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LA OBSERVACION DE MARTE CON TELESCOPIO

por Jordi Aloy
© Prohibida su reproducción. Solo para uso privado.

Tras Júpiter, el planeta que más posibilidades ofrece al observador planetario es, sin duda alguna, Marte. En él podemos realizar tanto observaciones de los cambios que acontecen en su verdadera superficie, como los que tienen lugar en su atmósfera. Además, el planeta posee el atractivo adicional de ser el más parecido a la Tierra en muchos aspectos. La formación o fusión de sus casquetes polares,la aparición de tempestades de polvo, los cambios de forma y coloración de sus marcas de albedo al ritmo de las estaciones, etcétera, hacen de Marte un planeta apasionante de observar. Todos estos fenómenos, y muchos más, son perfectamente observables con instrumentos relativamente modestos. Estas instrucciones se referirán en todo momento, salvo que se indique lo contrario, a fenómenos observables en Marte con instrumentos de tipo standard (R-100 /T-150 / T-200 mm de abertura).

   CONDICIONES DE OBSERVABILIDAD         

La observación de Marte es, en principio, más dificultosa que la de Júpiter. Esto se debe fundamentalmente a que, aún en las oposiciones más favorables, el diámetro aparente del planeta no sobrepasa los 25,1 segundos de arco, mientras que, en el peor de los casos, Júpiter nos muestra un tamaño angular no menor de 31 segundos de arco. Cuando el planeta Rojo se encuentra cerca de su conjunción con el Sol, a la máxima distancia posible de la Tierra,su diámetro solo alcanza los 4 segundos de arco, comparable al de Urano en una oposición media.

Resulta obvio que la observación de Marte debe realizarse preferentemente en los momentos en que el planeta presenta sus oposiciones mas favorables. Para comprender bien cómo y cuándo suceden dichas "ventanas" observacionales, hemos de estudiar primeramente las particularidades orbitales del planeta.  

   FACTORES GEOMETRICOS           

Como ya sabemos, Marte es un planeta cuya órbita transcurre exteriormente a la de la Tierra. Por tal motivo, las mejores condiciones de observación se dan durante la oposición. Es entonces cuando el planeta es visible durante toda la noche, culminando a medianoche local. El Sol se sitúa a 180 grados en la esfera celeste, por lo que el planeta no muestra entonces el más mínimo efecto de fase. La máxima aproximación de Marte a la Tierra tiene lugar también en fechas adyacentes a la de la oposición. (Fijémonos que, si las órbitas de los dos planetas fuesen perfectamente circulares, la fecha de la mínima distancia a la Tierra coincidiría con la de la oposición. El hecho de que ambas no coincidan se debe a la excentricidad de las dos órbitas).

El periodo de revolución de Marte alrededor del Sol es de 687 días terrestres, casi el doble que el de la Tierra. Por tal motivo las oposiciones de Marte se producen cada 26 meses aproximadamente. Sin embargo, no todas las oposiciones son igual de favorables. Esto se debe a la excentricidad relativamente grande que presenta la órbita del planeta (e= 0.0933 ).

Debido a la excentricidad de la órbita del planeta Rojo, la distancia de éste a la Tierra en una oposición depende mucho de la zona de la órbita en la que tenga lugar. En las oposiciones que acontecen en los meses de Enero o Febrero, cuando Marte se encuentra cerca de su Afelio, la distancia del planeta a la Tierra es mucho mayor que en las que tienen lugar en Agosto o Septiembre, cuando Marte se encuentra cerca de su Perihelio. Mientras que en el primer tipo de oposiciones, llamadas AFELICAS, el diámetro angular puede llegar a ser de tan solo 13 segundos de arco en los mejores momentos, en las del segundo tipo, llamadas PERIHELICAS , el diámetro aparente puede llegar a ser de hasta 25,1 segundos, (el máximo posible, si la oposición es perfectamente perihélica). En definitiva, una "ventana" para la observación en buenas condiciones de Marte se abre cada 26 meses, pero una verdaderamente muy favorable se produce aproximadamente cada 15 años , si bien pueden producirse entonces dos de seguidas. Las ultimas oposiciones perihélicas tuvieron lugar en 1971 ,1973, 1986 y 1988. La próxima tendrá lugar en 2003.

El principal inconveniente que presentan las oposiciones perihélicas es que, cuando se producen, Marte se encuentra en la zona austral de la eclíptica, (presenta pues una declinación negativa), lo que representa escasa altura del planeta sobre el horizonte si éste es observado desde nuestras latitudes. Por tal motivo, las imágenes pueden verse afectadas más fácilmente por turbulencia atmosférica. En la siguiente tabla se relacionan las oposiciones y máximas aproximaciones a la Tierra hasta 2007.    

OPOSICION DECLINACION MAXIMA APROX. DIAMETRO ANGULAR

28 AGO 2003

-15.49°

27 AGO 2003

25.11"

7 NOV 2005

+15.54°

30 OCT 2005

20.02"

24 DIC 2007

+26.44°

18 DIC 2007

15.90"

Las oposiciones más propicias para los observadores situados en el hemisferio norte son aquellas que presentan un mejor balance entre máximo diámetro angular alcanzado y más alta declinación. Así, por ejemplo, en la oposición del año 2003, Marte presentará un mayor diámetro aparente que en la de 1988, sin embargo, el planeta estará a menor altura sobre el horizonte, dada su declinación mucho más negativa. En consecuencia, la calidad de las imágenes será, en promedio, teóricamente inferior.  

   LA ROTACION DE MARTE      

El periodo de rotación Marciano ha sido medido con gran precisión por los Viking Lander. Este resulta ser de 24 horas 37 minutos 22,663 segundos. Al "ida" Marciano acostumbra a llamársele "Sol". Como vemos, el periodo de rotación resulta ser ligeramente mayor que el de la Tierra. En 24 horas, Marte solo habrá girado 351 grados sobre si mismo. Los detalles que podamos distinguir en su superficie se moverán 14,6 grados por hora, lo cual nos limitará el tiempo de realización de un dibujo, si bien no de un modo tan estricto como ocurre en el caso de Júpiter.

