Teleskopie XXII: Pozorování planet

1.10.2009 | Ivo Zajonc

O pozorování planet je mezi amatéry neustále velký zájem. Je tomu tak proto, že mnohé jevy v planetární soustavě, jako např. změna fází Venuše, různé úkazy v systému Jupiterových měsíců, přemisťování planet mezi hvězdami, jsou poutavé svojí dynamikou a jsou proto zajímavým divadlem, které uspokojí každého pozorovatele.

Významnou úlohu zde hraje i ta skutečnost, že na povrchu velkých planet uvidíme už malým dalekohledem některé podrobnosti a můžeme pozorovat jejich změny. Důležitá je i ta skutečnost, že poměrně jasné planety najdeme lehce i na prosvětlené obloze našich měst, zatímco pozorování jiných objektů (zejména galaxií, mlhovin) vyžaduje lepší pozorovací podmínky. Na základě zkušeností můžeme konstatovat, že pozorování planet spolu s pozorováním měsíce představuje nejzajímavější činnost pro astronomické kroužky a je zároveň i nejpřitažlivější pro návštěvníky hvězdáren.

Studium povrchu planet bylo po dlouhou dobu oblastí astronomie, ve které se amatéři velmi dobře uplatnili. Jména jako Schröter (1745-1816), Fauth (1867-1941), du Martheray (1892-1955) v této oblasti vědy nemohou být nikdy zapomenuty. I u nás má amatérská planetologie dlouhou a dobrou tradici (Horka, Čacký, Příhoda, Sadil, Neckář aj.).

Na druhou stranu si však můžeme položit otázku, zda v současné době, kdy profesionální astronomická pracoviště mají k dispozici velmi výkonné přístroje a využívají nejrůznější pozorovací a měřící metody, může amatérské pozorování napomoci při získávání nových poznatků. Většina amatérských pozorování, i pokud se uskutečňují pomocí vhodných přístrojů a metod, má jen charakter vědecko-technické tvořivosti, která naplňuje touhu mladých i starších po poznání a tvořivé práci. Zvlášť cenné je jejich využití v různých formách mimoškolní výchovy a přípravě na budoucí povolání.

K vědecky použitelným patří zejména delší série pozorování určitého objektu dostatečně výkonným přístrojem. Takový materiál je vhodný pro porovnávání nebo doplnění profesionálních pozorování, zejména při sledování změn na povrchu planet. Vlastní výzkum povrchu jednotlivých členů planetární soustavy však dnes plně náleží kosmickým sondám. Je to první oblast astronomie, která přešla k přímému studiu svých objektů pomocí zařízení pracujících automaticky na oběžných drahách v blízkosti jednotlivých planet, odkud se dozvídáme neustále další podrobnosti. Mnohá tato zařízení pracovala dokonce přímo na povrchu planet (Veněra na Venuši, Viking na Marsu aj.).

Přístroje pro amatérské pozorování planet

Zajímavé pozorování planet můžeme vykonat už pouhým okem, případně jednoduchým úhloměrným přístrojem bez dalekohledu. Tak můžeme sledovat např. zajímavý pohyb planet mezi stálicemi na obloze. Zde je třeba si uvědomit skutečnost, že hvězdáři až do Galileových časů (do roku 1610) neměli k dispozici dalekohled, přesto se jim podařilo objasnit základní zákonitosti pohybu planet (Koperník, Kepler).

Malý triedr nebo jednoduchý dalekohled z okulárových skel nám umožní uvidět na vlastní oči fáze Venuše, 4 Jupiterovy měsíce, případně vyhledat planety Uran a Neptun mezi hvězdami.

