Bolygó Szakcsoport -- Magyar Csillagászati Egyesület
A bolygók megfigyelése
Gombos G, Mátis A., Orha Z., Papp S., Papp J.
2003. január 01.
Frissítve: 2006. november 10.


A bolygóészlelés szempontjai, módszerei
Bolygóészlelés és távcsőproblémák
Merkúr
Vénusz
Mars
Jupiter
Szaturnusz
Uránusz
Neptunusz
Plútó
Az észlelőlapok használatáról




A bolygóészlelések aktualitása az űrszondák korában sem csökkent: áttekintve az amatőr bolygómegfigyelések alakulását, azt találjuk, hogy egyre többen óhajtják saját szemükkel is megismerni azon objektumokat, amelyekről a csillagászati könyvekben, folyóiratokban színes felvételeket láttak. A témával komolyabban foglalkozók munkájára a tudomány is igényt tart: a Jupiter légkörében lezajló mozgásokról például amatőrök szolgáltatják a legfolyamatosabb adatsort. Az ALPO (Association of Lunar and Planetary Observers = Hold- és Bolygóészlelők Társasága) komoly elismerést vívott ki magának. Hazánk is tartja a kapcsolatot e nemzetközi jelentőségű szervezettel.
Az amatőrcsillagászat mint élmény nem maradhat meg az egyén szintjén: minden valamennyire is civilizált országban egyesületekbe, klubokba tömörülnek e hobbi megszállottjai. Hazánkban is országos szinten gyűjtjük az észleléseket. A hetvenes évek elején megfigyelhető bolygóészlelési kedv - amikor a számszerűséget tekintve világviszonylatban is kiemelkedő munkát végeztek a magyar amatőrök - kb. egy évtized múltán elapadt, jóllehet a rendelkezésre álló műszerpark mennyisége - és főleg minősége! egyaránt nagyot javult.
A bolygóészlelés szempontjai, módszerei
E fejezetben a vizuális bolygóészlelést ismertetjük. A vizuális bolygómegfigyelés komplex folyamat, amelyben alapvetően fontos szerepe van az észlelőnek, a légkörnek és a műszernek. Az észlelés végső célja az, hogy megállapítsuk egy bolygó felszíni, illetve légköri képződményeinek alakját, fényességét (intenzitását), esetleg színét. Az eredmény többnyire rajz formájában jelenik meg, ezen kívül szöveges megjegyzések és az intenzitási fokozatok becslései adnak információt. Szép és érdekes feladat különválasztani az információból azt a részt, amely a bolygó valódi sajátossága, attól, ami az észlelő szubjektumára jellemző, vagy amely a földi légkör és a távcső módosító hatásának az eredménye. E feladat több észlelés birtokában megoldható, ha az észlelő kellő kiegészítő információt ad. Ezek a következők:
A távcső jellemzése
A standard adatok (átmérő, objektív fókusza, a használt nagyítás, az alkalmazott okulárok) típusa, esetleg gyártója, színszűrők).
A légkör jellemzése
A csillagászatban a légkör legfőbb hatásai: a fényelnyelés, a fényszórás (amely eltérő mértékű a különböző színekre), a légköri nyugtalanságból eredő képremegés. A fénygyengítés a fényesebb bolygóknál nem különösebben zavaró, legfeljebb a kontrasztokat módosítja; a kép remegése azonban lehetetlenné teheti a finomabb részletek megpillantását.
A légkör átlátszóságát (transparency) 0-5 fokozatú skálán kell becsülni. 5 a legjobb átlátszóságot jelenti: tökéletes átlátszóság a városi fényektől távol, ilyenkor a bolygó közelében (közepes látóhatár feletti magasságot feltételezve) 6,5 vagy jobb a határmagnitúdó.
A légkör nyugodtságát (seeing) 0-10 fokozatú skálán becsüljük, mindig a távcsőben látott bolygókép alapján
0 - 1: nagyon rossz;
2 - 3: erős hullámzás;
4 - 6: közepes, de állandó remegések;
7 - 8: gyenge hullámzás, néhány másodperces nyugodt szakaszokkal;
9 - 10: tökéletes légkör, remegés hosszabb idő alatt sem tapasztalható.
Nagyon fontos a légköri állapot (főleg a seeing) tárgyilagos becslése - egy különben jó észlelés értékéből egy túlbecsült seeing-érték sokat levon, és megbízhatóságát is erősen megkérdőjelezheti. Általában ritka az 5-10 transparency-seeing párosítás; párás ég, rossz átlátszóság esetén gyakori a jó nyugodtság.
A kép nyugtalansága ellen nincs mit tenni, a fényszórás miatti képromlást (pl. a Vénusz csillogása, a jupiteri kontrasztok lecsökkenése, stb.) azonban bizonyos színszűrők használatával mérsékelhetjük. A gyenge sárga, illetve sárgászöld szűrő például alig befolyásolja a szembe jutó fény színképi eloszlását, de a csillogást jelentősen csökkentheti. A horizonthoz közel levő bolygó észlelésénél már keskenyebb sávszélességű szűrőt kell használni, ezek azonban a bolygó más-más "rétegeit" emelik ki, így a szín kiválasztásánál az adott bolygó sajátosságai az irányadók (az egyes bolygókról szóló részben külön is hivatkozunk rájuk).
Az észlelés folyamata
Mint minden észlelési terület, a bolygómegfigyelés is speciális képességek kifejlesztését igényli. Ehhez kezdetben legalább heti rendszerességű, alkalmankénti 30-40 perces "szemlélődésre" van szükség. Ez alatt arra kell törekedni, hogy minél kisebb, és gyengébb kontrasztú alakzatokat tudjunk határozottan megkülönböztetni a bolygók nem túl nagyméretű korongján. Néhány havi tréning után válik igazán biztossá - s egyben élményadóvá - a megfigyelés.
Az észlelés első szakasza a légköri állapotnak megfelelő nagyítás és szűrő kiválasztása után a 10-15 perces szemszoktatás. Ez alatt igyekezzünk észrevenni az alakzatokat, és próbáljuk meg azok jellegzetességeit egymáshoz viszonyítani. Ezt követően térjünk rá a rajz elkészítésére, amit ~10 perc alatt igyekezzünk elvégezni. Először jelöljük be a leghatározottabb területek körvonalait az észlelőlap korongján, ezekhez viszonyítva rajzoljuk le a legfinomabb részleteket, majd a látott kontrasztoknak megfelelően árnyaljuk a rajzot. Végül az intenzitások becslése következik.
A részletek kontrasztosságát, fényességét az alábbi skála szerint adjuk meg:
10 - szokatlanul ragyogó
9 - rendkívül fényes
8 - nagyon fényes
7 - fényes
6 - kissé árnyalt
5 - tompa fényű
4 - homályos
3 - sötét
2 - nagyon sötét
1 - rendkívül sötét
0 - a fekete égi háttér
A Szaturnusznál standard, állandó fényességű terület a B-gyűrű legfényesebb harmada, ez 8-as intenzitású. A többi bolygó esetében csak a 0 érték rögzített, s ez kissé bizonytalanabbá teszi a becslést.
Az észlelés végén ne felejtsük el rögzíteni a pontos dátumot, s az észlelés kezdetének és végének időpontját perc pontossággal, világidőben (UT = KözEI-1 óra = NyISZ-2 óra).
Mérések
Annyiban térnek el a fentiektől, hogy objektív, számszerű eredményt szolgáltatnak (pl. okulármikrométeres pozíciómérés). Fontos különbség a becslés és mérés között, hogy a becslést célszerű határozottan, gyorsan végezni, s nem megismételni - ez csak a bizonytalanság-érzetet, s ezáltal a szubjektivitást fokozza. A mérést viszont kétszer-háromszor meg kell ismételni, s az adatokból átlagot és mérési hibát számolni. Egy mérés csak akkor ér valamit, ha meg tudjuk mondani, mennyire pontos!