Una consecuencia curiosa del ligero desfase de los periodos de rotación de Marte y la Tierra es que, si observamos un detalle concreto sobre el disco de Marte cuando éste atraviesa el meridiano central,(línea imaginaria que pasa por el centro del disco aparente del planeta), y posteriormente volvemos a observar el planeta transcurridas 24 horas, el mismo detalle aparecerá 9 grados desfasado hacia el limbo siguiente, (el limbo por el cual surgen los detalles al seguir la rotación del planeta), y tardará aun 37 minutos en llegar al MC. De esta manera, observando cada ida a la misma hora, Marte parece mostrar una rotación retrograda que se completa en unos 36 idas terrestres. Esto nos permitirá realizar un planisferio de las marcas de albedo de Marte en algo más de un mes con tal de observar cada día siempre a la misma hora. En la practica, lo mejor es que realicemos varios dibujos a lo largo de una noche de observación a fin de solapar observaciones de ciertas regiones y prever días nublados o con mala imagen.  

   LAS ESTACIONES MARCIANAS      

Un factor sumamente importante, que siempre hemos de tener presente a la hora de programar nuestras observaciones, es en qué época del año marciano se encuentra el hemisferio que nos es visible. Como sabemos, Marte muestra pronunciadas estaciones climáticas, de manera análoga a la Tierra, si bien en el caso marciano, su duración es mucho mayor, dada la mayor duración de su "año".

La existencia de estaciones se debe a que el eje de rotación de Marte está inclinado 25.19 grados respecto a la perpendicular al plano de su órbita. (En la Tierra, la inclinación axial es de 23.45 grados). El eje de rotación marciano apunta no hacia la estrella polar como ocurre en la Tierra, sino hacia un punto en la esfera celeste situado en 317 grados en ascensión recta y +53 grados en declinación, próximo a la estrella a Cygni (Deneb). Esta diferencia en la dirección de los ejes de ambos planetas tiene como principal repercusión que las estaciones marcianas se encuentren desfasadas respecto a las estaciones Terrestres. Así, cuando es verano en el hemisferio Norte de la Tierra, será ya otoño en el hemisferio Norte de Marte.

Otra diferencia notable de las estaciones marcianas respecto a sus homologas terrestres es que su duración es desigual, debido a la mayor excentricidad de la órbita del planeta Rojo. En la siguiente tabla se indica la duración de cada una de las estaciones en idas terrestres y en sols. Un "año" Marciano es de 687 idas terrestres , que equivalen a 669 idas marcianos o sols.  

Ls (GRADOS) HEMISFERIO NORTE HEMISFERIO SUR DURACION (DIAS) DURACION (SOLS)

0 - 90

PRIMAVERA

OTOÑO

199

194

90 - 180

VERANO

INVIERNO

183

178

180 - 270

OTOÑO

PRIMAVERA

147

143

270 - 360

INVIERNO

VERANO

158

154

El mejor método para conocer en que estación marciana nos encontramos en el momento de realizar nuestras observaciones, es consultar en un anuario astronómico el valor de la Longitud Planetocéntrica del Sol, o ángulo Ls. Es fácil entender cual es el significado de Ls. Imaginémonos que somos un observador situado en la superficie de Marte. A lo largo del año marciano, el Sol parecerá describir una trayectoria en el cielo a través de las constelaciones: tal trayectoria será la "eclíptica" marciana y nos indicará el plano de la órbita del planeta Rojo. El equinoccio de primavera en el hemisferio Norte de Marte tendrá lugar cuando el Sol cruce hacia el norte el punto en que la "eclíptica" marciana corta el ecuador celeste marciano. Ese punto será el Punto Vernal de Marte y en él fijaremos el origen para  Ls. En definitiva, el ángulo Ls valdrá cero grados en el equinoccio de primavera norte, 90 grados en el solsticio de verano norte, 180 grados en el equinoccio de otoño norte y 270 grados en el solsticio de invierno norte.

En el perihelio, Ls vale 250 grados, lo que nos indica que en el hemisferio norte de Marte nos encontramos cerca del solsticio de invierno, mientras que en el hemisferio Sur del planeta estaremos cerca de su solsticio de verano. Vemos pues que, casualmente , los hemisferios Sur de Marte y de la Tierra sufren veranos perihélicos, mientras que los hemisferios norte de ambos planetas sufren veranos afélicos, y por lo tanto, más suaves, si bien el efecto es mucho más marcado en Marte que en la Tierra, debido a su mayor excentricidad orbital.

Algunos autores, como es el caso de los observadores planetarios franceses, acostumbran a utilizar la Longitud Heliocéntrica de Marte (o longitud eclíptica de Marte),  h, en vez de Ls para indicar las estaciones marcianas. Este ángulo se mide sobre la eclíptica a partir del punto Vernal de nuestro planeta, en el que h = 0 grados. Podemos pasar de h a Ls mediante la siguiente formula:

Ls = h - 85

Los observadores Norteamericanos, y en general todos los miembros de la A.L.P.O. (Association of Lunar and Planetary Observers), utilizan o bien Ls o bien la llamada "Fecha Marciana", que resulta de asignar arbitrariamente al año marciano una duración de 365 "días", a fin de conocer aproximadamente la estación marciana por mera comparación de su "fecha" con su homologa terrestre. Así, si en el momento de realizar nuestras observaciones, la Fecha Marciana es 1º de Julio y estamos observando el hemisferio Norte del planeta, esto nos indica que acaba de comenzar allí el verano. Nosotros utilizaremos solamente Ls por sencillez y comodidad.  

   INCLINACION AXIAL         

Durante las grandes oposiciones perihélicas, Marte nos muestra su hemisferio Sur vuelto hacia nosotros, mientras que durante las oposiciones afélicas, nos muestra su hemisferio norte. Ese es el principal motivo de que actualmente se conozca mucho mejor el comportamiento de los fenómenos que acontecen en el hemisferio Sur. Afortunadamente, el hemisferio Sur resulta ser mucho más rico en detalles que el hemisferio Norte, en el que, sin embargo, ocurren también ciertos fenómenos muy interesantes, a los que posteriormente haremos referencia.