Podle mínění odborníků je možné získat vědecky cenné pozorování přístroji s minimálním průměrem objektivu 150 mm. Pokud nám však jde o cvičné pozorování nebo demonstraci planet pro veřejnost, postačí nám i menší přístroj o průměru 60 – 100 mm se zvětšením přibližně 100násobným. Všeobecně se v těchto případech doporučují dalekohledy s nižší světelností, tedy takové, které mají objektiv s poměrně velkou ohniskovou vzdáleností v porovnání s jejich průměrem. Poměr průměru objektivu a jeho ohniskové vzdálenosti by měl být 1:15 až 1:20. Takové vlastnosti mají zejména refraktory (čočkové dalekohledy), ze zrcadlových teleskopů (reflektorů) zejména Cassegrainův typ.

Pokud jde o okuláry, doporučuje se monocentrický okulár podle Steinheila, který představuje systém třech spolu stmelených čoček. Vhodné jsou i ortoskopické okuláry.

U dalekohledů běžné světelnosti (1:15) se doporučuje použít zvětšení, které se rovná průměru objektivu v milimetrech (Dmm). Za výjimečně dobrých podmínek je možné zvětšení zvýšit na 1,5 až 2násobek této hodnoty (1,5 Dmm až 2 Dmm).

Abychom získali představu o tom, jakou viditelnost detailů můžeme při pozorování planet očekávat od našeho dalekohledu, musíme si uvědomit, jaká je jeho rozlišovací schopnost d” a jaké jsou zdánlivé úhlové rozměry planet na obloze. Rozlišovací schopnost vypočítáme podle vzorce:

d” = 138”/Dmm,

kde Dmm představuje průměr objektivu v milimetrech. Rozlišovací schopnost nám udává, jaká je vzájemná nejmenší vzdálenost bodů (v obloukových sekundách), které můžeme dalekohledem od sebe odlišit. Aby však tuto rozlišovací schopnost mohlo využít naše oko, musí být vzdálenost d” zvětšená na 60” až 120”. To jsou totiž hodnoty, které charakterizují rozlišovací schopnost našeho oka. Zvětšení, které odpovídá tomuto požadavku (rozlišovací zvětšení), je pro každý průměr objektivu jiné.

Tab. 1

Všimněte si teď, jakých úhlových rozměrů mohou dosáhnout kotoučky jednotlivých planet na obloze.

Tab. 2

Následující obrázek nám přináší porovnání významných objektů planetární soustavy tak, jak je uvidíme dalekohledem při jejich nejmenší a největší vzdálenosti od Země.

Obr. 1

Každý si dovede představit úplněk Měsíce na naší obloze, který má průměr přibližně 30′. Můžeme ho proto použít pro porovnání se zdánlivou velikostí planet pozorovaných při různých zvětšeních dalekohledem. Následující tabulka uvádí, kolikrát musíme příslušný planetární objekt zvětšit, abychom ho uviděli tak velký, jak vidíme měsíční úplněk samotným okem.

Pro pozorování planet se v některých případech doporučuje použití barevných filtrů. Jsou to zejména filtry RGT (červený), GG11 (žlutý), VG8 (zelený), BG23 (modrý). Filtry zvětšují kontrast barevných detailů na planetách (Mars, Jupiter). Pro velmi jasné objekty (např. pro Venuši) je vhodný i neutrální šedý filtr. Pokud můžeme sledovat objekt v dalekohledu oběma očima, výsledky pozorování jsou podstatně lepší. To předpokládá mít k dispozici binokulární nástavec. Je možné použít zařízení, které je součástí větších mikroskopů. Upevníme ho vhodným způsobem na okulárový výtah dalekohledu, přičemž musíme počítat se zkrácením mechanické délky dalekohledu.

Tab. 3

Vyhledávání planet a podmínky jejich pozorování

Při vyhledávání planet na obloze musíme postupovat jinak než při sledování hvězd – stálic. Protože neustále mění svoje místo na obloze, nenajdeme je zakreslené ve hvězdné mapě. Nejvýhodnější proto bude, pokud si vyhledáme polohu planety pro zvolený den v astronomické ročence, zakreslíme si ji do mapy a večer potom planetu vyhledáme na obloze. U prvních pěti planet nám postačí, pokud si zjistíme souhvězdí, ve kterém se těleso v daném období nachází. Protože jde o jasné objekty, lehce už potom planetu rozpoznáme od ostatních hvězd – stálic. Nápadnou vlastností světla planet je jeho stálost – planety na rozdíl od hvězd svítí klidným světlem a téměř neblikají (nescintilují). Mají většinou i svojí barvu, o které se ještě zmíníme.

