DIE OPPOSITION DES MARS - 2024-2025

Ein Gemälde der Nordpolarkappe (NPC) des Mars, das die polaren Schichtablagerungen (PLD) als Aufzeichnung der Veränderungen des Marsklimas über einen Zeitraum von etwa 120.000 Jahren zeigt. Gemälde von Carlos E. Hernandez.

Amateurastronomen können das neue Jahr 2025 mit der Beobachtung einer Opposition des roten Planeten Mars genießen. Eine Opposition des Planeten Mars findet etwa alle 26 Monate statt (2 Jahre und 2 Monate oder synodische Periode von 789 Tagen). Mars leuchtet bei der Opposition als „strahlend roter Stern“ im Sternbild Zwillinge.

Der Rote Planet Mars

Der Planet Mars umkreist die Sonne in einer durchschnittlichen Entfernung von etwa 142 Millionen Meilen (oder 228 Millionen Kilometern). Diese Entfernung entspricht etwa dem 1,52-fachen der Entfernung der Erde von der Sonne, auch als Astronomische Einheit bezeichnet (AE: eine Astronomische Einheit entspricht etwa 93 Millionen Meilen oder 150 Millionen Kilometern). Mars umkreist die Sonne in einer Periode von 687 Tagen (1,88 Jahren oder 1 Jahr und 11 Monaten), auch als siderische Periode bezeichnet. Die synodische Periode (Zeit, die ein Himmelsobjekt benötigt, um in Bezug auf einen anderen Himmelskörper an dieselbe Position am Himmel zurückzukehren) beträgt für den Planeten Mars 780 Tage (ungefähr 2,2 Jahre oder zwei Jahre und zwei Monate). Zu dieser Zeit befindet sich der Planet in Opposition. Die Opposition eines oberen Planeten (eines Planeten, der die Sonne außerhalb der Erdumlaufbahn umkreist) liegt vor, wenn er von der Erde aus gesehen der Sonne direkt gegenübersteht (180 Grad). Bei einer Opposition sind sich die Planeten Erde und Mars am nächsten.

Die Jahreszeiten auf dem Mars sind länger als auf der Erde (365,25 Tage oder 1 Erdjahr), da er ein äußerer Planet ist und die Sonne in einer Periode von 687 Tagen (1,88 Jahren) umkreist. Die Jahreszeiten auf dem Mars sind unregelmäßig lang. Die längste Jahreszeit ist der nördliche Marsfrühling (194 Sols; 1 Sol entspricht 24 Stunden 37 Minuten 22,7 Sekunden) und die kürzeste der nördliche Marsherbst (143 Sols). Zur Beschreibung der Marsjahreszeiten verwenden Planetenforscher den Begriff Ls (oder Längengrad der Sonne entlang der Ekliptik oder Orbitalebene des Mars), wobei

Ls 0° = Frühling auf dem nördlichen Mars, Ls 90° = Sommer auf dem nördlichen Mars, Ls 180° = Herbst auf dem nördlichen Mars und Ls 270° = Winter auf dem nördlichen Mars (entgegengesetzte Jahreszeiten auf der Südhalbkugel). Die aktuelle Jahreszeit auf dem Mars liegt etwa 85° hinter der Jahreszeit auf der Erde (z. B. entspricht der Frühling auf der Erde dem Winter auf dem nördlichen Mars).

Der Planet Mars ist der vierte Planet von der Sonne aus gesehen. Er umkreist die Sonne in einer durchschnittlichen Entfernung von 146 Millionen Meilen (235.000.000 Kilometern), d. h. 1,52 Astronomischen Einheiten (AE, eine Astronomische Einheit entspricht etwa 93 Millionen Meilen oder 150 Millionen Kilometern).

