Pro mnoho lidí jsou všechny světelné body viditelné na noční obloze
jednoduše "hvězdami". Člověk, který se ovšem trochu více zajímá o objekty,
které se dají spatřit na obloze, říkejme mu astronom, však přesně rozlišuje
mezi hvězdami a planetami. Hvězdy jsou svítící nebeská tělesa, tedy plynné,
či přesněji plazmové koule podobně jako naše Slunce, ve kterých došlo k termonukleárním
reakcím. Naše Slunce můžeme charakterizovat jako nám nejbližší hvězdu. Planety
čili oběžnice jsou naopak tělesa, která sama nesvítí, ale vidíme je proto, že
odrážejí a rozptylují sluneční světlo.
Mezi planety, které můžeme prostým okem pozorovat ze Země, patří
Merkur, Venuše, Mars, Jupiter a Saturn. Za drahou Saturna obíhá kolem
Slunce ještě Uran, Neptun a Pluto, ty však odhalí teprve optické přístroje.
Planety okolo Slunce obíhají tím pomaleji, čím jsou od něho dál
(2. Keplerův zákon).
Slunci nejbližší planeta Merkur obíhá průměrnou rychlostí 47,9 km/s. Střední oběžná rychlost
Země je 29,8 km/s, zatímco Pluto má průměrnou rychlost na své dráze jen 4,7 km/s.
Vnitřní planety proto stále předhánějí vnější. To vede spolu s měnící se polohou
vůči Slunci a Zemi k rozdílným podmínkám viditelnosti.
Vnitřní planety
Začněme nejprve Merkurem a Venuší, které kolem Slunce obíhají uvnitř
zemské dráhy. Pokud jsou zhruba v témže směru jako Slunce, zůstávají pro nás
neviditelné. Taková poloha se také nazývá konjunkce se Slunce. U
vnitřních planet rozlišujeme mezi dvěma rozdílnými konjunkcemi. Pokud je
planeta mezi Sluncem a Zemí, hovoříme o dolní konjunkci. Jestliže je planeta
za Sluncem, znamená to, že Slunce stojí mezi onou planetou a Zemí. Takové
postavení se nazývá horní konjunkce. Právě tehdy jsou Merkur nebo
Venuše nejvíce vzdáleny od naší Země. Během dolní konjunkce jsou naopak
nejblíž. V případě Merkura jsou tyto rozdíly menší než u Venuše. Při horní
konjunkci se Sluncem se od nás Venuše vzdálí průměrně 258 milionů km. Za dolní
konjunkce však její vzdálenost klesne obvykle až na 42 miliony km. Protože
planety mají eliptické dráhy, jsou uvedené rozdíly ještě o něco větší. Když
se vnitřní planeta jeví pozemskému pozorovateli v největší úhlové vzdálenosti
od Slunce, nastávají obecně nejlepší podmínky její viditelnosti. Takové
postavení označujeme jako největší východní
nebo západní elongace od Slunce.
V období kolem své největší východní elongace je planeta viditelná večer,
během západní elongace ji spatříme ráno.
Merkur
Protože zejména Merkur je dosti blízko u Slunce, nejsou všechny jeho největší
elongace vhodné k tomu, abychom planetu zpozorovali za večerního nebo ranního
soumraku. Pokud například připadne největší západní elongace na pozdní zimní
a jarní měsíce, pak je Merkur ve zvířetníku výrazně jižněji než Slunce.
Zvířetníkem prochází tam, kde bylo Slunce před několika týdny. Může se pak
stát, že Merkur vyjde krátce před Sluncem, takže zůstává prakticky
nepozorovatelný. Západní elongace je tedy nevýhodná, nastane-li v uvedených
měsících. Výhodná je naopak největší východní elongace, pokud nastane koncem
zimy a na jaře. Pak je totiž Merkur v daleko severnějším úseku zvířetníku,
tedy v mnohem výhodnější poloze než Slunce. Prochází tím místem zvířetníku,
které Slunce dosáhne až za několik týdnů. Merkur večer zapadá dosti dlouho po
Slunci, takže ho můžeme poměrně snadno objevit přibližně nad tím bodem obzoru,
kde zapadlo Slunce - tedy zhruba na západě. Východní elongace je naproti tomu
nevýhodná koncem léta nebo na podzim, západní elongace naopak výhodná. Merkur
v tomto období vychází dosti dlouho před Sluncem přibližně na východě a můžeme
ho spatřit za svítání, než se Slunce vynoří. Obvykle trvá období viditelnosti
planety Merkur jen několik dní. Úhlová vzdálenost Merkura od Slunce může i při
největších elongacích vzrůst zhruba jen na 18 až 27 stupňů.