Protože roviny drah planet jsou téměř shodné, objevují se na obloze v poměrně úzkém pásu okolo ekliptiky (zdánlivé roční dráhy Slunce), ve kterém se nacházejí i známá souhvězdí zvěrokruhu.

Vzhledem k postavení planet v naší sluneční soustavě rozeznáváme z našeho hlediska planety vnitřní, jejichž dráha se nachází ve vnitřku dráhy Země (Merkur, Venuše), a planety vnější (Mars, Jupiter, Saturn, Uran, Neptun).

Při pozorování vnějších planet je potřeba vědět, kdy se planeta nachází v takzvané opozici, anebo v kvadratuře. U Merkuru a Venuše jsou z tohoto hlediska významné největší západní a východní elongace. Jsou to polohy planet poskytující nejlepší pozorovací podmínky. Podrobné vysvětlení najdete v kapitole “Elongace a jasnosti“. Podmínky pozorování planet jsou ovlivněné velmi podstatně i bezprostředním okolím (umělé osvětlení, dým, mlha), které můžeme zlepšit vhodným výběrem pozorovacího místa. Kromě toho se však uplatňují i další vlastnosti ovzduší (oblačnost, neklid atmosféry). Je samozřejmé, že si pro naše pozorování vybíráme pokud možno jasné noci. Proudění atmosféry (turbulence) jsou velmi proměnlivé. Je příčinou neklidu obrazu v dalekohledu – obrys planety se chvěje, jako by se nacházel pod vodní hladinou. Čím je objekt výše nad obzorem, tím bývá turbulence slabší. Snažíme se proto planety pozorovat v období, kdy vrcholí. Podmínky pozorování hodnotíme 5člennou stupnicí:

1. stupeň – obraz planety naprosto klidný, podrobnosti jsou stále viditelné

2. stupeň – podrobnosti jasně viditelné, i když občas mizí

3. stupeň – obraz většinou klidný, větší podrobnosti stále, menší jen občas viditelné

4. stupeň – obraz kotouče planety je zřetelný, neklidný, podrobnosti jen občas viditelné

5. stupeň – okraj kotouče planety je rozmazaný, obraz se třese, podrobnosti jen občas slabě viditelné

Pro předběžné posouzení podmínek pro pozorování nám může posloužit i jasná stálice, která je na obloze v oblasti planety. Pokud nápadně „bliká“, je pravděpodobné, že je silná turbulence ovzduší a že pozorování bude rušené. Pokud je světlo stálice klidné, můžeme očekávat dobré pozorovací podmínky.

Kvalitu pozorování podstatně snižuje svit Měsíce, proto se mu pokud možno vyhýbáme.

Kreslení planet

Nejlepší metodou studia povrchu planet je kreslení obrazu, který vidíme v dalekohledu. I když je samozřejmě fotografie při reprodukci sledovaných objektů nejobjektivnější, není v případě studia planet výhodná, protože zachytí neporovnatelně méně detailů, než uvidí lidské oko v okuláru dalekohledu.

Při kreslení udržujeme obraz planety stále uprostřed zorného pole dalekohledu. Nejprve si obraz důkladně prohlédneme a potom začneme s kreslením. Merkur, Venuši a Mars kreslíme do předem narýsovaných kružnic s průměrem 50 mm, kresby Jupiteru a Saturnu, které jsou zřetelně zploštělé, rýsujeme do elips, které si předkreslíme podle připravené šablony. Rozměry elips jsou pro Jupiter 50 mm (rovníkový průměr) a 47 mm (polární průměr), pro Saturn je to 50 mm a 46 mm. Vnitřní rozměr prstenců Saturnu volíme asi 71 mm, vnější 115 mm. Kreslíme na vhodný karton, používáme tužky různých tvrdostí. Tmavé odstíny naznačíme sytostí kresby, světlá místa označujeme číslováním od 1 (nejjasnější odstín) až po 5 (nejméně jasný odstín). Umístění jednotlivých detailů je nutné odhadnout navázáním na už známé a zakreslené podrobnosti.