A bolygóészlelésben használatos mérések mindegyike idő- és esetleg hosszúságmérésre vezethető vissza. Az időmérés pontossága általában nem kell, hogy 1 percnél jobb legyen; a hosszúságmérés (okulármikrométer!) már jóval kényesebb, és tökéletes optikájú távcső alkalmazását tételezi fel.
Nagyon fontos az észleléseknél, de különösen a méréseknél, hogy rendszeresen, s lehetőleg azonos körülmények között (azonos okulár, szűrő, mikrométer, stb.) végezzük őket. Kevésbé pontos mérések homogén sorozata sokkal többet ér, mint egy mégoly pontos egyedi mérés!
Bolygóészlelés és távcsőproblémák
A következőkben azokról a fontosabb gyakorlati problémákról lesz röviden szó, melyek a bolygóészlelési lehetőségeket és az észlelések minőségét, értékét befolyásolják. Pontosabban ezek összefüggését a látott kép élességével, kontrasztjával és nyugodtságával tárgyaljuk.
A bolygó-alakzatok képélességét a távcső elemeinek minősége határozza meg: az objektívnek akromatikusnak kell lennie, a tükörnek paraboloidnak, az okulárnak szintén akromatikusnak, s ún. összetett típusúnak. Ha akromatikus objektívünk van, az gyári, és nem lehet vele probléma. A főtükörnek Newton-reflektornál jó parabolának kell lenni, s ezt meg is tudja csinálni egy, a csiszolásban és polírozásban gyakorlott amatőr.
Hiába van jó minőségű akromatikus objektívünk, vagy elfogadhatóan jó parabola tükrünk - ha képminőségét lerontjuk gyenge, elemi optikai hibákkal terhelt okulárokkal! Ha csak a főoptikánk jó, ez nem elég: a távcső a főoptikából és az okulárból áll (reflektornál még a segédtükör is hozzájárul, ennek legalább a hullámhossz tizedéig síknak kell lennie). Tehát olyan okulár nem alkalmas a bolygók észlelésére, melyben egyszerű lencseelemek vannak, ezek kromatikus és szférikus aberrációja miatt. Általában nem jók az ilyen lencséket tartalmazó okulárok sem (Huyghens, Ramsden, Kellner). Összetett okulárunknak vagy pozitív akromatikus típusúnak kell lenni (két ragasztott lencse, melyek közül a szemfelőli a hosszabb fókuszú), vagy szimmetrikus típusúnak (két egyenlő ragasztott lencse egymáshoz közel). Természetesen egy gyári orthoszkopikus okulár minden problémát megold ezen a téren.
A bolygók képének kontrasztja elég elhanyagolt szempont nálunk, s ha figyelembe is veszik, nem a helyes értelmezésben. Ugyanis nem a bolygókorongnak, mint egésznek kell jó kontrasztúnak lenni az égi háttérhez képest, hanem magán a bolygón látszó alakzatoknak kell jó kontrasztúnak lenni a bolygófelületen! A kép kontrasztját sem a rövid, sem a hosszú fókusztávolság nem rontja le. A kontrasztot csökkentik viszont a fő-, a segédtükör és az okulárok optikai hibái, a rossz jusztírozottság, valamint a túlságosan közeli, nagy központi kitakarás.
Bolygóészlelésre előnyösek a kis fényerejű (f/10-f/20) lencsék és tükrök. A hosszú fókuszú lencsét könnyebb a színi hibára korrigálni, s az ilyen tükröt is egyszerűbb a kívánt pontossággal megcsiszolni. További előny, hogy a bolygóészleléshez szükséges nagy nagyításokat fókusznyújtás nélkül érhetjük el velük, a kis fényerejű tükröknél a központi kitakarás sem haladja meg a 25%-ot. A nagy fényerejű tükrös távcsövek is alkalmasak bolygóészlelésre, de itt már rendszerint valamiféle fókusznyújtás szükséges. A fényerős távcső tükrét azonban sokkal nehezebb úgy kipolírozni, hogy felülete a tűrési határon belül legyen, és ezáltal is alkalmas legyen a fókusznyújtásra - számottevő képromlás nélkül.
Fókusznyújtásra kiválóan használhatók a telekonverterek (pl. Soligor) vagy az okulárprojekció. Ez utóbbi célra beváltak a jól korrigált orthoszkopikus okulárok, de még jobb eredményeket érhetünk el kis nagyítású mikroszkópobjektívekkel (pl. lOx 0,3 NA), mert ezeket ilyen célokra tervezik.
A fényerős tükröknél van némi kontrasztcsökkenés a hosszú fókuszú távcsövekhez képest. Ennek oka a valamivel nagyobb központi kitakarás (kb. 30-33%), és a nyújtó lencserendszerekben fellépő csekély fényszóródás. Az ezekből adódó kontrasztcsökkenés azonban nem jelentős, és semmiképpen sem teszi bolygóészlelésre alkalmatlanná a távcsövet.
Hangsúlyozzuk, hogy az itt leírtak csakis kitűnő minőségű tükrökre érvényesek, ugyanis a tűrési határból kilógó felületű tükrök nem alkalmasak a komoly bolygóészlelésre, legyen azoknak akár hosszú, akár rövid a fókusza.
A bolygó képének nyugodtnak kell lenni. A kép nyugodtságát a légkörön kívül a távcső is veszélyezteti. A távcső rezgését csak tökéletesen rezgésmentes állvánnyal és simán gördülő tengelyekkel védhetjük ki.
A légkör áramlásainak sajátossága az, hogy ezek hullámszerűek. Ha egy-egy hullám mérete nagyobb, mint távcsövünk átmérője, ez az egész bolygókép kis lebegését okozza, ami csak kevéssé zavaró. Ha azonban egy-egy hullám kisebb, mint távcsövünk átmérője, ez azt eredményezi, hogy a kép részleteiben hullámzik, ilyenkor a finom részletek elmosódnak. Ez egyben azt a meglepő tényt is jelenti, hogy a nagy távcsővel (pl. 25-30 cm) rendelkező amatőrök ritkábban tapasztalnak eléggé nyugodt képet, mint a kisebb távcsövek tulajdonosai, mert a légköri hullámok mérete éppen 15-20 cm közötti!
Még más légköri jellegű hatások is befolyásolják az észlelést. Így a levegő cirkulációja a távcső csövéből, de ez elkerülhető, ha korábban visszük ki a távcsövet a szabadba. Azonban még továbbra is keletkezik a cső belső fala mentén cirkuláció, ha a cső anyaga magasabb hőmérsékletű, mint a levegő. Ezt megelőzhetjük, ha nem fémből készítjük a csövet, hanem műanyagból (kellő külső merevítéssel), vagy egy szigetelő réteggel vonjuk be belülről. Légáramlásokat okoz maga a talaj is, ahol észlelünk, mert este az is sugároz ki meleget, főleg, ha téglával vagy cementlapokkal lerakott udvaron észlelünk.
A bolygóészlelési problémák közé tartozik a helyes nagyítás megválasztása. Az elmondottak nagyban befolyásolják ezt, s bele kell nyugodnunk abba is, hogy a könyvekben ajánlott nagyításokat a gyári pontosságú távcsövekben lehet csak alkalmazni, amatőrtávcsöveknél ezek a törekvések már a képélesség rovására mennek. Ha a látott kép nem elég nyugodt, az is korlátozza a lehetőségeket. Távcsövünk felbontóképessége ugyanis meghatározza az egyes bolygókon észlelhető részletek méreteit, s legtöbbször így nincs is értelme a túlzott nagyításnak.
Számszerű ajánlásnak nem sok értelme van a befolyásoló tényezők sokfélesége, s ezek változó erőssége miatt. De talán az fogadható el leginkább, hogy kb. 15 cm távcsőátmérőig a milliméterben mért átmérővel egyező nagyítás adja az optimális minőségű képet (ez kétszerese a hasznos nagyításnak), s több tényező kedvező alakulása kell ennél nagyobbak eredményes használatához. Ahogy azonban haladunk felfelé a távcsőátmérővel, ez az arány fokozatosan csökken, s pl. átlagos körülmények esetén 30 cm-es távcsővel sem érdemes 200-250-szeres nagyításnál nagyobbra törekedni. A refraktorok valamivel alkalmasabbak a nagyítás fokozására, mint a reflektorok.
