LA OBSERVACIÓN VISUAL DE SATURNO
LA OBSERVACIÓN VISUAL

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LA OBSERVACIÓN VISUAL

Ejemplo de plantilla para el dibujo de Saturno.  

La observación de Saturno no es nada fácil. Las elusivas bandas y sus posibles detalles únicamente pueden seguirse con facilidad y seguridad con telescopios de cierta potencia, y salvo en los estadios primeros de evolución de las GWS (grandes manchas blancas), visibles en ocasiones con aberturas muy pequeñas (la de 1990 lo era con un telescopio de 6 cm), es prácticamente imposible realizar un estudio morfológico con un telescopio inferior a los 15 cm. De hecho, los 20 cm debería ser el diámetro mínimo (40 cm parece ser un diámetro adecuado, aunque cuanto mayor, mejor).

Con excepción de la NEB y la SEB, las demás bandas muestran un reducido contraste, lo que convierte en difícil la tarea de detectarlas perfectamente y el dibujarlas en su latitud correcta. Ello es debido, como ya se ha indicado, al alejamiento de Saturno del Sol y a que, a diferencia de Júpiter, la alta atmósfera parece hallarse muy por encima de las bandas, lo que ocasiona que éstas sean vistas degradadas a través de un filtro neblinoso (también son de por sí de contornos regulares), además de una importante absorción y oscurecimiento en los limbos. Por si fuera poco, son muy estrechas y separadas entre sí por zonas de un tono medio. por lo que generalmente sólo se observan unas pocas, pero cualquier mejora de la calidad de la imagen o el empleo de telescopios mayores, muestra que en realidad existen varias o incluso muchas, con lo que no es posible denominarlas adecuadamente como bandas y zonas templadas, siguiendo el mismo criterio que en Júpiter.

Pese a la estructura de bandas, los detalles de Saturno son muchísimo menos marcados, de tamaño inferior y de forma distinta que los jovianos. Los festones, los óvalos blancos, las grandes nudosidades y complejidades que se observan en ciertos dibujos, generalmente no son más que el producto de una interpretación errónea de ciertas formaciones vistas defectuosamente por causa de la turbulencia atmosférica, del descentrado óptico del telescopio o de la imaginación y subjetividad del observador. De hecho, cuanto mayor es la abertura del telescopio, tanto más lisas se muestran las bandas. Por ello, Saturno requiere un método de observación propio:

a).- BANDAS. En primer lugar se proceder a situar en latitud las principales bandas, intentando representarlas con su anchura exacta y grado de curvatura. Tomando referencias en los anillos la tarea puede realizarse con una precisión incluso superior que en el caso de Júpiter.

b).- DETALLES. Ya se ha indicado antes que los detalles son escasos (la mayoría de las veces inexistentes) y difíciles de ver, precisar y concretar. Por tanto, el observador debe limitarse a dibujar únicamente aquello que pueda apreciar con ABSOLUTA seguridad. Se trata de seguir y estudiar la evolución de las formaciones nubosas, no de un concurso para determinar quién ve más cosas. Es decir, aún con peligro de no registrar rasgos vagos e inconcretos, lo que se pretende es identificar inequívocamente, noche tras noche, los mismos detalles. Por lo cual, se prescindir de registrar todo aquello que pueda inducir a error o confusión a los analistas de las observaciones. Aunque aquí se ha indicado que es necesario tener una experiencia previa con Júpiter antes de pasar a Saturno, no deja de ser un peligro, pues pese a las similitudes, son dos planetas distintos y sin embargo se tiene la tendencia a querer identificar sus rasgos como si de detalles jovianos se tratara, cuando éstos no existen en el planeta de los anillos.

El método de observación consiste en estar vigilantes, aguardando los instantes de buena visibilidad y únicamente, sólo en esos momentos, se procederá dibujar las manchas que se aprecien (cuando las haya), previa confirmación tras haberlas visto de forma reiterada. Este sistema de observación se ve facilitado por dos hechos: el primero es la casi ausencia de detalles, por lo que la labor de observación se reduce a una patrulla o vigilancia por si ocurre algo anormal y, en segundo lugar, a la existencia de la división de Cassini en los anillos, la cual es un buen indicador de la calidad de las imágenes: sólo si la división es visible con su máximo contraste y definición, debe dirigirse la mirada al globo del planeta para intentar captar detalles. De no darse esta circunstancia, el observador debe abstenerse de registrar lo que crea que sus ojos le muestran. La fuerte absorción atmosférica puede causar muy malas jugadas al observador, ya que las bandas suelen difuminarse hacia los limbos. Esto puede provocar que, por efecto de la turbulencia o por mantener la mirada dirigida hacia un sólo punto, se tenga la impresión de que muestran condensaciones o debilitamientos, lo cual no acostumbra a ser real. En el caso de apreciar un fenómeno de este tipo, antes de fijar la vista en el fragmento de banda, se explorará el resto de la misma, para confirmar la veracidad del hecho.

