Planety

Merkur

Merkur je často viditelný triedrem nebo i pouhým  okem, ale je vždy velmi blízko Slunce a je těžké ho uvidět na zesvětlené obloze. Jeho jasnost  je více než jasnější hvězdy, avšak v přesvětlení zapadajícím či vycházejícím Sluncem jeho záře snadno zaniká.

Merkur má velmi tenkou atmosféru, složenou z atomů vyražených z jeho povrchu slunečním větrem. Protože je povrch Merkura velmi horký, tyto atomy rychle unikají do vesmíru. Takže v protikladu se Zemí nebo s Venuší, jejichž atmosféry jsou stabilní, Merkurova atmosféra je proměnlivá a musí být neustále doplňována. Tlak atmosféry na povrchu je menší než 10 Pa, tedy v pozemských měřítkách ultravysoké vakuum, daleko vyšší tlak má i vakuum v běžné žárovce. Atmosféra je složená především z kyslíku a sodíku, vodíku a helia. Helium pochází pravděpodobně ze slunečního větru, i když část plynu se může uvolňovat také z nitra planety, zatímco ostatní prvky jsou uvolňovány z povrchu a doneseného meteoritického materiálu fotoionizací dopadajícím slunečním zářením. Merkurova atmosféra je tak řídká, že atomy plynů se v ní pohybují po balistických drahách a daleko častěji se srážejí s povrchem planety než samy mezi sebou.

Merkur je v mnoha směrech podobný Měsíci. Jeho povrch je velice starý a pokrytý krátery. Obsahuje prohlubně vytvořené mnohonásobnými dopady a mnoho lávových toků. Velikost kráterů se pohybuje od 100 metrů  až do 1300 kilometrů. Mají různé stupně zachování původního tvaru. Některé krátery jsou mladé s ostrými hranami a jasnými paprsky, které z nich vyčnívají, viz doprovodný obrázek vlevo. Merkur nemá žádnou tektonickou činnost, která by povrch omlazovala, podobně jako Měsíc. Kdyby jste se mohli projít po jeho povrchu, spatřili by jste podivný svět, velmi podobný tomu měsíčnímu. Merkurovy oválné, prachem pokryté kopce jsou nahlodávány erozivní činností dopadajících meteoritů, kterými je povrch neustále bombardován. Stěny geologických zlomů a rozsedlin povstávají na výšku několik kilometrů a táhnou se v délce stovek kilometrů

Významná Data

Venuše

Zpočátku si lidé neuvědomovali, že "Večernice" a "Jitřenka" je ve skutečnosti stejná planeta. To bylo již hodně dávno.
Astronomové se nyní někdy zmiňují o Venuši jako o sestře Země. Obě mají podobnou velikost, hustotu a objem. Obě vznikly ve stejné době zahuštěním ze stejné mlhoviny. Nicméně, během posledních málo roků vědci přišli na to, že tady podobnosti končí. Nemá žádné oceány a je obklopena hustou atmosférou, složenou převážně z oxidu uhličitého a v atmosféře se nachází i kapky kyseliny sírové. V atmosféře nenaleznete téměř žádné vodní páry. Na povrchu je atmosférický tlak 90 x větší než na Zemi v nulové nadmořské výšce.

Venuše je po Měsíci nejjasnější objekt na noční obloze. Má na to nárok, protože je Zemi nejblíže. Venuši lze pozorovat ráno nebo večer. Na Venuši lze už triedrem nebo malým dalekohledem pozorovat fáze dne, ale jak je známo, Venuše je obklopena hustou atmosférou, takže dalekohledy lze pozorovat jen atmosféru.

Povrch Venuše dosahuje teplot 500 stupňů Celsia (900° F). Hlavní příčinou této vysoké teploty je pokročilé stádium skleníkového efektu, který je způsoben hustou atmosférou uhlíku. Sluneční záření je zadržováno hustou atmosférou, která nedovoluje jeho vyzáření do kosmu. Tento efekt způsobuje, že Venuše je dokonce teplejší než planeta Merkur, která je ke Slunci nejblíže.
Díky husté atmosféře je na povrchu Venuše obrovský tlak. Dle výzkumu je tento tlak 92x větší než na Zemi.

Atmosféra

Atmosféra Venuše je poměrně hustá a především značně horká. U povrchu je atmosférický tlak devadesátkrát větší než u nás na Zemi. Stejný tlak působí u nás na ponorku, která je 3000 m pod hladinou oceánu.
Ve složení atmosféry je dominantní oxid uhličitý, jimž je tvořena z 96 %. Dále pak je 3 % zastoupen dusík a v 1 % atmosféry jsou schovány prvky jako: oxid siřičitý, vodní páry, oxid uhelnatý, argon, hélium, neon, chlorovodík a fluorovodík.

Vysoká koncentrace oxid uhličitého je příčinou silného skleníkového efektu, jevu, kdy sluneční paprsky procházejí skrze atmosféru, ale teplo, které se vytvoří jejich dopadem již atmosféra ven nepustí. Bylo vypočítáno, že Venuše odráží pouhé 2 % slunečního světla, všechno ostatní je přeměněno na jinou vlnovou délku. V případě Venuše především v teplo, tedy v infračervené záření, které je polapeno v mracích oxidu uhličitého. Situaci ozřejmuje obrázek, na kterém je vidět povrchová teplota kolem 460° C (860° F) a postupné ochlazování ve vyšších vrstvách.

Měření sondami, které zkoumaly teplotu atmosféry přineslo zajímavé poznatky. Teplota ve stejné výšce je přibližně stejná, ať se jedná o oblast nad rovníkem či oblast na póly Venuše. Dále se zjistilo, že teplota atmosféry Venuše se v oblasti, na kterou Slunce svítí, se také příliš neliší od oblasti, kde je noc. Příčinu tohoto jevu je zřejmě nutno hledat v proudění větrů, které v horních vrstvách atmosféry vanou vysokou rychlostí (360 km/h).

Jednou ze zajímavostí atmosféry jsou černé skvrny, které krouží v jejích horních vrstvách. Podle výzkumníků Texaské univerzity Dirk Schulz-Makuch a Louis Irwin může planeta obsahovat v horní atmosféře vhodné místo pro život. Dle jejich slov není Venuše z astrobiologického hlediska zcela ztracena. K podpoře svého tvrzení použili výsledky archivních dat z ruských sond Veněra a amerických sond Pioneer Venus a Magellan. Chemické složení atmosféry Venuše naznačuje, že se tam odehrává něco zvláštního - odpovědí může být bakteriální život. Výzkumníci našli sirovodík a oxid siřičitý, plyny, které spolu za běžných podmínek reagují - pokud neexistuje jejich zdroj, nejsou nikde nalézány společně. Nalezen byl také sirouhlík, plyn, který za běžných podmínek pochází pouze z biologických zdrojů. Sirovodík a sirouhlík mohou pocházet z neznámého nebiologického zdroje, ale tyto reakce k účinnosti vyžadují katalyzátory. Na Zemi jsou nejlepšími katalyzátory bakterie. Podle této teorie mohou bakterie žít v mracích ve výšce 20 km v atmosféře Venuše. Tam jsou podmínky poměrně mírné. Teplota je přibližně 70 stupňů Celsia, tlak odpovídá jedné atmosféře a Venušina atmosféra v těchto výškách obsahuje vodní kapičky. Bakterie by mohly jako energetický zdroj využívat ultrafialové záření ze Slunce. Tím by se vysvětlily neobvyklé tmavé skvrny na UV snímcích planety.

