Vénusz

A tények

Naptávolság:         108,200,000 km. (72,33 %-a a Földnek)
Egyenlítõi sugár:    6051,8 km. (94,886 %-a a Földnek)
Tömeg:               4,869*1024 kg. (81,476 %-a a Földnek)
Holdja:              nincs.
Sûrûsége:            5,25 g/cm3
Forgási sebesség:    -243,0187 nap.
Keringési idõ:       224,701 nap.
Keringési sebesség:  35,02 km/sec.
Nehézségi erõ:       8,87 m/sec2
Szökési sebesség:    10,36 km/sec.
Átlagos felszíni hõmérséklet: 482 °C.
Légköri nyomás:      92 atmoszféra.
Légköri összetevõk:  Szén-dioxid(96%), Nitrogén (3%), egyéb anyagok: 
                     Kén-dioxid, vízpára, Szénmonoxid, Argon, Hélium, Neon, 
					 Hidrogén-klorid és Hidrogén-fluorid. 

• NASA: Pioneer Venus misszió (1978)
• Szovjet Ûrkutatási Hivatal: Venyera-15 és -16 (1983-'84)
• NASA: Magellan Radartérképezõ misszió (1990-'94)

Eme expedícióknak hála összeállt a Vénusz új képe.
A Vénusz felszíne geológiai értelemben viszonylag fiatal. A mai formák kialakulása mitegy 300-500 millió éve történt. A tudósok nem értették, hogyan és miért történt ez. A vénuszi térképészet nagy síkságokat és lávafolyások tömkelegét tartalmazza a hegyeken és a magasabb régiókban egyaránt.
A Maxwell Montes a legmagasabb pontja az Ishtar Terra felföldnek és az egész Vénusznak. A Magellán ûrszonda képei szerint a felföld 2,5 kilométerrel magaslik ki a környezetébõl hegyes csúcsaival és formáival. Mivel a Vénuszon folyékony formában nem létezik sem víz, sem egyéb folyadék, ezért a felszíni alakzatokat a folyadék nem tudta lekoptatni. 

 A Vénusz felszínén is van számos kráternyom a felszínen véletlenszerûen elhelyezkedve. A kisebb kráterek alig 2 kilométeresek, mivel ennél kisebbek nem léteznek a Vénusz iszonyú lérköri viszonyai miatt. A nagy ritkasággal becsapódó órismeteoritok azonban számos hatalmas krátert hoztak létre, de ezekbõl sokat betemettek a vulkánok. A Vénusz felszínének legalább 85%-a vulkánikus szikla. A nagy lávafolyások idõnként több száz kilométerig is terjeszkednek és hordalékukkal feltöltik az alacsonyabb alföldeket.
Több, mint százezer kisebb vulkanikus pajzs található a felszínen a nagyobb vulkánok oldalában. Az idõnkénti vulkanikus folyások számos csatornát hoztak létre, például az egyik közel 7000 kilométer hosszú.

A Vénusz animációi

• Vénusz forgása
• Vénusz felszínrajza
• Repülés a Vénusz dombjai felett

A Vénusz képei

 A Vénusz látható és radarképe
Ez a kép a Vénusz két különbözõ felvételét mutatja be. A bal oldali mozaikon a Mariner-10 ûrszonda 1974. február 5-i felvétele látható. A kép a legfelsõ vékony, fényvisszaverõ réteg által visszavert fényt mutatja. A Vénusz felszíne rejtve maradt 1978-ig, amíg a Pioneer Venus-1 ûrszonda elérte a bolygót és körpályára állt december 4-én. Az ûrszonda felszíni radarfelvételeket készített az egész bolygóról. Késõbb, 1990. augusztusában A Magellán ûrszonda érte el a Vénuszt és kezdte el felderítõ misszióját.A küldetés eredményeként olyan részletes mozik állt rendelkezésre, hogy a legkisebb képpont is 300 méretnyi volt. A jobb oldali kép a két szonda legjobb felvételeibõl készített radartérkép egy darabja. (© Calvin J. Hamilton)