Podemos averiguar cuál es la inclinación que presenta el eje de Marte respecto a nosotros en el momento de hacer nuestras observaciones consultando en un anuario de efemérides cuál es la Declinación Planetocéntrica de la Tierra, De, referida a Marte. Dicha declinación planetocéntrica de la Tierra coincide con la latitud de Marte que corresponde al punto subterrestre, (el centro del disco aparente del planeta), en el momento de la observación. Si De es positiva, el hemisferio norte de Marte está vuelto hacia nosotros. Si es negativa, es el hemisferio sur el que está orientado hacia la Tierra. Fijémonos que si, por ejemplo, De = +12 grados, esto indica que, en ese momento, la latitud del centro geométrico del disco del planeta, visto a través de nuestro telescopio, es de 12 grados norte, por lo que estaremos observando su hemisferio septentrional. Un hipotético observador situado en dicho punto de la superficie marciana, podría observar la Tierra en su cenit.  

   EFECTO DE FASE Y ORIENTACION DEL DIBUJO           

Antes de empezar a dibujar, hemos de orientar nuestra plantilla de dibujo convenientemente. A través de nuestro telescopio, ya sea reflector o reflector, siempre y cuando no observemos con prisma cenital, la imagen mostrará el sur arriba, el norte abajo, el oeste a la izquierda y el este a la derecha.Esta será la orientación de los puntos cardinales celestes.

En la práctica, si no estamos seguros de la orientación este-oeste que nos da nuestro sistema de observación, siempre tenemos la posibilidad de parar el motor de seguimiento y dejar que el planeta se "escape" del campo del ocular. La dirección por la que desaparezca del campo nos marcará el oeste celeste.

Como la mayoría de los planetas del Sistema Solar, Marte presenta una rotación directa, es decir, visto desde su polo norte, el planeta gira en sentido contrario al de las agujas del reloj, de oeste a este para un observador situado en la superficie del planeta, (por lo que, para nuestro hipotético observador marciano, las estrellas saldrán por su este geográfico y se pondrán por su oeste, como ocurre aquí en la Tierra).

Visto a través del telescopio, (y siempre sin prisma cenital), Marte girará de derecha a izquierda, es decir, de este a oeste celeste. Vemos pues que, para nosotros, el este marciano corresponde a nuestro oeste celeste y viceversa. Para solucionar las posibles confusiones que pueda plantear este hecho, los observadores planetarios utilizan tan solo los términos "limbo precedente" y "limbo siguiente". El limbo precedente es aquel por donde desaparecen los detalles al avanzar la rotación del planeta y el limbo siguiente es por donde van apareciendo. Así pues, el limbo precedente corresponde al limbo este marciano y el limbo siguiente al oeste. Siempre que hablemos de ahora en adelante de este y oeste nos referiremos a los puntos cardinales según un hipotético observador situado sobre la superficie de Marte.

Antes de producirse la oposición, Marte muestra una ligera fase hacia el limbo precedente (este marciano). Los detalles, al cruzar el terminador, penetran en el hemisferio nocturno de Marte. Durante la oposición, no hay efecto de fase: vemos un Marte "lleno". Pasada la fecha de la oposición, la fase se observa en el limbo siguiente (oeste marciano). El terminador nos marca el amanecer, ya que los detalles emergen del hemisferio nocturno hacia el hemisferio diurno.  

martnuvol.JPG (8685 bytes) Marte visto por las cámaras del Telescopio Espacial Hubble. Varios son los rasgos a destacar. En primer lugar la acusada fase que muestra el planeta. En segundo lugar el casquete polar Norte. En tercer lugar las manchas de albedo de la superficie, anaranjados los "continentes" y grises con tonalidades azules y verdes los "mares". Finalmente destacan las nubes blancas, principalmente cerca del terminador Norte y en los limbos.

 

   ¿QUE OBSERVAR EN MARTE?               

i): Los casquetes polares:

Los casquetes polares son uno de los detalles más destacados. En los momentos más favorables, incluso un pequeño telescopio refractor de 60 mm de abertura es capaz de resolverlos. Los casquetes polares resultan ser acumulaciones de dióxido de carbono helado (hielo seco) y hielo. En concreto, parece ser que el casquete polar sur esta compuesto básicamente por Co2, mientras que su homólogo norte presenta una capa de hielo que subyace a la de hielo carbónico. La periódica sublimación y formación de los casquetes polares al ritmo de las estaciones es uno de los fenómenos más interesantes de seguir. En concreto,el ritmo de sublimación en función de "Ls" puede aportar datos de gran interés sobre la climatología a gran escala del planeta. Tal ritmo puede obtenerse midiendo meticulosamente con ayuda de un micrómetro la latitud máxima del casquete polar y construyendo a continuación una gráfica latitud/tiempo o latitud/Ls.

Durante la recesión de los hielos al avanzar la primavera y el verano, algunas regiones parecen quedar atrás, como "islas" nevadas. Tal hecho fue atribuido en el pasado a que tales regiones presentaban una mayor elevación que sus zonas colindantes, por lo que fueron identificadas como zonas montañosas. Hoy en día sabemos que esto no es cierto, si bien en ambos polos existen numerosas mesetas en forma de terrazas solapadas, que facilitan la aparición de depósitos de hielo más o menos aislados a medida que avanza el verano. Quizás la más famosa de estas regiones sea "Novus Mons", conocida también como "Montes de Mitchel" , situada en el casquete polar sur hacia las longitudes 225-230 grados. Su separación del resto del casquete tiene lugar hacia la mitad del verano austral.

b.jpg (10640 bytes) Disminución del tamaño del polo Norte marciano en el transcurso de las estaciones (de octubre 1996 a marzo de 1997).

Es sumamente importante que el observador intente identificar este tipo de regiones y cuándo éstas empiezan a separarse del resto del casquete. También ha de prestar suma atención a cuándo empiezan a observarse fracturas ("rimas") a lo largo del casquete, así como si éste llega a desaparecer completamente o no. Normalmente, el casquete polar Sur llega a desaparecer completamente, pese a ser de mayor tamaño que su homólogo norte. Es curioso destacar que las "rimas" son detalles seculares, de tal manera que los casquetes siempre empiezan a fracturarse por los mismos lugares. De todas formas, algunas de ellas no aparecen en cada presentación. Por ejemplo "Rima Tenuis", situada en el casquete polar Norte, dejó de ser observada en 1901 y reapareció en 1980. Su reaparición, junto a otras observaciones realizadas por miembros de la A.L.P.O. referentes a la curva de sublimación, hacen suponer que, desde principios de la década de los ochenta, existe un relativo calentamiento de la atmósfera de Marte.