Der Durchmesser des Mars beträgt 4221 Meilen (6792 Kilometer oder 53 % des Erddurchmessers). Die Rotationsperiode des Mars beträgt 24 Stunden 37 Minuten 22,7 Sekunden (oder 1,03 Tage, auch als Sol bezeichnet). Die Achsneigung des Mars beträgt 25,2 Grad im Vergleich zur Achsneigung der Erde von 23,5 Grad. Der mittlere Oberflächendruck auf dem Planeten Mars beträgt 600 Pascal (Pa oder 0,087 PSI). Die Spanne reicht von 30 Pascal (0,0044 PSI) beim Olympus Mons bis zu 1155 Pascal (0,1675 PSI in Hellas Planitia).

Der Planet Erde im Vergleich zum Planeten Mars. Der Mars hat etwa 53 % des Durchmessers der Erde und 10 % ihrer Masse. Ein Marstag (oder Sol) dauert 24 Stunden, 37 Minuten und 22 Sekunden. Die Schwerkraft auf der Marsoberfläche beträgt 38 % der Erdanziehungskraft.

Die Monde des Mars

Der Mars hat zwei Satelliten namens Phobos (griechisch für „Angst“), den inneren kartoffelförmigen Mond (mittlerer Radius 11 km), der den roten Planeten in einer durchschnittlichen Entfernung von 6.000 km von der Marsoberfläche umkreist. Er umkreist den Mars in einer Periode von 7 Stunden und 39 Minuten und scheint zweimal an jedem Marstag im Westen aufzugehen, sich in 4 Stunden und 15 Minuten oder weniger über den Marshimmel zu bewegen und im Osten unterzugehen.

Deimos (griechisch für „Terror“) ist der äußere Mond (mittlerer Radius 6,2 km), der den Mars in einer Entfernung von 23.460 km umkreist. Seine Umlaufbahn beträgt 30,3 Stunden, wobei er im Osten aufgeht und im Westen untergeht. Da seine Umlaufdauer länger ist als der Marstag (24,7 Stunden (1 Sol)), würde ein Beobachter am Marsäquator ihn nach etwa 2,5 Tagen auf- und untergehen sehen.

Beide Marsmonde wurden 1877 vom amerikanischen Astronomen Asaph Hall III (1829–1907) am United States Naval Observatory in Washington, D.C. entdeckt (Deimos am 12. August und Phobos am 18. August).

Marsoppositionen (Aphelic und Perihel)

Der Mars hat einen 15,8-jährigen periodischen Oppositionszyklus, der aus drei oder vier aphelen Oppositionen und drei aufeinanderfolgenden perihelischen Oppositionen besteht. Die synodische Periode des Mars beträgt zwischen den Oppositionen etwa 780 Tage (~2 Jahre und 2 Monate). Perihelische (innerhalb von 60° des Perihels (Ls 250°)) Oppositionen des Planeten Mars können sich der Erde bis auf 55,8 Millionen Kilometer nähern und einen maximalen scheinbaren Durchmesser von 25,11 Bogensekunden aufweisen. Die südliche Hemisphäre des Mars ist während perihelischer Oppositionen normalerweise von der Erde aus sichtbar. Aphelische Oppositionen (innerhalb von 60° des Aphels (Ls 70°)) betragen typischerweise über 100 Millionen Kilometer, und die nördliche Hemisphäre des Mars ist normalerweise sichtbar.

Eine Simulation der scheinbaren Größe des Planeten Mars über einen Zeitraum vom 6. August 2024 bis zum 15. Mai 2025. Marsbilder mit freundlicher Genehmigung von Stellarium.

Mars in Opposition

Der Planet Mars wird sich im August 2024 im Sternbild Schlangenträger befinden und dann zwischen den Sternen über den Schützen, den Steinbock, den Wassermann, die Fische, den Widder, den Stier und schließlich am 16. Januar 2025 in Opposition zu den Zwillingen wandern.