Pozorovatel musí mít při kreslení dostatečné pohodlí, papír si osvětluje tlumeným světlem. Na každé kresbě je nutné označit okraj kotoučku, který se nachází ve směru zdánlivého pohybu planety. Kreslení nesmí trvat dlouho (10 – 15 minut), protože následkem rotace planety se posouvá i poloha jednotlivých detailů. Ke každé kresbě připojujeme následující údaje: a – datum a časový údaj pozorování, b – druh přístroje, jeho průměr a zvětšení, c – zhodnocení podmínek pozorování podle 5členné stupnice, případně záznam o rušivých vlivech (oblačnost, měsíční svit), d – jméno pozorovatele a místo pozorování.

Pozorování planet za denního světla

Pokud jde o Venuši, její pozorování přes den nečiní žádné problémy, je-li dostatečně daleko od Slunce a dostatečně vysoko nad obzorem a pokud naše oči nejsou rušené přímým slunečním světlem. Musíme však znát směr na obloze, ve kterém se planeta nachází. Zde nám pomůže přepočet polohy zjištěné z astronomické ročenky na obzorníkové souřadnice (z deklinace a rektascenze na výšku nad obzorem a azimut). Velmi výhodné je vyhledat Venuši nebo jinou planetu v období její konjunkce s Měsícem, který je i přes den dobře viditelný a zároveň nám poskytuje opěrný bod, od kterého můžeme odměřit patřičné vzdálenosti a najít tak hledanou planetu.

Možnosti vyhledání planet přes den jsou podstatně větší, pokud použijeme dalekohled, který nám znásobí jasnost planety, přičemž jasnost pozadí (oblohy) klesá nebo zůstává nezměněná. Abychom snadněji našli hledanou planetu, využijeme na pozorování dobu, kdy v místě pozorování vrcholí a kdy se nachází přesně nad jižním bodem obzoru. Příslušné časové údaje najdeme v astronomické ročence a upravíme je korekcí pro danou zeměpisnou polohu. Výšku nad obzorem si vypočítáme, pokud spočítáme deklinaci objektu a výšku rovníku nad obzorem pro danou zeměpisnou šířku. Dalekohled orientujeme přesně na jih a potom ho zaměříme do vypočítané výšky nad obzor. Planetu bychom měli potom v určeném okamžiku uvidět v zorném poli přístroje.

Pozorování jednotlivých planet

Merkur

Obr. 2

Vzhledem k malému průměru dráhy Merkuru může tato planeta dosáhnout na naší obloze vzdálenost od Slunce nanejvýš 27° 45′. Za těchto okolností zůstává stále v oblasti ozářené Sluncem, a proto vyhledání Merkuru nepatří k nejlehčím úlohám, i když planeta dosahuje velké jasnosti (-1,6 až +1,7 m). Podmínkou úspěchu je čisté ovzduší nad obzorem a volný výhled po obloze až k horizontu.

Pokud je Merkur v západní elongaci, vychází nanejvýš 2 hodiny před Sluncem, zatímco ve východní elongaci zapadá nanejvýš 2 hodiny po Slunci. Nejvýhodnější je, pokud východní elongace připadá na období jarní rovnodennosti nebo pokud západní elongace připadá na podzimní rovnodennost. Ekliptika totiž v tomto případě svírá s obzorem největší úhel a planeta dosáhne velké výšky nad obzorem v okamžiku, kdy Slunce zapadá nebo vychází. Zakalení ovzduší, které se drží při horizontu, nám potom tolik nevadí a máme větší pravděpodobnost, že se nám podaří planetu uvidět.