A medida que avanza la estación calurosa en un hemisferio, avanza la estación invernal en el otro. Así, al mismo tiempo que se produce la sublimación de un casquete, empiezan a formarse brumas de condensación sobre el otro. En las oposiciones perihélicas y afélicas, tan solo podremos observar un casquete y como mucho,podremos distinguir el limite del campo de brumas polares en el opuesto. El observador ha de aprender a distinguir el casquete propiamente dicho de las brumas polares que ocasionalmente los cubren. Las brumas polares aparecen con una coloración grisácea, mientras que el casquete polar propiamente dicho es blanco brillante. Además, las brumas polares se presentan preferentemente en primavera y en otoño, mientras empieza la sublimación o la condensación del CO2 sobre las regiones polares.  

ii) Detalles de albedo:

La superficie de Marte nos muestra dos tipos de terrenos con distinto grado de reflectividad (albedo) :las zonas claras, que se presentan al telescopio con una coloración amarillo-anaranjada, denominadas "continentes" o "desiertos", y las zonas oscuras, (verdosas o azuladas según algunos observadores), denominadas "mares". Generalmente, salvo contadas excepciones, no se corresponden con los accidentes topográficos de la superficie del planeta. Su distinta reflectividad viene dada en función del grado de división de las partículas que forman el suelo,de tal manera que las arenas de grano fino son más reflectoras que las de grano grueso, por lo que resultan más claras.

Las regiones oscuras se localizan principalmente en el hemisferio Sur del planeta, formando una banda localizada entre el ecuador y la latitud -40 grados. Globalmente tan solo representan el 40 por ciento de la superficie. Su coloración así como su intensidad no son uniformes, dando lugar a innumerables tonalidades y matices. Con grandes aberturas y buenas condiciones de observación,las zonas oscuras se resuelven en miríadas de pequeñas manchas o nódulos entremezclados, de distinta tonalidad. Se trata de la famosa "estructura fina" de los mares marcianos. Con un telescopio de 150 mm de abertura y en condiciones excelentes, ya es posible poner de manifiesto dicha microestructura en zonas como el Mare Erithraeum 30º,-30º), Solis Lacus (85º,-26º), o Mare Cimmerium (210º,-25º).

Las regiones claras, los "desiertos", constituyen la mayor parte de la superficie de Marte. Su tonalidad anaranjada-ocre es la principal responsable de la coloración general del planeta y se debe fundamentalmente a la existencia de materiales ricos en hierro y fuertemente oxidados. Las dos grandes regiones volcánicas, Tharsis (103º,+08º) y Elysium (215º,+25º), así como las grandes cubetas de impacto Hellas (292º,-50º) y Argyre (35º,-48º), se encuentran entre las regiones claras más destacadas. Estas formaciones a modo de manchas claras y oscuras alternadas mantienen por lo general las mismas posiciones y formas, por lo que han podido ser cartografiadas con detalle a lo largo de más de dos siglos de exhaustiva observación telescópica. Muchos han sido los detalles de albedo bautizados y posicionados en las cartas de Marte desde que se inició la observación sistemática del planeta, si bien, actualmente, la U.A.I. tan solo reconoce oficialmente una lista de 128 detalles principales. El planisferio oficial de la I.A.U. fue elaborado en 1957 y en él sólo figuran los detalles que han podido ser fotografiados en luz blanca durante repetidas oposiciones.

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Planisferio de Marte trazado a partir de imágenes proporcionadas por las sondas espaciales que han sobrevolado el planeta. Se aprecian perfectamente las manchas de albedo que corresponden a los "mares". El Sur está arriba de conformidad con las imágenes telescópicas.

Por lo general, la lista resulta demasiado restringida, por lo que los observadores planetarios suelen utilizar el nomenclator extendido debido al gran observador francés E.M.Antoniadi, o bien la versión actualizada debida a S.Ebisawa. Pese a ser formaciones esencialmente constantes, los detalles de albedo muestran dos tipos principales de cambios: los estacionales y los seculares. La principal labor del observador no es realizar un mapa de los detalles de albedo, sino observar lo mas atentamente posible los cambios que pueden producirse en ellos de una presentación a la siguiente. Es pues necesario que el observador se familiarice con los detalles principales, a fin de poder identificar rápidamente los posibles cambios que puedan tener lugar. Analicemos con algo más de detalle estos dos tipos de cambios:

a):Cambios estacionales:

Son aquellos cambios que acostumbran a producirse periódicamente siguiendo el curso de las estaciones climáticas. Destacan los cambios de coloración de los detalles oscuros así como las variaciones de forma de ciertos detalles a raíz de fenómenos atmosféricos, como por ejemplo las tormentas de polvo, que suelen producirse en épocas muy determinadas del ciclo estacional. Uno de los fenómenos más destacados es la llamada "ola de oscurecimiento". Se trata de un progresivo ennegrecimiento de los detalles oscuros, que principia en las latitudes polares en primavera para ir avanzando, a razón de unos 35 a 50 km por ida, hacia el casquete polar opuesto. Actualmente se cree que la explicación más probable a dicho fenómeno es que los mares se ven más oscuros por simple contraste con las zonas claras adyacentes, ya que son éstas las que realmente se vuelven más reflectoras. Debe tratarse de algún tipo de reacción química entre los materiales constituyentes de la superficie y el CO2 sublimado de los casquetes polares. Los cambios de forma de algunos detalles se deben a la redistribución del polvo superficial debido a vientos estacionales. Es conocida la periódica variabilidad de Syrtis Major (290º,+10º), que aparece más ancha después del perihelio (Ls=250), que después del afelio (Ls=70). Otras regiones de interés al respecto son: Pandorae Fretum (345º,-25º), Deucalionis Regio (345º,-18º), Candor (75º,+05º), Tharsis (103º,+08º), etc.... El observador debe estar muy atento a todos los posibles cambios que puedan acontecer en la superficie de Marte al ritmo de sus estaciones.

b):Cambios seculares:

Algunas regiones de Marte se caracterizan por mostrar profundos cambios de forma y coloración de una presentación a otra. Destacan por sus manifiestas variabilidades las regiones de Solis Lacus - Thaumasia (85º,-26º), Mare Serpentis-Noachis (355º,-40º), Pandorae Fretum (345º,-25º), Nephentes-Thoth (268º,+08º), Trivium Charontis (198º,+14º), etc....Por ejemplo, durante la presentación marciana de 1988, el Mare Serpentis apareció muy oscuro y extendido sobre la región de Noachis, normalmente clara. Algunos detalles solo son visibles muy de cuando en cuando e incluso en ocasiones han aparecido detalles totalmente nuevos, como por ejemplo una mancha oscura que apareció en la región Daedalia-Claritas (120º,-28º) en 1973, y que pudo ser observada hasta bien entrada la década de los 80. Al contrario que en el caso de los cambios estacionales, los cambios seculares son impredecibles. Es sumamente importante que el observador comunique lo mas pronto posible el descubrimiento de uno de tales cambios a los coordinadores.  

iii) Fenómenos Atmosféricos:

Los fenómenos atmosféricos resultan ser aún más interesantes, si cabe, que los detalles de albedo. Su meticulosa observación por parte de los aficionados puede suministrar información muy valiosa acerca de la dinámica de la atmósfera del planeta. Ya hemos hablado anteriormente de las nieblas polares. Veamos ahora los demás fenómenos asequibles a la observación por parte del aficionado:

a):Brumas en el limbo;(Limb Hazes):

Muy a menudo se puede observar la presencia de brillantes y extensas nubes blancas que, a modo de arcos, se sitúan cerca del limbo o del terminador marciano. Se trata de nubes de condensación, formadas por cristales de hielo seco y hielo de agua en suspensión. Se forman al atardecer, al descender rápidamente la temperatura, y se disipan al poco de producirse el amanecer. Es un espectáculo realmente fascinante el poder observar como aparecen por el limbo vastas regiones cubiertas de brumas y como éstas últimas van disipándose a medida que las regiones avanzan hacia el mediodía local. La presencia de brumas en el limbo y el terminador puede ponerse de manifiesto más fácilmente si se observa Marte a través de un filtro azul o violeta (como por ejemplo el Wratten 47), lo cual denota una gran altitud sobre la superficie del planeta. A veces, vistas a través de estos filtros pueden aparecer tan brilantes como los polos.

97_15ap.jpg (14365 bytes) Imágenes de Marte obtenidas con el Telescopio Espacial Hubble. La de la derecha es una reconstrucción en color, mientras que la de la izquierda muestra el planeta con luz violeta para poner de manifiesto las formaciones nubosas. Todos los detalles claros que se muestran en ella, salvo el casquete polar y un anillo blanco que o rodea, son nubes.  En el centro y a la izquierda se observan tres detalles redondos oscuros. Son en realidad los grandes volcanes de Tharsis, cuyas cimas se hallan más altas que las propias nubes hallándose libres de ellas. También se observan efectos orográficos, con concentraciones nubosas a sotavento.

b):Nubes orográficas:

Las nubes orográficas son, como su nombre indica, formaciones nubosas emparentadas con ciertos accidentes de la topografía Marciana. Se trata de nubes blancas, también compuestas por hielo seco y hielo de agua, que aparecen como ancladas en ciertas regiones concretas, como por ejemplo las laderas de los grandes volcanes de Tharsis y Elysium. Es por este motivo que, generalmente, los volcanes aparecen al observador dotado de instrumental lo suficientemente potente como para poderlos ver, como manchas blancas. Solo en raras ocasiones, cuando los volcanes se ven libres de esta clase de nubes, pueden observarse como pequeñas manchas oscuras y circulares, resaltando sobre el fondo claro de las llanuras circundantes. Hay que recalcar que, mientras las nubes asociadas a los volcanes pueden ser observadas ya con instrumentos medianos (200 mm. de abertura), los volcanes en si mismos solo pueden ser observados con grandes instrumentos, (del orden de 400 mm. de abertura) y siempre y cuando acompañe la calidad de la imagen. En ocasiones, estas nubes pueden crecer hasta el punto de coalescer, formando una estructura parecida a una enorme "W" sobre los volcanes de la región de Tharsis. Debido a esta curiosa disposición, estas nubes reciben ocasionalmente el nombre de nubes "W" (W-Clouds).

A continuación presentamos una tabla sinóptica de los volcanes más importantes de Marte. Se indican sus coordenadas areográficas, la región del planeta en la que se hallan situados, su base y su altura en kilómetros. El nivel cero de referencia se toma en base a medidas gravimétricas. El error estimado es de +/- 2 Km. Estos valores para la altura pueden diferir de los hallados en otras fuentes según cual sea el nivel cero adoptado.

VOLCAN

REGION

ALTURA

BASE

OLYMPUS MONS THARSIS (133º,+18º)

27 km

700 km

ASCRAEUS MONS THARSIS (105º,+11º)

27 km

400 km

PAVONIS MONS THARSIS (113º, 00º)

27 km

400 km

ARSIA MONS THARSIS (121º,-09º)

27 km

400 km

ELYSIUM MONS ELYSIUM (214º,+25º)

12 km

300 km

HECATES THOLUS ELYSIUM (210º,+32º)

10 km

180 km

ALBA PATERA ARCADIA (110º,+41º)

6 km

1600 km

Hay algunas regiones, como las depresiones de Lybia (275º,00º) y Hellas (292º,-50º) o el Edom, (que en realidad corresponde al gran cráter Schiaparelli), que muestran gran tendencia a presentar bancos de nubes blancas estacionarias, por lo que estas zonas son mas brillantes de lo normal. Para poner de manifiesto con mayor facilidad la existencia de estos bancos de nubes, podemos probar de observar con filtros azules, del tipo W-38A, o violetas, del tipo W-47. El empleo de filtros nos permitirá discriminar si una región dada es brillante en luz integral debido a la presencia de nubes, en cuyo caso aparecerán más brillantes en luz violeta que en luz azul, o bien debido a tener una capa superficial de escarcha, como suele ocurrir durante la primavera en regiones relativamente próximas a los polos (Hellas o Argyre, por ejemplo). Ocasionalmente, durante la sublimación de los polos, se forma en las regiones ecuatoriales la llamada "Banda Nubosa Ecuatorial" (Ecuatorial Cloud Band). Se trata de un sistema de tenues nubes blancas, de distintas formas y apariencias, más evidentes en luz violeta o ultravioleta que en luz integral, por lo que deben estar situadas en zonas altas de la atmósfera. Deben estar compuestas fundamentalmente por cristales de CO2 en suspensión.