Venuše
S mnohem výhodnějšími podmínkami se setkáváme u Venuše. V největších
elongacích dosahuje úhlové vzdálenosti 45 až 47 stupňů od Slunce. Proto pak
zapadá dlouho po Slunci, nebo dlouho před ním vychází. Jednotlivé elongace jsou
různě příznivé, podobně jako u Merkura. Ale ve všech případech nastává období
příznivé viditelnosti. To proto, že Venuše je výjimečně jasná, po Slunci a
Měsíci je nejjasnějším nebeským tělesem. Přitom dosahuje své největší jasnosti
zhruba v době mezi největšími elongacemi a dolní konjunkcí se Sluncem. V
nejpříznivějším případě může Venuše ve východní nebo západní elongaci zapadat
4 až 4 a půl hodiny po Slunci, nebo stejně dlouho před ním vycházet.
Vnější planety
Poněkud jinou viditelnost shledáme u planet, které se pohybují vně zemské
dráhy. Označujeme je jako vnější planety. Zatímco vnitřní planety mohou
dosáhnout jen určité maximální úhlové vzdálenosti od Slunce, mohou mít vnější
planety od Slunce libovolnou úhlovou vzdálenost.
Přirozeně i u každé z těchto planet nastává konjunkce se Sluncem, tehdy
taková planeta není viditelná. Nemůžeme zde však rozlišovat mezi horní a dolní
konjunkcí. Planety od Marsu po Pluta jsou při své konjunkci se Sluncem pokaždé
za naší jasnou denní hvězdou. Jde tedy vlastně vždycky o konjunkci horní a
protože je pokaždé stejná, nerozlišujeme ji a hovoříme prostě o
konjunkci. Země obíhá rychleji než kterákoliv z vnějších planet, takže
se vždy po určité době ocitne mezi vnější planetou a Sluncem - tehdy je
taková planeta nejlépe viditelná. Na nebeské sféře najdeme pak tuto planetu
právě naproti Slunci, v opozici, a můžeme ji pozorovat celou noc:
vychází při západu Slunce, zhruba o půlnoci vrcholí nad jihem a ráno při
východu Slunce planeta zapadá. Téměř ve stejné době dosahuje také nejmenší
vzdálenosti od naší Země. Okamžik opozice však přesně nespadá do okamžiku
nejtěsnějšího přiblížení k Zemi. Zvláště patrné je to především u Marsu, jehož
dráha má výraznou excentricitu. U Jupitera a Saturna, stejně jako u
vzdálenějších planet se tyto časové okamžiky od sebe tolik neliší.
Mars
Ne všechny opozice vnějších planet jsou stejně významné. Také zde záleží na
excentricitě planetární dráhy, zda dráha Země v daném úseku leží k dráze
planety blíž, nebo je od ní dál. Nápadně se to opět projevuje u Marsu: během
některé z nevýhodných opozic může jeho vzdálenost od Země přesáhnout i 101
milion km. V příznivém případě může tato vzdálenost klesnout asi na 55 milionů
km. Hovoříme pak o afeliové nebo
periheliové opozici. Afel
znamená největší vzdálenost planety od Slunce, perihel nejmenší vzdálenost od
Slunce. Opozice jsou pak nevýhodné nebo výhodné podle toho, zda je Mars právě
poblíž jednoho či druhého bodu své oběžné dráhy. Marsovy opozice průměrně
nastávají vždy po 2 letech 50 dnech. Výhodné periheliové opozice můžeme
očekávat vždy po 15 nebo 17 letech.