Természetesen nagyon fontos a pontos jusztírozás, ez azonban általánosan ismert dolog, s olyan alapvető követelmény, melyet nyilván mindenki ismer, így részletezése szükségtelen. A távcsőátmérők nagyban megszabják a munka lehetőségének hatásait, erre az egyes bolygók megfigyelésének ismertetésénél térünk ki.
Merkúr
A kis forró bolygó kétségtelenül a legnehezebben megfigyelhető a szabad szemmel láthatók közül, a Naphoz való közelsége miatt: sohasem távolodik el 26-20 foknál távolabb központi csillagunktól. Sötét égen - a teljes napfogyatkozások kivételével - nem látható, csak szürkületben, s amikor már könnyen megtalálható, olyan alacsonyan van, hogy a légköri hullámzás szinte lehetetlenné teszi az észlelést. A szürkületi megfigyelésre az a néhány perc (!) a legalkalmasabb, amikor az ég már eléggé sötét, de a bolygó még nem merült be a sűrű légrétegekbe. Ezt a kb. kéthavonként bekövetkező elongációk idején lehet kifogni. Esti elongációnál a megpillantás után kövessük addig, amíg a legkedvezőbbek lesznek a feltételek az észleléshez. A reggeli elongációk valamivel kedvezőbbek: a megpillantás és beállítás után követve (vagy egyszerűen rögzített deklinációval hagyva a távcsövet) megvárhatjuk, míg magasra emelkedik, ahol jó az átlátszóság és nyugodtabb a légkör. Ha közben kivilágosodik, az sem probléma, sőt, beállított deklinációval később nem nehéz ismét megtalálni a nappali égen.
A Merkúrt korongnak látni (amihez lOcm/200x szükséges) nem utolsó eredmény! Észlelési lehetőségeink korlátozottak. A legegyszerűbb és leghálásabb feladat a fázisbecslés. A Merkúrnál a geometriailag számított és észlelt fázis közötti különbség mértéke, szabályossága ismeretlen. A becsléseket 10 cm-es vagy annál nagyobb átmérőkkel végezzük, és ne a látott kép, hanem a távcső mellett készített rajz alapján (korongátmérő: 5 cm).
A felületi alakzatok megfigyeléséhez minimálisan 15-20 cm átmérő és 300x-os nagyítás szükséges. A terminátor-rendellenességek észlelhetők a legkönnyebben, a hegységek és a medencék nehezebben. Intenzitás- és színbecslések ritkán végezhetők biztonsággal. A szűrők közül az intenzív vörös a legjobb, sokat javít az alakzatok kontrasztján, a nappali ég kékségét is elsötétíti.
Vénusz
A kis távcsövekkel történt tanulmányozásra a Vénusz a legalkalmasabb bolygó. A Merkúrhoz hasonlóan fázisokat mutat. Nemcsak hogy látszik szabad szemmel, de feljegyezték már árnyékvetését is! Sarló alakját 15-20%-os fázis esetén minden átlagosnál kicsit jobb szemű ember szabad szemmel is megláthatja. Korongja és fényessége nagy, s éppen a ragyogás következtében lépnek fel megtévesztő, hamis hatások. Két módon védekezhetünk a jelenség ellen: szürkületi, illetve nappali észlelésekkel és szűrők alkalmazásával. Az előbbinél ugyanaz az eljárás, mint a Merkúr esetében: Ha távcsövünk rendelkezik osztott körökkel, a Csillagászati évkönyv vagy a Kalender für Sternfreunde megfelelő táblázata alapján könnyen megtalálhatjuk a bolygót. Nagy fényességének köszönhetően viszonylag könnyű megtalálni a nappali égen osztott körök nélkül is (jó átlátszóság esetén).
Kezdő észlelői programnak a fázisbecslés a legalkalmasabb. Mindig az észlelőlapon levő rajzról becsüljük a fázist! Vigyázni kell az ún. Schröter-effektusra: az észlelés és az előre számított fázisértékek eltérnek egymástól. Ehhez a munkához 5 cm-es átmérőjű refraktor elegendő.
Az erős csillogás - a fázisértékek módosulása nélkül - semleges (szürke) vagy zöld, esetleg sárga szűrővel kiküszöbölhető. A kék és vörös szűrők jól tompítják a csillogást, de más-más fázisértéket adnak! Nagyon fontos a dichotómia - 50%-os fázis - pontos időpontjának megfigyelése. Különböző időpontok adódnak szűrő nélkül és különböző szűrők használata esetén is, továbbá az elméleti és a megfigyelt időpontok sem egyeznek meg. A dichotómia szolgáltatja a legalkalmasabb pillanatot a fázis ellenőrzésére, mivel nem nehéz megállapítani, hogy mely időpontban látszik a terminátor tökéletesen egyenesnek, bár lehetséges 2-3 napos bizonytalanság. A dichotómia mindig korábban következik be az esti láthatóságkor, amikor a fázis csökkenő; s késik a reggeli láthatóság idején, amikor a fázis növekvő. Az eltérés az esti láthatóság idején látszik a legnagyobbnak: 8-10 nap, míg a hajnali láthatóság esetében csak 4-6 nap. Érdekes erről becsléseket végezni, mivel a különbség kissé változik.
Sötét árnyékok észlelése
Ehhez a munkához, s általában a részletek megpillantásához 10-15 cm távcsőátmérő szükséges; ennél nagyobb átmérőknek nincs sok előnye: 300-szorosnál nagyobb nagyítás alkalmazása - a légkör miatt is - szükségtelen. A sötét foltok teljesen szabálytalanul jelennek meg és változnak; sokszor észlelhető üres korong. Ezen objektumok légköri eredete bizonyított. A szűrők itt is igen nagy segítséget jelentenek, főként az ibolya és a vörös vagy a zöld. A sötét foltok mellett jelentkeznek fényes területek is. A Vénusz alakzatainak előre nem jelezhető volta elfogulatlanságot követel meg az észlelőtől. Nem szabad azzal kimenni a távcsőhöz, hogy előre várjuk valamely alakzat megpillantását.
Pólus-sapkák (szarv-sapkák)
A legfeltűnőbb és legérdekesebb alakzatok. Fényes területek, közel a bolygó látszó pólusaihoz. Néha úgy látszik, mintha sötét határvonalai lennének ("gallér"). A dichotómia közelében a legfeltűnőbbek. A dichotómia bekövetkezése után legömbölyítettnek mutatkoznak, máskor átnyúlnak a sötét területre - innen van a "szarv" elnevezés.
Hamuszürke fény
A hamuszürke fényt Schröter jegyezte fel először, mint halvány fénylést a bolygó éjszakai oldalán. Gyakorlatilag csak 30%-osnál kisebb fázisnál látszik. Elég nehéz észrevenni - főként, ha a háttér világos, de egy félhold alakú kitakarással kiküszöbölhetjük a fénylő vénuszsarlót. Sokáig kételkedtek a jelenség realitásában - kontraszthatásnak vélték - mígnem Kozirev és Newkirk spektroszkópiai úton igazolták a vizuális megfigyeléseket.
Terminátor-rendellenességek
Aki csak néhányszor észlelte a bolygót, tudja, hogy a terminátor szinte soha nem egyenes, kisebb-nagyobb kitüremlések, kidudorodások láthatók rajta. Ez a jelenség különösen növekvő fázis esetén látható.
A műszerekre vonatkozó megjegyzések
A Vénusz észlelésekor legfontosabb a következetesség. Ha pl. egyik este 7,5 cm-es refraktort használunk, a következőn pedig egy 30 cm-es reflektort, nem lehet a megfigyeléseket összehasonlító sorozattá rendezni. Mivel az okulárok is befolyásolják a látványt, minden esetben ugyanazt az okulárt használjuk. A nem akromatikus okulárok teljesen használhatatlanok. Barlow-lencsét se használjunk!