Venuše

Vzhledem k většímu průměru své dráhy se Venuše dostává na obloze do poloh více vzdálených od Slunce. Může to být až 48° západním nebo východním směrem. Venuše potom může vycházet až 4 hodiny před Sluncem, resp. zapadat až 4 hodiny po Slunci. Po východní elongaci, kdy je Venuše Večernicí, vstupuje za 144 dní do západní elongace, kdy je Jitřenkou. Za dalších 440 dní obchází Slunce, prochází horní konjunkcí a objeví se znovu ve východní elongaci.

Protože je Venuše po Slunci a Měsíci nejjasnějším objektem (dosahuje až -4,3 m), je poměrně lehké ji vyhledat a to nejenom po setmění, ale v době její nejvyšší jasnosti (35 dní před a po dolní konjunkci) i přes den. Pro její pozorování doporučují odborníci právě denní dobu a to zejména proto, že objekt je v tu dobu výše nad obzorem (turbulence vzduchu je slabší) a světlé pozadí oblohy je při pozorování tohoto velmi jasného objektu vhodnější než tmavé noční nebe.

V příznivých polohách planety před a po dolní konjunkci můžeme rozeznat její fáze už při malém zvětšení, např. triedrem. Zajímavým pozorováním pro malé amatérské dalekohledy je sledování tvaru fází Venuše a jejího terminátoru (hranice světla a stínu). Objevují se tu totiž často nerovnosti (výběžky a zářezy), které vznikají v oblačném obalu planety.

„Růžky“ Venušiny fáze také často projevují různé nepravidelnosti, které spočívají v jejich zakřivení, otupení apod. Zvlášť pozoruhodné je prodlužování růžků při malé fázi (okolo dolní konjunkce), kdy mohou obepínat více než 180° viditelného obvodu planety nebo se mohou dokonce spojit, čímž vzniká okolo planety tenký prstenec. Tehdy vidíme vlastně její atmosféru, osvětlenou z protilehlé strany Sluncem. Většími přístroji, zejména reflektory, je možné pozorovat i slabý svit neosvětlené části Venuše (popelavý svit), případně světlejší skvrny na neosvětlené části.

Mars

Obr. 3

Pro pozorování Marsu je nejvýhodnějším obdobím jeho opozice, kdy je planeta nad obzorem po celou noc a má zároveň největší zdánlivý průměr. Opozice nastává každý druhý rok, ale nejvýhodnější je tehdy, když je Mars současně v periheliu, protože potom je i jeho vzdálenost od Země nejmenší. Periheliové opozice, nazývané také „velké opozice“, nastávají v období od konce srpna do začátku září.

Mars má typickou červenu barvu, která nám ho pomůže identifikovat mezi hvězdami. V určitém období pozorujeme, že není osvětlený celý disk planety. Vytvářejí se tu tedy také fáze, i když ne tak nápadné jako např. u Venuše. Připomínají Měsíc krátce před nebo po úplňku.

Obr. 4

Nejtypičtější objekty na Marsu – polární čepičky – nám za opozice ukáže už malý dalekohled s objektivem o průměru 40 mm při 30násobném zvětšení. Větším přístrojem můžeme sledovat, jak se mění rozsah polárních čepiček v průběhu marťanského roku. Dále se můžeme pokusit vyhledat jednotlivé detaily na povrchu, jejichž viditelnost je velmi proměnlivá. Má na tom zásluhu oblačnost v atmosféře Marsu a také prachové bouřky, které tam jsou poměrně časté. Velké části povrchu občas pokrývá jinovatka, která vytváří rozsáhlé bílé skvrny. Oblačnost můžeme sledovat podle toho, jak pod ní postupně mizí a zase se objevují známé detaily povrchu, nebo se můžeme pokusit pozorovat oblaky na okraji disku planety, kde se promítají na tmavém pozadí oblohy. I když v současnosti máme k dispozici přesné mapy získané kosmickými sondami, přinášíme jednoduchou mapu hlavních objektů, které byly zjištěné ještě podle teleskopických pozorování, protože je pro naše účely nejvhodnější.

