěstí ale k takové události zatím nedošlo.

Merkur

Jelikož se Merkur kolem Slunce pohybuje ve vzdálenosti od 46 do 70 milionů kilometrů, z pohledu ze Země ho nikdy neuvidíte od Slunce dál než 28 stupňů. Proto také zapadá nanejvýš o dvě hodiny později (nebo o stejnou dobu dříve vychází). Období jeho dobré viditelnosti se pak omezuje na několik dní jednou za zhruba dva měsíce.

Přesto všechno ho není obtížné zahlédnout. Stačí, když si podle předpovědi ve hvězdářské ročence či některém z astronomických časopisů pohlídáte období nejlepší viditelnosti. Za dobré dohlednosti pak Merkur snadno najdete: nejdříve triedrem, poté většinou i bez něj.

Mnohem horší je to s detaily v jeho tváři. Obraz kazí nejen neklid zemské atmosféry a malý úhlový průměr, ale též fádnost Merkurova povrchu. Už v menších dalekohledech si určitě všimnete, že jeví fázi podobně jako náš Měsíc. Navíc mohou být viditelné i temnější a světlejší oblasti v osvětlené části, stejně jako nepravidelné záhyby a boule na terminátoru. Je ovšem otázkou, jak moc jsou takové jevy reálné. Většina astronomů by za ně rozhodně ruku do ohně nedala.

Merkur pozorovali již Sumeřané někdy v třetím tisíciletí před naším letopočtem. V řečtině přitom tahle "horká" planeta dostala hned dvě jména: pokud byla na ranní obloze, tak Apollo, pokud ze zjevila po západu Slunce na večerním nebi, tak Hermes. Hermes byl Božím poslem a římské mytologii mu byl protějškem bůh obchodu, cestování a zlodějů -- Merkur. Jméno si vysloužil nejspíš pro své "rychlé" přesuny z jedné strany Slunce na druhou.

Venuše

Večernice, Jitřenka -- oslnivá hvězda, která lehce upoutá pozornost i náhodného pozorovatele. Od Slunce je dál než Merkur, takže se od něj na pozemské obloze vzdaluje až na padesát stupňů a zapadá či naopak vychází až o čtyři hodiny později. Venuše se k nám sice z planet přibližuje na nejmenší možnou vzdálenost a mívá proto největší úhlový průměr, v amatérských dalekohledech je však prakticky bez jakýchkoli detailů.

Zatímco u Merkuru vadí nízká výška nad obzorem, u Venuše bývá na obtíž přílišný jas kotoučku. Proto je vhodné tuto planetu sledovat za soumraku či ve dne a s úspěchem lze použít i nějaké barevné filtry.

Snad nejvíc napínavé je sledovat, jak Venuše na cestě kolem Slunce mění fázi a úhlovou velikost. Když je od nás nejdál, má podobu úplňku s úhlovým průměrem kolem deseti vteřin. Během přibližování k Zemi se její fáze zmenšuje, ale průměr vyroste až na jednu úhlovou minutu. Tehdy je od nás pouze 0,3 astronomické jednotky daleko a zakrátko opět zmizí ve sluneční záři. (Jedna astronomická jednotka, zkr. AU, je střední vzdálenost Země od Slunce, tedy přibližně 150 milionů kilometrů.)

 

Viditelnost Venuše na večerní a ranní obloze zima 2003 podzim 2004 léto/podzim 2005 zima/jaro 2006 zima/jaro 2007 podzim/zima 2007 zima 2008 léto 2009

Zajímavé je, že při fázi menší než 0,2 může dojít k prodloužení růžků úzkého srpku nad teoretických 180 stupňů. Dokonce lze tu a tam pozorovat situaci, kdy se oba konce spojí a vytvoří tenký světlý prstenec -- k tomu dochází při fázi menší než 0,01, kdy je v těsné blízkosti naší denní hvězdy. Každopádně pohled na Venuši jen několik dní před či po přechodu kolem Slunce bývá fascinující. Ale vzhledem k tomu, že obě tělesa tehdy dělí jen pár stupňů, buďte při pozorování náležitě opatrní!