A Vénusz szerkezete
Ez a kivágott kép hûen mutatja be a Vénusz felépítését. A képet a Mariner-10 szonda felvételei és a külsõ légköri adatok segítségével készítették. A felszínt a Magellán ûrszonda segítségével építették fel. A bolygó belsõ összetételét a Vénusz gravitációs és mágneses mezeje segítségével lehetett felderíteni. A bolygó köpenye sárgásvörös, belsõbb részei világos narancsvörös színûek, míg magja sárga. (© Calvin J. Hamilton)

 Mariner-10 képe a Vénuszról
Ezt a gyönyörû fotómontázst a Mariner-10 három jól sikerült felvételébõl állították össze, melyet a szonda 1974. február 5-én készített. Jól látható a felhõréteg gyors forgása, mely optikailag átláthatatlan. Csak a radarfelderítés nyújt betekintést a felhõk mögé. (© Calvin J. Hamilton)

 A Galileo képe a Vénuszról
1990. február 10-én a Galileo ûrszonda karemája rögzítette ezt a felvételt. (© Calvin J. Hamilton)

 Vénuszi térkép
Ez a térkép a Mercator-vetület szerinti térkép a Vénusz -66,5 és +66,5 szélességi fok közé esõ részérõl. (© Calvin J. Hamilton)

Felszíni felvétel a Venyere 9-10-rõl
A szovjet Venyera-9 és -10 ûrszondák 1975. június 8-án, illetve 14-én érték el a Vénuszt és addig hihetetlen dolgot hajtottak végre: fényképeket küldtek vissza a felszínrõl. A fenti képet a Venyera-9 október 22-én landoló egysége készítette, mely mindössze 53 percig mûködött és csupán ezt az egyetlen egy képet küldte vissza, bár a kamera látószöge a becsapódás nyomán 30 fokkal lejjebb volt a vízszintesnél, ezért nem mindent lehet jól látni. A torzult kép a Venyera szondák kameratechnikájának eredménye. Az elöl látható kövek nagysága 30-40 centiméter. A horizont a bal felsõ és a jobb felsõ sarokban látható.
A Venyera-10 landoló egysége (lent) október 25-én érte el a talajt. Ez a szonda 65 percig mûködött a felszínen. A Nap a láthatáron volt ezalatt, hasonlóan a földi naplementéhez. Az itteni kivehetõ legnagyobb alakzat egy 2 méteres kõdarab.

További felszíni fotók a Venyera-14-rõl.