Protože rotace planety trvá 24 h 37,4 min, máme možnost za 40 dní prostudovat postupně celý povrch Marsu, pokud budeme pozorovat denně v tu samou hodinu. Při orientaci podle mapy a také při kreslení si musíme z Hvězdářské ročenky zjistit, který poledník prochází v době pozorování středem Marsova disku. Vzhledem ke sklonu osy Marsu se k nám někdy přiklání více severní, jindy jižní polokoule této planety.

Mars patří k objektům, které jsou náročné na přístrojové vybavení i na zkušenost pozorovatele. S výjimkou období opozice není příliš vděčným objektem pro popularizační účely.

Jupiter

Obr. 5

V oblasti pozorování planet patří Jupiter k nejpozoruhodnějším, a proto i k nejvyhledávanějším objektům. Jeho velký zdánlivý průměr (až 50”) a velká jasnost (až -2,4 m) způsobují, že je po Venuši nejnápadnější planetou. Jeho disk je možné rozeznat už při 10násobném zvětšení, 30násobné zvětšení nám ukáže, že je Jupiter následkem rychlé rotace zploštělý (polární průměr je o 1/15 kratší než rovníkový).

Malým dalekohledem o průměru objektivu 50 mm uvidíme po obou stranách rovníku dva tmavé pásy, zatímco vlastní rovníková oblast je světlá. Podobně ve vyšších šířkách rozeznáme další dva tmavé pruhy a ve větších přístrojích ještě další, které pokračují až k pólům. Všechny pásy jsou rovnoběžné s rovníkem. Na jižním okraji jižního rovníkového pásu uvidíme jakýsi zářez, ve kterém se občas objevuje tzv. červená skvrna. Většina detailů na Jupiteru má velmi proměnlivý charakter, protože patří k jeho plynné atmosféře.

Protože rotace planety trvá jenom 10 hodin, útvary viditelné na Jupiteru se na disku planety rychle přemisťují.

Čtyři největší Jupiterovy měsíce, které uvidíme už triedrem nebo malým dalekohledem, mohou být zdrojem dalších zajímavých pozorování. Jejich dráhy se nacházejí v rovníkové rovině planety, proto při pozorování ze Země vidíme Jupiter a jeho měsíce stále v jedné přímce. Velmi vděčné je pozorování změn jejich polohy a dalších úkazů spojených s přechodem měsíců před a za planetou.

Tab. 4

Saturn

Obr. 6

Podobně jako Jupiter patří i Saturn k velmi vděčným objektům, a to zejména pro jeho zvláštní prstenec, který můžeme uvidět už při 30násobném zvětšení malým dalekohledem. Slabší optické přístroje nám ukáží planetu jenom jako zploštělý útvar, prstenec zde splývá s diskem planety. Světlo Saturnu má nažloutlé zbarvení a jeho jasnost se mění v rozmezí 2 m, zejména v závislosti na poloze prstence. Opozice Saturnu se opakují po 1 roce a 13 dnech.

Pásy na povrchu Saturnu jsou podstatně méně zřetelné než pásy Jupiteru a jsou chudší na detaily. Je to způsobeno především tím, že průměr kotouče Saturnu na obloze je podstatně menší než průměr Jupiteru. I snímky z kosmických sond dokazují, že Saturnovy pásy jsou bez nápadných struktur. Můžeme je vidět v dalekohledu o průměru objektivu nejméně 10 cm. Jejich označení je podobné jako u Jupiterových pruhů.

Rotace Saturnu trvá přibližně 10 h 14 min, tedy i zde je zdánlivý pohyb detailů na povrchu velmi rychlý. Skvrny se na disku Saturnu objevují poměrně vzácně. Zploštění planety je větší než u Jupiteru, polární rozměr disku je přibližně o 1/10 menší než rovníkový.