Mars wird bis zum 29. August 2025 über dem Himmelsäquator sichtbar sein. Die retrograde Bewegung des Mars beginnt am 6. Dezember 2024 (11,6° Ls) und dauert bis zum 24. Februar 2025 (48,4° Ls), an dem er sich scheinbar westwärts über den Stier bewegt. (Die äußeren Planeten folgen normalerweise der Rotation der Erde in westlicher bis östlicher Richtung zwischen den Sternen. Wenn die Erde (innerer Planet) den Mars (äußerer Planet) einholt, der die Sonne langsamer umkreist, scheint sich der äußere Planet zwischen den Sternen „rückwärts“ zu bewegen und bewegt sich nun in ostwestlicher Richtung. Zu diesem Zeitpunkt scheint der äußere Planet eine Schleife zu bilden.)

Die aktuelle Opposition des Mars gilt als aphele Opposition, da die Bahnlänge des Mars 39,1° von der Aphellänge von 70° Ls entfernt sein wird. Aufgrund der Bahnexzentrizität der beiden Planeten kommt sich der Planet Mars der Erde nicht immer am selben Tag am nächsten wie die Opposition. Die größte Annäherung des Mars an die Erde bei der aktuellen Erscheinung ereignet sich am 12. Januar 2025 (13:38 UT, 29,2° Ls) bei einer Entfernung von 0,642825 Astronomischen Einheiten (AE; die durchschnittliche Entfernung der Erde von der Sonne. Eine Astronomische Einheit entspricht etwa 93 Millionen Meilen oder 150 Millionen km) oder 59.703.891 Meilen oder 90.084.099 km. Der Mars erreicht dann einen scheinbaren Durchmesser von 14,6 Bogensekunden. Am Tag der Opposition am 16. Januar 2025 (02:32 UT, 30,9° Ls) wird sein scheinbarer Durchmesser mit 14,5 Bogensekunden etwas kleiner erscheinen. Nach der Opposition wird Mars etwa 10 Monate lang am Himmel sichtbar sein, bis er ungefähr am 24. November 2025 im grellen Licht der Sonne verschwindet.

Nordpolarkappe des Mars

Obwohl der Planet während der aktuellen Opposition weiter von der Erde entfernt ist, bietet sich Amateurastronomen die Möglichkeit, die Nordpolkappe (NPC) und die umliegenden Regionen besser zu beobachten. Die Nordpolkappe (NPC) des Mars ist typischerweise während aphelen Oppositionen sichtbar, während die Südpolkappe (SPC) während perihelischer Oppositionen deutlicher hervortritt. Das Wachstum und der Rückgang der Nordpolkappe (NPC; sowie der Südpolkappe (SPC)) sind auf die Achsneigung des Planeten Mars zurückzuführen, die der der Erde ähnelt (25,19° gegenüber 23,44°). Das Tauwetter einer Polkappe im Frühling führt zur Bildung der gegenüberliegenden Kappe.

Die Nordpolarkappe (NPC) besteht aus vier Schichten. Die unterste Schicht wird als Basaleinheit (oder Fundament der NPC) bezeichnet und besteht aus Sand und Staub, die durch Wassereis zusammengehalten werden. Diese Schicht ist schätzungsweise 1.000 Meter dick. Die Schicht über der Basaleinheit, die den Großteil der NPC bildet, wird als polare Schichtablagerungen bezeichnet und ist bis zu 2.000 Meter dick. Die polaren Schichtablagerungen bestehen aus einer Mischung atmosphärischen Staubs und spiegeln daher, ähnlich wie Baumringe, die Veränderungen des Marsklimas im Laufe der Zeit wider.

Die Achsneigung des Planeten Mars schwankte über einen Zeitraum von 120.000 Jahren vermutlich zwischen 15 und 50 Grad, mit einer längeren Schwankungsperiode von 1,2 Millionen Jahren. Es ist Zufall, dass die Achsneigung des Mars derzeit etwa 25,2 Grad beträgt, während die Achsneigung der Erde 23,5 Grad beträgt. Jede Staub- und Eisschicht könnte einen Zeitraum von 8.000 bis 8 Millionen Jahren repräsentieren, der Durchschnitt liegt jedoch aufgrund zyklischer Veränderungen der Marsumlaufbahn vermutlich bei 120.000 Jahren.