Historie výzkumu

Venuše

Vysvětlení jména

Venuše, perla oblohy, starověkými astronomy zvaná též Jitřenka nebo Večerka. Venuše nese jméno podle řecké bohyně jara a probouzející se přírody, později však známé jako bohyně lásky a krásy a stejně tak, jako je tajemná láska, tak i Venuše před námi skrývá svou tvář a halí ji do oblaků a par. Toto jméno jí snad bylo přisouzeno díky jasnosti Venuše na obloze. A když se mnohem později určovala jména objektů na povrchu, objevitelé pokračovali a byla jim, až na pár výjimek, dána ženská jména.

Popis tělesa

Zpočátku si lidé neuvědomovali, že "Večernice" a "Jitřenka" je ve skutečnosti stejná planeta. To bylo již hodně dávno.
Astronomové se nyní někdy zmiňují o Venuši jako o sestře Země. Obě mají podobnou velikost, hustotu a objem. Obě vznikly ve stejné době zahuštěním ze stejné mlhoviny. Nicméně, během posledních málo roků vědci přišli na to, že tady podobnosti končí. Nemá žádné oceány a je obklopena hustou atmosférou, složenou převážně z oxidu uhličitého a v atmosféře se nachází i kapky kyseliny sírové. V atmosféře nenaleznete téměř žádné vodní páry. Na povrchu je atmosférický tlak 90 x větší než na Zemi v nulové nadmořské výšce.

Pozorování

Venuše je po Měsíci nejjasnější objekt na noční obloze. Má na to nárok, protože je Zemi nejblíže. Venuši lze pozorovat ráno nebo večer. Na Venuši lze už triedrem nebo malým dalekohledem pozorovat fáze dne, ale jak je známo, Venuše je obklopena hustou atmosférou, takže dalekohledy lze pozorovat jen atmosféru.

Mars

Povrch Marsu je obrazem dlouhého a složitého geologického vývoje. I když na Zemi také probíhaly podobné děje, na Marsu byly zřejmě mnohem dramatičtější patrně proto, že má menší hmotnost i gravitaci, a také proto, že zde nedocházelo k deskové tektonice. Nejnápadnější je rozdíl mezi hladkými nížinami vulkanického původu na severní polokouli a hornatým terénem jižní polokoule, rozrytým krátery. Ve vulkanické oblasti Tharsis je vyvýšená lávová kupole, jejíž příčný rozměr je 5 000 km. Nejvyšší vulkanickou strukturou na Marsu a v celé sluneční soustavě je Olympus Mons. Poblíž masívu Tharsis jsou tři další vyhaslé sopky: Arsia Mons, Ascraeus Mons a Pavonis Mons. Všechny mají průměr základny stovky kilometrů a dosahují do výšky okolo 17 km. Je možné, že na Zemi způsobí desková tektonika posunutí sopek a odkrytí vrstev lávy pod nimi a tím vznikne řetěz vulkánů, na Marsu ale zůstávají sopky na místě a zvětšují se. Na východ od Tharsisu se do vzdálenosti 4 500 km táhne Valles Marineris. Některá údolí Marsu jsou zlomové systémy, ale jiná, např. Valles Marineris a další, jsou koryta někdejších řek. Některé povrchové struktury jsou považovány za dno vyschlého moře. To vše znamená, že někdy v minulosti muselo být na Marsu značně odlišné klima a hustší atmosféra. Je možné, že se všechna voda vsákla do povrchových vrstev a zmrzla. Pravděpodobnější ale je, že malá gravitace Marsu nedokázala atmosféru a vodu udržet.
Jižní polokouli dominují dvě velké pánve, vzniklé dopadem cizích těles: Hellas (1 800 km) a Argyre (900 km). Existují zde dva typy terénu: staré horniny téměř úplně pokryté krátery, rozryté kanály a mezikráterové roviny, které jsou méně členité. Na mnohých kráterech jsou zřejmé stopy eroze, způsobené prachovými bouřemi, které na Marsu řádí. Jsou zde i písečné duny, které se větrem přesouvají. Výše položené krátery vypadají vyhlazené, což je pravděpodobně dáno vlivem podložního ledu, který způsobil pomalou, "plazivou" deformaci stěn.
Polární čepičky jsou asi z tuhého oxidu uhličitého, pod nimiž by mohla být vrstva ledu. Severní polární čepička se v létě ohřívá natolik, že se oxid uhličitý vypaří do atmosféry, což neplatí pro čepičku na jižním pólu, kde je vrstva tuhého CO₂ trvalá.

Planeta Mars patří mezi planety, které je možné na obloze nalézt pouhým okem. Pro detailnější pozorování se ovšem bez dalekohledu neobejdeme.

V dalekohledu uvidíme Mars na obloze jako malý kotouček se světlejšími a tmavšími oblastmi a s jasně bílou skvrnou u jednoho z pólů, severní nebo jižní polární čepičkou.Takto ho ale můžeme vidět je za opravdu dobrých podmínek, kdy je klidná a čistá obloha , běžně je tato planeta vidět jako na fotografii vlevo. Čas od času by se vám mohlo podařit spatřit jemné bílé mraky nebo dokonce žlutý zákal zakrývající rozsáhlé oblasti planet. - prachovou bouři.

Protože je jeho oběžná dráha výrazně excentrická, jeho vzdálenost od Země v opozici se mění v rozmezí 56 až 101 milionů km. Tím je dáno kolísání pozorovaného průměru v intervalu 14 až 25 úhlových vteřin, což odpovídá intervalu hvězdných velikostí -1,0 až -2,8 mag. Příznivé opozice pro pozorování nastávají v intervalech 15 až 17 let.

Mars nejeví celý rozsah fází jako Měsíc, Venuše nebo Merkur. V opozici je v úplňku, minimální fázi pozorujeme, když se nachází v kvadratuře. Pak se neosvětlená část zmenšuje a v konjunkci je opět v úplňku.

Marsu je nejvýhodnější období jeho opozice se Sluncem, kdy je planeta nad obzorem po celou noc a zároveň má největší zdánlivý průměr. Opozice nastává každý druhý rok. Velice výhodné je, když je planeta v období opozice v perihéliu (přísluní, je nejblíže Slunci a zároveň i Zemi). Tyto opozice, která nastávají v období od konce srpna do začátku září, se nazývají "velké opozice".

Mars má typickou červenou barvu, která ho výrazně odlišuje od hvězd. V určitém období je možno vidět malé fáze, které ovšem nejsou tak nápadné jako u Venuše. Objekty, které nejvíce charakterizují Mars - polární čepičky - ukáže při opozici už malý dalekohled s objektivem o průměru 40 mm při 30-ti násobném zvětšení. Větším dalekohledem je možné sledovat, jak se mění rozsah polárních čepiček po dobu marťanského roku. Můžeme se i pokusit vyhledat jednotlivé detaily na povrchu, avšak viditelnost těchto útvarů je velmi proměnlivá. Na to mají vliv nejen prašné bouře v atmosféře Marsu, ale i silná oblačnost.

Velké části povrchu občas pokrývá jinovatka, která vytváří rozsáhlé bílé skvrny. Oblačnost se dá pozorovat podle toho, jak se pod ní objevují a mizí známé objekty. Jestliže rotace planety trvá zhruba 24 h 37,4 min, máme možnost během 40 dní prozkoumat postupně celý povrch Marsu, když jej budeme denně pozorovat v určitý čas. Mars patří k objektům, které jsou náročné na přístrojové vybavení i na zkušenosti pozorovatele. Mimo období opozice není na amatérské pozorování příliš vhodné.

Mars

Základní charakteristika

Mars je třetí nejmenší planetou (po Merkuru a Plutu) a obíhá jako čtvrtá planeta kolem Slunce. Na obloze nás upoutá jeho načervenalá barva a proto je často označován za Rudou planetu. Horniny, půda a obloha mají červený nebo růžový odstín. Výrazná červená barva byla hvězdáři pozorována celou historii. Staré národy ji považovaly za symbol ohně a krve, a proto možná nepřekvapí, že mu bylo jeho jméno dáno Římany na počest jejich boha války. Podobná jména mu daly i ostatní civilizace. Staří Egypťané tuto planetu pojmenovali "Her Descher", ve významu červená planeta.