I když na dnes na základě zpráv z kosmických sond víme, že Saturnův prstenec je složený z velkého počtu sekundárních prstenců, v dalekohledu můžeme vidět jen 3 jeho soustředné části označované A, B, C. Štěrbinu mezi prstenci A a B – tzv. Cassiniho dělení – rozlišíme při vhodné poloze prstence dalekohledem o průměru 8 cm. Větší přístroje rozeznají v prstenci A ještě tmavou tzv. Enckeho línii. Prstenec B přechází do velmi jemného prstence C. Mezi nimi je jemná mezera.

Při větším zvětšení je možné pozorovat i stín, který vrhá Saturn na svůj prstenec. Protože stín se objeví vždy na té části prstence, která je za planetou, můžeme si pomocí něho ověřit, zda se za planetou nachází vrchní nebo spodní viditelná část prstence. Při opozici je stín za Saturnovým diskem, a proto ho nevidíme, před opozicí je posunutý na západ (v astronomickém dalekohledu vlevo), po opozici na východ (v dalekohledu vpravo) od planety. V určitém období prstenec zcela mizí. Je to tehdy, pokud je k nám obrácený svojí hranou nebo pokud je k nám obrácená jeho neosvětlená část. Zmizení prstence se opakuje vždy po 15 letech.

Nejjasnější měsíc Saturnu je Titan; uvidíme ho jako hvězdičku 8,3 m. Při své elongaci se nachází ve vzdálenosti asi osmi velkých poloos prstence na východ nebo na západ od planety. Uvidíme ho už v malých přístrojích. Tři další měsíce (Thetys 10,3 m, Dione 10,5 m, Rhea 9,7 m) bychom měli vidět za příznivých okolností dalekohledem o průměru 10 cm v blízkosti planety.

Tab. 5

Uran

Na jeho vyhledání nám postačí i dobrý zrak, pokud známe jeho polohu mezi stálicemi, kterou můžeme zjistit z Hvězdářské ročenky. Jeho jasnost (+5,6 až 6,0 m) je právě na hranici viditelnosti pouhým okem. Už v malém dalekohledu je nápadná zelená barva Uranu. Abychom mohli rozpoznat jeho kotouč, musíme použít dalekohled s průměrem objektivu nejméně 10 cm. Uran se přemisťuje mezi stálicemi o 4 – 5° za rok.

Neptun

Pro vyhledání Neptunu (7,7 m) musíme použít podrobnější hvězdnou mapu s přesně zakreslenou polohou planety. Za dobrých pozorovacích podmínek ji potom lehce uvidíme i malý triedrem. Vědecky cenné jsou pozorování změn v jasnosti Neptunu (a též i Uranu), které jsou pravděpodobně závislé na sluneční činnosti. Planety přitom pozorujeme metodami používanými pro proměnné hvězdy.

Planetky

O sledování planetek platí to samé, co jsme si povídali o pozorování planety Neptun. Pro nepatrné rozměry mají na obloze vzhled slabých hvězd. Amatér se může pokusit vyhledat planetky Ceres (7,4 m), Pallas (8,5 m) a Vesta (6,8 m), nejlépe v období jejich vhodných opozic (podívej se do příslušné Hvězdářské ročenky). Zajímavá jsou fotografická sledování, vědecky cenné je studium změn jasnosti těchto objektů.

Původní článek byl publikován v Astronomické ročenke (SK).

Články ze seriálu TELESKOPIE byly v minulých letech postupně uveřejňovány v Astronomické ročenke vydávané Slovenskou ústrednou hvezdárňou v Hurbanove. Děkujeme vedení tohoto ústavu za souhlas se zveřejněním těchto příspěvků na webu Jihlavské astronomické společnosti. Seriál je třeba chápat především v historických souvislostech. Mnohé informace jsou dnes již neaktuální.


Webové stránky vytvořil DUOWEB.cz