Las zonas suelen mostrar detalles muy imprecisos, prácticamente imposibles de concretar y, por tanto, de dibujar. Tras cerciorarnos de que allí existe algo cierto, pese a la recomendación de dibujar únicamente lo que veamos con seguridad, se hará constar tal circunstancia en los comentarios del dibujo y en el mismo se marcará su posición (por ejemplo un círculo indicando la región). Debe ser así puesto que es posible que no sepamos interpretar los detalles por la turbulencia o por utilizar una abertura insuficiente, pero otro colega observando en mejores condiciones tal vez si pueda hacerlo y nuestros datos sirvan de confirmación.

Salvo la EZ, las demás zonas no suelen ser claras ni bien definidas, sino que más bien se nos muestran como regiones algo menos oscuras que las bandas circundantes. Aunque no puede concretarlo, en ocasiones el observador se apercibe de que en su interior existen detalles. Unos son subjetivos, productos del bajo contraste y de la turbulencia, pero otros pueden ser reales; normalmente se trata de débiles bandas, fragmentos de ellas o incluso de manchas individuales oscuras y claras, normalmente de pequeño tamaño: en los momentos de mejor imagen debe intentarse averiguar de qué se trata.

Aunque no existen festones ni grandes óvalos blancos (salvo las ocasionales GWS) u otros tipos de detalles semejantes a los jovianos, a veces los observadores indican en sus dibujos velos y columnas grises: generalmente se trata de fragmentos de banda muy estrechos, no resueltos a causa de la turbulencia o del tamaño del telescopio. También puede tratarse de pequeñas manchas oscuras observadas precariamente.

Como en Júpiter, se dibujará banda por banda y se anotará la hora (exacta al minuto) en que los distintos detalles van cruzando el meridiano central. Dadas las dificultades observacionales ya citadas, generalmente es imposible proceder tomando varias estimaciones de un mismo tránsito, dado que por su carácter huidizo de los detalles, entre una visión y la siguiente pueden transcurrir varios minutos. Por tanto, cada vez que se dibuje un detalle, debe anotarse la hora en el parte de observación, aunque no se halle en el meridiano. Para denominar los detalles de Saturno y anotar un tránsito, se aplicar la misma terminología y método que en Júpiter.

Los difíciles detalles de Saturno pueden realzarse mediante el empleo de filtros coloreados, consiguiéndose en ocasiones resultados sorprendentes. Por tanto, su uso es especialmente recomendado. Desgraciadamente, pero, implican una pérdida considerable de luz en una imagen ya faltada de brillo.

Finalizado el dibujo, mientras los detalles todavía permanecen frescos en la memoria, mediante lápiz y goma de borrar se procederá a rectificar todos aquellos rasgos que, por haber dibujado en precarias condiciones de comodidad y de iluminación, puedan ser luego mal interpretados. De esta forma se evitará, por ejemplo, que un trazo más fuerte involuntario se convierta con el tiempo, al pasar el dibujo en limpio, en una inexistente banda.

c).- LOS ANILLOS. En principio, la observación de los anillos no ofrece interés alguno, por lo que puede obviarse su representación. No obstante, la belleza intrínseca de Saturno se debe a ellos, por lo que un dibujo que los muestren con todos sus detalles siempre resulta mucho más agradable. Además, la visión o no de las divisiones, discontinuidades, cambios de matiz y sombras recíprocas entre el globo del planeta y los anillos siempre es una indicación para calibrar la calidad de las imágenes y, por tanto, la fiabilidad de los detalles representados en el globo. 


Si la abertura de los anillos con respecto a la línea de visión es grande, el número de divisiones que pueden observarse ya es realmente importante, dependiendo del tamaño del telescopio y de la calidad de las imágenes. En el anillo A un telescopio de 12 a 13 cm ya es capaz de mostrarnos la división de Encke. Actualmente se conoce con este nombre a una auténtica solución de continuidad, a modo de la división de Cassini, pero más estrecha, aproximadamente a un cuarto de distancia del borde externo del anillo. Antes de los Voyager la división de Encke se hallaba en el centro. Esta aparente contradicción se debe a que también son visibles otras tres zonas oscuras, y el efecto combinado de todas ellas, en condiciones mediocres de visibilidad, dan la sensación de ser una única ranura. La auténtica, la más externa, un buen reflector de 20 cm la muestra sin la menor dificultad (con muy buenas imágenes, claro está).

En el anillo B se pueden apreciar un mínimo de 4 divisiones y distintos cambios de tono. Las más definidas se hallan en la parte interna, donde el anillo se torna algo oscuro. Entre el anillo B y C se halla otra división, la de Lyot, casi tan amplia como la de Cassini, pero a nuestro entender difícil de detectar con un telescopio de aficionado.