Mars
Az első észlelésnél a bolygó általában csalódást okoz, még akkor is, ha nagy átmérőjű távcsövet használunk: kis narancsvörös korong, esetleg néhány homályos, barnás folt. Ezek a sötét alakzatok kb. ugyanolyan intenzitással látszanak, mint a holdtengerek szabad szemmel. Néhány észlelés után, amikor szemünk hozzászokott a Mars gyenge kontrasztú alakzataihoz, már egy 7 cm-es refraktor is felfed néhány részletet, jó 15 cm-es reflektor pedig (oppozíció idején, 200x-os nagyítás felett) a "csatornákat" is mutatni fogja.
A Mars látszó átmérője jelentősen változik egy láthatóság alatt, 5-8" minimális és 15-22" maximális értékekkel, hasonlóképpen fényessége +2- -2,5 magnitúdó között alakul. Így pl. mindenki által elérhető megfigyelési feladat lehet a bolygó fényességbecslése. A Mars kissé lassabban forog tengelye körül, mint a Föld; rotációs periódusa 24h40, tehát nap-nap után fokozatos eltolódás figyelhető meg a felületi alakzatok helyében, ugyanazt az időpontot alapul véve, ugyanabban az órában 30 nap múlva kerül egy terület újra a CM-re. A CM által meghatározott két félgömböt szokás "p" oldalnak (preceding = előző) vagy EBL-nek Evening Bright Limb - esti fényes oldal), ill. "f" oldalnak following = követő), vagy MBL-nek (Morning Bright Limb = reggeli fényes oldal) nevezni. A forgásiránynak megfelelően a távcsőbeli képen az EBL a bal, az MBL a jobb oldalnak felel meg.
A Mars is mutat egy csekély fázist. Ez oppozíció előtt és után kb. 3 hónappal a legnagyobb, kb. 88%, s figyelembe kell venni a bolygó rajzolásakor.
A marsi koordináta-hálózat hasonló a Földön használthoz: hosszúság 0-360 fok, szélesség +90- -90 fok (É-D). Egy óra alatt 14,6 fok az elfordulás. A centrálmeridián helyzetének 0 UT-re vonatkozó értékei megtalálhatók pl. a Csillagászati évkönyvben, a CM hosszúsága azt jelenti, hogy adott időpontban a táblázatban feltüntetett hosszúsági koordinátájú területek vannak a centrálmeridiánon.
A Mars megfigyelésében a legfontosabb módszer a korongrajzok készítése. Itt különösen fontos a rajzolás megkezdése előtti 10-15 perces szemszoktatás. Ugyancsak nagyon fontos a színek becslése - ez itt jelentősebb, mint bármelyik bolygónál. Az intenzitás-skála speciális állandója a déli pólus legfényesebb része: 10,0.
A bolygó forgása már 10 perc alatt észrevehető. Mivel néha fél órát is igénybe vesz a rajzolás, a legjobb módszer először a CM közelében látottak lerajzolása. Alapvetően két megfigyelési terület kínálkozik: a felszíni alakzatok és a légköri jelenségek megfigyelése.
Felszíni alakzatok
Legfeltűnőbb mindenek előtt a két pólussapka: az NPC és az SPC (északi és déli), erős fehér vagy sárgás színnel a bolygó legfényesebb területei. Ezek nagysága változik, mivel a Marson évszakok vannak. A forgástengelye 66 fokos szög alatt hajlik a keringési síkjához. Definiálhatjuk a Marsi Dátumot (MO). Március 21. MD: a Nap az egyenlítőn délről északra halad át; június 22. ill. december 22. MD: a Nap a +24 ill. -24 fok szélességeken zeniten delel; szeptember 23. MD: a Nap az egyenlítőn északról délre halad át. Nyomon követhetjük a sapkák méretének változását, ha alkalmanként megbecsüljük az egyenlítővel párhuzamos szélességüket a bolygóátmérő törtrészében.
Két módszert követhetünk. Az egyik szerint lerajzoljuk a távcső mellett azt, amit látunk, majd kiszámítjuk a CM-értékeket az adott időpontra. A másik módszer a már gyakorlott nagy távcsővel rendelkező amatőr számára célszerűbb: kiszemelünk néhány területet a bolygón és az egész megfigyelési periódus alatt figyelemmel kísérjük őket, előre tudva, hogy mikor fog az illető objektum "jó helyre", azaz a CM közelébe kerülni.
Gyakoriak a Marson a porviharok, ezek kedvező esetben láthatók 15cm/300x-ossal, de biztos észlelésükhöz 30 cm-es távcsőátmérő kell. Fontos dolog az is, hogy a kép a lehető legélesebb legyen. Az élesre állítást egy közeli csillagon, vagy a bolygó egy fényes területe segítségével végezhetjük el.
A légkör megfigyelése
A legalapvetőbb észlelési mód: a marsi légkör átlátszóságának becslése. A fokozatokat a felszíni alakzatok élessége és kontrasztossága alapján állapíthatjuk meg a következő skálán: 0 = felszíni részletek nem láthatók, vagy csak nagyon bizonytalanul egy-egy folt;
1 = felszíni részleteknek csak durva körvonalai látszanak;
2 = felszíni részletek körvonalai és durvább részei kivehetők; 3 = a finomabb részletek is felismerhetők;
4 = finom részletek is jó1 látszanak;
5 = apró részletek és színárnyalatok nagyon jól látszanak.
Felhők
Határozott kis fehér foltok, élesen elütnek a felszín színétől.
Pára és köd
Főként az északi pólus környékén láthatók ősszel (arktikus ködök), valamint a terminátor mellett (Morning and Eveneing Clouds = reggeli és esti felhők).
Szűrők használata
A vörös színárnyalatok kontrasztjait növelik az UV, ibolya és kék szűrők; a zöld és kék kontrasztot pedig a sárga, narancs és a vörös.
A légköri jelenségek megfigyeléséhez általában az ibolya és a kék használható. A marsi légkör nyugtalanságának kiküszöbölésére a narancs és a vörös alkalmas, hasonlóképpen jók a finom felszíni részletek észleléséhez. A szűrőkkel kapcsolatos az ún. "kék-tisztulás" (blue-cleaning) jelensége: előre ki nem számítható időben UV és ibolya szűrőkön keresztül rendkívül átlátszó a marsi légkör, míg látható fényben alig. Néha az egész bolygón jelentkezik, néha csak az egyik félgömbön.
A szűrős észlelések döntőek lehetnek egy-egy fehér folt hovatartozásának vizsgálatánál. Ha a fehéres terület sivatagos környezetben látszik, hasonlítsuk össze a zöld és vörös szűrővel végzett megfigyeléseket. Ha a zöldben erősebb a kontraszt, akkor felszíni, ha ibolyában, akkor légköri eredetű objektumról van szó. A pólusi ködöknél is kék, illetve zöld szűrők alkalmazandók - a vörös egyáltalán nem mutatja őket.
A Marsnak két holdja van, a Phobos és Deimos, de mindkettő nagyon halvány. Valamivel fényesebbek 13m-nál, így elméletileg láthatók 15 cm-es távcsővel, azonban a ragyogás a Mars körül olyan nagy, hogy még a legkedvezőbb feltételek esetén is nehéz meglátni őket, még 30 cm-es távcsővel is.
Jupiter
A legnagyobb bolygó az észlelési lehetőségek széles skáláját kínálja. 5 cm feletti műszerrel már jól látható lapult korongja, az egyenlítővel párhuzamos felhősávok is észrevehetők. A fényes csíkokat zónáknak, a sötéteket sávoknak nevezzük.
Kis műszerekkel (5-8 cm) a sávok és zónák látványát és intenzitását érdemes rendszeresen nyomonkövetni. Legalább 5O-100-szoros nagyítást használjunk e munkához.
