Planeetstanden

Planeten zijn vanop aarde zichtbaar, en bewegen traag aan de hemel. De Oude Grieken hadden deze beweging opgemerkt, en noemden ze πλανήτης, wat "zwervend" betekent. Het is van dit Griekse woord dat de huidige naam "planeten" is afgeleid.

Wanneer we de beweging van de planeten aan de hemel bestuderen, moeten we er ons van bewust zijn dat die beweging het gevolg is van het gecombineerd effect van de omwenteling van de planeet rond de zon én de omwenteling van de aarde rond de zon. Het schijnbaar grillige karakter van die beweging is dus met andere woorden het gevolg van het waarnemen van een bewegend object vanop een bewegend observatieplatform.

Om een beetje meer inzicht te verkrijgen in de preciese aard van de beweging van een planeet aan de hemel, beschouwen we een buitenplaneet, die trager rond de zon draait dan de aarde. Wanneer de aarde zich het verst van de planeet bevindt, versterkt de beweging van de aarde die van de planeet, en zien we de planeet vrij snel voorwaarts (in dezelfde zin als zon en maan) bewegen tussen de sterren. Wanneer de aarde haar dichtste stand bij de planeet nadert, haalt de aarde de planeet echter in, waardoor we de de planeet zien teruglopen aan de hemel. Enige tijd later wordt de voorwaartse beweging terug hervat.

De lus die de planeet zo aan de hemel beschrijft, noemen we een oppositielus.

Bijzonder planeetstanden

De bijzondere planeetstanden die hierna aan bod komen, worden alle gedefinieerd in termen van de hoek die wij vanop aarde tussen zon en planeet waarnemen, of, nauwkeuriger gesteld, van het verschil in ecliptische lengte tussen planeet en zon.

Het verschil in ecliptische lengte tussen planeet en zon noemen we de elongatie van de planeet. Men spreekt van oostelijke elongatie als de planeet ten oosten ("links") van de zon staat. en van westelijke elongatie als de planeet ten westen ("rechts") van de zon staat. Zowel oostelijke als westelijke elongatie variëren tussen 0° en 180°. Planeten met een oostelijke elongatie gaan enige tijd na de zon onder en zijn 's avonds in westelijke richting zichtbaar; planeten met een westelijke elongatie komen enige tijd voor de zon op en zijn 's ochtends in oostelijke richting zichtbaar.

Binnenplaneten

Binnenplaneten (Mercurius en Venus) staan dichter bij de zon dan de aarde. De elongatie van deze planeten kan niet alle waarden bereiken, zoals nevenstaande figuur illustreert. Wanneer de maximale oostelijke elongatie wordt bereikt, is de binnenplaneet het best zichtbaar als "avondster", in het westen. Wanneer de maximale westelijke elongatie wordt bereikt, is de binnenplaneet het best zichtbaar als "ochtendster", in het oosten. De maximale elongatie van Mercurius bedraagt hoogstens 27°; die van Venus hoogstens 48°.

De elongatie van een binnenplaneet kan op twee manieren 0° bedragen. Staat de binnenplaneet dichter bij de aarde dan de zon, spreken we van een benedenconjunctie; in het andere geval van een bovenconjunctie. Als de binnenplaneet bij een benedenconjunctie bovendien in de buurt van één van zijn knopen staat, kan een overgang over de zon plaatsvinden: de planeetschijf schuift dan vanop aarde gezien voor de zonneschijf. Mercuriusovergangen komen gemiddeld ongeveer 13 keer per eeuw voor; de vorige vond plaats op 7 mei 2003 en de volgende is voor 8 november 2006. Venusovergangen daarentegen, zijn veel zeldzamer. Er was er eentje in 1882 en dan nog een in 2004. De volgende is al op 6 juni 2012, maar dan is het weer wachten tot 2117.

Binnenplaneten vertonen net zoals de maan volledige schijngestalten: beneden- en bovenconjunctie corresponderen met respectievelijk de nieuwe en volle fase, en de maximale elongatie met de kwartierfasen. Omdat Venus een dichte atmosfeer bezit, is "nieuwe Venus" toch zichtbaar als een dun licht randje rond de planeetschijf.

De schijnbare diameter van een binnenplaneet aan de hemel neemt sterk toe van boven- naar benedenconjunctie, wat resulteert is een sterke toename in helderheid. Dit effect wordt enigszins getempterd doordat tegelijk de fase afneemt.

Buitenplaneten

Buitenplaneten (Mars, Jupiter, Saturnus, Uranus, Neptunus en Pluto, en, bij uitbreiding, de overgrote meerderheid van de planetoïden) staan verder van de zon dan de aarde. De elongatie van deze planeten kan wel alle mogelijke waarden bereiken. We vergelijken nu de bijzondere standen van een buitenplaneet met de bijzondere standen van een binnenplaneet.

Voor buitenplaneten kan een benedenconjunctie niet optreden. Daarom noemt men een bovenconjunctie kortweg conjunctie.

De stand corresponderend met een elongatie van 180° (en die bij een binnenplaneet niet kan optreden) heet oppositie. Deze stand is zeer interessant vanuit waarnemersstandpunt, omdat de afstand aarde-planeet dan minimaal is (en dus de schijnbare diameter van het planeetschijfje maximaal), de fase van de planeet "vol" is en de planeet de ganse nacht zichtbaar is. Sommige opposities zijn wel gunstiger dan andere. Een oppositie waarbij de planeet in de buurt van het zomerpunt staat, is op het noordelijk halfrond te verkiezen boven een waarbij de planeet in de buurt van het winterpunt staat, omdat de planeet dan een veel grotere hoogte aan de hemel zal bereiken. Een tweede bepalende factor, die onafhankelijk is van de plaats van de waarnemer op aarde, is de waarde van de minimale afstand aarde-planeet. Doordat noch de aardbaan noch de planeetbaan een perfecte cirkel is, kan deze variëren van oppositie tot oppositie.

De standen corresponderend met een elongatie van 90° noemt men de kwadratuurstanden. Deze kunnen evenmin optreden bij binnenplaneten. Men spreekt van een westelijke kwadratuur (elongatie van 90° west) en een oostelijke kwadratuur (elongatie van 90° oost).

Door nevenstaande figuur zorgvuldig te inspecteren, kan men zien dat buitenplaneten, in tegenstelling tot binnenplaneten, niet alle denkbare schijngestalten kunnen vertonen. De schijngestalte van een buitenplaneet varieert slechts tussen "bijna vol" en "vol".

Is er iets onduidelijk? Heb je een fout gevonden? Mail ons!