Sugerencias para un programa de observación

 


Aunque la observación visual es útil en una vigilancia del planeta para alertar sobre la presencia de fenómenos interesantes, para poder realizar el seguimiento y estudio de las formaciones jovianas debe recurrirse a las imágenes CCD. Esto es así por varios motivos:
  • Objetividad. Por experto y honesto que sea un observador, no puede sustraerse a apreciaciones subjetivas que distorsionan la validez de los datos. En ambientes profesionales únicamente cuentan las observaciones obtenidas con medios impersonales.

    Precisión. Los medios tradicionales de obtención de tránsitos de detalles por el meridiano, perfectamente válidos para un seguimiento somero de Júpiter, no proporcionan la precisión que requieren muchos estudios.
     
  • Medidas de latitud. La velocidad de los vientos de Júpiter depende muy directamente de la posición de los detalles en latitud. Para una velocidad y una región dada, un detalle puede ser muy interesante o no según sea su latitud. Visualmente es muy difícil de determinar y en ningún caso se alcanza la precisión requerida.

Las cámaras CCD proporcionan documentos irrefutables y captan mucho mejor que el ojo los detalles planetarios, sobre todo los de bajo contraste. Programas informáticos como LAIA, permiten no sólo procesar las imágenes digitales, sino también hacer un análisis de las observaciones, tales como medir sobre las imágenes la posición en longitud y latitud de los detalles y trazar planisferios.

Cualquier cámara CCD puede servir, desde la más barata a la más cara. Así, por ejemplo, varias de las imágenes de Júpiter que ilustran estas páginas han sido obtenidas con una CCD ST4. El único punto a tener en cuenta es la calidad de las tomas, que deben tener una resolución entre 0"5 y 1". Utilizando una focal larga, de modo que la resolución sea aproximadamente de 0,4-0,5" por pixel y un filtro de color, sólo es cuestión de habilidad y paciencia, puesto que incluso en los peores sitios, siempre suele darse algún momento en que las imágenes están más calmadas.


        Algunas propuestas de observación...


Ante todo, una de los mejores aportaciones a la planetología que puede realizar un aficionado es la patrulla rutinaria diaria. Sirve para tener "controlados" los detalles principales de Júpiter, conocer su aspecto, su posición y comportamiento. Además, en el caso de acontecer algún fenómeno importante o poco habitual, sirve para alertar a la comunidad científica para que pueda emprender su seguimiento con todos los medios posibles: grandes telescopios, HST, sondas interplanetarias...

Planisferio de Júpiter en luz azul trazado a partir de imágenes obtenidas con el Telescopio Espacial Hubble (el sur está arriba). En él se muestran algunos de los detalles a los que nos referimos más abajo. 

Una gran ventaja del aficionado, o grupos de aficionados, es el poder emprender trabajos de larga duración en el tiempo (varios años) siguiendo unos mismos detalles, lo cual suele estar vedado a la mayoría de profesionales, por la limitación de disponer de telescopio durante largos períodos y también por la imposibilidad de prolongar un mismo estudio. Puestas así las cosas, sugerimos algunos trabajos que podrían realizar los aficionados con imágenes CCD:  

 

        Regiones polares


A partir de +65°N y -65°S hasta los polos, no se dispone de datos sobre velocidades de vientos y duración de los detalles. Los rasgos que se observan son pocos, pero perfectamente visibles en imágenes CCD obtenidas con pequeños telescopios. Concretamente, en los últimos años ha sido visible una especie de banda o formación oscura entre los 62 y 65 grados Sur, que muestra estructura (ver el planisferio). Aún más hacia el polo, hacia los 65-67 grados Sur también son visibles dos o tres manchas claras. ¿Qué velocidades poseen? ¿Cuál es su tiempo de vida? ¿Son las mismas las que se observan año a año? ¿A qué latitudes están?

       SSTB

 

En los límites de esta banda es visible un rosario de vórtices anticiclónicos blancos. Se hallan situados en la latitud planetográfica 40°S (-39 a -41). Interesa obtener datos de estos óvalos en el tiempo, tales como movimientos, distribución, número y duración individual de cada uno de ellos.  