Közepes (8-20 cm) távcsövekkel már lehetőség nyílik a részletek vizsgálatára is. A Jupiter légköre nagyléptékű, igen viharos folyamatok színtere. Egyetlen felhősáv sem statikus képződmény, a bolygó légkörének összképe 4-5 év alatt szinte teljesen megváltozik. A felhősávok viszonylag állandó alakzatok, s a bolygó legérdekesebb objektuma a Nagy Vörös Folt (GRS) is stabil, már több évszázada biztosan létezik. A legtöbb kisebb alakzat néhány hétig, esetleg hónapig él. A bolygót jellemző színek is gyorsan változnak; a zónák általában sárgásfehérek, a sávok szürkésbarnák, de időről-időre dominánssá válhat a kékes szín.
A légköri alakzatok két fő csoportba sorolhatók: a sötét (D) és a világos (W) képződmények közé. A további osztályozás a "Jovian" rendszer szerint történik. Gyengébb optikájú távcsövekkel könnyebb a sötét alakzatok megpillantása. Ezek közül a kondenzációk és kivetülések szinte mindig megtalálhatók, főleg az egyenlítői vidékeken.
A rövidítések jelentései:


SSTeZ=South South Temperate Zone=Legdélebbi Mérsékelt Zóna
STeZ=South Temperate Zone=Déli Mérsékelt Zóna
STrZ=South Tropical Zone=Déli Trópusi Zóna
EZ=Equatoria Zone=Egyenlítői Zóna
NTrZ=North Tropical Zone=Északi Trópusi Zóna
NTeZ=North Temperate Zone=Északi Mérsékelt Zóna
NNTeZ=North North Temperate Zone=Legészakibb mérsékelt Zóna
SPR=South Polar Region=Déli Poláris Tartomány

SSST=S.S.South Temperate Belt=Legdélebbi Mérsékelt Sáv
SSTB=South South Temperate Belt=Délebbi Mérsékelt Sáv
ST8=South Temperate Belt=Déli Mérsékelt Sáv
SEB=Soth Equatorial Belt=Déli Egyenlítői Sáv
SEBs=SEB Southern Edge=SEB déli széle
SEBZ=SEB Interior Zone=SEB Belső Zóna
SEBn=SEB northern edge=SEB északi széle
EB=Equatorial Band=Egyenlítői Sáv
GRS vagy RS=Great Red Spot (Red Spot)=Nagy Vörös Folt
A Jupiter légköri aktivitása általában egy-egy vidékre jellemző komplex folyamatként nyilvánul meg. Az egyenlítői aktivitás különleges, nagyjából 5-7 évente ismétlődő folyamata a SEB-zavar. A SEB elsötétülésével, kondenzációi felszaporodásával indul, majd megjelenik egy jól meghatározott helyen a tényleges zavar. A folyamat a SEB intenzitásának és vastagságának gyors ingadozásával folytatódik, és kihat a bolygó egész megjelenésére. A folyamat pontos oka még ismeretlen, de feltehetőleg szoros kapcsolatban áll a GRS-sel és a bolygó mélyebb rétegeivel.

A déli tropikus aktivitás szintén ciklikus. Gyakoriak az oválok és fátylak az STrZ-ben. Itt látható a GRS is. A Vörös Folt szerkezetének megfigyelése nagyobb műszereket igényel, de a foltot körülvevő fényes gyűrű (a Vörös Folt Üreg - GRSH) már kisebb átmérővel is jól látható időnként. Ugyancsak megfigyelhető a GRS által a SEB déli peremén okozott benyomódás, a Vörös Folt Öböl - GRSB. Néha a GRS eltűnik, helyzete a GRSB, ill. GRSH alapján ilyenkor is megbecsülhető. A még délebbi vidékek közül az STB-t kell kiemelni. E sáv nem összefüggő; kis felhők láncolata alkotja. Benne helyezkedik el három hosszú fehér ovál, a BC, a DE és az FA jelű.
A Jupiter megfigyelésének módszerei
Közepes műszerekkel az ALPO szabványú észlelőlapra célszerű rajzot készíteni. Ügyelni kell a gyors rajzolásra; a bolygó igen gyorsan forog a tengelye körül. Először egy-két feltűnő alakzatot rögzítsünk a bolygókorong széléhez viszonyítva, a többit már ezekhez képest rajzoljuk. Sose feledkezzünk meg feltüntetni a jobb oldali korongon a sávok és aktív képződmények kontúros rajzán az intenzitásokat.
A színek becslésével is érdemes foglalkozni, ennek objektivitása lényegesen növelhető, ha legalább két (pl. vörös és kék) szűrővel intenzitásbecslést végzünk. A GRS színének szemmel nem mindig észrevehető változásait is így lehat a leginkább nyomon követni. Nehezen hozzáférhető, de leginkább alkalmas szűrők a Wratten-filterek.
10 cm felett már megpróbálkozhatunk a pozíciós mérésekkel is. A Jupiter nem merev testként forog. Az egyenlítő környékén lényegesen más a periódus, mint a sarkokon (az egyenlítőn több mint öt perccel rövidebb a periódus). Emiatt a bolygó forgását két rendszerben (a +10° közötti planetografikus szélességek közötti a System I, a többit System II-ben) szokás megadni. Ezen rendszerek adják meg a bolygórajzi hosszúságot is. Nincs a Jupiter légkörében alakzat, melynek hosszúsága állandó lenne. Az alakzatok néhány áramlási zóna valamelyikébe sorolhatók. Szomszédos zónák áramlási sebessége között is jelentős különbség lehet. Az áramlási sebesség megkapható, ha megmérjük több alkalommal ugyanannak az alakzatnak a bolygórajzi hosszúságát (ennek változása jellemzi a sodródást). Ezt a legpontosabban úgy tehetjük meg, hogy a legalább 150-200-szorosra nagyított korongon eldöntjük, mikor megy át a kiszemelt alakzat a bolygó pólusait összekötő képzeletbeli egyenesen, a centrálmeridiánon (CM). Ennek időpontját kell percnyi pontossággal feljegyezni. Néhány "nap" múlva (n: 9h50m múlva, ahol n pozitív egész szám) ismét észleljük, s jegyezzük fel az alakzat CM-átmenetének időpontját. Az e témában végzett rendszeres észlelések felbecsülhetetlen értékűek. Különösen fontos a GRS CM-átmenetének mérése. A GRS nagy kiterjedése miatt két időpontot mérjünk, a "p" (előző) végátmenetét, amikor a GRS először érinti a CM-et, majd az "f" (követő) végét, amikor a GRS hátsó vége elválik a CM-től. A két átmenet között kb. 20-30 perc telik el.
Okulármikrométer birtokában tovább pontosíthatjuk a pozíciós méréseket: a szálkeresztet a CM-en tartva jóval pontosabban becsülhető az átmenet időpontja. Az okulármikrométer lehetővé teszi a bolygórajzi szélesség mérését is. Lemérjük, hogy a bolygókorongnak a pólustól-pólusig terjedő kistengelye hány osztás az okulárban, majd a CM mentén lemérjük a sávok határainak helyzetét a pólushoz képest. Ezen adatokból a feldolgozó számítani tudja a planetografikus szélességet, ami azért érdekes, mert a sávhatárok és a GRS ill. az STB oválok jelentékenyen változtatják szélességüket.
Sávrajzok

Egy-két sávot több órán keresztül észlelve, mérjük a sávban levő részletek CM-átmeneteit.
A részletrajzok közé sorolhatók az ún. élettartam-fejlődés észlelések. Kiválasztunk egy különösen érdekes területet, melyről CM-mérésekkel kiegészített részletrajzot készítünk.
A kiszemelt területről heti rendszerességgel, több hónapon keresztül végezzük az észleléseket. Egy bolygóláthatóság végére olyan anyag birtokába juthatunk, amely szépen mutatja az összefüggéseket az alakzatok szerkezetének és mozgásának változása között.