Elindult a Venus Express

November 9-én, közép-európai idő szerint hajnali 4:33-kor elindult a Venus Express. Az első európai Vénusz-kutató űrszonda bolygó körüli pályáról tanulmányozza majd az égitest jelenlegi aktivitását. Az ESA Venus Express űrszondáját a kazahsztáni orosz Bajkonur űrközpontból egy Szojuz-Fregat típusú hordozórakéta emelte a magasba, akárcsak korábbi “ikertestvérét”, a hasonló szerkezeti felépítésű, szintén európai Mars Expresst. Az űrszonda műszereinek kifejlesztésében magyar kutatók is részt vettek (MTA KFKI RMKI). A Venus Expresst pályára állító Szojuz-rakéta, kilövés előtt a kazahsztáni Bajkonurban. (ESA nyomán) Az űrszonda megépítése rendkívül kevés időt vett igénybe, ha figyelembe vesszük, hogy csak 2001 márciusában vetődött fel komolyabban, hogy a Mars Express mintájára keringőegységet küldjenek a Vénuszhoz is. Ez tette lehetővé a gyors tervezést is: a műszereket a Mars Express, a Rosetta és a Philae (Rosetta lander) műszereinek felhasználásával építették. A “fejenállva” forgó bolygóról (177,4 fok a tengelyferdesége – a Földé 23,5 fok) sok mindent nem tudunk még. A legérdekesebb megválaszolatlan kérdések: Hogyan lehetne globálisan leírni a Vénusz légkörét? Hogyan forog a légkör? Hogyan változik a légkör összetétele a mélységgel? Milyen folyamatok játszódnak le a felszín és a légkör között? Milyen a felsőlégkör kapcsolata a napszéllel? A Venus Express a magasba emelkedik. (ESA nyomán) A mérések talán közelebb visznek annak megértéséhez, hogy a Vénusz felsőlégkörének hőmérséklete vajon miért hidegebb, mint a Föld hasonló régiója. De persze a vulkánokkal borított felszínről is megtudhatunk pár dolgot, noha radaros mérésekre nem kerül sor, a légkör optikailag pedig átlátszatlan. Tudomásunk szerint jelenleg nincsenek a bolygón aktív vulkánok, amire a magyarázatot nem tudjuk. Egy valószínű elmélet szerint a bolygó hasonlított a korai Földre, felszínét tengerek, óceánok borították. A kéregalábukások fölött a Földön vulkánok alakulhatnak ki. Magát a folyamatot a víz, mint folyékony közeg, elősegíti. A vizek elpárolgásával a Vénuszon az alábukások leálltak, a vulkánok kialudtak. Ám a felhalmozódó hő időről időre, százmillió éves időskálán újabb, sokkal erőteljesebb kitörési hullámot indíthat el. Ez jelenleg csak elmélet, ám a légkör összetételének pontos felmérése, a vulkáni eredetű összetevők kimutatása komoly előrelépést jelenthet ennek megválaszolásában. A Venus Express a tervek szerint 2006 áprilisában érkezik meg a bolygóhoz. A Vénusz körül 24 órás keringési idejű, erősen elliptikus, poláris pályára áll majd, melynek bolygóközeli pontja 250 km lesz, maximálisan pedig 66000 km-re távolodik el a felszíntől. Az űrszonda tervezett mérési ideje két vénuszi nap, ami esetleg két további nappal hosszabbítható. Ha ez kevésnek tűnik, eláruljuk, egy vénuszi nap 243 földi napnak felel meg... Internetes ajánlat: a Venus Express hivatalos honlapja Cikkajánlat: Űrszonda a Plútóhoz Antianyag a Tejútrendszer centrumban A Légkört elfújó óceánok.   A Vénusz légkörében mintegy 50-szer nagyobb a 36-os argon mennyisége, mint a Föld atmoszférájában. Az argon a többi nemesgázhoz hasonlóan alig lép kémiai reakcióba más anyagokkal, elsősorban gáz formájában halmozódik fel az őslégkörben. H. Genda és Y. Abe (University of Tokio) modelljei szerint a Vénusz és a Föld között eltérést az ősóceánok különbsége magyarázhatja. A bolygók összeállásának vége felé a nagy becsapódások főleg az ütközések környékéről, az adott féltekéről fújták el a légkör egy részét. Ugyanakkor a célobjektum túloldalán zajló események erősen függenek attól, hogy van-e óceán az égitesten. Ha nincs, a becsapódás túloldalán fókuszálódó lökéshullámai főleg kőzetet löknek a világűrbe. Utóbbi nem képes elfújni a légkör nagy részét. Ellenben ha óceán borítja az égitestet, a túloldali, és a becsapódás helyén lévő óceán felforr, és a légkör jelentős részét elfújja. A Vénusz (balra) és a Föld (jobbra) méretarányos összehasonlítása (NASA nyomán) Egy óceán esetén tehát a bolygó sokkal többet veszít a légköréből. Az atmoszférát utólag a vulkáni kigázolgások pótolják, de ezek nemesgázokban szegények, mivel azokból kevés épült bele korábban a kőzetekbe. A Föld és a Vénusz hasonló becsapódásokat élt át, tömegük és gravitációs terük sem különbözik jelentősen – ellenben ha a Földnek több víz borította a felszínét, a becsapódások sokkal többet fújhattak el nemesgázokban gazdag őslégköréből. A modell alapján 70-szer kevesebb 36-os argon lenne a Földnél, mint a Vénusznál, ami jól egyezik a megfigyelésekkel. A problémát a neon jelenti, amely nem mutat az argonhoz hasonló dúsulást.   