Dráha a velikost planety Mars ve srovnání se Zemí.

Prvotní pozorování

Spolehlivou informaci o tom, kdy byla planeta Mars poprvé pozorována, nemáme k dispozici, pravděpodobně to ale bylo kolem roku 3000 až 4000 před n.l. Všechny velké středověké civilizace, Egypťané, Babyloňané a Řekové, věděly o této "putující hvězdě" a daly jí svá jména. Zpravidla se v názvu objevovala charakteristická červená barva, jako "Červený objekt", "Nebeský oheň", "Pochodeň" nebo "Bůh války".

Mars není hvězda

Jaké příznaky vedly k tomu, že byla planeta Mars odlišena od okolních hvězd? Především, Mars je červený, a to díky oxidům železa, které se nacházejí na jeho povrchu. Za druhé, hvězdy byly pozorovány jako mihotající se bod, kdežto Mars byl pozorován stejně jako ostatní blízké planety jako velká koule. Mimochodem, Mars je pátý nejjasnější objekt na obloze po Slunci, Měsíci, Venuši a Jupiteru. A za třetí, Mars se jako ostatní planety pohybuje po obloze. Jak se Země otáčí kolem své vlastní osy, tak všechny objekty na obloze putují od východu na západ. Objekty sluneční soustavy sami obíhají okolo Slunce, a protože jsou mnohem blíže než hvězdy, tak je jejich pohyb vůči hvězdám relativní. Obvykle se Mars po nebeské sféře pohybuje od východu k západu. Země má ale větší rychlost oběhu a tak Mars předběhne a to způsobí změnu v jeho pohybu na obloze. Nejdříve se začne snižovat rychlost pohybu, potom se zastaví a začne se pohybovat retrográdním (zpětným) směrem, od západu na východ. Potom se opět zastaví a pokračuje ve svém původním pohybu (vytvoří na obloze kličku). Tento druh pohybu je typický pro vnější planety a je nejlépe pozorovatelný u Marsu.

Starověké civilizace a Mars

Bůh války

Vše, co se vědělo o Marsu před tisíci let, byla zářivá barva a jeho podivný pohyb. Mars byl považován za boha nebo jeho poslíčka a byl hlavní částí raného náboženství a astrologie. Různé kultury měly o Marsu odlišné mínění, které lze vysledovat dle jména, které mu dávali. Egypťané pravděpodobně jako první národ pochopili, že hvězdy mají na nebi pevnou polohu, pouze pět z nich tuto podmínku nesplňovalo. Těchto pět "speciálních hvězd" (planet), které bylo možné pozorovat pouhým okem, dostalo individuální jména. Mars dostal právě Har Decher, "Červený objekt". Babyloňané provedli pečlivější pozorovaní Marsu a nazvali jej Nergal, "Velký hrdina, král bojů, pán bitev a ochránce bohů".

Symbol Marsu

V Řecku, zde byl Mars občas znám jako Hercules, ale častěji jej Řekové a Římané považovali za "boha války", Ares a Mars. Řecká a Římská mytologie vypráví o bohu války jako o synu Dia a Hery, kterými byl pohrdán. Řekové jej považovali za vražedného zbabělce, kterého nenáviděli. Římané, kteří vyhráli válku, jej považovali za mocného bojovníka. Někteří Římané jej dokonce uctívali, zanechávali mu u jeho oltáře lidské oběti. Značka planety, používaná dodnes, má znázorňovat ochranu a sílu Marsu.

Arabové, Turkové a Peršané Mars pojmenovali Mirikh, ve významu "Pochodeň", "Střelná zbraň" nebo "Dlouhý šíp hozený z dálky". Peršané jej nazvali Bahran nebo Pahlavani Sipher, "Nebeský bojovník".

Indiáni nazývali červenou planetu Angaraka, kde angara znamená "Hořící uhel". Někdy jej také nazývali Lohitanga, "Červené tělo".

Tycho Brahe a Johannes Kepler

Johannes Kepler

Tycho Brahe

O Mars se v minulosti asi nejvíce zajímal dánský astronom Tycho Brahe (1546-1601), který jej studoval po dobu 20 let a stal se tak nejzkušenějším astronomem z období před vynálezem dalekohledu. Byl odborníkem na přesná měření polohy planet a hvězd prováděná pouhým okem. Proto udělal překvapivě přesné výpočty polohy Marsu s přesností 4' a to bez pomoci dalekohledu. Braheho student, německý matematik a astronom Johannes Kepler (1571-1630) zveřejnil v roce 1609 první dva zákony o  pohybu planet ve spise Astronomia Nova. Zde také předložil novou revoluční hypotézu o tom, že Mars krouží okolo Slunce po eliptické dráze. Lidé si totiž mysleli, Kepler také, že se planety pohybují po kruhových drahách, protože kruh byl považován za 'dokonalý tvar'.

Mars od sedmnáctého století

Galileův dalekohled

Již v roce 1600 byl objeven dalekohled, avšak první, kdo použil dalekohled k astronomickým účelům, byl pravděpodobně Galileo Galilei (1564-1642) v roce 1609, když se svým primitivním dalekohledem pozoroval Mars.

Zhruba 50 let po prvním Galileovo pozorovaní, v roce 1659, holandský astronom Christian Huygens (1629-1695) nakreslil při použití vlastního dalekohledu Mars. Na Marsu objevil tmavou skvrnu (pravděpodobně Syrtis Major) a zjistil, že rotuje okolo planety zhruba jednou za 24 hodin. V  roce 1666 uvedl Giovanni Cassini (1625-1712) trochu přesnější hodnotu rotační doby Marsu, 24 hodin 40 minut. Huygens jako první objevil bílá místa na jižním pólu Marsu, pravděpodobně polární ledové čepičky, to se psal rok 1672. V roce 1698 vydal knihu Cosmotheros, kde jako první publikoval pojednání o možnosti života mimo naší planetu.

18. století nepřineslo v astronomii žádné velké objevy, zejména takové, které by se týkaly Marsu. Pouze Miraldi pozoroval póly Marsu a studoval příčiny polárních čepiček. V roce 1719 byl Mars v opozici a zároveň nejblíže k Zemi, tak se stává jednou za 300 let (2003). Mezi veřejností vyvolala tato nezvyklá záře Marsu na obloze zděšení.

Okolo roku 1780 Sir William Herschel (1738-1822) studoval barevný povrch Marsu a jeho změny a došel k závěru, že tmavé oblasti jsou oceány a světlejší krajina je pevnina. Pomocí zákrytů hvězd také zjistil přítomnost atmosféry Marsu. Herschel se domníval, že všechna tělesa ve sluneční soustavě, Slunce nevyjímaje, mají obyvatele, z nichž někteří mohou být inteligentní.

Kresby z knihy Camille Flammariona: La Planéte Mars, Paris 1892 (Gauthier-Villars et Fils, Imprimeurs-Libraires).

V roce 1727 se povedl zvláštní "objev", který se týkal Marsu. Ve skutečnosti se (pravděpodobně) jednalo o shodu náhod, která ale stojí za zmínku; Jonathan Swift objevil ve svých Guliverových cestách dva měsíce Marsu. "Oni také objevili dvě menší hvězdy nebo satelity, které obíhají okolo Marsu, přičemž vnitřní ve vzdálenosti přesně tři průměry Marsu od jeho středu a krajní pět; dříve jmenovaný se otočí ve vesmíru za 10 hodin a ten druhý za 21 a půl hodiny." Mars má skutečně dva měsíce, ale ve vzdálenosti 2,7 a 6,9 poloměrů Marsu. Byly objeveny v roce 1877 Asaphem Hallem, 150 let po vydání Swiftovy knihy.