Die NPC verfügt über eine permanente, residuale Eiskappe aus Wassereis (H2O), die über den polaren Schichtablagerungen liegt, mit einer temporären, dünnen, saisonalen Eiskappe oder -schicht (ungefähr 3 Fuß (1 Meter) dick) aus gefrorenem Kohlendioxid (CO2 oder Trockeneis). Die Südpolarkappe (SPC) verfügt über eine permanente, ungefähr 26 Fuß (8 Meter) dicke Decke aus gefrorenem Kohlendioxid. Die NPC kann einen Durchmesser von bis zu 750 Meilen (1.200 Kilometer) und eine maximale Dicke von 1,8 Meilen (3 Kilometer) haben. Die Kappe ist von Canyons und Trögen durchzogen, die bis zu 0,6 Meilen (1 Kilometer) unter die Oberfläche reichen oder die basale Einheit erreichen, gemessen mit dem Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA) der NASA.

Das NPC enthält etwa 1,6 Millionen Kubikkilometer Wassereis (H2O; im Vergleich dazu beträgt die Eisfläche Grönlands 2,85 Millionen Kubikkilometer). Über dem NPC sind spiralförmige Tröge sichtbar, die durch katabatische Winde entstehen (durch Luftströme hoher Dichte, die unter der Schwerkraft aus höheren Lagen einen Hang hinunterströmen).

Überreste der Nordpolarkappe (Ausreißer)

Wenn sich die Nordpolkappe (NPC) im späten Frühling und Frühsommer der nördlichen Hemisphäre von ihrer maximalen Winterausdehnung zurückzieht, werden drei helle Ausläufer für den Beobachter/Bildgeber sichtbar. Gemäß der aräographischen Längenpositionen im Zentrum des Gebiets sind dies Ierne 137°, Lemur (Olympia) 200° und Cecropia 297°. Diese NPC-Überreste können bei Öffnungen kleiner als 20–25 cm (8–10 Zoll) schwer zu erkennen sein und erfordern in der Regel stabile Sichtbedingungen.

Rima Tenuis

Die Rima Tenuis ist ein dunkler Riss in der Nordpolarkappe (NPC), der 1888 vom italienischen Astronomen Giovanni Virginio Schiaparelli (1835–1910) mit einem 8,6 Zoll (21,8 cm) f/14,7-Refraktor am Brera-Observatorium in Mailand, Italien, entdeckt wurde. Sie wurde von zeitgenössischen Astronomen bestätigt, darunter dem belgischen Astronomen Francois J. Terry (1846–1911) und dem französischen Astronomen Henri Joseph Anastase Perrotin (1845–1910; mit dem berühmten 30 Zoll (76 cm)-Refraktor des Observatoriums von Nizza).

Rima Tenuis wurde erst 1933 und 1950 wieder beobachtet. 1979 entdeckte der Marsbeobachter Daniel M. Troiani sie erneut als dunkle Kerbe im NPC bei 335° westlicher Länge. 1980 und 1982 wurde Rima Tenuis von Amateurastronomen entdeckt und abgebildet. Am 22. Februar 1980 konnten der Astronom Charles F. Capen, Jr. (1926–1986) vom Lowell-Observatorium und der berühmte britische Astronom/Autor/Fernsehmoderator Sir Patrick Alfred Caldwell-Moore (1923–2012) während einer Beobachtungssitzung Rima Tenuis mit dem 24-Zoll-(61-cm-)f/16-Refraktor des Lowell-Observatoriums auf dem Mars Hill in Flagstaff (Arizona, USA) entdecken.

