Astronoomias tähendab maaväline taevas vaadet, mida näeks vaadeldaja, kes asub väljaspool Maad — näiteks teise planeedi, kuu või mõne muu päikesesüsteemi keha pinnalt või selle atmosfääri kohal. Selline vaade sõltub oluliselt vaatluspunkti asukohast, atmosfääri olemasolust ja koostisest ning lähedalasuvate astronoomiliste objektide asendist – seega võib üks ja sama taevavaade eri tingimustel tunduda väga erinev.

Ainus maaväline taevas, mida astronaudid on otseselt jälginud, pildistanud ja kirjeldanud, on Kuu taevas. Veenuse, Marsi ja Titani taevast on seevastu vaadeldud peamiselt mehitamata ja mehitletud kosmosesondide abil: sondid on maandunud nende pinnale (või laskunud atmosfäärikihtidesse) ning edastanud meie Maale fotosid ja andmeid.

Maaväline taevas erineb Maal nähtavast peamiselt järgmiste tegurite tõttu:

  • Atmosfääri olemasolu ja tihedus — ilma atmosfäärita (näiteks Kuu) on taevas kogu aeg must ja tähed on nähtavad ka päeval eeldusel, et päikese valgus ei pimestaks vaadet. Tihe atmosfäär hajutab ja diffundeerib päikesevalgust, muutes taevavärvi ning vähendades tähtede nähtavust.
  • Atmosfääri keemiline koostis — gaaside ja aerosoolide koosseis määrab, milline valguse hajumine (Rayleigh- või Mie-hajumine) domineerib ja millised lainepikkused ära neelatakse või hajutatakse. See mõjutab taeva värvi (näiteks Maa sinine, Marsi oranžikas/punakas, Titani kollakas/oranž).
  • Osakeste suurus ja tolm — tolmu-, udude- või pilveosakesed põhjustavad Mie-hajumist, mis annab tekkinud helendusele ja udususele teistsuguse spektrilise kuju kui Rayleigh-hajumine (väiksemate osakeste puhul).
  • Päikese (või teise tähe) nurk, nähtavus ja heledus — tihe pilv või udu võib päikese ketta varjutada või hajutada; kaugem või eredust vähendav atmosfäär muudab päikese näiva suuruse ja heleduse.
  • Magnetosfäär ja atmosfäärielektroonika — planeedi magnetväli ja atmosfääriline elu võivad tekitada auroraale (näiteks Jupiteri ja Saturni õhukestes ülemistes kihtides) või muid valgusefekte.

Valguse hajumine selgitab mitmeid konkreetseid näiteid:

  • Maa: õhu gaasimolekulide tõttu domineerib Rayleigh-hajumine, mis eelistab lühemaid (siniseid) lainepikkusi — sellest tuleneb sinine taevas ning punakad päikeseloojangud, kui valgus liigub piki suuremat atmosfäärikihti.
  • Mars: õhuke süsihappegaasi (CO2) atmosfäär koos peenikese tolmuga tekitab tihti kollaka kuni roosakaspunase taevavärvuse; huvitav on, et Marsi õhukeses tolmus hajub eredavärvilised osakesed nii, et päikeseloojangud võivad paista veidi sinakamad otse päikese ümbruses (vastupidine Maa olukorrale).
  • Veenus: väga tihe atmosfäär ja lauspilved (väävelhappe tilgakesed) muudavad pinna valgust äärmiselt hajutatuks — pinnataevas on hägune, valkja/kollaka tooni ja päikese kett on tugevalt udustunud või peaaegu nähtamatu.
  • Titan: paks orgaaniline udu (metaanist ja aerosoolidest) annab taevale sügava kollaka/oranži värvuse; Huygensi sond näitas, et päike seal on hämar ja väiksemana nähtav kui Maal.
  • Kuu: puudub atmosfäär — taevas on must ka päeval, varjud on teravad ja tähed nähtavad siis, kui päikese pimestav valgus ei kattu vaatevälja.
  • Gaasihiiglased: neil puudub tahke pind; „taevas“ sõltub vaatluspunktist (nt sondi kõrgus pilvedest) ja pilvestruktuurid võivad tekitada värvilisi vöid, pilvestruktuure ning intensiivseid auroraid.

Lisaks atmosfäärile mõjutavad taevavaatlust ka lähedalolevad ja kaugemad taevakehad:

  • Looduslikud satelliidid — mitme kuu süsteemis võivad öötaevas paista suured, erineva valgusega ja kuju moonid (näiteks Marsilt on Phobos ja Deimos väiksed ning kiiresti liikuvad, Saturni ja Jupiteri kuud võivad olla suuremad ja selgelt nähtavad).
  • Rõngad — planeedi rõngad võivad jooksvalt katta märgatava osa taevast ning tekitada draamaatilisi varje ja heledusmustreid mõnelt vaatluspunktilt (näiteks Saturni rõngad tema kuudelt vaadatuna).
  • Tähistaevas, tähtede arv ja Linnutee — atmosfääriline läbipaistvus määrab, kas tähtedevaba (päevane) või väga rikas ja täheteemaline öine vaade avaneb; atmosfäär eba- või selgusega võib peita hämarad udud ja galaktikad.
  • Eksoplaneetide olukorrad — mõnel teisel planeedil võib olla kaksiktäht või mitu heledat partnerit, mis annaks taevale kaks või mitu „päikest“; selline konfiguratsioon muudab ööpäevase valgustuse ja varjude mustrid drastiliselt.

Kui konkreetset taevavaadet ei ole otseselt vaadeldud, modelleeritakse selle väljanägemist, kasutades teadaolevaid füüsikalisi põhimõtteid ja mõõdetud andmeid:

  • atmosfääri koostise ja rõhu põhjal lahendatakse kiirgusülekande (radiative transfer) võrrandid;
  • sisaldatakse hajumisteooriaid (Rayleigh ja Mie), aerosoolide spektraalseid omadusi ja pilvedefekte;
  • võetakse arvesse lähikondsete objektide nurk- ja heleduspositsioone, rõngaste või kuude varjusid ning võimalikku magnetosfäärilist aktiivsust;
  • võimetel põhinevad mudelid (GCM-id) annavad prognoose ilmastiku, tolmu- ja pilvevariatsiooni ning pikaajalise kliima mõju kohta taevavaatele.
Selliseid mudeleid kontrollitakse ja täiendatakse kosmosesondide, maapealsete teleskoopide ja spektraalanalüüsi tulemuste abil.

Vaatleja jaoks tähendab see praktiliselt järgnevat: maaväline taevas võib olla kõike alates süsimustust tähelahes kuni paksu kollase/valkjase uduni; variatsioonid sõltuvad atmosfäärist, tolmust, pilvedest, lähedal asuvatest kuudest ja rõngastest ning siinsest päikesest või tähtedest. Tänased kosmissaavutused (kuusondid, roverid, atmosfäärilised laskumised ja kaugseire) on andnud meile esmaseid pilte ja mõõtmeid, ent paljud teised võimalikud taevavaated — eriti eksoplaneetidel või kaugetel süsteemidel — jäävad mudelite ja spekulatsioonide tasemele kuni uute mõõtmisteni.