V devatenáctém století byl Mars sledován mnohem intenzivněji než předtím. Začátkem století francouzský astronom Flaugergues jako první objevil prachové bouře, které popsal jako "žlutá mračna". Později prohlásil, že se ledové polární čepičky ztenčují, jinými slovy se vypařují (ve skutečnosti sublimují, ale to on nevěděl). Z toho usoudil, že je Mars mnohem teplejší než Země.

Perioda rotace byla Wilhemem Beerem (1797-1850) a Johannem von Maedlerem (1794-1874) stanovena na 24 hodin 37 minut a 22,6 sekund. Později, v roce 1862 ji Kaiser vypočítal na 24 h 37 min 22,62 s, která je překvapivě blízko skutečné hodnotě 24 h 37 min 22,7 s.

Možnost života na Marsu neustále astronomy provázel a povrchové jevy Marsu tomu jen nasvědčovaly. Například v roce 1854 William Whewell zpozoroval, že má Mars zelené moře a červenou pevninu, a byl zvědavý, zda by to nemohlo znamenat život. V roce 1867 vydal R.A. Proctor jeho mapu Marsu s kontinenty a oceány. Jeho volba nulového poledníku je používána dodnes.

V roce 1877 vytvořil Giovanni Schiaparelli (1835-1910) názvosloví pro povrchové útvary, názvy utvořil z mytologie, historie a různých jmen. Schiaparelli použil slovo canalli k označení přímých pruhů na povrchu Marsu a později bylo přeloženo jako kanály. Toto slovo způsobilo opětovné otevření možnosti života na Marsu. Schiaparelli zaznamenal "jezera" nebo ostrovy na Marsu. Později začaly přibývat kanály i tam, kde ve skutečnosti nebyly, toho se dopouštěl nejenom Schiaparelli, ale i ostatní vědci svými dvojitými kanály apod.

Mapa Marsu od Schiaparelli z roku 1877

Percival Lowell

Pravděpodobně nejslavnější pozorovatel byl Percival Lowell (1855-1916), když v roce 1895 vydal svoji knihu, jednoduše nazvanou Mars. Zde popsal kanály a technicky vyspělou civilizaci, která je stvořila. Ačkoliv Lowell postavil celkem výkonnou observatoř (Lowellovo observatoř v  Arizoně, používaná dodnes) a zvýšil celkový zájem o Mars, jeho posedlost životem na Marsu celkově uškodila nauce o planetách, zejména v USA.

Navzdory dřívějším pozorování, na Marsu nejsou žádné umělé kanály nebo vodní jezera či oceány. Barevná různost jsou pouze různé druhy půdy, jejichž změna souvisí s roční dobou na Marsu. Kanály viděné astronomy se dají vysvětlit jako způsob, jak lidské oči interpretují tečky, které jsou blízko sebe. Také dvojité pruhy jsou pouze optickým klamem.

Nová mapa Marsu od Schiaparelli z roku 1877

Asaph Hall

Rok 1877 provázel mnoho dalších objevů týkajících se Marsu, navíc Schiaparelli nakreslil novou mapu.
Americký astronom Asaph Hall (1829-1907) objevil dne 11. a 16. srpna 1877 dva velmi malé měsíce Marsu, které byly pojmenovány po koních římského boha Marse, Phobos (strach) a Demios (roj), později byl pravděpodobně změněn na Deimos (zděšení). Největší krátery na měsíci Phobos byly pojmenovány jmény Hall a Stickney (dívčí jméno Hallovy ženy). Ve stejném roce Nathaniel E. Green jako první spatřil v blízkosti okraje planety ranní a večerní mračna Marsovy atmosféře.

Existence živých organismů

Dříve než se Mars začal zkoumat pomocí kosmických sond, byl to největší kandidát pro mimozemský život. Tento názor se ujal díky tomu, že byly na povrchu této planety pozorovány kanály. Toto vedlo k populární domněnce, že tyto kanály jsou zavlažovací a že byly vytvořeny inteligentními bytostmi. V roce 1938 bylo odvysíláno rozhlasem drama na motivy sci-fi "Válka světů" a mnoho lidí věřilo této povídce a obávalo se invazi Marťanů. Další důvod, proč si lidé mysleli, že je na Marsu život, byl ten, že u této planety dochází k sezónním změnám barvy jeho povrchu. Tento jev vedl ke spekulacím, že k této změně dochází díky různým marťanským vegetačním pochodům v době teplejších a chladnějších měsíců.

V červenci roku 1965 sonda Mariner 4 poslala 22 detailních záběrů Marsu. Všechny tyto snímky potvrdily, že povrch planety obsahuje mnoho kráterů a přirozeně vytvořených kanálů. Tyto kanály evidentně nebyly uměle vytvořeny a ani jimi neprotéká voda. V červenci a září 1976 přistály na povrchu Marsu dva přistávací moduly sondy Viking, které provedly tři biologické experimenty a objevily neočekávané a záhadné chemické aktivity v marťanské půdě. Tyto aktivity ovšem neposkytly svědectví o přítomnosti živých mikroorganizmů v půdě v blízkosti přistání.

Biologové spojení s  touto misí jsou dále přesvědčeny, že je planeta Mars samo sterilizovaná. Toto zdůvodňují tím, že kombinace slunečního ultrafialového záření, které nasycuje povrch, extrémní sucho půdy a okysličovací povaha půdy chemicky znemožňuje vytváření živých organismů na Marsu.

Jupiter

Jupiter je se svým rovníkovým průměrem 142 800 km největší planetou ve sluneční soustavě. Je v pořadí pátou planetou od Slunce. Pokud by byl Jupiter dutý, tak by takto vzniklý prostor vyplnilo více než tisíc Zemí. Jeho hmotnost, 1,9.10²⁷ kg, je větší než hmotnost všech ostatních planet dohromady. Svou přitažlivostí ovládá velké množství měsíců, jejich počet neustále narůstá. Čtyři z nich, Io, Europa, Ganymedes a Callisto byly objeveny Galileem již v roce 1610. Jako všechny plynné planety i tato má systém prstenců, ale velmi nejasný a zcela skrytý ze Země (prstenec byl objeven v roce 1979 pomocí kosmické sondy Voyager 1). Tloušťka Jupiterovy atmosféry je zhruba 1 000 km a skládá se z plynného vodíku a helia s malým množstvím metanu, čpavku, vodních par a dalších sloučenin. S ohledem na velikost Jupitera s hloubkou poměrně rychle narůstají teplota i tlak a proto se v hloubce asi 1 000 m nachází moře kapalného molekulárního vodíku. V hloubkách ještě větších je už tlak natolik velký, že má vodík tuhé, kovové skupenství.

Barevné šířkové pásy, atmosférické mraky a bouře ilustrují dynamický systém Jupiterova počasí. Charakter oblak se mění během hodin nebo dnů. Velká rudá skvrna je složitá anticyklóna pohybující se proti směru hodinových ručiček. Na krajích se zdá, že se materiál otočí během čtyř až šesti dní; blízko středu je pohyb nepatrný a velmi náhodný ve směru. V celém pásu mračen se nachází řada dalších malých bouří a vírů.

V polárních oblastech Jupitera byly pozorovány polárních záře podobné pozemským, které jsou způsobeny nabitými částicemi, které jsou vyvrhovány z vulkánů na měsíci Io. Na vrcholcích mraků byly pozorovány mohutné oslňující blesky

V oblasti pozorování planet patří Jupiter k nejzajímavějším, a proto i nejvyhledávanějším objektům. Jeho velký zdánlivý průměr (až 50"), velká jasnost (-2,4 mag), způsobují, že je po Venuši nejnápadnější planetou. Jeho disk se dá rozpoznat už při 10-ti násobném zvětšení. 30-ti násobné zvětšení už ukáže, že je Jupiter v důsledku rychlé rotace zploštělý (polární průměr je o 1/15 kratší než rovníkový).