9922x.jpg (9471 bytes) Importante ciclón en las inmediaciones del polo Norte marciano.

c):Violet Clearing:

Normalmente, cuando observamos Marte a través de un filtro violeta (como por ejemplo el Wratten 47), el planeta se nos presenta carente de detalles superficiales. Tan solo podemos observar los prominentes casquetes polares así como diversos tipos de nubes y brumas, si estas están presentes. Esto se debe a a que la luz de longitud de onda corta, (la región azul-violeta del espectro), sufre dispersión en ciertas capas de la atmósfera del planeta en donde se acumulan capas de polvo en suspensión, formando estratos. La luz roja o amarilla no se ve tan afectada por la dispersión ocasionada por este tipo de partículas, por lo que con luz blanca o usando filtros amarillos, anaranjados o rojizos, podemos ver la superficie del planeta con detalle. Utilizando filtros azules, como el Wratten-38A, los detalles superficiales son ya escasamente visibles, mientras que con el W-47 o filtros de similares características espectrales, tan solo son visibles las nubes altas, situadas por encima de la capa dispersora de aerosol. De vez en cuando,y de un modo imprevisible,la atmósfera del planeta se transparenta a la luz violeta, dejando ver los detalles superficiales a través del filtro W-47. Tal fenómeno es conocido con el nombre de "Violet Clearing". El mecanismo exacto que provoca dicho fenómeno es, por el momento, desconocido. El caso es que una vez a empezado a manifestarse, en pocas horas puede dejar la atmósfera transparente a la luz violeta en todo el planeta.

El observador deberá realizar, siempre que le sea posible, observaciones con filtro violeta para poner de manifiesto la existencia o no de Violet Clearing. Es recomendable utilizar siempre para este fin, a modo de filtro standard, el Wratten 47. Se indicará el estado de transparencia de la atmósfera en el violeta utilizando el baremo de la A.L.P.O., a saber:

0: No se observan detalles superficiales (sin contar los polos).

1: Se distingue levemente algún detalle superficial.

2: Se distinguen con cierta claridad los principales detalles superficiales.

3: Detalles superficiales visibles como si observáramos el luz integral. Manifiesto Violet Clearing.

Hemos de hacer hincapié en que estas cotas deben medirse siempre con filtros violetas como el W-47 o filtros de similar ventana espectral, si bien,a fin de estandarizar nuestras medidas, es conveniente que todos utilicemos como filtro el Wratten 47. Recordemos que con filtros azules siempre son visibles ciertos detalles superficiales, mas o menos, según sea la transparencia de la atmósfera, pero esto no es indicación de Violet Clearing. Huelga decir la importancia de avisar rápidamente a los coordinadores en caso de observar la aparición de este curioso fenómeno.

d):Tempestades de arena y nubes amarillas:

Uno de los fenómenos más destacados y espectaculares de la meteorología marciana son las tempestades de arena. Estas acostumbran a producirse preferentemente durante la época del perihelio y del solsticio de verano austral (Ls: 250-270 grados). Estas tempestades suelen aparecer sobre regiones muy concretas de Marte: Solis Lacus, Candor-Ophir, Hellas-Noachis, Chrise,.... Al principio se pueden identificar como brillantes nubes de color amarillento, que en pocos días o semanas crecen hasta cubrir grandes extensiones, siempre avanzando hacia el este areográfico, siguiendo el movimiento de rotación del planeta. Las zonas que van siendo cubiertas por el polvo, van mostrando cada vez menos detalles de albedo a medida que aumenta la opacidad de las nubes, hasta quedar completamente cubiertas.

Según la A.L.P.O., las tormentas de arena pueden clasificarse en tres tipos: T: Transient; M: Major; y G: Global. Las tormentas del primer tipo son las menos desarrolladas. Se trata de tempestades localizadas en zonas muy concretas del planeta. Las de tipo M son más importantes, ocupando zonas mucho más extensas y llegando a durar hasta algunas semanas. Pueden producir en ocasiones notables cambios en el albedo de las regiones afectadas. Las tormentas globales son aquellas que llegan a afectar a todo el planeta, cubriéndolo por completo e impidiéndonos la visión de la superficie durante meses. Es de destacar que durante las grandes oposiciones perihelicas de 1986 y 1988 no se han producido tormentas globales, al contrario de lo que había venido siendo habitual desde principios de siglo. Puede que esto sea debido a que el clima de Marte está sufriendo algún tipo de cambio, tal como ya hemos indicado anteriormente.

Los observadores pueden intentar resaltar la presencia de nubes amarillas, precursoras de fenómenos mayores, utilizando filtros amarillos, como por ejemplo el W-15, o rojos, como el W-25. Nunca nos cansaremos de repetir que es muy importante seguir la evolución de este tipo de formaciones, así como de los cambios que puedan llegar a producir en los detalles de albedo.

   ¿COMO OBSERVAR MARTE?                   

Hasta ahora hemos analizado cuándo podemos realizar nuestras observaciones, así como qué es lo que podemos observar en Marte. Ha llegado la hora de mencionar cómo debemos llevar a cabo nuestras observaciones. Hemos de tener presente que, como es lógico, en la observación de Marte se tendrán que aplicar en todo momento las reglas generales de la observación planetaria. Tomaremos las precauciones usuales para minimizar al máximo de lo posible la turbulencia de origen térmico: sacaremos el telescopio al aire libre una media hora antes de observar, a fin de que se termalice todo el conjunto, y esperaremos a que nuestro lugar de observación se haya enfriado lo suficiente tras la puesta de Sol. De ser posible, en caso de observar desde un balcón o terraza que ha estado mucho tiempo expuesta al Sol, valdría la pena regar el suelo a fin de acelerar el proceso de enfriamiento. Conviene que nuestro telescopio esté alejado de paredes (radiadores térmicos en potencia) así como de ventanas o puertas por las que pueda circular aire más caliente que el del exterior. La turbulencia es el principal enemigo del observador planetario (después de las nubes, se entiende) y debemos combatirla en la medida de nuestras posibilidades. Por desgracia, no podemos controlar la turbulencia de altura, generada por inhomogeneidades en las capas de aire de nuestra atmósfera. Para realizar observaciones de alta resolución, tendremos que esperar a que se presenten días adecuados. Por lo general, los idas de calima y mala transparencia, acostumbran a presentar gran estabilidad de imagen, mientras que los días de viento y gran transparencia, (muy usuales en invierno), acostumbran a ofrecer malas imágenes. Con la práctica, aprenderemos a descubrir cuáles son los días más idóneos para observar desde nuestra localidad.