Ha egy-két nap alatt sikerül a bolygó egészét lefedő észleléssorozatot készíteni (ehhez nem kell túl sok effektív észlelési idő: a látott korongon a CM-től +45-50°-ig biztosnak mondható egy rajz; így a tengelyforgás ismeretében egyszerűen az egymást követő észlelések idejét kell ügyesen megválasztani, hogy teljes legyen a lefedés). Egy vázlatszerű, ún. szinoptikus térkép is készíthető a bolygó légköréről. A vidékek egymáshoz képesti elcsúszása miatt célszerű a System I és a System II vidékekről külön térképet rajzolni. Egy láthatóságot felölelő szinoptikus térképsorozat a jupiteri aktivitás alakulásának a legjobb áttekintése.
A holdak észlelése
A négy Galilei-féle hold megfigyelésére kínálkozik lehetőség. Ezek korong alakja 10-15 cm felett látható, ugyanekkora átmérőkkel a színek is becsülhetők. A felszíni részletek (foltok) megfigyelésére 25-30 cm feletti átmérőjű távcsővel és nagy nagyítással van esély. Az alakzatok realitásának egyik kritériuma két vagy több észlelő szimultán készített rajzainak hasonlósága, azonossága.
Szaturnusz
A Naprendszer objektumai közül kétségtelenül e bolygó látványa a legszebb. Alakját már Galilei is különlegesnek írja le, de kis műszerével nem tudta helyesen értelmezni a látottakat. Ezt csak Huyghens tette meg 1659-ben. Egy jó 7 cm-es távcső első látásra felbontja a gyűrűt, gyakorlott, s műszeréhez szokott észlelő (olyan követelmény ez, melyről fontosságához képest ritkán teszünk említést) 5 cm-rel is megpillanthatja, 100-szoros nagyítás mellett.

A gömb színe sárgás-narancsos, felhőtakarója a Jupiteréhez hasonló sávos-övezetes elrendeződést mutat, csak a kontrasztok sokkal gyengébbek, mint a Jupiteren.
A Szaturnusz majdnem 30 év alatt kerüli meg a Napot, perihéliuma 1974 januárjában volt. Csaknem olyan gyorsan forog, mint a Jupiter. Itt sem elegendő egy forgási rendszer, 3 rendszer használatos. System-I: EZ, NEB, SEB; System-II: egyéb területek az SPR-t és az NPR-t kivéve; System-III: SPR, NPR. Az egyenlítő közelében 10h 14m 13,08s; a pólusok környékén 1Oh 38m 25,42s a rotációs periódus.

Az amatőr műszerekkel megfigyelhető gyűrűrendszer 3 főgyűrűből áll: az "A" a legkülső, narancsbarnás, a "B" a legfényesebb és a legszélesebb, a "C" a krepp- vagy fátyolgyűrű - ez még amatőr műszerekkel is elérhető, a belső "D" már nem. A gyűrűket sötét osztások választják el egymástól. A leghíresebb a Cassini-rés, az "A" és "B" között sötéten húzódik, az Encke-osztás pedig az "A"-t választja ketté. Kevésbé látványos osztás sok van, - a Voyager-szondák felvételei szerint ezek valójában nem hézagok, hanem más anyagú vagy sötétebb régiók. Az ALPO szabványjelölései az osztásokra a következőkön alapulnak: A5 jelenti az "A" gyűrűben belülről kifelé számítva a gyűrű szélességének 0,5 részénél levő osztást - vagyis AS=Encke. A Cassini ebben a jelölésrendszerben az AO vagy B10 jelet kapja.
A gömb észlelése hasonló a Jupiternél alkalmazott módszerhez, a Szaturnuszt azonban szépsége ellenére is igen nehéz észlelni, részben a gyűrűk, részben az alacsony kontrasztok miatt.
Az intenzitásbecsléseket megkönnyíti, hogy a 0-n kívül rögzített a "B" gyűrű külső harmada, ennek intenzitása 8,0. A Szaturnuszon általában ritkábbak a foltok, kitörések. Ha határozott foltot látunk, ne mulasszuk el CM-átmenetének mérését (a Jupiternél leírt módon, legalább l5cm/200x szükséges hozzá)! Ezek jelentősége a bizonytalan rotációs periódusok miatt igen nagy.
A gyűrűrendszer léte - ha meg is nehezíti az észlelést - sok érdekes lehetőséget kínál. Az első kézenfekvő program: a gyűrűk, illetve osztások láthatósága különböző méretű távcsövekkel. A Cassini az anzákban (a bolygótól "oldalt" eső ívekben) már 5 cm-es refraktorral is látható, ha jó a légkör. 15 cm-es biztosan mutatja. Az Encke-osztást jóval nehezebb megfigyelni, még a 20 cm-es reflektorral dolgozó észlelőt is próbára teszi. 30 cm-es távcsővel már könnyen észrevehető.
A gyűrű a Szaturnusz egy keringése alatt kétszer fordul át. Az átfordulás azonban nem egy lépésben történik, hanem mintegy két év alatt játszódik le (legutóbb 1979/80-ban). A Föld pályamenti mozgása miatt ugyanis a gyűrű nemsokára rövid időre visszafordul, majd véglegesen átfordul. Így tehát a kb. tizenöt évenként ismétlődő kétéves időszakok mindegyikében háromszor láthatjuk a gyűrűt pontosan éléről, s ez igen érdekes megfigyelési lehetőséget nyújt: a gyűrű vastagságának becslését.
Árnyékjelenségek
Ez a két fő árnyék megfigyelését jelenti: az SH G/R (Shadow of the Globe on the Ring) - a gömb árnyéka a gyűrűn, és az SHR/G, a gyűrű árnyéka a gömbön. A G/R csak az oppozíció körüli napokban láthatatlan, alakja változó, domború lenne rendesen, de gyakran homorú, ill. szögletes vállú. Ez a rendellenes változás bizonyosan a gyűrű sűrűség-inhomogenitásából ered. Az SH R/G-t gyakran eltakarja a gyűrű, egyébként változó szélességű és intenzitású az egyenlítő környékén.
Foltok a gyűrűn
Kérdéses jelenség, nagyrészt kontraszthatások eredménye (pl. a Terby-féle fehér folt a G/R mellett). Mindamellett, ha ilyet látunk, rajzoljuk a gyűrűre és becsüljük meg intenzitását és színét.
Csillagfedések a gyűrű által
Ha egy elég fényes csillagot fed el a gyűrűrendszer, az osztások helyei minden más módszernél pontosabban állapíthatók meg. Ehhez a munkához is legalább 30 cm átmérő szükséges.
A holdak megfigyelése
A nagyobb holdak közül 5 figyelhető meg viszonylag könnyen, mind az öt adatait közli a Kalender für Sternfreunde.
Titan
A legfényesebb, már 5 cm-es műszerrel észlelhető.
Rhea
Halvány (l0m), elvileg látható 7,5 cm-rel, de inkább csak akkor, ha távol van a bolygótól. Keringési ideje olyan, hogy ha egyik este elongációban van, akkor másnap konjunkció közelében, harmadnap a másik elongáció körül van.
Thetys
Fele olyan fényes mint a Rhea, közel a bolygóhoz, nagyon nenéz objektum.
Dione
Legalább 10 cm átmérőt igényel, de ha ismert a helyzete, kisebbel is megtalálható.
Iapetus
30 bolygóátmérőre van a Szaturnusztól (elongációban); 10,2 - 12,2 magnitúdó körül változik a fényessége.
A külső bolygók észlelése
Az Uránusz, a Neptunusz és a Plútó azért kapta a közös "külső" jelzőt, mert kívül esnek az évezredek óta ismert bolygókon, szabad szemmel pedig általában nem láthatók. Utóbbi megállapítás alól esetenként egyedül az Uránusz kivétel, de 6m körüli fényességével csak ideális légköri viszonyok és pontos hely ismeretében pillantható meg, igen halvány fényű égitestként.