Malým dalekohledem o průměru objektivu 50 mm uvidíme po obou dvou stranách rovníku dva tmavé pásy, zatímco rovníková oblast je světlá. Ve vyšších šířkách se dají rozpoznat jiné dva tmavé pruhy a ve větších přístrojích ještě další, které pokračují až k pólům. Všechny pásy jsou rovnoběžné s rovníkem. Na jižním okraji rovníkového pásu je vidět jakýsi zářez, ve kterém se občas objevuje tzv. velká rudá skvrna. Protože rotace planety trvá jen 10 hodin, útvary viditelné na Jupiteru se na disku planety rychle přemisťují.

Čtyři největší měsíce, které jsou vidět už triedrem nebo malým dalekohledem, mohou být zdrojem dalších zajímavých pozorování. Jejich dráhy se nacházejí v rovníkové rovině planety, proto při pozorování ze Země se Jupiter a jeho měsíce jeví stále v jedné přímce. Velmi vděčné je pozorování změn jejich poloh a jiných úkazů spojených s přechodem měsíců přes planetu a za ní.

Jupiter

Základní charakteristika

Jupiter je pátá planeta od Slunce a a je největší planetou ve sluneční soustavě.

Dráha a velikost planety Jupiter ve srovnání se Zemí.

Prvotní pozorování

Spolehlivou informaci o tom, kdy byla planeta Jupiter poprvé pozorována, nemáme k dispozici, pravděpodobně to ale bylo kolem roku 3 000 až 4 000 př. n.l. První záznam (převzato z knihy od Pavla Koubského, Planety naší sluneční soustavy) o pozorování planety Jupiter, je z roku 364 př. n.l., kdy čínský astronom Gan De pozoroval pouhým okem měsíc Jupitera, pravděpodobně Ganymedes.

Jupiter má měsíce

Jupiter má velké množství měsíců, velikost čtyř z nich je srovnatelná s velikostí našeho Měsíce; ostatní jsou řádově menší. Když je Jupiter v opozici a nejblíže k Zemi (tzv. perihélová opozice), tak se hvězdná velikost těchto velkých měsíců pohybuje mezi (5-6) mag. Tyto měsíce by byly viditelné pouhým okem, pokud by nebyly zakryté zářivým Jupiterem. Apertura a zvětšení dalekohledu, který Galileo Galilei používal v roce 1610, mu tyto čtyři "galileovské" měsíce umožnily objevit.

Galileo Galilei

Nejdříve ale musel provést nastavení přístrojů. Při prohlížení velmi jasných a velmi malých těles mohou optické vady dalekohledu pozorování zcela znehodnotit. Než mohl začít Galileo provádět užitečná pozorování, musel se metodou pokusů a omylů naučit nastavovat aperturu svého přístroje. Když na konci roku 1609 dokončil svoji sérii pozorování Měsíce, byl Jupiter v opozici a byl nejjasnějším objektem na noční obloze (nepočítaje Měsíc). Po novém nastavení jeho přístroje, obrátil tedy svoji pozornost na Jupiter. Když 7. ledna pozoroval tuto planetu, spatřil v její blízkosti tři objekty, které ležely v rovině jejího rovníku. Předpokládal, že se jedná o hvězdy. Toto uskupení ho zaujalo a vrátil se k němu následující večer.

V té době byl Jupiter v retrográdním (zpětném) pohybu a pohyboval se tedy od východu na západ, a tak Galileo očekával, že planeta při své cestě po nebeské sféře tyto tři malé hvězdy opustí. Místo toho ale uviděl všechny hvězdy na západě od Jupitera. Zdálo se, že se Jupiter nepohybuje na západ, ale spíše na východ. To bylo velmi neobvyklé a Galileo se k tomuto uskupení vracel znova a znova. Během následujícího týdne zjistil několik věcí. Za prvé, malé hvězdy nikdy neopustily Jupiter, zdálo se, že se "vezou" spolu s planetou. Za druhé, jak se takto pohybují spolu, mění se jejich polohy (vzhledem k Jupiteru, ale i mezi sebou). Za třetí, nebyly tam tři, ale čtyři tyto malé hvězdy. Okolo 15. ledna vypočítal, že to nebyly nehybné hvězdy, ale planetární tělesa, která obíhala okolo Jupitera. Jupiter měl tedy čtyři měsíce, které Galileo pojmenovává Medicejské hvězdy, po toskánském velkovévodovi Cosimo de Medici. Jeho kniha, Siderius Nuncius (Hvězdný posel), ve které byl popsán jeho objev, opustila tiskárnu v Benátkách v polovině března 1610 a udělala Galilea slavným. Pojmenování těchto čtyř měsíců, tak jak je známe my (Io, Europa, Ganymedes a Callisto) zavedl Simon Marius, který objevil tyto měsíce nezávisle na Galileo.

Galileův zápisník se záznamem jeho pozorování Jupiterových družic. (rukopis)

Stručný popis tělesa

Jupiter je se svým rovníkovým průměrem 142 800 km největší planetou ve sluneční soustavě. Je v pořadí pátou planetou od Slunce. Pokud by byl Jupiter dutý, tak by takto vzniklý prostor vyplnilo více než tisíc Zemí. Jeho hmotnost, 1,9·10²⁷ kg, je větší než hmotnost všech ostatních planet dohromady. Svou přitažlivostí ovládá velké množství měsíců, jejich počet neustále narůstá. Čtyři z nich, Io, Europa, Ganymedes a Callisto byly objeveny Galileem již v roce 1610. Jako všechny plynné planety i tato má systém prstenců, ale velmi nejasný a zcela skrytý ze Země (prstenec byl objeven v roce 1979 pomocí kosmické sondy Voyager 1).

Jupiter

Tloušťka Jupiterovy atmosféry je zhruba 1 000 km a skládá se z plynného vodíku a helia s malým množstvím metanu, čpavku, vodních par a dalších sloučenin. S ohledem na velikost Jupitera s hloubkou poměrně rychle narůstají teplota i tlak, a proto se v hloubce asi 1 000 m nachází moře kapalného molekulárního vodíku. V hloubkách ještě větších je už tlak natolik velký, že má vodík tuhé, kovové skupenství.

Barevné šířkové pásy, atmosférické mraky a bouře ilustrují dynamický systém Jupiterova počasí. Charakter oblak se mění během hodin nebo dnů. Velká rudá skvrna je složitá anticyklóna pohybující se proti směru hodinových ručiček. Na krajích se zdá, že se materiál otočí během čtyř až šesti dní; blízko středu je pohyb nepatrný a velmi náhodný ve směru. V celém pásu mračen se nachází řada dalších malých bouří a vírů.

V polárních oblastech Jupitera byly pozorovány polárních záře podobné pozemským, které jsou způsobeny nabitými částicemi, které jsou vyvrhovány z vulkánů na měsíci Io. Na vrcholcích mraků byly pozorovány mohutné oslňující blesky.

Jupiterův prstenec

Na rozdíl od komplikovaného a složitého systému prstenců u Saturnu, má Jupiter jednoduchý prstenec, který je složený z vnitřního halového prstence, hlavního prstence a pavučinového prstence. Podle kosmické sondy Voyager se zdál být pavučinový kroužek jako jednoduchý prstenec, ale obrázky z  Galilea poskytly neočekávaný objev, že ve skutečnosti se jedná o prstence dva. Jeden kroužek je vložený uvnitř dalšího. Prstence jsou velmi tenké a jsou složeny z částeček prachu, které vznikly po rozbití meziplanetárních meteoroidů o čtyři malé vnější měsíce, Metis, Adrastea, Thebe a Amalthea. Mnoho těchto částeček dosahuje mikroskopických velikostí.