Polgár Sándor Volcanoes on Venus Overview Venus has more volcanoes than any other planet in the solar system. Over 1600 major volcanoes or volcanic features are known (see map), and there are many, many more smaller volcanoes. (No one has yet counted them all, but the total number may be over 100,000 or even over 1,000,000). These volcanoes come in a variety of forms. Most are either Large Shields or Smaller Shield volcanoes, but there are also many Complex Features, several Unusual Constructs, and a few Large Flow Features. None is known to be active at present, but our data is very limited. Thus, while most of these volcanoes are probably long dead, a few may still be active. Locations after Head et al. (1992) J. Geophys. Res. 97, 13153. Base map is Magellan topography data, available at NASA's JPL. Background Venus is like the Earth in many ways. It is nearly the same size and it has a similar bulk composition. Of all the planets, its orbit around the sun is the closest to EarthUs orbit. It has both clouds and a thick atmosphere. Like the Earth, it even has a fairly young surface age (~500 million years). Despite these basic similarities, however, Venus differs greatly from the Earth in detail. First, since the atmosphere is mostly CO2, Venus has an extreme Greenhouse Effect. In fact, the surface temperature on Venus is about 470!C (about 880!F). Further, the surface air pressure on Venus is about 90 times greater than that at sealevel on Earth. This is roughly equivalent to the WATER pressure on Earth one kilometer beneath the oceanUs surface. These surface conditions have two effects. (1) There is no water on the surface of Venus. Indeed, there is almost no water in the air, either. The clouds are mostly made of sulfuric acid and they are much, much higher than most clouds on the Earth. (2) Due to the high atmospheric pressure, the winds on Venus are also relatively slow. Thus, neither wind nor rain can really affect the surface on Venus. As a result, volcanic features will look freshly formed for a long time. Second, Venus shows no evidence for plate tectonics. There are no long, linear volcano chains. There are no clear subduction zones. Although rifts are common, none look like the mid-ocean ridges on Earth. Also, continent-like regions are rare, and show none of the jigsaw fits seen on Earth. Thus, where volcanism on Earth mostly marks plate boundaries and plate movements, volcanism on Venus is much more regional and much less organized. Third, volcanism on Venus shows fewer eruptive styles than on the Earth. Almost all volcanism on Venus seems to involve fluid lava flows. There is no sign of explosive, ash-forming eruptions on Venus, and little evidence for the eruption of sludgy, viscous lavas. This may reflect a combination of several effects. First, due to the high air pressure, venusian lavas need much higher gas contents than Earth lavas to erupt explosively. Second, the main gas driving lava explosions on Earth is water, which is in very short supply on Venus. Lastly, many viscous lavas and explosive eruptions on Earth occur near plate subduction zones. Thus, the lack of subduction zones should also reduce the likelihood of such eruptions on Venus. Volcanoes On Venus Large Shield Volcanoes Smaller Shields on Venus Unusual Volcanoes on Venus VolcanoWorld Pictures of the planet Venus Venus Home Click on any picture to get a larger image of that picture. A computer generated three-dimensional perspective of Maat Mons on Venus. There are lava flows in the foreground. Maat Mons - in the top center of the photo - stands about 5 kilometers high over the surrounding surface of Venus. A 3-D view of the surface of Venus. This view was created by combining radar and altimeter data from the Magellan spacecraft. On the bottom right of the view is a 600 by 450 kilometers corona created by magma from volcanoes on Venus. A 3-D view of two novae on Yavine Corona. Coronae are areas where lava from within Venus pushes a round bump/bulge on the surface of the planet. The Yavine Corona covers the whole picture. In the center of this photo is a nova - a circular hill with fractures/cracks in the shape of a star. The second (high) nova is in the top right-hand corner of this photograph. Picture of a landslide on the planet Venus by the Magellan spacecraft. The collapse of the walls of this volcanic crater caused two large landslides of material from within the crater. The volcano is 17 kilometers in diameter and nearly 2 kilometers high. A picture by the Magellan spacecraft of a large impact crater in the Eistla Region on Venus. The crater is about 6 kilometers in diameter. Six bright rays of ejecta come from this crater. The fact that the ejecta on the left is longer than the ejecta on the right means that the impact came from the right-hand side (on the photo). A 3D representation of the Golubkina Crater on Venus. Golubkina is 34 kilometers in diameter. This is a typical example of an impact crater - many impact craters on the Earth, its Moons and the planet Mars look the same: terraced inner walls and a central peak. The terraced walls of impact craters form when an impact crater collapses. The central peaks of these impact craters form because the crater floor rebounces after the meteorite impact. Some questions about these pictures of the planet Venus Lets see what you have learned from these pictures ... What are coronae? What are nova? What is ejecta? Where do you find central peaks? Polgár Sándor Dr