Antes de dejar este capítulo, cabe mencionar para los observadores obligados a desarrollar su labor desde el centro de una gran ciudad, que al contrario de lo que pueda parecer, la observación planetaria es una de las pocas ramas de la observación astronómica que puede llevarse a cabo sin muchos problemas, ya que la polución lumínica no nos perjudica en este caso. En general, a partir de medianoche en verano y más temprano aún en invierno, la turbulencia debida al calor diurno retenido en las calles, fachadas y terrazas en las ciudades, ya ha disminuido lo suficiente como para poder obtener buenas imágenes si la noche es apta para la observación de alta resolución.

9927x.jpg (12282 bytes) Marte en 1999 visto por el telescopio espacial Hubble.

El telescopio:

¿Qué telescopios son útiles para la observación de Marte? En principio , todo refractor de abertura superior a los 60 mm, así como todo reflector de abertura igual o superior a los 100 mm, si bien los instrumentos standard del aficionado medio suelen ser los R-100 o los T-150 / T-200 .Durante las grandes oposiciones perihélicas, bastará un simple refractor de 60 mm. de abertura para poder observar los principales detalles de albedo y fenómenos atmosféricos , si bien, en general, siempre se requerirán aberturas iguales o superiores a los 100 mm para la realización de estudios de interés. Hay que recordar que el poder resolutivo del telescopio es función directa de la abertura, y en observación planetaria se requiere ante todo resolución, a fin de poner en evidencia las más finas estructuras.

No vamos a entrar aquí en la vieja polémica de si es mejor un telescopio refractor o un reflector. Tan solo indicaremos que los refractores siempre muestran un residuo cromático por más corregidos que estén. En objetivos apocromáticos, el cromatismo residual puede llegar a ser despreciable, pero hay que tener presente que un objetivo de este tipo puede ser muy caro. Otro inconveniente de los refractores, está vez más logístico que físico, son sus largas focales. Una larga focal nos permite ganar aumentos de una forma descansada, pero nos aumenta drásticamente el tamaño del telescopio. Los refractores de gran abertura son difíciles de corregir,enormes y muy costosos, por lo que no suelen estar al alcance de la mayoría de los aficionados. Vamos pues a centrar nuestra atención en los telescopios de tipo reflector.

Los reflectores para observación planetaria son instrumentos de relación focal superior a 5 ( el 200 mm f:6 es el instrumento más corriente entre los aficionados a la observación planetaria). Son instrumentos compactos, fáciles de transportar y de instalar. Son relativamente sencillos de construir y, para una abertura dada, su precio es muy inferior al de un refractor. Sus principales inconvenientes son la obstrucción central debida al espejo secundario y la necesidad de colimar los espejos. La obstrucción central influye básicamente en el contraste de las imágenes, ya que perturba la imagen de refracción disminuyendo la intensidad de la mancha central, al tiempo que se refuerza la de los anillos. En realidad, con una obstrucción relativa del 10% el efecto es absolutamente despreciable. Por debajo de ese valor, un telescopio reflector no difiere en nada de uno refractor en lo que a contraste se refiere. Los efectos perniciosos empiezan a ser videntes cuando la obstrucción relativa supera el 15 %. Así pues, un telescopio planetario ha de tener una obstrucción central inferior a dicho valor. En este sentido, el montaje Newton es muchísimo más aconsejable que el Schmidt-Cassegrain. En cuanto al colimado, este ha de ser preciso para que la imagen sea perfectamente nítida. En la práctica, no resulta ser una operación muy difícil de efectuar. Hay que tener muy presente que un buen centrado de los espejos es vital para observar planetas en buenas condiciones. A este respecto, recordemos que para realizar observaciones planetarias no basta un centraje geométrico de los espejos: es imprescindible que realicemos un preciso centraje óptico (con estrella).

Hay otro factor a tener en cuenta: la calidad del tallado de los espejos. Para que un telescopio reflector dé imágenes definidas y ricas en detalle, sus espejos han de estar muy bien confeccionados. Estos han de tener un error de tallado inferior a lambda/32, de manera que la onda luminosa emergente sea exacta a un dieciseisavo de onda. Por encima de ese valor, la perturbación producida en el frente de ondas por la calidad del pulido será absolutamente inapreciable. Por debajo de ese valor, el efecto será tolerable siempre y cuando nuestro espejo dé una onda emergente de precisión mejor de un cuarto de onda (espejo pulido al octavo de onda de precisión). Por debajo de este valor, el espejo ha de ser rechazado. Recordemos que si el error es superior a una onda, esto quiere decir que el espejo concentra la luz en un punto cuyas dimensiones sobrepasan las de la mancha de difracción teórica para la abertura dada, por lo que, en la practica, el poder resolutivo del aparato será muy inferior al que le correspondería por su abertura. En lo que respecta al espejo secundario, debemos ser aún mucho más estrictos. El espejo plano de un telescopio reflector planetario tiene que ser preciso como mínimo al décimo de franja en una prueba de Fizeau. Es inadmisible un plano de precisión inferior.

La falta de espejos de calidad en el mercado y la desidia por parte del observador en el centraje de los espejos, son los principales enemigos de los telescopios reflectores, y en buena parte, responsables de su mala fama. Con espejos de calidad y tomando unas mínimas precauciones en el centrado de los espejos, las imágenes dadas por un reflector serán tan o más detalladas y nítidas que las ofrecidas por un refractor del mismo diámetro. Recordemos que el poder resolutivo es función de la abertura, no de si el telescopio es reflector o refractor.  