Die mittlere Marslänge der Rima Tenuis liegt zwischen 129° und 331° westlicher Länge. Leider konnten das Hubble-Weltraumteleskop (HST) und die umlaufenden Marssonden die Rima Tenuis bisher nicht abbilden und bestätigen. Staubstürme bilden sich über der Nordpolarregion (NPR) und lagern Staub über der NPC ab, manchmal in Form dunkler Staubstreifen. Die Rima Tenuis könnte möglicherweise eine Art wiederkehrender Staubstreifen über der Nordpolkappe (NPC) sein, aber es ist merkwürdig, dass sie sich mehrmals genau auf diesem Längengrad bildet. Zukünftige Beobachtungen und insbesondere Bilder der Nordpolkappe (NPC) während der aktuellen aphelen Opposition und zukünftiger Oppositionen in den Jahren 2027 (19. Februar) und 2029 (25. März) könnten helfen, dieses mysteriöse Phänomen zu beantworten.

Atmosphärische Turbulenzen (Seeing)

Astronomen, die auf der Erde beobachten und Bilder aufnehmen, beobachten und fotografieren Planeten und Sterne unter einer Atmosphäre, die die Qualität (Schärfe) des Bildes beeinflusst. Obwohl der Beobachter/Fotograf keinen Einfluss auf die Stabilität oder Turbulenz der Atmosphäre über ihm hat, kann er Maßnahmen ergreifen, um die Beobachtungsqualität zu verbessern und ein möglichst schärfstes und stabilstes Bild zu erzeugen. Einer der größten Fehler von Amateurastronomen besteht darin, ihren Teleskopen nicht genügend Zeit zum Abkühlen zu geben, insbesondere wenn sie in einer Struktur (Beton oder Stahl) gelagert werden. Der Beobachter/Fotograf meldet turbulente atmosphärische (Sicht-)Bedingungen in der Nacht, doch der Fehler liegt in den Wärmeströmen, die das endgültige Bild im Instrument beeinflussen. Versuchen Sie, das Instrument vor einer Sitzung mindestens ein bis zwei Stunden lang der Luft auszusetzen. Amateurastronomen sollten Beobachtungen oder Aufnahmen über heißen Oberflächen wie Beton, Asphalt oder anderen Oberflächen, die die Hitze des Tages speichern könnten, vermeiden. Auch die Beobachtung gegen den Wind, insbesondere mit einem Newton-Reflektor, verbessert das Bild im Okular, da der Beobachter Körperwärme vermeidet, die über die Öffnung des Instruments strömt und ein turbulentes Bild erzeugt. Die schärfsten Bilder von Himmelsobjekten erhält man typischerweise, wenn sich das Objekt dem Meridian (der Mittellinie am Himmel, die den östlichen und westlichen Horizont trennt) und dem Zenit (dem höchsten Punkt des Objekts) nähert. Um die Stabilität eines Objekts im Teleskop-Sichtfeld abzuschätzen, wurden Skalen für atmosphärische Turbulenz (oder Seeing) entwickelt.

Pickering Seeing Scale (0-10; entwickelt vom Astronomen William Henry Pickering (1858-1938) am Harvard College Observatory):

1 – Das Sternbild hat normalerweise etwa den doppelten Durchmesser des dritten Beugungsrings, wenn der Ring sichtbar wäre; Sternbild mit einem Durchmesser von 13 Bogensekunden (13 Zoll).

2 – Stellen Sie sich gelegentlich den doppelten Durchmesser des dritten Rings (13 Zoll) vor.

3 – Bild mit etwa demselben Durchmesser wie der dritte Ring (6,7 Zoll) und heller in der Mitte.

4 – Die zentrale Airy-Beugungsscheibe ist oft sichtbar; bei helleren Sternen sind manchmal Bögen von Beugungsringen zu sehen.

5 – Airy-Scheibe immer sichtbar; Bögen sind häufig bei helleren Sternen zu sehen.

6 – Airy-Scheibe immer sichtbar; kurze Bögen ständig sichtbar.