La imagen de la derecha muestra uno de ellos fotografiado con alta resolución por la sonda Galileo. 

 

       STB

 

La STB se muestra desde hace unos años muy alterada conforme a los patrones clásicos, con desvanecimientos en muchos tramos, cambios de latitud, presencia de una delgada componente en ciertos sectores, vórtices ciclónicos blancos y manchas oscuras muy rojas en su interior, etc.  (ver el planisferio de arriba). Esto podría ser el preludio de cambios mayores en la región, tal vez relacionados con la evolución que han experimentado las WOS en los últimos tiempos.

Tras la colisión de BC y DE y posteriormente de FA, posiblemente la STB experimentará profundos cambios. ¿Está próximo el fin del fenómeno de las WOS? ¿Se generarán otras nuevas? No debe descuidarse el seguimiento de estos detalles.

 

       SEB
 
Cuando la SEB sea débil, con la SEBs casi invisible y la zona intermedia entre ambas componentes blanca, mezclándose prácticamente con la STrZ, hay que someter la banda a una estrecha vigilancia, pues significa que está próximo el estallido de una erupción o SEBD.  

La actividad se inicia con la repentina aparición en centro de la banda de una mancha brillante blanca, seguida de una columna inclinada muy oscura, tal como muestra el dibujo de la derecha, original del descubrimiento de la SEB 1975B (J.M. Gómez).

 

Zona Ecuatorial (SEBn-EZ-NEBs) 
 
En la SEBn, por su lado norte (en la EZ) es raro observar detalles con un tiempo de vida suficiente para poder calcular velocidades y períodos de rotación, puesto que existe una fuerte cizalla de vientos que los destruye y aparta. No obstante, tras algunas erupciones de la SEB pueden existir detalles suficientemente grandes y algunos de muy larga vida, como un vórtice blanco aparecido en la SEBn-EZs en 1975-76 tras la SEBD que persistió durante varios años. También son raros los detalles bien definidos en el centro de la EZ (EB) y se debería intentar seguirlos.  

Sin embargo, el mayor interés reside en los penachos de la NEBs. Situadas sus bases en los 6°N, los estudios a emprender deberían dirigirse a:  

1) Velocidades individuales a corto y largo plazo.  

2) Identificación de los detalles en el tiempo (de uno a una decena de años).  

3) Distribución espacial a corto y largo plazo.  

4) Estudio de interacciones entre penachos que marchan a distinta velocidad.

 

Evolución de los penachos de la EZ de Julio a Septiembre de 1974. Nótese como el más oscuro (que fue el de larga vida citado al hablar de de la 'plumes' de la EZ), marcha a mayor velocidad que los delanteros. Ver también la longevidad de la "rift" que precede al intenso penacho delantero (observaciones de J.M. Gómez y R. Reginaldo).

Una 'plume' de la NEBs-EZn fotografiada por la sonda Galileo. La imagen de arriba es en falso color, en tanto que la de abajo muestra unas tonalidades cromáticas similares a las reales.

 

NTBs

 

Es muy importante detectar las erupciones de manchas de alta velocidad de la NTBs desde el mismo momento en que se producen. Desgraciadamente no suelen avisar, pues no necesariamente la banda debe estar muy débil o ausente, como el caso de la SEB, por lo que hay que estar siempre alerta.

 

Para contactar...

 

En el caso de decidirse a realizar observaciones CCD sistemáticas de Júpiter, ya sea en plan de patrulla o para realizar alguno de los estudios aquí sugeridos, nos gustaría que se nos informase de ello con el fin de poder establecer unos cauces de colaboración. El correo privado debe dirigirse a: gea@astrogea.org (por favor, no adjuntar ficheros con datos).

Animamos también a participar en la lista pública observa@astro.gea.cesca.es  para debatir,  junto con otros muchos aficionados, cualquier cuestión relacionada con estas observaciones.

Las imágenes CCD que se nos remitan deben ser sin procesado previo.

 

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