Los Oculares:

Los oculares que tenemos que emplear han de estar muy bien corregidos, como por ejemplo los de tipo Ortoscópico o Plössl. Es muy importante trabajar con buenos oculares, de lo contrario, nunca obtendremos el máximo rendimiento de nuestro instrumento. En este aspecto resaltan por su gran calidad los oculares que fabricaba la antigua casa Clavé de París. Estos oculares, de tipo Plössl, han logrado convertirse en un auténtico mito entre los observadores planetarios.

En lo que se refiere a los aumentos, estos vendrán determinados tanto por la abertura de nuestro instrumento como por la calidad de la imagen. Es recomendable trabajar un poco por encima del aumento resolvente del telescopio,( es el aumento igual al diámetro del telescopio en milímetros). Si nuestro espejo es bueno, nos aguantará hasta dos veces el aumento resolvente sin que la imagen se deteriore. Sin embargo,hemos de tener presente que es la atmósfera la que dice siempre la ultima la última palabra al respecto.

Por último, recordemos que la mejor manera de ganar aumento es por focal del telescopio. Así pues, una combinación de un ocular de 10 mm. de focal y una buena barlow-2x nos dará mejor imagen que si empleamos un ocular de 5 mm. Con la combinación ocular de larga focal-barlow, tendremos el mismo aumento, pero mayor pupila de salida, con lo que la observación será más cómoda, y mayor luminosidad; (la perdida de luz debida a las lentes de la barlow se compensa con creces con el aumento de luminosidad debida a la utilización de un ocular de focal larga).  

El dibujo:

A la hora de empezar nuestro dibujo, hemos de procurar ante todo situarnos cómodamente, de manera que podamos realizar nuestras observaciones sin fatigarnos en exceso. Nuestro equipo básico consistirá en varios "partes" adecuados, goma, lápices (toda la gama, a poder ser), goma de borrar , una plancha metálica o de madera para poder dibujar sobre una superficie dura y una linterna que no deslumbre.

Lo primero que hemos de hacer es situar en el "parte" los casquetes polares del planeta que sean visibles en el momento de la observación, procurando guardar las proporciones y colocándolos en su posición correcta respecto a los puntos cardinales. También situar la fase si la hubiera (recordar que antes y después de la oposición, Marte muestra una pequeña fase).

Una vez finalizada esta operación preliminar, hemos de pasar a dibujar los detalles principales (más evidentes), situándolos con cuidado respecto al centro del dibujo y respecto a los limbos y polos. Es recomendable dibujar primero los contornos de los detalles oscuros (mares), y posteriormente proceder a rellenarlos prestando suma atención a los cambios de matiz. Para dibujar las zonas oscuras y su estructura fina, utilizar lápices blandos (del número 1 ó 2). Para dibujar sombras, velos tenues o "canales" en las zonas claras (desiertos), utilizar lápices duros (números 3 ó 4 ).

Una vez dibujados los detalles más destacados, pasar a rellenar el dibujo con los detalles más sutiles. Prestemos en todo momento suma atención a las proporciones y a la situación de los detalles en el dibujo. Recordemos que hay una tendencia natural a exagerar las proporciones de los detalles más aparentes. Puede ser más útil un dibujo proporcionado y con pocos detalles que uno abarrotado de ellos pero completamente desproporcionado. En todo momento hemos de procurar ser lo más objetivos que podamos en todos los aspectos.

Toda la operación puede durar alrededor de una hora, aunque esto dependa tanto de la calidad de la imagen como del observador. Podemos tomarnos el tiempo que haga falta, siempre que tengamos la precaución de empezar a dibujar por el limbo precedente (el limbo por donde desaparecen los detalles al ir rotando Marte sobre su eje). Recordemos que Marte gira con un periodo de rotación cercano a las 24 horas, por lo que durante una hora de observación, los detalles superficiales habrán avanzado unos 15 grados hacia el limbo precedente.

Una vez hayamos terminado nuestro dibujo, podemos pasar, si así lo deseamos, a realizar estimaciones de las cotas de intensidad, siguiendo el método utilizado por la A.L.P.O.. Su escala va del 0 al 10, siendo 0 el detalle más oscuro (fondo de cielo) y 10 el detalle más claro. Normalmente,los mares oscuros se clasifican de 2 a 3, los desiertos anaranjados de 7 a 8 y los brillantes casquetes polares de 9 a 10.

A continuación podemos intentar obtener otros dibujos utilizando filtros. Como ya hemos mencionado en la segunda parte de este trabajo, el empleo de filtros es sumamente importante para poner de manifiesto distintos fenómenos atmosféricos. Siempre que nos sea posible hemos de echar un vistazo a Marte con filtros azules, violetas y rojos, y apuntar todos los cambios que observemos. Si además tenemos tiempo para realizar un dibujo en cada filtro, mejor que mejor. En la siguiente tabla recordamos que filtros nos pueden ser útiles:

- Anaranjados y rojos suaves ( Wratten 21, 23-A y 25): Proporcionan el máximo contraste de los detalles de albedo. El aspecto del planeta es casi visual, pero más contrastado, por lo que puede ser una buena ayuda en nuestra búsqueda de detalles sutiles.

- Verdes y Azules suaves ( W-58 y W-38A): Con estos filtros, el aspecto del planeta cambia radicalmente. Nos resaltan los detalles atmosféricos y nos debilitan los detalles de albedo.

- Violeta (W-47): Con este filtro, por lo general Marte se nos aparece desprovisto de detalles de albedo. Normalmente tan solo pueden distinguirse los polos y ciertas nubes muy brillantes, altas en la atmósfera del planeta (nubes de limbo, etc...). Cuando se produce el "Violet Clearing", se pueden observar perfectamente los detalles de albedo.Es muy importante chequear siempre el estado de la atmósfera de Marte con este filtro cada vez que realicemos una observación.

Por último, tan solo recordar que debemos cumplimentar el "parte" de observación meticulosamente indicando siempre fecha, hora de la observación ( será la hora en la que hemos procedido a dibujar los contornos de los principales detalles, situándolos respecto a los limbos y polos), calidad de la imagen e instrumento utilizado, datos sin los cuales nuestro dibujo carecerá de valor científico.

 

books11.gif (1069 bytes)  BIBLIOGRAFIA:

Bullet.gif (195 bytes)Mars Observer's Handbook, (J.D. Beish & C.F. Capen , A.L.P.O., 1988)

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