Fenómenos mutuos de los satélites de Júpiter

.

     4. Su observación

 

Si a lo bello e inusual se añade el interés científico, es fácil comprender la importancia de la observación racional y metódica de los fenómenos mutuos, cuyo objetivo es determinar tres datos valuosísimos, a saber:

- Instante en el que se produce el brillo mínimo.

- Valor del descenso de brillo

- Duración del fenómeno.

Según el método de observación utilizado podrán obtenerse los tres datos o sólo alguno de ellos. En cualquier caso, es imprescindible registrar la hora con una precisión mínima de 0.5 segundos mediante la sincronización de los relojes y cronómetros con las señales horarias que emite RNE al inicio de cada hora o sintonizando alguna estación horaria (emiten en 75, 77.5, 2500, 3170, 3330, 4525, 5000, 10000 y 15000 KHz). Aunque sin duda otras emisoras dan la hora exacta, desagradables experiencias en el pasado nos obligan a recomendar únicamente las citadas. En ningún caso tomar la hora de las emisoras de televisión ni del servicio horario telefónico de la CTNE. Muy útiles son también los relojes controlados por radio que ellos mismos se sincronizan con un reloj atómico mediante las señales horarias que emite una emisora, como por ejemplo DCF 77 en Alemania, y que son relativamente económicos.

Observación visual: Consiste en obtener el descenso de brillo realizando estimaciones visuales por el método de Argelander (como si de una estrella variable se tratara). Se empleará como comparación los otros dos o tres satélites no afectados y pese a la rudimentario, J.E. Arlot nos ha indicado que animemos a los aficionados que no poseen otros medios a realizar este tipo de observaciones, dado que en 1985 los datos visuales resultaron sorprendentemente concordantes y precisos al ser comparados con los fotométricos.

Observación fotográfica: Tras haber ensayado con diversos tipos de película, tiempos de exposición y factores de aumento, durante un fenómeno mutuo se tomarán fotografías del sistema joviano con un tiempo de exposición correcto, siempre el mismo (sin que salgan subexpuestos o sobreexpuestos los satélites) a intervalos regulares de 10, 15, 30, 45 o más segundos, según sea la duración del fenómeno. Para calibrar la película y poder realizar luego fotometría fotográfica, al inicio o al final (mejor en ambos casos), se procederá a fotografiar los satélites con un tiempo de exposición 4 veces mayor al correcto, con el doble de tiempo, con el tiempo normal, a mitad de tiempo de exposición y con una pose cuatro veces inferior a lo normal (si 1 es el tiempo correcto, a 4, 2, 1, 1/2 y 1/4). Estas fotografías de calibrado deben efectuarse sobre película del mismo carrete o en cualquier caso del mismo rollo si se utila película en rollos de 17 o 30 metros. El revelado se realizará simultáneamente en el mismo tanque. El análisis deberá hacerse mediante un microdensitómetro, lo que supondrá para la mayoría tener que remitirnos los negativos originales.

 Vídeo:  Los registros mediante una cámara de televisión y un vídeo domestico  son  perfectamente válidos.   Para ello deberían  utilizarse tubos  de imagen del tipo Nocticon o Ultricon o cámaras CCD de TV  con una  sensibilidad  entre 0.5 y 0.1 lux.   Debe emplearse una  cinta  de vídeo nueva de alta calidad. Con dispositivos relativamente simples es posible grabar las señales horarias y comentarios por medio del  canal de  audio.  El factor de amplificación debe ser lo suficiente para que los  satélites  no salgan ni demasiado débiles ni tan   brillantes  que saturen la señal (el disco de Júpiter en cualquier caso si saturará la imagen).  Es  este  caso también será imprescindible el   mandarnos  la cinta  original  de  vídeo para su   análisis:  Cada  imagen  debe  ser digitalizada, seleccionada y sumada, con el fin de poder determinar la intensidad de cada satélite y obtener la correspondiente curva de luz. Quienes  posean  un  digitalizador pueden intentarlo  por  su  cuenta, incluso saltándose la etapa de almacenar la información en vídeo. Para ello  las  imágenes  deberán almacenarse con la mayor gama  de  grises posible (mejor 256 que 64). Esta técnica del vídeo, por su complejidad y baja precisión, ha caído en desuso.

Fotometría fotoeléctrica (CCD o fotómetro): Es con mucho el método más preciso. Consiste en obtener lecturas de la intensidad de brillo del satélite, con el filtro V, a intervalos de 1 (con ayuda de un ordenador o un registrador gráfico) a 10 segundos (adquisición manual). Como objeto de comparación puede utilizarse el mismo satélite (u otro cercano), midiéndolo durante varios minutos antes y varios minutos después del fenómeno. Sin embargo, a diferencia de la fotometría estelar, existen varios factores que dificultan la obtención de los datos:

a). Contaminación luminosa debida a la proximidad de Júpiter que dificulta la obtención de un fondo de cielo fiable.

b). Movimiento no lineal de los satélites, variable de un fenómeno a otro (incluso durante un mismo fenómeno) y en cualquier caso distinto del movimiento diurno.

c). Tamaño del diafragma: si es muy grande imposibilita observar cerca de Júpiter o puede impedir la exclusión de un satélite no afectado. Si es muy pequeño, el movimiento propio de los satélites obligará a recentrados continuos.

El fondo del cielo se tomará a intervalos de 15 a 20 minutos y no el cualquier punto, sino exactamente al Norte y al Sur del satélite (equidistante siempre lo mismo): se centra el satélite y, con el mando de declinación del telescopio, se desplaza el diafragma al Norte y se toma una serie de lecturas. Luego se procede del mismo modo, pero esta vez midiendo la luz del fondo al Sur del satélite. El valor del fondo del cielo a tomar al reducir los datos debe ser el promedio de las dos series de lecturas y la hora, el promedio de horas. Si el fenómeno es de larga duración, será preciso tomar medidas del fondo del cielo durante el transcurso del mismo. En este caso debería evitarse efectuarlas durante la hora prevista del mínimo.

Un punto a tener en cuenta es la rapidez de los fenómenos a observar comparados con los de las estrellas variables. Es algo que al principio siempre sorprende a los observadores. Esto significa que no es posible entretenerse demasiado en cada operación y hay que preveerlo todo con suficiente tiempo, empezando a observar aproximadamente una hora antes para comprobar que el instrumental funciona perfectamente. Por lo demás, pese a las dificultades expuestas, la fotometría fotoeléctrica de los fenómenos mutuos no presenta mayores problemas: en 1985, pese a ser principiantes y no poseer experiencia previa, nuestras curvas de luz obtenidas con telescopios y fotómetros de aficionado no se diferenciaron, ni en calidad ni en precisión, de las obtenidas con grandes telescopios y fotómetros profesionales y sucesivas campañas aún mejoramos apreciablemente la calidad de los datos.
 

Eclipse de Europa por Ganímedes (J. Juan). Ocultación de Io por Europa (J.M. Gómez).

 

historia.gif (1440 bytes) Importancia.gif (2132 bytes) queson.gif (1582 bytes) com.gif (1878 bytes)

Msatel.gif (1661 bytes) fenomenos.gif (1748 bytes) home.gif (1457 bytes)

mapaweb.gif (1861 bytes)