Jupiterův prstenec

Halový prstenec (nejblíže k planetě) je toroidní a rozprostírá se ve vzdálenosti 92 000 km až 122 500 km od středu Jupitera. Je vytvořen jemnými částečky prachu, který vzniká z vnitřního okraje hlavního prstence, který se částečně "drobí" a padá směrem k planetě. Hlavní a jasnější prstenec se rozprostírá od okraje halo do vzdálenosti 128 940 km, skoro ke vnitřní dráze měsíce Adrastea. Poblíž dráhy měsíce Metis klesá jasnost hlavního prstence.

Dva nejasné pavučinové prstence jsou zcela stejné. Amalthea pavučinový prstenec (tak se nazývá první z nich, blíže k planetě) se rozprostírá od oběžné dráhy měsíce Adrastea k oběžné dráze měsíce Amalthea ve vzdálenosti 181 000 km od středu Jupitera. Nejasný Thebe pavučinový prstenec se rozprostírá od oběžné dráhy měsíce Amalthea k oběžné dráze měsíce Thebe ve vzdálenosti 221 000 km.

Jupiterovo prstence a měsíce se nacházejí v dosahu silného radiačního pásu elektronů a iontů chycených magnetickým polem planety. Tyto částice a pole zahrnují Jupiterovo magnetosféru nebo magnetické okolí, které na straně přivrácené ke Slunci dosahuje do vzdálenosti (3-7) milionů km a na opačné straně sahá díky slunečnímu větru až k dráze Saturnu, tj. do vzdálenosti 750 mil. km.

Saturn

Saturn je druhou největší planetou sluneční soustavy a díky svým prstencům je považován za jeden z nejkrásnějších objektů ve vesmíru. Až do mise sond Voyager 1 v druhé polovině 70. let 20. stol. byl jedinou známou planetou, která by se mohla pyšnit soustavou prstenců.

Dnes lze na Saturn pohlížet jako na strukturní zmenšeninu sluneční soustavy.

Saturn patří mezi velké planety, podobá se Jupiteru (jeho hmotnost je však jen třetinová). Jde o z velké části plynné těleso, složené převážně z vodíku s nejnižší hustotou (690 kg/m³) v celé sluneční soustavě. Velmi nápadné je u Saturna jeho zploštění na pólech, způsobené rychlou rotací (takže rovníkový průměr je 120 660 km, zatímco polární průměr činí jen 98 000 km - možným vysvětlením tohoto jevu je spíše tekutá než pevná fáze vodíku v jádru, která se za vnitřních tlaků nezmění až do teploty 7000 K). Sklon osy rotace vůči oběžné dráze má velký význam z hlediska viditelnosti Saturnova prstence.

Planeta Jupiter patří mezi planety, které je možné na obloze nalézt pouhým okem. Pro detailnější pozorování se ovšem bez dalekohledu neobejdeme.

S malým dalekohledem nebo silným triedrem můžeme opakovat pozorování čtyř velkých Jupiterových měsíců, poprvé provedené Galileem v roce 1610. Poblíž planety spatříme až čtyři světelné body, podobné hvězdám. Když je ale budeme pozorovat několik nocí po sobě, zjistíme, že mění své polohy. Při sledovaní Jupiterových měsíců po několik týdnů, chce to mít ovšem štěstí na dobré počasí, a zaznamenáváním jejich poloh, můžeme odhadnout oběžnou dobu každého měsíce. Možné je také sledovat zatmění Jupiterových měsíců. Jupiter vrhá do kosmického prostoru stín a jak jeho měsíce tímto stínem procházejí, zmizí z našeho pohledu.

Na noční obloze lze planetu spatřit pouhýma očima, pokud se právě nenachází poblíž konjunkce se Sluncem.

V dalekohledu se planeta jeví jako nažloutlý zploštělý kotouček s tmavšími pruhy rovnoběžnými s rovníkem. Saturn je mnohem méně barvitý než Jupiter. Lze pozorovat pásy v odstínech žluté, hnědé, zřídka bílé skvrny, které po několika dnech či týdnech zanikají. Největší chloubou zůstává však soustava Saturnových prstenců.

Viditelnost a vzhled prstence Saturnu závisí na poloze planety na oběžné dráze kolem Slunce. Protože rovina prstence je skloněna k rovině oběžné dráhy Slunce, díváme se ze Země střídavě na severní nebo na jižní stranu prstence. Od zdánlivého "uzavření" (až zmizení) do největšího rozevření uplyne vždy asi 7,5 roku.

Doba uzavření prstenců je pro astronomy vhodným pozorovacím oknem k objevování nových Saturnových měsíců. K tomu také došlo v letech 1980 a 1981, kdy bylo spatřeno více než dvacet výskytů měsíců, mnohé však téhož tělesa.

Ze Země běžně pozorujeme dva nejjasnější prstence, označované A a B, oddělené zdánlivě prázdnou mezerou - Cassiniho dělením. Slabý, jakoby průsvitný prsten C, zvaný též krepový, lze spatřit jen většími dalekohledy. Ostatní prstence či jejich jemná struktura jsou pozorovatelné až kosmickými sondami

Saturn

Vysvětlení jména, jeho vzniku

Saturnus, vládce bohů, měl v římské tradici stejné osudy jako řecký bůh Kronos, s nímž Saturn splynul. Řecké bájesloví vypráví, že Kronos sdílel osudy Titánů a teprve později byl Diem omilostněn a stal se vládcem ostrovů blažených, kde žili héróové. V římském podání Saturnus prchl před vítězným Iovem do krajiny obklopené horami, kterou nazval Latium. V krajině vládl bájný král Ianus, který Saturna učinil svým spoluvládcem. Za vlády Saturnovy bylo v Itálii období zlatého věku. Saturnus chránil celou přírodu, lidstvo naučil pěstovat ovocné stromy a vinnou révu. Dal lidem mravní řád. Byla to nejšťastnější doba lidstva a lidstvo se utěšuje nadějí na návrat těchto blažených časů. Štěstí tehdejších lidí připomínaly Saturnalie, slavené po několik dní v prosinci, kdy panovala volnost a rovnost i mezi pány a otroky. Saturnus měl chrám na foru na úpatí Capitolia; chrám byl současně státním archivem a pokladnou. Báje vypráví, že Saturnus zplodil v podobě hřebce s Ókeanovnou Filyrou moudrého Kentaura Cheiróna. V pozdějších dobách byl Saturnus bohem symbolizujícím Čas.

Datum objevení, předpovězení tělesa

Od starověku patřila planeta Saturn mezi sedm těles (společně s Merkurem, Venuší, Marsem, Jupiterem, Měsícem a Sluncem), pozorovaných na noční obloze. (O znalosti a zbožštění planet se lze dočíst v Platónově dialogu Timaios.)

Popis tělesa

Saturn je druhou největší planetou sluneční soustavy a díky svým prstencům je považován za jeden z nejkrásnějších objektů ve vesmíru. Až do mise sond Voyager 1 v druhé polovině 70. let 20. stol. byl jedinou známou planetou, která by se mohla pyšnit soustavou prstenců.

Dnes lze na Saturn pohlížet jako na strukturní zmenšeninu sluneční soustavy.

Saturn patří mezi velké planety, podobá se Jupiteru (jeho hmotnost je však jen třetinová). Jde o z velké části plynné těleso, složené převážně z vodíku s nejnižší hustotou (690 kg·m⁻³) v celé sluneční soustavě. Velmi nápadné je u Saturna jeho zploštění na pólech, způsobené rychlou rotací (takže rovníkový průměr je 120 660 km, zatímco polární průměr činí jen 98 000 km - možným vysvětlením tohoto jevu je spíše tekutá než pevná fáze vodíku v jádru, která se za vnitřních tlaků nezmění až do teploty 7000 K). Sklon osy rotace vůči oběžné dráze má velký význam z hlediska viditelnosti Saturnova prstence.