7 – Scheibe manchmal scharf abgegrenzt; Beugungsringe als lange Bögen oder vollständige Kreise sichtbar.

8 – Scheibe immer scharf abgegrenzt; Ringe als lange Bögen oder vollständige Kreise sichtbar, aber immer in Bewegung.

9 – Der innere Beugungsring ist stationär. Die äußeren Ringe sind momentan stationär.

10 – Das vollständige Beugungsmuster ist stationär.

Auf dieser Skala gelten 1 bis 3 als sehr schlecht, 4 bis 5 als mangelhaft, 6 bis 7 als gut und 8 bis 10 als ausgezeichnet.

Antoniadi-Seeing-Skala (IV; entwickelt vom griechisch-französischen Astronomen Eugene Michel Antoniadi (1870-1944):

• I - Perfektes Sehen ohne Zittern.
• II – Leichte Wellenbewegungen, Momente der Ruhe von mehreren Sekunden Dauer.
• III – Mäßiges Seeing mit stärkeren Luftstößen.
• IV – Schlechte Sicht; ständige störende Wellenbewegungen.
• V - Sehr schlechte Sicht, sogar eine grobe Skizze ist unmöglich.

 Astronomische Ausrüstung

Das Teleskop ist das Werkzeug des Astronomen, das Licht einfängt und es im Okularfeld des Teleskops zu einem Bild bündelt. Während der Astronom während einer Beobachtungs- oder Bildaufnahmesitzung der Atmosphäre über ihm ausgeliefert ist, kann das vom Beobachter/Bildgeber verwendete Teleskop optimiert werden, um die Vorteile einer gleichmäßigen Sichtsitzung zu nutzen. Ein Beobachter oder Bildgeber möchte ein Instrument (Linse oder Spiegel) mit der größten verfügbaren Blende verwenden, um Kontrast und Auflösung des Objekts zu erhöhen. Blenden größer als 4 Zoll (10,2 cm) und insbesondere größer als 6 bis 8 Zoll (15,2–20,3 cm) liefern dem Beobachter/Bildgeber ein scharfes Bild mit maximalem Kontrast, sofern die Atmosphäre (und ein ausreichend gekühltes Instrument) dies zulässt. Dies setzt auch voraus, dass der Amateurastronom beugungsbegrenzte Optik verwendet (Oberflächengenauigkeit der Linsen- oder Spiegeloberfläche mit einer Abweichung (Spitze-zu-Tal) von nicht mehr als ¼ Lichtwelle).

Das Instrument, insbesondere ein Reflektorokular , muss kollimiert werden, um ein möglichst schärfstes Bild im Okular zu erzeugen. Im Internet sind verschiedene Methoden zur Kollimation eines Instruments sowie Kollimationsgeräte verfügbar. Das verwendete Okular ist ebenfalls entscheidend für die Erzeugung eines möglichst schärfsten Bildes mit dem höchsten Kontrast im Gesichtsfeld. Dem Amateurastronomen stehen viele hervorragende Designs zur Verfügung, darunter das klassische Abbe-Orthoskopische, Plossl- und Brandon-Okular sowie neuere Designs mit computeroptimierter Optik, hervorragendem Glas und sogar wasserdichter Optik. Typische scheinbare Okulargesichtsfelder reichen von 45 Grad für das Abbe-Orthoskopische bis zu etwa 100 Grad für die modernen Weitfeldokulardesigns. Für die Planetenbeobachtung sind normalerweise keine scheinbaren Gesichtsfelder von mehr als 65–70 Grad erforderlich, der Autor hat jedoch Okulardesigns zwischen 80 und 100 Grad mit hervorragenden Ergebnissen verwendet.