Neméně poučné je sledovat dalekohledem s větším zvětšením západ planety za vzdálený obzor. Její spodní okraj tehdy získá nápadně červené zabarvení, zatímco horní modré (samozřejmě záleží také na tom, jakým dalekohledem úkaz sledujete). Příčinou je lom světla v pozemské atmosféře -- paprsky červené barvy se totiž lámou méně než modré a obraz Venuše se promění v úzké spektrum (podobně jako Merkur).

Popis západu Venuše za vzdálený obzor. Jak hledat planety na denní obloze?

Navíc, Venuše je viditelná také ve dne a to dokonce i bez dalekohledu! Vážně, stačí si jen počkat na dobu, kdy je nejdál od Slunce. Jenom musíte vědět, kde přesně leží. Pokud minete správné místo o pouhý jeden stupeň, utopíte se ve světlém blankytu a planetu nezahlédnete.Nezbytnou podmínkou k úspěchu je čistý, průzračný vzduch. Je-li zákal, kouřmo nebo se planeta nachází nízko nad obzorem, jste prakticky bez šance. Při hledání můžete tu a tam využít nedaleký Měsíc a samozřejmě lze na ni nejdříve namířit dalekohled. Každopádně, jakmile se vám to podaří, už ji z dohledu neztratíte a sami budete překvapeni, jak nápadná bude. Venuše je po Slunci a Měsíci jediné vesmírné těleso, které bez jakýchkoli problémů zahlédnete pouhýma očima na denní obloze. Rozhodně tedy stojí za pozornost!

Uran a Neptun

Obě planety jsou bohužel od nás příliš daleko, takže nemají dostatečně velké úhlové rozměry. Uran je na hranici viditelnosti bez dalekohledu, Neptun spatříte lepším triedrem (jasnost zhruba 8 magnitud). První z nich se i v malém přístroji promění v kruhovou, lehce nazelenalou skvrnku o průměru kolem čtyř úhlových minut, Neptun je pro změnu namodralý a s poloviční velikostí. Samozřejmě, že ani v jednom případě v atmosféře nezahlédnete žádné podrobnosti. (Zabarvení atmosféry má v případě Uranu na svědomí metan.)

Nejjasnější Neptunův měsíc Triton je slabý 13,5 magnitudy a na mírně protáhlé dráze ve vzdálenosti asi 17 úhlových vteřin oběhne dokola jednou za necelých šest dní. Uranovy satelity jsou ještě nenápadnější a spatřit je na vlastní oči není prakticky možné.

Planetky

Nedomrlé Pluto je zpravidla řazeno na poslední místo v planetární posloupnosti. Má však výrazně protáhlou a k ekliptice skloněnou dráhu, navíc poslední objevy ukazují, že si zaslouží místo spíše mezi menšími tělesy, kterých je na okraji Sluneční soustavy známo již několik stovek.

V průměrné vzdálenosti čtyřicet astronomických jednotek od Slunce je nejméně prozkoumanou planetou. Ostatně není divu, vždyť je Pluto slabé jenom čtrnáct magnitud a není ho snadné ani zahlédnout. Všechno ale nasvědčuje tomu, že jde o ledové těleso s téměř stejně velikým satelitem Charonem, které se mezi skutečné planety vloudilo jenom náhodou.

Mezi planety byly počátkem devatenáctého století řazeny i první objevené planetky. Jakkoli je definice takových těles obtížná, dnes už je do této kategorie nepočítáme. Jde o objekty s průměrem od několika desítek metrů až do stovek kilometrů, které lze velmi hrubě rozdělit do dvou kategorii -- samozřejmě s ohledem na fakt, že existuje celá řada dalších význačných skupin (např. blízkozemní planetky, které se přibližují k dráze Země, skupina těles na dráze u Jupitera).