Při pohledu na Saturn v infračerveném spektru můžeme podrobněji rozeznat strukturu atmosféry. Snímek je složen ze tří obrázků pořízených zařízením NICMOS v Hubbleově teleskopu. Rozdílné barvy nám ukazují kolísající výšku a složení mračen krystalů amoniaku. Na snímku je vidět, jak prstence vrhají stín na horní polokouli Saturnu. Na snímku můžeme rovněž spatřit měsíc Saturnu Tethys vpravo nahoře a Dione vlevo dole.

Viditelnost na obloze, čím jej můžeme pozorovat, jaké úkazy můžeme pozorovat

Na noční obloze lze planetu spatřit pouhýma očima, pokud se právě nenachází poblíž konjunkce se Sluncem.

V dalekohledu se planeta jeví jako nažloutlý zploštělý kotouček s tmavšími pruhy rovnoběžnými s rovníkem. Saturn je mnohem méně barvitý než Jupiter. Lze pozorovat pásy v odstínech žluté, hnědé, zřídka bílé skvrny, které po několika dnech či týdnech zanikají. Největší chloubou zůstává však soustava Saturnových prstenců.

Viditelnost a vzhled prstence Saturnu závisí na poloze planety na oběžné dráze kolem Slunce. Protože rovina prstence je skloněna k rovině oběžné dráhy Slunce, díváme se ze Země střídavě na severní nebo na jižní stranu prstence. Od zdánlivého "uzavření" (až zmizení) do největšího rozevření uplyne vždy asi 7,5 roku.

Doba uzavření prstenců je pro astronomy vhodným pozorovacím oknem k objevování nových Saturnových měsíců. K tomu také došlo v letech 1980 a 1981, kdy bylo spatřeno více než dvacet výskytů měsíců, mnohé však téhož tělesa.

Ze Země běžně pozorujeme dva nejjasnější prstence, označované A a B, oddělené zdánlivě prázdnou mezerou - Cassiniho dělením. Slabý, jakoby průsvitný prsten C, zvaný též krepový, lze spatřit jen většími dalekohledy. Ostatní prstence či jejich jemná struktura jsou pozorovatelné až kosmickými sondami.

Roční období na Saturnu

Roční období na Saturnu

Na Saturnu nastává léto, když je nakloněn ke Slunci tak, že je Slunce v rovině s prstenci Saturnu a paprsky dopadají na povrch pod menším úhlem než v zimě. Tato dvě roční období se na Saturnu střídají asi jednou za 15 let.
Na snímku můžeme vidět pět snímků Saturnu z období 1996 až 2001. Ovšem je nutno zmínit, že na povrchu se roční období zřejmě nijak neprojeví, což je způsobeno vlivem atmosféry a působením nitra Saturnu).

Historie astronomie Saturnu

Historicky se dokládá polovina července roku 1610 jako první teleskopické pozorování tehdy nejvzdálenější planety sluneční soustavy. Galileo Galilei si po tomto pohledu zapsal:
"Altissimum planetam tergeminum observari."
(Pozoroval jsem, že největší planeta je trojitá.)

Ovšem v září roku 1616 píše: "Oba průvodci již nejsou malé a zcela přesné koule ... nyní jsou mnohem větší, i když nevypadají jako koule. Jsou to dva půlměsíce, oddělené od Saturnu - jenž je jako vždy zcela kulatý - dvěma poněkud tmavšími trojúhelníky."

Cestu k objevu Saturnových prstenců také provází zvláštní okamžiky.

Ani Galileo Galilei, ani Pierre Gassendi nepřišli na kloub Saturnově chloubě. Johann Helveliusz uveřejňuje periodicitu jevu, za prstenec ho však stále ještě nepovažuje. Roku 1658 Christopher Wren poukazoval na eliptickou korónu kolem planety. Ovšem v té době se už holandský astronom Christiaan Huygens věnoval systematickému pozorování Saturnu pomocí 12 stop dlouhého dalekohledu při zvětšení asi padesátinásobném. V traktátu De Saturni Luna Observanti Nova z roku 1656 v anagramu popisuje i svou domněnku, kterou zveřejňuje v roce 1659 v díle Systema Saturnium:
"Annulo cingitur, tenui, plano, nusquam cohaerente, ad eclipticam inclinato."
(Je obklopen tenkým rovinným prstencem, který nikde s ním nesouvisí a je nakloněn k ekliptice.) G. D. Cassini roku 1675 zjišťuje, že prstenec je rozdělen na dva, vnější A a vnitřní B. James Clerk Maxwell a S. V. Kovalevská prokázali, že prstence nemohou být pevné, ale skládají se z mnoha částeček. To potrvdili i A. A. Bělopolskij a J. E. Keeler prokázáním, že vnější prstence se otáčejí pomaleji než vnitřní. To by nebylo možné, kdyby byl prstenec tuhé, jednolité těleso.

Uran

Uran je sedmá planeta od Slunce a je třetí největší ve sluneční soustavě. Má rovníkový průměr 51 800 kilometrů a oběhne okolo Slunce jednou za 84,01 pozemských let. V rovníkovém průměru je větší než Neptun, ale co do váhy je lehčí než on. Jeho střední vzdálenost od Slunce je 2 870 milionů kilometrů. Délka dne na Uranu je 17 hodin 14 minut. Uran má známých 21 měsíců, ale předpokládá se, že jich je ještě o něco více. Dva největší měsíce, Titania a Oberon, byly objeveny Williamem.Uran je někdy právě stěží viditelný samotným okem za velmi jasné noci a je docela snadné ho pozorovat dalekohledem nebo triedrem (jestliže víte, kde ho přesně hledat ). Malý hvězdářský dalekohled ho už bude ukazovat jako malý disk.

V roce 1977 bylo objeveno devět prstenců Uranu při zákrytu hvězdy SAO 158 687 touto planetou. Leží v rovině Uranova rovníku, takže změny jejich tvaru jsou ještě zajímavější než u Saturna. Za 84 let se dvakrát promítají do jedné čáry postavené takřka kolmo na ekliptiku a dvakrát se projekcí rozšíří téměř na kruhové. Během Voyagerových setkání s touto planetou byly tyto prstence vyfotografovány a změřeny a byly objeveny dva nové prstence a prstýnky. Prstence jsou velmi tmavé, jako u Jupiteru, ale stejně jako u Saturnu se skládají z poměrně velkých částeček, které mají až 10 metrů v průměru. Obsahují ale také samozřejmě velmi jemný prach. Je známo 11 prstenců, všechny velmi tenké. Rozsah vzdálenosti prstenců je od 42 000 kilometrů do 52 000 km od planety. Vnější prstenec je největší a nejjasnější, je znám jako prstenec Epsilon, je skoro neprůsvitný a jeho šířka je asi 100 km. Čtyři vnější prstence mají šířku jen kolem 10 - 15 km a mezery mezi sebou mají od 700 do 3 000 km. Velmi zředěné rozložení jemného prachu v prstencích také napovídá, že prach je rozšířen skrz celý prstencový systém.

Uranovy prstence byly objeveny první po prstencích Saturnu. Byl to objev značného významu, protože nyní víme, že prstence jsou společný rys planet, ne zvláštností osamoceného Saturnu. Uranovy prstence jsou hodně odlišné od těch na Jupiteru nebo Saturnu. Prstenec epsilon je složen většinou z ledových balvanů o průměru asi kolem jednoho metru.