El anillo de crespón o C, contrariamente a lo que normalmente se cree, no es un detalle difícil, requiriendo su visión tan sólo imágenes calmadas y contrastadas, pudiéndose observar con un buen espejo de 12 cm.

Luego viene el controvertido anillo D, el más interno. En cuanto a su visión hay que ser muy cautos. Si bien aparece en determinadas fotografías (o con CCD), este hecho podría deberse también a un proceso fotográfico originado durante la exposición y el revelado, por un efecto combinado entre la irradiación del disco planetario y la distribución de los granos fotográficos del anillo C ( o bien un artífice de tratamiento con CCD). De hecho, fotográficamente aparece la denominada división de Guérin entre el anillo C y el D, no concordante en su posición y anchura con las fotografías de los Voyager, las cuales si muestran el anillo, pero en una extensión mucho más reducida que en las visiones terrestres. Visualmente es más que discutible su registro real pues, al igual como en la fotografía, se produce un curioso efecto óptico, al coincidir el discutible borde interno de D con la Banda Ecuatorial, de modo que el ojo tiende a prolongar a ésta fuera del globo. De esta forma, el contraste entre el globo y el fondo de cielo da la impresión de que el anillo C se extiende de forma degradada hasta tocar el planeta, materializando un más que dudoso anillo D. Por tanto, los dibujos que muestran este rasgo deben ser tomados con grandes reservas. Si aún así hay quien quiera intentar su observación, es preciso indicarle que, salvo utilizar una óptica perfecta superior a los 20 cm y contar con un cielo absolutamente oscuro y transparente, además de ausencia total de turbulencia, es perder el tiempo.

Todos estos detalles de los anillos no es de esperar que se puedan observar en su conjunto, con telescopios medios de aficionado salvo que Saturno culmine a gran altura sobre nuestros cielos, cuando los anillos estén próximos a alcanzar su abertura máxima, mostrándonos exclusivamente el hemisferio Sur.

Otros anillos externos al A es utópico el intentar verlos. No obstante, es posible que en alguna ocasión se haya llegado a detectar, de forma degradada, el anillo F, contiguo al A, puesto que en el historial de observaciones de Saturno en todo tiempo siempre ha habido quien ha creído observar un débil anillo de crespón externo. El F es bastante intenso, pero demasiado estrecho (su anchura es unas 8 veces inferior a la división de Cassini) para ser resuelto.

Ocasionalmente en los anillos se llega a observar detalles oscuros y claros, estando la literatura especializada llena de ejemplos. Uno de los más frecuentes es la aparición de una mancha blanca, muy brillante, en el anillo B, junto al limbo del planeta, a cualquier lado del globo durante la oposición, y fuera de ella generalmente en el lado de la sombra sobre el anillo. Este tipo de fenómeno es conocido como mancha de Terby por ser precisamente un aficionado llamado François Terby quien la observó por primera vez en 1889. Desde siempre este detalle ha sido considerado no real, producto de un efecto de contraste. Hace bastantes años pudimos analizar un caso llegando a la conclusión, sin lugar a dudas, que la mancha blanca era producida por un tipo determinado de turbulencia atmosférica, ligada a un pequeño descentrado de la óptica del telescopio. Cuando la mancha era visible se apreciaba una ligera doble imagen en los limbos y en la división de Cassini. Si la turbulencia amainaba, o se procedía a retocar levemente el colimado del telescopio, indefectiblemente la mancha blanca brillante desaparecía. Con todo, no está de más prestar alguna atención a fenómenos anormales en los anillos: durante decenios no se dio crédito a los observadores que afirmaban ver estrías radiales oscuras (los fingers y spokes) en los anillos, hasta que los Voyager las fotografiaron...

 

COTAS DE INTENSIDAD

Es interesante indicar en los dibujos la intensidad de las bandas, zonas y de los detalles ocasionales. Cuando no existe otro método más objetivo, se suelen emplear las escalas de Vaucouleurs de 10 a 0 (10=fondo de cielo, 2=anillo B) o la de la ALPO, idéntica a la anterior pero utilizada en sentido inverso (0=fondo de cielo, 8=anillo B). En la actualidad, la más utilizada es esta última. Pese a lo subjetivo de las medidas, es un buen medio para calibrar la importancia de las formaciones de Saturno. A modo orientativo, la intensidad de ciertos rasgos en la escala de la ALPO es la siguiente:

GWS (estados iniciales) = 10, anillo B = 8, EZ = 7, anillo A de 5.7 a 6.3, NTB-STB = 3.4, NEB-SEB = 3, NPR-SPR = 2.8, anillo C de 2.1 a 1.4, división de Cassini = 0.7 y cielo = 0.


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Grup d'Estudis Astronòmics      

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