Nejjasnější planetky (1) Ceres 7,3 mag (2) Pallas 8,9 mag (4) Vesta 6,5 mag (6) Hebe 9,2 mag (7) Iris 9,5 mag (14) Irene 9,1 mag (15) Eunomia 9,5 mag (19) Fortuna 9,1 mag (29) Amphitrite 9,3 mag (39) Laetitia 9,4 mag (40) Harmonia 9,4 mag (42) Isis 9,5 mag (43) Ariadne 9,5 mag (532) Herculina 9,0 mag Jasnosti planetek jsou pouze přibližné, jejich polohy se dozvíte na stránkách Minor Planet Center.

Nejvíce dnes známých planetek pozorujeme mezi drahami Marsu a Jupiteru, dokonce tu hovoříme o tzv. pásu planetek. Ta úplně největší (1) Ceres byla objevena už v lednu 1801 a má v průměru přes devět set kilometrů. Za planetky lze ale označit i vzdálenější tělesa za Jupiterem. Za drahou Pluta jejich množství narůstá a tak tuto oblast označujeme jako Kuiperův pás (jeho největším známým zástupcem je právě Pluto).

Před epochou nových dalekohledů a velkých CCD kamer nebyla taková tělesa známa. Dodnes jich už bylo objeveno kolem pěti set; u poloviny přitom známe dobře dráhu a u několika desítek i další fyzikální charakteristiky. Planetky z Kuiperova pásu však na vlastní oči určitě nespatříte.

Počet planetek větších než jeden kilometr v oblasti mezi Marsem a Jupiterem astronomové odhadují na více než jeden milion. Jejich úhrnná hmotnost je však menší než několik setin hmotnosti Země. Neméně početný oblak těles najdete i kolem dráhy Jupiteru a třetí, nejrozsáhlejší za dráhou Neptunu. Zde se pohybuje až sto miliard těles větších než jeden kilometr s celkovou hmotností kolem 20 procent Země. Pokud nepočítáme Pluto (2300 km) má zdejší dosud největší těleso pojmenovaná Quaoar průměr 1300 kilometrů.

Při objevu dostane každá planetka specifické označení dané kombinaci letopočtu, písmen a číslic. Takových dnes známe kolem tří set tisíc a jejich počet rychle roste. Definitivní názvy však tato tělesa dostávají až tehdy, když je dostatečně přesně známa jejich dráha. Objekt nejdříve získá pořadové číslo (uvádí se před jménem v závorce), a když ho objevitel vymyslí a příslušná komise Mezinárodní astronomické unie schválí, tak i jméno.

Většina z dvaceti tisíc takto pokřtěných planetek je ale velmi malá, s hvězdnou velikostí pod patnáct magnitud. Těch jasných (tedy i velikých) je pouze několik desítek a na hranici viditelnosti bez dalekohledu je pouze jedna jediná (4) Vesta. Hvězdná velikost tohoto tělesa se za ideálních podmínek pohybuje kolem sedmé velikosti.

Jak ovšem planetku vůbec nalézt? Musíte si sehnat podrobnou mapu, na které jsou vyznačeny hvězdy slabší alespoň o magnitudu a podle předem vypočítaných poloh si do ní planetku zakreslit. Poté už nezbývá nic jiného, než onu nenápadnou "stálici" vyhledat na skutečné obloze. Pokud si nebudete jisti s identifikací, nakreslete si pečlivě skicu okolí a s odstupem několika dnů ji znovu porovnejte s hvězdným polem. Planetka by se měla prozradit svým pohybem.

A navíc. Některé planetky mění i jasnost -- nejnápadněji snad (15) Eunomia. Díky velmi protáhlému tvaru její hvězdná velikost kolísá v průběhu šesti hodin až o půl magnitudy. Lze ji tudíž sledovat podobně jako "normální" proměnnou hvězdu. Kromě toho jsou v dosahu amatérských přístrojů i některé tzv. blízkozemní planetky, které občas proletí těsně kolem Země. Ta nejjasnější měla 9 magnitud, objekty 13. velikosti jsou viditelné několikrát do roka. Období, kdy je lze zahlédnout, se však počítá na hodiny, nanejvýš dny. Proto je nezbytné neustále sledovat příslušné www stránky a být připraven na vrtkavou příležitost!