Jupiter,
Saturn, ...
V případě Jupitera nejsou tyto rozdíly tak nápadné a u ještě vzdálenějších
planet je téměř jedno, zda jde o afeliovou anebo
periheliovouopozici.
Planety a jejich pohyb po obloze
Viditelnosti planet závisejí také na vzájemné poloze planety a Slunce ve
zvířetníku. Obvykle se planeta pohybuje prstencem zvířetníkových souhvězdí od
západu na východ, stejně jako Měsíc nebo Slunce. Takový pohyb označujeme jako
přímý (direktivní). Naše Země předhání při svém oběžném pohybu
planety vzdálenější či naopak je předstihována planetami bližšími Slunci - to
se na obloze projevuje tak, že planeta se po dobu několika týdnů nebo měsíců
pohybuje zpětně (retrográdně), tedy od východu na západ. Kdyby
všechny dráhy planet ležely v téže rovině, tzn. kdyby nebyly skloněny k
ekliptice nebo k rovině zemské dráhy, pak by se střídání přímého a zpětného
pohybu jevilo jednoduše jako pohyb sem a tam ekliptikou. Vzájemné naklonění
drah však způsobí, že planety na obloze kreslí kličky nebo smyčky. Vnitřní
planety se pohybují zpětně krátce před a po jejich dolní konjunkci se Sluncem.
Vnější planety se pohybují zpětně v období před a po opozici se Sluncem.
Identifikace planet na obloze
Planety září vždy v některém ze zvířetníkových souhvězdí
(ke dvanácti známým musíme ještě připočítat třinácté zvířetníkové souhvězdí, neboť
ekliptika prochází též jižní částí Hadonoše. Výrazná "hvězda" v některém ze
zvířetníkových souhvězdí je tedy s velkou pravděpodobností planeta, pokud
vyloučíme možnost vzplanutí nějaké novy nebo supernovy, což je velmi výjimečný
úkaz. Pokud se planeta objeví hned za soumraku po západu Slunce nebo krátce
před východem Slunce za svítání nad místem, kde Slunce zapadlo nebo kde vyjde,
a má velmi bledě žlutou barvu, může jít o Merkura. Výjimečně jasný a bělavý
objekt večer na západě nebo ráno na východě může být Venuše. Mars září výrazně
červenavě a může mít nejrůznější polohu ve zvířetníku. Pokud je na nebi zhruba
naproti Slunci, jeví se nejjasnější. Jestliže není od Slunce příliš vzdálen,
lze si ho splést s Merkurem nebo Saturnem. Hodně jasná a bělavá planeta o něco
méně jasná než Venuše je téměř jistě Jupiter. Jeho viditelnost se však
neomezuje jen na ráno nebo večer, jak je tomu u Venuše. Saturn má bledé
zabarvení a ve srovnání s ostatními pouhým okem viditelnými planetami svítí
poměrně slabě. Pokud je však blízko Slunce, můžeme ho zaměnit za Merkura nebo
Mars.
Planety a dalekohled
Merkur
Slunci nejbližší planeta Merkur je i v období své nejlepší viditelnosti tak
blízko obzoru, že atmosférický zákal a neklid vzduchu způsobují obvykle velmi
špatnou kvalitu obrazu. Je ovšem možné vyhledat Merkura během dne, kdy je
dostatečně nad obzorem, což ovšem vyžaduje jistou zkušenost. Kromě toho se
Merkur jeví v dalekohledu jen jako malinký kotouček s průměrem od 4,8 do 13,3
úhlových vteřin. Malým dalekohledem na tak nepatrném kotoučku sotva spatříme
nějaký povrchový útvar. To by se nám mělo podařit z dalekohledem o průměru
přes 10 cm. Díky snímkům z kosmické sondy Mariner 10 víme, že Merkurův povrch
se velmi podobá našemu Měsíci a stejně jako on, i Merkur postrádá atmosféru.