Im Allgemeinen sollte ein Beobachter die höchste Vergrößerung verwenden, die das schärfste Bild erzeugt. Dies setzt beugungsbegrenzte Optik (Objektiv und Okular), Sichtbedingungen, Kollimation und thermische Verzerrung durch die vom Teleskop gespeicherte Wärme voraus. Wenn die Atmosphäre sehr stabil ist, kann ein Beobachter eine Vergrößerung von dem 60-fachen der Teleskopöffnung (Zoll) verwenden, obwohl in Nächten mit durchschnittlicher Sicht eine 30- bis 40-fache Öffnung nützlicher ist, um ein scharfes Bild zu erzeugen. Eine schrittweise Erhöhung der Vergrößerung, um das schärfste Bild zu erzeugen, ist eine gute Methode, um die richtige Vergrößerung für eine bestimmte Beobachtungssitzung zu bestimmen. Meiner Erfahrung nach ist eine Austrittspupille von 0,8 bis 1 mm in den meisten Nächten nützlich, in denen ein Beobachter Objekte wie den Mond, Planeten und kleine Deep-Sky-Objekte (z. B. planetarische Nebel) beobachten möchte.

Auswahl von Okularen von Scott W. Roberts

Planetenfilter

Für Amateurastronomen ist die Verwendung von Farbfiltern bei der Beobachtung und Abbildung von Mond und Planeten ein sehr nützliches Hilfsmittel. Farbfilter werden von verschiedenen Herstellern angeboten und sind in den Größen 1,25 Zoll (32 mm) und 2 Zoll (50 mm) erhältlich. Sie können an der Unterseite passender Okulare und CCD-Kameras angeschraubt werden. Farbfilter übertragen je nach ihrer Farbe eine bestimmte Wellenlänge des Lichts.

Mars am Teleskop zeichnen

Das Anfertigen von Zeichnungen Ihrer Beobachtungen des Planeten Mars ist nicht so schwierig, wie es scheint. Ein Beobachter benötigt normalerweise eine 42 bis 50 Millimeter große leere Scheibe, um eine Beobachtung des Planeten Mars darzustellen.

Der erste und wichtigste Schritt bei der Erstellung einer genauen Zeichnung des Planeten Mars ist eine sorgfältige Darstellung der wichtigsten Albedo-Merkmale (dunkle und helle Merkmale), die über der Scheibe des Planeten sichtbar sind.

Ein Beobachter kann die sichtbare Scheibe in Viertel (oder Achtel) unterteilen und die sichtbaren Albedo-Merkmale in jedes Viertel/Achtel platzieren. Nach sorgfältiger Prüfung der erstellten Umrisse beginnt der Beobachter mit dem Schattieren der dunkelsten sichtbaren Albedo-Merkmale, fügt dann schrittweise die subtileren Schattierungen hinzu und stellt schließlich die hellsten (hellsten) Regionen des Planeten dar (achten Sie darauf, die hellsten Merkmale des Planeten (z. B. Nord- oder Südpolkappen und Randwolken) frei von Bleistiftmarkierungen zu lassen).

Ziel der Zeichnung ist nicht die Schaffung eines Kunstwerks, sondern die Darstellung der Sicht auf die Oberfläche des Planeten zu einem bestimmten Zeitpunkt. Außerdem soll der Betrachter geschult werden, beim Studium der empfindlichen Oberfläche und Atmosphäre des roten Planeten mit der Zeit auch schwächere Details zu erkennen. Wichtig ist, dass der Betrachter Spaß an der Zeichnung hat.

• Mars
• Oppositionen des Mars
• Mars im Rücklauf
• Wetter auf dem Mars
• Beobachtung des Mars mit einem Teleskop
• Lernen, die Albedo-Merkmale des Mars zu zeichnen

Botschafter Carlos Hernandez hat seine Planetenbeobachtungen über viele Jahrzehnte hinweg an weltweite Organisationen weitergegeben, darunter die Association of Lunar and Planetary Observers (ALPO, USA), die British Astronomical Association (BAA, Großbritannien), die Oriental Astronomical Association (OAA, Japan) und viele andere hervorragende Gruppen von Amateurastronomen, die sich mit Planeten beschäftigen.