A külső bolygók észlelése a 40-es és 50-es években külföldi amatőrök körében eléggé elterjedt volt, ami jól magyarázható az akkori kedvezőbb deklinációjukkal. A 80-as évek az észlelés szempontjából sokkal kedvezőtlenebbek, a -20°-nál délebbi helyet a jellemző. Ezt a helyzetet tovább súlyosbítják az igen kicsiny látszó átmérők (Uránusz: 3,8", Neptunusz: 2,4"). A teljesség kedvéért megjegyezzük, hogy a Plútó látszó átmérője 0,1", s így korong alakja még a nagy távcsövekkel sem pillantható meg.
Uránusz
A külső bolygók közül ez figyelhető meg a legkönnyebben. Bár több mint két évszázaddal ezelőtt fedezte fel M. Herschel, nagyon keveset tudunk róla. Mivel átlagos naptávolsága 2872 millió km, csak 3-4" átmérőjűnek látszik. Kb. 500-szoros nagyítás szükséges ahhoz, hogy akkorának lássuk mint a Holdat szabad szemmel, s korong alakjának megpillantásához is legalább 100szoros nagyítást kell alkalmazni.
Felszíni alakzatok mepfigyelése
Kis átmérőjéből adódik, hogy a felszíni alakzatok megpillantásához nagy átmérő, nagy nagyítás és nyugodt légkör szükséges. Legalább 15-20 cm átmérőjű, tökéletes optikájú távcsőre van szükség ahhoz, hogy felszíni részleteket lássunk. A legszembetűnőbb többnyire a peremsötétedés, de egyenlítői rálátás esetén megpillantható egy fényes egyenlítői sáv is. Egynél több sáv vagy egyéb részletek megfigyeléséhez már legalább 20 cm-es műszerre van szükség. Mivel a bolygó tengelye az ekliptika síkjához közel fekszik, egy keringés alatt egész felszínét végig tudjuk követni: van amikor az északi pólust látjuk, van amikor az egyenlítőt, s van úgy, hogy a déli sarkvidék fordul felénk. Mivel a furcsa elhelyezkedés erősen befolyásolja a sávok és egyéb részletek alakját és láthatóságát, minden alkalommal célszerű két rajzot készíteni: egy kis skálájút, amelyre a bolygó helye és lapultsági iránya van berajzolva a környező csillagokkal egyetemben; s egy nagy méretűt, amelyen a részleteket rögzítjük. Így a kiértékelés során lehetőség nyílik a pontos tengely- és egyenlítő-irány meghatározására. Az intenzitás-becslés úgy történik, mint bármely más bolygónál, vagyis az ALPO 1-10 skáláján.
Színbecslés
Rendkívül figyelemre méltó, hogy a bolygó az alkalmazott távcső típusától, átmérőjétől és nagyításától függően más-más színűnek tűnik. Így pl. kis műszerekben zöld, közepes méretűekben zöldeskék, 20 cm felettiekben pedig a kék dominál. Ez a már régen ismert, de mind a mai napig magyarázat nélküli "kék effektus". Refraktorok használatánál gyakori a zöldessárga árnyalat, 10-15 cm-es reflektoroknál a kékesszürke, összetett rendszereknél (Makszutov, Schmidt-Cassegrain) pedig a zöldesbarna szín észlelése, de előfordult már olyan is, hogy a bolygót egészen jellegzetes Szaturnusz-sárgának írták le! Az eltérő nagyítások szintén befolyásolják a színeket.
Színszűrős megfigyelések
Itt is a színbecslés a legfontosabb. Különösen a zöld és kék szűrők eredményesek, de néha vörösben is nagymérvű változások látszanak. Sárga és zöldessárga árnyalatok használatát viszont lehetőleg kerüljük, mert ezekkel a bolygó könnyen félreészlelhető.
Főleg 5-10 cm-es távcsövekkel és szabad szemmel végezhetők a következő programok:
a. Észlelhető-e a bolygó mozgása vizuálisan, s ha igen, mekkora idő alatt látszik ez határozottan? b. Mekkora a legkisebb távcsőátmérő és nagyítás, amely már mutatja a peremsötétedést? c. Mekkora a legkisebb távcsőátmérő és nagyítás, amelynél már felfedezhető a korong lapultsága?
A lapultság becslésekor ugyanúgy járjunk el, mint a kettősöknél, s legalább 10 fokos pontosság elérésére kell törekednünk. Megkönnyíti ezt a munkát ( s az utólagos kimérést), ha észleléskor rajzot készítünk a bolygó körüli csillagmezőről, s ebbe húzzuk be a lapultság irányát jelző egyenest. (Megj.: a lapultság csak 1995 után lesz ismét észlelhető!)
Fotometria
A felszíni alakzatok közvetlen észlelése helyett célszerűbb a bolygó összfényességét tanulmányozni. Így is nagyon nagy jelentőségű adatokhoz jutunk, de lényegesen egyszerűbb módon, mint közvetlen észleléssel. Köztudott dolog, hogy az Uránusz fényessége határozottan változik, s ennek számos periodikus összetevője van. Többségüket nagy távcsövekkel és fotoelektromos módszerrel már behatóan tanulmányozták, de amatőr munkaprogramként még ma is számításba jöhetnek. Ezek két fő csoportra oszthatók:
Geometriai eredetűek
A Nap-Uránusz és a Föld-Uránusz távolság folytonos változása a fényesség nagymértékű ingadozását adja, de ez egyszerű, geometriai eredetű jelenség. Ehhez járul a bolygó tengelyének szokatlan elhelyezkedése, mely olyan effektusokat okoz, melyek egyetlen más naprendszerbeli objektumnál sem láthatók: a bolygó jóval fényesebb akkor, amikor forgási tengelye fordul a Nap felé, mint amikor az egyenlítői övezetek láthatók jól. Ennek oka lehet a sarki vidékek jó fényvisszaverő képességű anyaga. Az előző minimum 1966-ban volt, a rákövetkező maximum pedig 1986/87-ben, amikor is a bolygó északi pólusa fordult a Nap felé.
A geometriai ingadozások által okozott fényváltozások az alábbiak:
a. A Nap-Uránusz távolság változásából eredő 0,2 magnitúdó amplitúdójú ingadozás, mely megegyezik a bolygó 84,02 éves sziderikus keringési idejével. b. Az Uránusz-Föld távolság 365,2 nap idejű periodikus változása, mely 0,43m amplitúdójú fényesség-ingadozást okoz. c. Az Uránusz rotációs tengelyének pozíciós változása, mely 42,01 év időtartamú, s 0,31m amplitúdójú fényváltozást idéz elő.
Fizikai eredetűek
A jelenség (a ma elfogadott magyarázat szerint) a bolygó albedójának változásában gyökerezik. Az olyan gyors forgású bolygók, mint az Uránusz, nem képesek stabil légkört felépíteni, hanem az őket övező gázréteg ritmikus összehúzódása-kitágulása lép fel. Az Uránusz atmoszférája 8,4 éves periódussal végez ilyen ritmikus mozgást. A legutóbbi fényességmaximum 1982-ben volt. Amennyiben elfogadjuk azt a feltételezést, hogy a bolygót felhősávok borítják, melyek világosabb-sötétebb árnyalatúak, akkor az általuk és a bolygó tengelykörüli forgása által okozott fényességingadozásnak észlelhetőnek kell lenni. A napaktivitásnak feltehetően nagy szerepe van ezeknek a jelenségeknek a keletkezésében, mivel a rotációból eredő fényváltozások nem olyan időszakban észlelhetők, amikor a bolygó valamelyik pólusa fordul a Föld, illetve a Nap felé.
A fizikai eredetű fényváltozások tehát az alábbiak:
a. A bolygó atmoszférájának pulzációjából eredő, 8,4 év periódusú, 0,3 amplitúdójú változás. b. A bolygó tengelykörüli forgásából adódó 12h20m időtartamú, l,0m amplitúdójú fényességingadozás.
Ezek a periodikus jelenségek természetesen átfedik egymást, s emiatt nagyon nehéz a bolygó fényességét egy adott időpontra megadni. Az elméleti számítások szerint a bolygó maximális amplitúdója 1,3 lehet, de 0,9-nál még soha nem észleltek nagyobbat. Ennek oka, hogy ellentétes fázisú ingadozások is vannak, s ezek egymást kioltva csökkentik a maximális amplitúdót. A bolygó fényességének ingadozása 5,3-6,2 magnitúdó között zajlik.