Venuše
Také na Venuši toho s dalekohledem moc nepořídíme. Je totiž obklopena
souvislou vrstvou jasných mraků, kterou neproniknou ani větší dalekohledy.
Různé sondy k Venuši a také výzkum pomocí radarů ukazují, že povrch Venuše je
hornatý jako povrch Země.
U Merkura a Venuše, především však na Venuši, můžeme obdobně jako na Měsíci
sledovat změnu jejich podob, tzv. fáze. Samozřejmě je u obou planet
spatříme teprve dalekohledem. V době, kdy tyto planety mají horní konjunkci se
Sluncem, obracejí svou jasnou denní stranu k naší Zemi. Za dolní konjunkce je
k Zemi naopak natočena noční strana Merkura nebo Venuše. Zhruba v době
největší východní nebo západní elongace od Slunce vidíme planety osvětlené z
poloviny. Okamžik, kdy fáze je rovna právě polovině (dichotomie), však
obvykle nepřipadá na datum největší elongace. Podílí se na tom eliptický tvar
planetárních drah. V případě Venuše pak přitom hraje roli i její atmosféra.
V dalekohledu je Venuše nejkrásnější několik dní či týdnů před nebo po
dolní konjunkci se Sluncem. Tehdy se jeví jako uzounký srpek. Jak již bylo
řečeno, dosahuje v této době největší jasnosti. Její jasnost vzroste přibližně
na -4,4 mag. Příležitostně můžeme dobrým dalekohledem zjistit, že růžky jejího
srpku poněkud přečnívají. Takový úkaz u Měsíce nespatříme. Růžky měsíčního
srpku jsou od sebe vzdáleny právě polovinu obvodu jeho kotouče. Přečnívající
růžky Venušina srpku vznikají lomem paprsků v její atmosféře. Vzdálenost
Venuše od naší Země se mění ve velkém rozmezí, a proto také její zdánlivý
průměr kolísá mezi 10 a 64 úhlovými vteřinami. Srpek Venuše má průměr
přibližně 1 úhlovou minutu, přesto ani v této době neuvidíme Venuši prostým
okem jako srpek. K zachycení její fáze však postačí již dobrý triedr.
Mars
Zatímco Merkur ani Venuše na svém povrchu nenabízejí prakticky žádné
podrobnosti, zcela jinak je na tom naše sousední červená planeta Mars. Jde
vlastně o jedinou planetu, na níž ze Země už malým dalekohledem rozeznáváme
povrchové útvary. Jsou ovšem zřetelné pouze v období kolem opozice. Jindy je
Mars od naší Země natolik daleko, že průměr jeho kotoučku dosahuje jen asi 4
úhlové vteřiny a ani velké útvary na něm nespatříme. Během nepříznivé afeliovéopozice může vzrůst na 14 úhlových vteřin, v příznivé periheliovéopozici však
až na 25 úhlových vteřin. Dosti příznivé periheliové opozice však nastali v
letech 1986 a 1988. Při první z nich dosáhl průměr Marsova kotoučku 23,2 a při
druhé 23,8 úhlových vteřin. V roce 1990 to bylo ještě 18,1 úhlové vteřiny a
roku 1993 14,9 úhlové vteřiny. V letech 1995 a 1997 nastali zcela nepříznivé
afeliové opozice, kdy průměr kotoučku dosahuje 13,8 a 14,2 úhlové vteřiny. Při
opozici v roce 1999 naroste tato hodnota na 16,2 úhlové vteřiny. Zvláště
příznivá periheliová opozice nastane 28. srpna 2003, kdy velikost kotoučku
dosáhne 25,1 úhlové vteřiny.
Dokonce i během méně příznivých aféliových opozic můžeme Mars už v
dalekohledu s průměrem objektivu 5 až 6 cm spatřit jako oranžově zabarvený
kotouček. Za příznivých okolností uvidíme také jednu z obou bělavých polárních
čepiček. Přitom bychom měli vědět, že Marsův severní pól je k nám poněkud
přikloněn při opozici, která připadá na dobu, kdy je na severní polokouli Země
jaro. Nastane-li opozice v době našeho pozdního léta a časného podzimu, je k
nám mírně přikloněn jižní pól Marsu.