  V prstencích je také pravděpodobně nepřeberné množství dalších úzkých nebo neúplných prstenců či prstencových oblouků, jež mají na šíři jen něco kolem 50 metrů. Individuální části prstenců mají totiž jen velmi malou odrazivost, takzvané albedo, a tak jen velmi málo září. Přinejmenším jeden prstenec, epsilon, byl nalezen jako šedý. Měsíce Cordelia a Ophelia fungují pro prstenec epsilon jako pastýřské satelity (tady zajišťují tedy jeho soudržnost svým gravitačním působením, navádějí částečky v blízkosti zpět do prstence).

Uran

Uran byl starověký řecký bůh nebe, nejčasněji nejvyšší bůh. Uran byl syn a přítel Gaia, otce Cronuse (Saturnu) a byl z rodu Kyklopů a Titánů (tedy z předchůdců Olympských bohů).

Uran

Uran je sedmá planeta od Slunce a je třetí největší ve sluneční soustavě. Má rovníkový průměr 51 800 kilometrů a oběhne okolo Slunce jednou za 84,01 pozemských let. V rovníkovém průměru je větší než Neptun, ale co do váhy je lehčí než on. Jeho střední vzdálenost od Slunce je 2 870 milionů kilometrů. Délka dne na Uranu je 17 hodin 14 minut. Uran má známých 21 měsíců, ale předpokládá se, že jich je ještě o něco více. Dva největší měsíce, Titania a Oberon, byly objeveny Williamem Herschelem už v roce 1787.

Vnitřní skladba Uranu

William Herschell objevil Uran jako první planetu moderního věku, při systematickém prohledávání oblohy s jeho dalekohledem 13. března 1781. Uran byl vlastně pozorován předtím už mnohokrát, ale zapadl ignorován jako další hvězda (první zaznamenané pozorování je z r.1690, když ho John Flamsteed zkatalogizoval jako 34 Tauri).

William Herschell

Herschell nebyl ani profesionální astronom, byl prý znamenitý hudebník a pěstoval astronomii jen jako svého krásného koníčka. Na fotografii vlevo je i se svou sestrou Karolínou, která jeho nadšení pro astronomii sdílela. Nakonec se Herschell stal astronomem anglického krále Jiřího III.  Planetu pojmenoval "Georgium Sidus" (Georgiánská Planeta) ke cti svého patrona. Jiní planetu nazývali prostě "Herschel". Pojmenování "Uran" bylo poprvé navrhnuto německým astronomem Johannem Elertem Bodem ve shodě s jmény jiných planet vycházejících z klasického bájesloví, ale vstoupilo do běžného používání až po r.1850.

Neptun

Neptun je typickým představitelem planety zvané plynný obr, jeho průměr je 49 500 km. Oběžná doba kolem Slunce činí 165 roků. Perioda rotace je 16 hodin a 7 minut. Narozdíl od Země se může pochlubit 8 měsíci, z nichž šest bylo objeveno sondou Voyager. Den na Neptunu trvá 16 hodin a 6,7 minut. Centrální část nitra planety, přibližně dvě třetiny poloměru, je složena postupně od středu z kamenného jádra, ledu, tekutého čpavku a metanu. Vnější část, zhruba třetina, je směsí horkých plynů vodíku, hélia, vody a metanu. Metan dává Neptunu charakteristickou modrou barvu.

Pozorování

Na Neptunu lze pozorovat několik velkých, temných skvrn, připomínajících bouře na Jupiteru. Největší skvrna, známá jako Velká temná skvrna, o velikosti průměru asi jako naše Země, je podobná Velké rudé skvrně na Jupiteru. Voyager odhalil malé nepravidelnosti mezi východně se pohybujícími mračny, která oběhnou Neptun každých 16 hodin. Tato mračna jsou při svém oběhu doplňována mračny z nižších vrstev.

Dlouhé světlé mraky (podobným na Zemi říkáme cirry) je možné spatřit i vysoko v Neptunově atmosféře. V nízkých severních zeměpisných pásmech pořídil Voyager obrázky mraků, od kterých lze pozorovat stín na mracích pod nimi.

Neptun je místem, kde vanou nejsilnější větry v naší sluneční soustavě. Poblíž Velké temné skvrny dosahuje rychlost větru 2000 km/h. Většina větrů vane západním směrem, tedy proti rotaci planety.

Neptun má 4 slabě znatelné prstence. Prstence jsou tvořeny z prachových částic a malých tělísek, které často dopadají na povrch Neptunových měsíců. Z pozemských dalekohledů jsou prstence pozorovatelné jen jako oblouky. Pomocí přístrojů sondy Voyager 2, které nám umožnily vidět víc, se některá místa v prstencích jevila jako světlé skvrny nebo chomáče. Pravá příčina těchto světlých chomáčů zatím není přesvědčivě vysvětlena.

Osa magnetického pole Neptunu je obdobně jako u Uranu skloněna, má sklon 47 stupňů k ose rotace. Porovnáním magnetických polí Neptuna a Uranu došli vědci k závěru, že toto extrémní odklonění magnetického pole je charakteristické pro planety s pohyblivým jádrem.

Charakteristika

Neptun

Objevení planety

Planeta Neptun byla objevena 23. září 1846 astronomem Johannem Gottfridem Gallem a studentem astronomie Louisem d'Arrestem s pomocí matematické předpovědi, kterou vypracoval Urbain Jean Joseph Le Verrier.

Popis tělesa

Neptun je typickým představitelem planety zvané plynný obr, jeho průměr je 49 500 km. Oběžná doba kolem Slunce činí 165 roků. Perioda rotace je 16 hodin a 7 minut. Narozdíl od Země se může pochlubit 8 měsíci, z nichž šest bylo objeveno sondou Voyager. Den na Neptunu trvá 16 hodin a 6,7 minut. Centrální část nitra planety, přibližně dvě třetiny poloměru, je složena postupně od středu z kamenného jádra, ledu, tekutého čpavku a metanu. Vnější část, zhruba třetina, je směsí horkých plynů vodíku, hélia, vody a metanu. Metan dává Neptunu charakteristickou modrou barvu.

Na Neptunu lze pozorovat několik velkých, temných skvrn, připomínajících bouře na Jupiteru. Největší skvrna, známá jako Velká temná skvrna, o velikosti průměru asi jako naše Země, je podobná Velké rudé skvrně na Jupiteru. Voyager odhalil malé nepravidelnosti mezi východně se pohybujícími mračny, která oběhnou Neptun každých 16 hodin. Tato mračna jsou při svém oběhu doplňována mračny z nižších vrstev.

Dlouhé světlé mraky (podobným na Zemi říkáme cirry) je možné spatřit i vysoko v Neptunově atmosféře. V nízkých severních zeměpisných pásmech pořídil Voyager obrázky mraků, od kterých lze pozorovat stín na mracích pod nimi.

Neptun je místem, kde vanou nejsilnější větry v naší sluneční soustavě. Poblíž Velké temné skvrny dosahuje rychlost větru 2000 km/h. Většina větrů vane západním směrem, tedy proti rotaci planety.

Prstence

Neptun má 4 slabě znatelné prstence. Prstence jsou tvořeny z prachových částic a malých tělísek, které často dopadají na povrch Neptunových měsíců. Z pozemských dalekohledů jsou prstence pozorovatelné jen jako oblouky. Pomocí přístrojů sondy Voyager 2, které nám umožnily vidět víc, se některá místa v prstencích jevila jako světlé skvrny nebo chomáče. Pravá příčina těchto světlých chomáčů zatím není přesvědčivě vysvětlena.

Osa magnetického pole Neptunu je obdobně jako u Uranu skloněna, má sklon 47 stupňů k ose rotace. Porovnáním magnetických polí Neptuna a Uranu došli vědci k závěru, že toto extrémní odklonění magnetického pole je charakteristické pro planety s pohyblivým jádrem.