http://www.the-solar-system.net/planet-venus.html

A honlapon található anyagok oktatási és média célokra szabadon, üzleti célokra kizárólag a szerzők beleegyezésével használhatók fel! (C) 2004, Hetesi Zsolt, Kovács Tamás, Major Balázs, Pál András (ELTE TTK, Csillagászati Tanszék) Szerver: Apache/PHP @ szofi.elte.hu Hell Miksa Poszter a Vénuszról Az átvonulás geometriája

A Naprendszer, tagjai, és a bolygómozgás törvényei    A nyolc további bolygóval, holdak tucatjaival, kisbolygók ezreivel, üstökösök és meteorok milliárdjaival, valamint a bolygóközi porral, együtt a Vénusz a Napnak nevezett központi csillag körül kering. A Vénusz tagja az égitestek azon csoportjának, melyet Naprendszernek neveznek. A rendszer kiterjedése több mint 12 000 millió kilométer. A Naptól számítva a Vénusz a második bolygó. Az összes bolygó közül a Vénusz pályája tér el legkevésbé a körtől, excentricitása mindössze 1%. A Naprendszer domináns égitestje a Nap, mely a Naprendszer tömegének több, mint 99%-át tartalmazza. A Naprendszer valaha az Univerzum legnagyobb részét jelentette, melynek a közepére képzelték. Manapság tudjuk, hogy a Naprendszer nem más, mint egy kicsiny darabkája az Univerzumnak.    A Vénusz azon bolygók csoportjába tartozik, a Merkúrtól a Szaturnuszig, melyek elég fényesek ahhoz, hogy könnyen észrevehetők legyenek szabad szemmel is, éppen ezért már ismertek voltak az ősi népek körében is. A három legtávolabbi bolygót - az Uránuszt, a Neptunuszt és a Plútót - csak a távcső feltalálása után fedezték fel. Az Uránusz és a Neptunusz már egy egyszerű binokulárral is megfigyelhető (gyakorlott észlelő számára), de a Plútó detektálásához legalább egy közepes távcsőre szükséges.    A Nap és bolygók - s így a Vénusz - között a legfőbb különbség, hogy a bolygók csak visszaverik a Nap fényét, saját fényük nincs. Egy földi megfigyelő számára mind a Vénusz, mind a Merkúr éppúgy fázisváltozást mutat, mint a Föld Holdja, mert ennek a két bolygónak a pályája a földpályán belül fekszik. Emiatt a Vénuszt és a Merkúrt belső bolygóknak is nevezik. A Mars, a Jupiter, a Szaturnusz, az Uránusz, a Npetunusz és a Plútó pályája viszont a Föld pályáján kívül van, úgyhogy ezeket külső bolygóknak nevezik. A Vénuszt kivéve minden bolygó nyugatról kelet felé forog a tengelye körül. 243 napos forgási periódusával a Vénusz a leglassab, míg a legrövidebb ideig a Jupiternek tart megfordulni egyszer a tengelye körül: 9 óra 55 percig. A Vénusz távcsövön át nézve    Egy sokkal értelmesebb osztályozás alapszik a bolygók fizikai tulajdonságain, amelyben a bolygók csoportja két részre van osztva. A Merkúrt, a Vénuszt, a Földet és a Marsot Föld-szerű bolygóknak nevezik. Ezeknek szilárd felszínük van, és gömbjük főképp kőből áll (emiatt kőbolygóknak is nevezik őket), vasmaggal, méretük nagyon hasonló (az átmérők 5000 és 12000 