Že se i na Marsu mění roční doby, poznáme podle jeho polárních čepiček,
které se střídavě objevují a zase mizejí. Kromě polárních čepiček můžeme
zpozorovat ještě další povrchové útvary. K nejtemnějším a nejnápadnějším patří
Syrtis Major - "Velká Syrta". V obracejícím dalekohledu se jeví jako téměř
trojúhelníkový skvrna, jejíž špice míří dolů. Samozřejmě musí být strana Marsu
tímto útvarem natočena k naší Zemi, a to není vždy. Mars se totiž otáčí kolem
své osy za dobu o málo větší než 24 a půl hodiny. Proto máme možnost sledovat
postupně tuto planetu ze všech stran. Kromě několika temných a jasných oblastí
nerozeznáme na Marsu malým dalekohledem nic víc.
Mars doprovázejí dva satelity, Phobos a Deimos; ty ale nejsou malými
dalekohledy pozorovatelné, protože jsou příliš malé (28x20 km a 16x12 km).
Jupiter
Jednou z nejkrásnějších planet pro pozorovatele s malým dalekohledem je
Jupiter. Už malým dalekohledem spatříme jeho čtyři největší satelity. Protože
je pozoroval již roku 1610 Galilei, označují se obvykle jako galeliovské
satelity. Dnes je známo již 28 Jupiterových satelitů, ale zbývajících 24 svítí
natolik slabě, že je lze pozorovat jen velkými dalekohledy, nebo spíše pomocí
kosmických sond.
Oběh čtyř jasných Jupiterových satelitů je velmi působivý. Už během
několika hodin můžeme pozorovat změnu jejich poloh, především u vnitřních,
které se pohybují rychleji. Protože se měsíce pohybují velice blízko u roviny
Jupiterova rovníku a tato rovina míří přesně k nám, pohybují se satelity při
pohledu ze Země střídavě doleva a doprava. Nekreslí tedy souměrné kruhovité
nebo elipsovité dráhy. Ze samotné polohy na dráze nezjistíme, zda je satelit
blíž nebo dál než planeta. Často dochází k těsnému (ovšem zdánlivému)
přiblížení mezi jednotlivými satelity. Jejich drobné, prakticky bodové
kotoučky se někdy jeví tak těsně u sebe, že je malým dalekohledem sotva od
sebe rozlišíme. Časté a působivé jsou následující úkazy:
Satelit je zakryt kotoučem Jupitera, nebo naopak přechází - což je
většinou nepozorovatelné - před je kotoučem. Jindy se satelit pohybuje stínem,
který vrhá planeta - pozorujeme vlastně zatmění onoho měsíce. Rozeznání
nějakých detailů na některém z Jupiterových satelitů, se nám asi z malým
dalekohledem nepodaří.
Samotný Jupiter se ukáže již ve velmi malém dalekohledu jako zřetelný
kotouček. Během opozice vzroste průměr jeho kotoučku měřený na rovníku na 44,2
až 49,8 úhlové vteřiny. Dalekohled průměru 5 až 6 cm ukáže přinejmenším
dvojici mohutných oblačných pásů rovnoběžných s rovníkem. O něco větší
přístroj zachytí ještě další oblačné pásy, také rovnoběžné s Jupiterovým
rovníkem, zatímco samotná rovníková zóna obvykle zůstává jasná. Při pozorném
pohledu a lepším rozlišení dalekohledu spatříme ještě další jemnější útvary.
Zvlášť nápadná je tzv. Velká rudá skvrna na jižní polokouli Jupitera - útvar s
rozměrem přes 40 000 km. Jde o oblačný vír - mohutnou anticyklonu v Jupiterově
atmosféře. Všechny jevy, které na planetě vidíme, patří ostatně k
atmosférickým útvarům.
Zvláště nápadné je zploštění planety, které má hodnotu 1:16. Je patrné již
v malých dalekohledech. Kromě toho se Jupiter ze všech planet nejrychleji
otáčí kolem vlastní osy. Doba rotace na rovníku je 9 hodin 50 minut, ve
vyšších šířkách 9 hodin 55 minut. Během jediné bezoblačné noci můžeme tedy
sledovat celou otočku a tedy celý povrch planety. Podaří se to za opozice,
pokud nastává podzim nebo v zimě. V dobrém amatérském a obracejícím
dalekohledu přitom spatříme dostatek detailů, které se na kotoučku budou
vlivem rotace posouvat zprava doleva.
Saturn
Další krásnou planetou pro pozorovatele s dalekohledem je Saturn. S
přístrojem průměru 5 cm a s 30 až 40násobným zvětšením rozeznáme přinejmenším
náznak jeho prstenců. Mají průměr 278 000km. V dalekohledu uvidíme kotouček
planety s rovníkovým průměrem nejvýše 20,7 úhlové vteřiny a prsteny, které
mají průměr asi 47 úhlových vteřin. Prsteny jsou skloněny vzhledem k rovině
oběžné dráhy planety přibližně 27 stupňů. Proto někdy vidíme ze Země severní
stranu prstenů a jindy jižní stranu. Saturn oběhne kolem Slunce jednou
za 29 a půl roku a dvakrát během této doby jsou k nám prsteny natočeny svou
hranou. Tehdy je v menších přístrojích nelze pozorovat. V letech 1980 až 1995
jsme ze Země pozorovali severní stranu prstenců. Roku 1988 byly nejvíce
rozevřeny, to znamená, že prsteny byly vůči pozemskému pozorovateli nejvíce
nakloněny. V roce 1995 k nám byly natočeny svou hranou. V dalších letech
vidíme jižní stranu prstenů. Nejvíce budou rozevřeny roku 2003.
Dalekohledem o průměru asi 8 cm a nejméně 150násobným zvětšením vidíme v
prstenech také tzv. Cassiniho dělení. Detaily na samotné planetě jsou
obtížněji pozorovatelné než na Jupiteru. Zploštění má hodnotu 1:10, doba
rotace na rovníku 10 hodin 14 minut, ve vyšších šířkách je o několik minut
delší.
Dnes víme, že Saturnovy prsteny jsou tvořeny drobnými tělísky, především
ledovými. Uvnitř a vně prstenů pozorovatelných ze Země existují ještě další,
které byly objeveny kosmickými sondami. Počet známých Saturnových měsíců
vzrostl nyní na téměř 30. Nejjasnějším je Titan, asi 8. hvězdné velikosti.
Dalekohledem s průměrem objektivu asi 5 cm můžeme dobře sledovat, jak vždy za
16 dní dovrší svůj oběh kolem planety. Obíhá přitom ve vzdálenosti 1 221 860 km
od Saturnu. Průměr Titanu měří 5150km. Druhým nejjasnějším satelitem je Rhea
se vzdáleností 527 100 km od planety a oběžnou dobou asi 4 a půl dne. Jeho
velikost činí 1 530km. Také ji může docela dobře zachytit malý dalekohled o
průměru 6 cm. K pozorování dalších měsíců jsou potřebné větší přístroje.
Uran,
Neptun,
Pluto
Další vnější planety Uran, Neptun a Pluto jsou výslovně typické planety pro
dalekohled. Za dobrých podmínek jen Uran v době opozice by mohl být spatřen
dokonce i prostým okem nebo aspoň divadelním kukátkem. Bývá o něco jasnější
než 6 mag. Podobně jako u nejjasnějších planetek potřebujeme také zde
vyhledávací mapku, nebo mapu oblohy, do které si vyneseme Uranovu polohu. V
dalekohledu se planeta jeví jako zelenavě modravý objekt. Obdobně vyhledáme
také Neptuna, který bývá o něco jasnější než 8 mag. Spatříme ho tedy už
dalekohledem o průměru 5 cm. Pluto leží již mimo dosah většiny menších
amatérských dalekohledů a totéž platí i pro satelity těchto tří planet. Zatím
známe u Urana 15 satelitů, u Neptuna 8 a jediný satelit doprovázející Pluto
(Charon).