Mint a leírtakból kitűnik, az Uránusz fényességingadozása igen érdekes, s minden szempontból észlelésre ajánlható. A Csillagászati évkönyvben rendszeresen megjelenő térképek segítségével könnyen fel lehet keresni a bolygót, s már 8x30-as binokulárral is fontos megfigyelések végezhetők.
Egy este csak egy észlelést végezzünk, de a becslés pontossága érdekében célszerű az alábbi tanácsokat megfogadni:
a. Hagyjuk a szemet teljesen a sötéthez alkalmazkodni; b. Az összehasonlító csillagokat csak kis fényességkülönbségek (0,1-0,3 magnitúdó) válasszák el egymástól. c. Az összehasonlítók lehetőleg egyenlő távolságban legyenek a bolygótól, s színük hasonló legyen. d. Jobb eredmények érdekében célszerű az okulárt kissé extrafokálisra kihúzni.
Ha nem binokulárral, hanem távcsővel végezzük az észlelést, akkor 30-szorosnál kisebb nagyítást alkalmazzunk, hogy az Uránusz még teljesen csillagszerű legyen!
Az Uránusz két legfényesebb, 14m körüli holdja a Titania és az Oberon 25-30 cm-es távcsövekkel, közepes nagyításokkal (150-200x) esetleg még elérhető. A holdak helyzetét (PA irányát) 10-20° pontossággal érdemes rögzíteni a bolygóhoz képest.
Neptunusz
Mivel a bolygó átmérője 2,9-2,5 ívmásodperc között változik, korong alakjának megpillantásához legalább 300-szoros nagyítás szükséges. Zöldes árnyalatú korongocska, matt felülettel. Többnyire egy halvány planetáris ködhöz hasonlít. Mivel átlagos fényessége 7,75m, nagy amatőr műszerek számára is nehéz objektum. Néhány csillagász a Neptunusz fényességének periodikus ingadozásából 15,8+-1 óra körüli tengelyforgást számított. A fényességmenet vizsgálata azt mutatja, hogy az amplitúdó és a periódus is gyakorta változik. A néha napok alatt lejátszódó radikális változásokat egyesek a Neptunusz-légkör pulzációjával magyarázzák. Mások véleménye szerint a Neptunusz-légkör felső rétegeiben jégkristály-felhők úsznak; s az ezeken néha megcsillanó napfény okozza az irreguláris fénymenetet.
A bolygót főleg felbonthatósági- és színvizsgálatok céljából érdemes megkeresni. Az alkalmazott távcső és nagyítás ugyanúgy meghatározza a látványt, mint az Uránusz esetében. A legértékesebb munka a fotometria, vagyis a minél gyakoribb fényességbecslés. 1986-ban mutatták ki, hogy a bolygó fényessége az utóbbi időben (főleg a vörös és a közeli infravörös tartományokban) nagyon megnőtt, s nincs kizárva, hogy ez egy erős aktivitási periódus kezdetét jelenti. A felkereséshez szükséges térkép a Csillagászati évkönyvben található meg, bár az itt közölt összehasonlítók gyakran túl fényesek.
A Neptunusz legnagyobb holdja a Triton, fényessége 14m-n belüli, esetleg 20 cm körüli műszerekkel már elérhető.
Az észlelőlapok használatáról
A bemutatott bolygóészlelő űrlapok tulajdonképpen az ALPO szabványlapok változatai. Háromféle lapot használunk. A. Jupitert és a Szaturnuszt jellegzetes látványuk miatt külön lapra rajzoljuk. A Jupiter kontúrja 63:59 mm-es ellipszis. A bal oldali fekete hátterű korongra rajzoljuk a távcsőben látott képet, lehetőleg pontosan árnyalva. Legjobb az észlelés előtt a CM és az egyenlítő vonalát előre berajzolni. Ezután másoljuk át a jobb oldali korongra a rajzot, de az alakzatoknak csak a körvonalait kell feltüntetni. Emellé írjuk fel az alakzatok intenzitását, megfelelő észlelési körülmények esetén a színbecslést is.
A Szaturnusz körvonala 46:42,5 mm-es ellipszis. Fontos itt a gyűrű helyzetének a berajzolása. Az eredeti ALPO Szaturnusz űrlapok mindig a láthatóságnak megfelelő gyűrű körvonalát ábrázolták. Az űrlapokon a korong jobb és bal oldalán egy-egy jel található, ez a gyűrű legnagyobb látható átmérőjét jelzi. Ennek segítségével pontosan megrajzolhatjuk a gyűrűt.
A többi bolygót a harmadik típusú űrlapra rajzoljuk. Ezen három darab 50 mm átmérőjű kör látható. A Mars megfigyelésekor ezekbe a körökbe koncentrikusan 42 mm átmérőfiú köröket rajzoljunk. A három korong lehetővé teszi, hogy különböző színszűrőkkel végzett egyidejű észlelések egy lapra kerüljenek. A Vénuszt ugyanezen az űrlapon ábrázoljuk, de a teljes 5O mm-es kört használjuk.
Minden észlelésnél tájoljuk be a rajzot a távcsőben látott kép alapján, jelöljük az észak-déli irányt, valamint jelezzük az előző ("p") illetve a követő ("f") oldalt. Álló óragép esetén az objektum a "p" irányban megy ki a látómezőből. Az égtájak pontos bejelölésére zenitprizma, képfordító rendszer, stb. használatakor különös gondot kell fordítani.
Dátum
Az észlelés kelte (év, hónap, nap; a hónapot betűvel írjuk ki).
Időpont
A rajz kezdetének és végének időpontja perc pontossággal, világidőben. Ha valamelyik képződmény átvonul a centrálmeridiánon, ennek időpontját percnyi pontossággal külön is írjuk fel!
Légköri nyugodtság
A kép nyugodtsági foka 0-tól 10-ig terjedő skálán (10 a legjobb).
Átlátszóság
A földi légkör átlátszósági foka 0-tól 5-ig terjedő skálán (5 a legjobb). CM A centrálmeridián hosszúsága (0°,1 pontossággal) a rajz befejezésének időpontjában. Az adatokat megfelelő pontossággól az Évkönyvből számíthatjuk ki. Ha nincs megfelelő adat, akkor ezt a rovatot hagyjuk üresen, de az észlelés időpontját pontosan adjuk meg.
Távcső
A használt műszer átmérője, fókusza és típusa.
Nagyítás
A használt nagyítás vagy nagyítások.
Szűrő
A használt szűrők színe.
Észlelő
A megfigyelő neve.
Észlelő lakcíme
A megfigyelő lakcíme.
Észlelés helye
A megfigyelés helye (ez nem feltétlenül a lakhely, kitelepülés esetén kérjük külön jelezni).
A fennmaradt üres helyekre az észlelési megjegyzéseket kell írni. Ide az időjárással kapcsolatos észrevételek, érdekesebb jelenség a bolygó felszínén, stb. kerüljön. A megfigyelés teljességét a rajz mellett a jó leírás is biztosítja. Az időjárási megjegyzések pedig (hideg, köd, szél, stb.) az észlelések megfelelő súlyozását teszik lehetővé.
A rendszeres megfigyelők általában külön naplót vezetnek, a rajzolást is ebben végzik. Ilyen esetekben át kell másolni az észlelést az űrlapra, ez a lehető legpontosabban történjék!


FELHASZNÁLT IRODALOM
Tóth Sándor: A bolygók megfigyelése (1974, AAK)
James Muirden: Astronomy for Amateurs (1969)
Patrick Moore: Observation of Mercury and Venus
G.D. Roth: Handbook for Planet Observers
Papp János: Az Uránusz észleléséről (Albireo 34., 1974. május)
Papp János: Uránusz (Albireo 59., 1976. június)
The Astronomer, Vol. 13, No. 146, 1976 June
A Sky and Telescope és a Strolling Astronomer különböző számai