km közöttiek), és viszonylag nagy az átlagsűrűségük is (4000 - 5000 kg/m3, míg a víz sűrűsége 1000 kg/m3). Ezeknek a bolygóknak kevés holdja van, ha van egyáltalán - ellentétben például a Jupiterrel, melynek húsznál is több holdja van - és mindegyik kőbolygó tengelyforgása egy napig, vagy tovább tart (kivéve a Marsot, mely 24h57m alatt végez egy körülfordulást). A Vénusz kivételével mindegyik kőbolygó légköre sokkal ritkább az óriás gázbolygók légkörénél. Végül, ezek a kőbolygók viszonylag közel keringenek a Naphoz. A legtávolabbi a Mars, kétszer olyan messze kering a Naptól, mint a Föld. Föld-szerű bolygók    A Jupiter és a Neptunusz közti bolygókat (beleértve a Jupitert és a Neptunuszt is) Jupiter-szerű, vagy óriásbolygóknak nevezzük. Ezek erősen különböznek a Föld-szerű bolygóktól. Sokkal nagyobbak, mint a Föld-szerű bolygók, mind méretüket, mind tömegüket tekintve. Közülük a legkisebb is négyszer nagyobb sugarú a Földnél, és tizennégyszer nagyobb tömegű. Az óriásbolygók sűrűsége 1000 - 2000 kg/m3 közötti, és térfogatuk legnagyobb része folyadék. Több közülük összetett holdrendszerrel rendelkezik, a Jupiter és a Szaturnusz például mini Naprendszerre emlékeztetnek. Jupiter-szerű bolygók    A legélesebb különbség a szerkezetben és a légkörben mutatkozik a két bolygócsalád között. Sem a Jupiternek, sem a Szaturnusznak nincs jól definiálható felszíne. Az óriásbolygók mindegyikén sűrű légkör található, ami gazdag hidrogénben, héliumban, gáz halmazállapotú hidrogéntartalmú vegyületekben, és folyamatos az átmenet a gáz és folyadék, majd a szilárd belsőrész között. Arra kevés jel mutat, hogy sziklás anyag is jelen lenne, melyben oly gazdagok a Föld-szerű bolygók. A Plútó, a legkülső bolygó, kívül esik ezen az osztályozási rendszeren. Valószínű, hogy a Plútó, mely a Föld-szerű bolygókra hasonlít, azoknak a jeges testeknek a családjába tartozik, melyek a Naprendszer külső részén keringenek a Nap körül, vagy valamelyik óriásbolygó megszökött holdjáról van szó. A bolygók metszeti képe Keringés    Felülről nézve a Naprendszerre azt találjuk, hogy a bolygók az óramutató járásával ellentétesen - nyugatról keletre - keringenek a Nap körül. A keringési sebességek 48 km/s (Merkúr) és 5 km/s (Plútó) között mozognak. A Vénusz átlagos keringési sebessége 35 km/s. Mindegyik bolygó keringési síkja közel esik az ekliptika síkjához. A Plútó keringési síkja zárja be a legnagyobb szöget az ekliptika síkjával, ez 17o09'. Bár mindegyik bolygópálya elliptikus, legtöbbjük nagyon közel áll a körhöz. Az excentricitások a legkisebb 0,007-től (ez épp a Vénuszé) a legnagyobb 0,249-ig (Plútó) értékek közé esnek. Általában az excentricitás kisebb 0,1-nél, kivéve a Merkúr és a Plútó pályáját. A Merkúr kerüli meg leggyorsabban a Napot (kb. 88 nap alatt), míg a Plútó a leglassabban (kb. 248 nap alatt). A bolygópályák inklinációja Konstellációk    A bolygók a Naphoz és a Földhöz képesti relatív helyzetének meghatározása során speciális pozíciókat, ún. konstellációkat definiáltak a régiek. Ha egy bolygó a Földről nézve ugyanabban az irányban látszik, mint a Nap, akkor konjukcióról, vagy együttállásról beszélünk. Ha egy belső bolygó a Föld és a Nap közé kerül, alsó együttállás történik. Ilyenkor a bolygó sötét felét fordítja a Föld felé, ráadásul megközelíti a Napot is, úgyhogy a jelenség a Földről nem látható. Ha egy bolygó a Nap túloldala felől van, akkor felső együttállás történik. Földi megfigyelő számára ez is láthatatlan a bolygó Naphoz való közelsége miatt. Ahogy a bolygó kifelé halad az együttállásból, a Naptól mért szögtávolsága egyre növekszik. A szögtávolság nem más, mint az a szög, melynek egyik szárát a Föld-Nap, a másik szárát a Föld-bolygó egyenes alkotja, és csúcsa a bolygó. Ezt a szöget a bolygó elongációjának nevezik. Ha a szög azon szára, mely a bolygóhoz húzott szakaszból áll érinti a bolygó pályáját, akkor a bolygó eléri a Naptól vett legnagyobb szögtávolságot, azaz a legnagyobb elongációt. Ebben a speciális helyzetben a Vénusz kiválóan megfigyelhető. A Vénusz konstellációi    Külső bolygók, mint például a Mars, vagy a Jupiter, a következő nevezetes pozíciókba kerülhetnek: oppozíció, vagy szembenállás, amikor a bolygó a Földről nézve a Nappal átellenes pontban van az égen, azaz égbolt ellenkező részén van, mint a Nap - térben ilyenkor mind Föld, mind a külső bolygó a Nap ugyanazon oldalán van. Ilyenkor figyelhető meg egy külső bolygó a legkönnyebben, mert ilyenkor a bolygó napnyugtakor kel és napkeltekor nyugszik. nyugati kvadratúra, ilyenkor a bolygó nyugatra van a Naptól és 90o-os szöget formál a Nap-Föld iránnyal. konjukció, amikor a bolygó a Nap túloldala felől helyezkedik el a Földről nézve - a Föld, a Nap és a bolygó egy egyenesen vannak, ebben a sorrendben, és a bolygót eltakarja a Nap. keleti kvadratúra, amikor bolygó keletre van a Naptól és 90o-os szöget zár be a Nap-Föld iránnyal. Kepler-törvények    1600-ban, felhasználva Tycho de Brahe Mars-megfigyeléseit, Johannes Kelper német csillagász (1571-1630) felírta nevezetes törvényeit, melyek jellemzik a bolygók mozgását: A bolygók ellipszispályán keringenek a Nap körül, melynek egyik fókuszában a Nap áll. A bolygótól a Naphoz húzott szakasz, az ún. vezérsugár egyenlő idők alatt egyenlő területeket súrol. Egy bolygó keringési ideje és pályájának fél nagytengelye (az ellipszis hosszabb tengelyének fele) úgy kapcsolódik egymáshoz, hogy a keringési idő négyzetének és fél nagytengely köbének hányadosa állandó. Többek között Kepler törvényei nyitottak utat a modern csillagászat fejlődése előtt, továbbá nagy jelentőségű volt, amikor kilenc évvel később Galilei távcsövet kezdett használni a megfigyelésekhez.

: