Fenómenos Mutuos de los Satélites de Júpiter. Campaña 2002-2003

Angel Ferrer.

Coordinador sección Planetaria.

Creo que todos hemos visto los 4 satélites de Júpiter. Con cualquier modesto telescopio se pueden ver. El primero que los observó fue Galileo en 1610. Forman un sistema solar en miniatura. Tienen unos periodos orbitales muy breves, entre 1.7 y 16.7 días. Esto origina innumerables tránsitos por delante de Júpiter, ocultaciones o bien son eclipsados por el cono de sombra del planeta. Prácticamente todas las noches puede verse un fenómeno de este tipo, llamado fenómeno clásico.  Cada 6 años aproximadamente la órbita de los satélites de Júpiter está en el mismo plano que la Tierra. Se producen entonces los llamados fenómenos mutuos en que los propios satélites producen ocultaciones y eclipses entre ellos. Durante varios meses se suceden aleatoriamente cientos de estos fenómenos. Muchos suceden de día, otros cuando Júpiter esta muy bajo, otros son apenas perceptibles por los aficionados, pero unas cuantas docenas si que se pueden intentar observar. A parte de su interés por visualizar el fenómeno tiene la importancia de poder precisar mucho mejor su órbita. (Figura 1)

Historia.

A simple vista Júpiter es un planeta majestuoso: recorre el firmamento tranquilamente en 12 años, aproximadamente un signo del zodiaco por año; casi siempre es la “estrella” más brillante de la noche con magnitud superior a –2, solo superada por Venus o Marte en contadas ocasiones; su color es amarillo, sin asustar como Marte ni languidecer como Saturno. En definitiva un planeta admirado en todos los tiempos y nombrado como el Dios más poderoso del Olimpo.  Si a simple vista es fantástico, cuando se observa con telescopio no decepciona. Galileo fue el primero en observarlo con telescopio. El 7 de Enero de 1610 observó que había tres estrellitas acompañando a Júpiter. El 11 de enero comprendió que las estrellitas orbitaban en torno al planeta. (para darse cuenta de lo que suponía esta afirmación hay que pensar en la situación histórica del momento en la que predominaba la teoría egocéntrica, etc). El 13 de enero descubrió el cuarto satélite. Ese mismo año los observaron otros muchos astrónomos y los descubrimientos se sucedieron rápidamente. A comienzos de 1611 ya estaban perfectamente identificados conociendo sus periodos orbitales. El 12 de Enero de 1610 Galileo observó un eclipse clásico (reaparición de J2), pero no entendió su explicación hasta 1612.

En 1643, Fontana observó el paso de la sombra  de un satélite por el disco de Júpiter. En 1693 un granjero de Saxon llamado Arnoldt fue el primero en observar un fenómeno mutuo: la ocultación de J2 por J3.

La nomenclatura de los satélites de Júpiter fue discutida en sus comienzos. Los nombres de Io, Europa, Ganímedes y Calisto aparecieron por primera vez en el “Mundus Jovialis” de S. Mayer (también escrito Marius) en 1614. Hacen referencia a 4 amates del Dios Júpiter: tres doncellas y un doncel. Hodierna les quiso poner de nombre: “Principharus, Victipharus, Cosmipharus y Ferdinandipharus”. Galileo los describió como “Medicea Sidera” ( Estrellas de los Medicis). Hevelius como “Circulatores Jovis” o “Jovis Comites” y Ozanam como “Guards” o “Satellites” que significa traducido del latín: escoltas. En  muchas efemérides y catálogos encontramos  que Io se denomina como I o J1, a Europa como II o J2, a Calixto como  III o J3 y a Ganímedes como IV o J4.

Galileo en 1610  ya describió las órbitas como circulares alrededor de Júpiter. Las primeras tablas de efemérides fueron realizadas en 1612 por Galileo y 1614 por Mayer. En 1668 J.D. Cassini publica unas tablas de los eclipses de los satélites lo suficientemente precisas como para que J. Roemer en 1675 dedujera la velocidad de la luz en base a los retrasos de estos eclipses. Las tablas se basaban en interpolaciones de las observación y no en teorías matemáticas de su movimiento. Pronto se descubrió una utilidad insospechada: era el método mas fiable para calcular la longitud donde estaba situado el observador. También se utilizó como reloj muy exacto para aquella época.

La precisión no era excesiva. La predicción de fenómenos mutuos es de una complejidad tal que no se atrevieron hasta la aparición de los ordenadores. Hay que tener en cuenta que los satélites galileanos forman como un pequeño sistema solar. La trayectoria de un satélite está regida por Júpiter y el Sol, pero perturbado en mayor o menor medida por los otros 3 satélites y también por Saturno. Esto hace que sus movimientos sean extraordinariamente complejos si queremos alcanzar una buena precisión. Pero a su vez sabemos que Io esta extraordinariamente caliente por el efecto de marea que produce Júpiter y el resto de los satélites. Toda esa energía se traduce en una aceleración secular de su órbita y por consiguiente dificultad en el cálculo de las efemérides. En 1977 Lieske publicó su teoría del movimiento de los satélites galileanos basadas en 8800 observaciones fotográficas y medidas de eclipses. Fueron modificadas por Arlot  en 1982 permitiendo la elaboración de tablas muy precisas de los fenómenos mutuos.

Hoy en día se puede determinar la posición de los satélites con una aproximación de pocas centésimas de segundo de arco. Parece mucha la precisión pero en realidad es conocer donde se sitúa el satélite con una incertidumbre  de unos cuantos cientos de kilómetros. Gracias a las determinaciones cada vez mas precisas de los fenómenos mutuos se va afinando mejor las teorías del movimiento de los satélites galileanos.

Los parámetros de los satélites galileanos aceptados actualmente son los siguientes:

Hasta 1973 se realizaron muy pocas observaciones de los fenómenos mutuos;  se atribuye a  Comas Sola, en 1891,  la primera observación oficial de un fenómeno mutuo: ocultación de Io y Europa. En 1917 el Reverendo Espin publica la observación del primer fenómeno  de un satélite eclipsado por la sombra de otro.1920 fue el primer año que se intentó predecir algunos eclipses pero apenas se pudieron observar por la imprecisión de las efemérides. Algunos intentos aislados, con poco éxito, las décadas siguientes, y no fue hasta los años 60, con los vuelos espaciales y las computadoras de entonces cuando se hicieron efemérides fiables.

Las siguientes campañas de fenómenos mutuos fueron las siguientes:

--1973: Kaare  Aknes y Jean-Eudes Arlot hicieron unas predicciones aceptables y se realizaron unas 100 observaciones.

--1979: fue menos favorable y solo se registraron unas 20 curvas.

--1985: fue mucho mejor: se registraron 160 curvas de luz de 70 fenómenos mutuos.

--1991: El seguimiento fue muy completo con numerosos observadores. Se obtuvieron 371 curvas de luz de 111 eventos desde 56 observatorios. Se utilizó células fotomultiplicadoras e incluso video, fotometría visual y fotográfica.

-- La campaña “Phemu” 97 la pudimos seguir por Internet e incluso publicamos un artículo en Huygens. Hasta yo mismo vi un eclipse de Io por Europa. La declinación de Júpiter era negativa y se pudo observar mejor desde el hemisferios Sur

-- La campaña Phemu03 que comentaremos después esta al alcance de todos los aficionados. Júpiter tiene una declinación positiva, o sea está alto en el cielo y en oposición en el mejor momento. No tenemos excusas para no observar alguna ocultación o eclipse mutuo.

Que son los fenómenos mutuos de los satélites galileanos.

Para entender como se producen los fenómenos mutuos es imprescindible observar el siguiente esquema. Está representado a distintas escala el Sol, la Tierra y el sistema Joviano. Es muy simple pero muy orientativo.  (Figura 2)

Los cuatro satélites tienen unas órbitas casi coplanares alrededor de Júpiter. Los fenómenos clásicos se producen cuando pasan por detrás del planeta y son ocultados, o bien pasan por el cono de sombra y son eclipsados o bien pasan por delante del disco de Júpiter y se produce un tránsito del propio satélite o bien de su sombra.  En cada rotación se producen estos fenómenos clásicos y más cuando el plano de los satélites coincide con la Tierra.

Los fenómenos mutuos se producen entre dos satélites. Las ocultaciones suceden cuando hay alineados 2 satélites con respecto a la Tierra. ( Figura3).Las ocultaciones pueden ser rasantes, parciales, anulares o totales, según el diámetro aparente de los satélites.

 Los eclipses se produce cuando están alineados dos satélites con respecto al Sol. (Figura 4).La sombra de uno de ellos se proyecta sobre el otro y lo eclipsa. No necesariamente el satélite mas externo es el que produce la sombra ya que si están en el lado mas lejano de  la órbita, será el satélite  interno el que eclipsará al más externo. Los eclipses pueden ser totales, parciales, anulares y penumbrales. En ese sentido son iguales a “nuestros eclipses”. Si viajásemos imaginariamente al Sol, lo que en la Tierra es un eclipse, desde allí seria una ocultación.

Pero no es tan fácil como en el esquema pues no está representado tridimensionalmente. Solo pueden suceder fenómenos mutuos tipo ocultaciones  cuando la Tierra está en el mismo plano que los satélites jovianos , es decir cuando la declinación jovicéntrica de la Tierra es de 0 grados.  Los eclipses se producirán cuando la declinación jovicéntrica del Sol sea 0 y por tanto estén alineados el plano de los satélites con el Sol. Las observaciones serán mas fáciles o difíciles en función de la declinación geocéntrica de Júpiter, o sea lo alto que esté en la eclíptica y por tanto en el cielo. Así la campaña de observación del 90-91 estaba entre +18 y +20 grados, la del 97-98 entre –18 y –4 grados. La campaña de este año tendremos a Júpiter entre +23 y + 18 grados y la próxima de 2009-2010 se situará entre  –20 y –10 grados. (Figura 5 y 6).

Los fenómeno mutuo tiene una duración muy variable. Desde 1 segundo, en caso de una ocultación rasante hasta 4 horas. Los más frecuentes tienen una duración típica de 5 a 10 minutos.

En muchas ocasiones los fenómenos mutuos se suceden uno tras otro, o están implicando a tres satélites o se entremezclan con un fenómeno clásico. Es posible asistir al eclipse por la sombra de Júpiter de un satélite previamente eclipsado y ocultado por otro;  eclipse u ocultación de un satélite que a la vez esta ocultando o eclipsando a un tercero, reaparición de la sombra de Júpiter e inmediatamente eclipsado u ocultado. También se pueden ver ocultaciones o eclipses proyectados sobre la superficie de Júpiter o lo que es mas curioso como sus sombras perfectamente visibles sobre el disco joviano, se van aproximando hasta tocarse o superponerse. Bueno la variedad es casi infinita.

Observación de los fenómenos mutuos.

Actualmente disponemos de medios muy poderosos para poder preparar adecuadamente la observación. El primero es conocer las efemérides y buscar el evento más adecuado. En internet hay varias páginas pero la mejor de todas que yo conozco esta en la dirección http://www.bdl.fr. Instituto de mecánica celeste y cálculo de efemérides. Una página muy recomendable con un sinfín de informaciones muy útiles. Se puede escoger entre inglés y francés. En el apartado de la campaña Phemu03 http://www.bdl.fr/Phemu03  o bien http://www.imce.fr/Phemu03  podemos pedir las efemérides con un sencillo formulario. Si lo dejamos sin modificar nos dará todos los fenómenos mutuos que se van a producir entre octubre de 2002 y septiembre de 2003. En total hay 500. Pero debemos seleccionar aquellos visibles en nuestra ciudad, para ello seleccionamos que el sol este por debajo del Horizonte, es decir que sucedan por la noche, y que Júpiter este por encima del horizonte. Con esto reducimos a la mitad aproximadamente. Hay muchos fenómenos mutuos que son difícil de observar como ocultaciones rasantes, eclipses penumbrales, etc. También sucede que a  veces el descenso de magnitud es muy ligero y apenas perceptible visualmente. Si ponemos en el apartado de decremento de magnitud del 0.1 (10%) por ejemplo, el número de fenómenos mutuos que se pueden observar más o menos fácilmente es de unos 100. Aunque sería preferible poner un 20 % para no llevarnos desilusiones.  También es preferible que el fenómeno suceda alejado del planeta, al menos 3 veces su radio. Si esta muy próximo es difícil pues el brillo de Júpiter nos impide la observación.

Otra página muy recomendable es la del Grupo d’Estudios Astronomics ( GEA ) y en concreto las sección de fenómenos mutuos que dirige Jose Gomez. Vale la pena visitar. http://www.astrogea.org/phemu/phemu_main.htm 

El siguiente paso, si no queremos desaprovechar la observación es visualizarlo virtualmente. Para ello podemos utilizar varios programas  astronómicos capaces de hacer la simulación correcta. Personalmente me quedo con el Guide. A penas difiere unos segundos de las tiempos expuestos en las efemérides del Instituto de Medidas Frances. Tiene la ventaja que podemos ampliar la imagen hasta hacer que un satélite ocupe media pantalla. Sencillamente magnífico. Vamos viendo en tiempo “real” el fenómeno mutuo, como se aproximan, se ocultan o eclipsan los satélites. Vemos con antelación la posición de cada satélite (en el telescopio no hay flechas con el nombre de los satélites y nada mas decepcionante que levantarse a las 4h de la madrugada y no saber cual de ellos será eclipsado). Hay que tener en cuenta si la imagen telescópica está invertida y/o especular para situarnos correctamente. También es útil saber si hay estrellas en el campo y que magnitud tienen. Es muy curioso hacer pruebas con el programa: nos podemos ir al Sol a ver como se verían los eclipses y nos damos cuenta que desde allí son ocultaciones. Pero atención al tiempo, puede variar algunos minutos, con respecto a la Tierra, pues el programa tiene en cuenta ¡la velocidad de la luz!.

Preparemos el equipo y confiemos que este despejado. Para la observación de estos eventos podemos realizarlos con telescopio sin más o bien con todo un arsenal de medios, como fotografía, CCD o  video. En todos los casos hay que sincronizar los relojes con las señales horarias de Radio Nacional o bien utilizar  los relojes que se ajustan automáticamente a un reloj atómico situado en Alemania. Cuanto mas precisa la hora mejor. Siempre superior a los 0.5 segundos y a ser posible 0.2 segundos. Esta precisión se debe a que Io por ejemplo se mueve a 17.2 km/s y 0.5 segundos se traduce en 8.6 km en el espacio.

Hay que tener en cuenta que muchas de las efemérides están en Tiempo Terreste o Tiempo de efemérides y no en Tiempo Universal Coordinado. La diferencia en el año 2003 se calcula en 66 segundos. (TT-UTC aproximadamente igual a 66 s.) Las señales de radio o ajuste de los relojes automáticos nos dicen la hora en UTC. El programa Guide trabaja por defecto tambien en Tiempo Universal Coordinado y por tanto difiere de las efemérides publicadas que están en TT.

Observación Visual:

Ocultaciones: Visualmente se van aproximando hasta que se confunden sus discos en un solo punto luminoso. Cuando se produce la ocultación, la luminosidad va decreciendo rápidamente, pasa por un mínimo  y posteriormente va aumentando la magnitud hasta recuperar el brillo. El mínimo puede ser instantáneo o bien durar unos pocos segundos o minutos.  En función del poder de separación del telescopio los veremos más o menos tiempo “fusionados”. En la ocultación solamente se ve un satélite entero, el más próximo y parte o nada del más alejado.

Eclipses: hay que tener en cuenta que los satélites implicados en el fenómeno están alejados. Solo se aprecia la disminución de brillo de uno de ellos, el eclipsado. En pocos segundos el brillo disminuye, alcanza un mínimo y al cabo de pocos minutos se recupera. Los eclipses son mucho más espectaculares que las ocultaciones. Pueden bajar mucho de magnitud en el caso de un eclipse total.

 Podemos realizar una gráfica de la curva de luz. Se utiliza el Metodo de Argelander, como si se tratara de una estrella variable. Se pueden comparar con los otros 2 o 3 satélites de Júpiter. El método es sencillo y  bastante eficaz pero muy limitado en comparación con los siguiente que veremos. La observación visual tiene la gran ventaja que no requiere aparataje sofisticado y se puede hacer en condiciones extremas, como en el crepúsculo o amanecer, cuando Júpiter esté muy bajo en el cielo, inestabilidad atmosférica o incluso algo de nieblina. En estos casos es el único método utilizable.

Observación fotográfica.:

 Es un método bonito pero difícil. Hay que saber previamente cual es la exposición correcta para la película empleada. Para registrar el fenómeno hay que realizar varias tomas previas con sobre y sub exposición. Durante el fenómeno realizar fotografías a intervalos regulares entre 10 y 60 segundos según la duración del mismo y al acabar realizar otra vez varias tomas de calibrado. La película se tiene que analizar con un microdensitómetro para poder obtener graficas de la curva de luz que sean útiles.

Video:

Parece fácil pero tampoco lo es mucho. Quizás con las cámaras digitales se simplifica algo el tema. Consiste en grabar el fenómeno mutuo. Aunque los satélites tienen magnitudes de 5-5.5 se precisa de una cámara con mucha sensibilidad, 0-0.5 Lux y un buen telescopio para que aguante bien el peso de la cámara. Una vez grabado, se pasa al ordenador, digitalizando las imágenes y fotograma a fotograma ir calculando la magnitud del satélite en cuestión. Por supuesto si a la vez grabamos las señales horarias mucho mejor.

Fotometría con CCD.

Es el método mejor, y más preciso, siempre que tengamos la CCD, telescopio con buen seguimiento, filtros adecuados, etc. Se deben hacer tomas a intervalos de 1 a 10 segundos con un amplio margen antes y después del fenómeno mutuo observado. Posteriormente se calibran con los satélites no afectos de cambio de brillo. Pero, no es tan fácil. Si Júpiter está próximo y entra en el campo, adiós toma. Si está próximo puede alterar la luminosidad del cielo y por tanto las medidas. Si hacemos tomas como mucho aumento los satélites dado su movimiento propio obligan a un recentrado frecuente. No es lo mismo que hacer fotometría de estrellas variables pues los cambios de brillo se suceden muy rápidamente.

Existen otros métodos pero se escapan a los aficionados.

Veamos unas cuantas curvas de luz tomadas con CCD. (Figuras 7, 8 y 9).

Por último os pongo la tabla con los fenómenos mutuos mas destacados que se pueden observar desde Gandia el último trimestre de 2002. Los siguientes meses los pondremos en los sucesivos boletines.  Atención los tiempos están en TT y por tanto hay que añadir 66 segundos para que estén en UTC. ( Y además ajustarlo a la Hora oficial sumando 1 o 2 horas).

El primer Fenómeno Mutuo esta calculado para el 3 de Octubre: una ocultación rasante de Io por Europa a las 4 h 59 minutos. La siguiente será una ocultación parcial con los mismos  satélites a las 18h 9 min del día 6 de octubre, con una disminución de Brillo de 0.003.

La tabla esta calculada para Valencia (+0h 1m 36s, +39º 29’ 0’’) pero no tiene ninguna repercusión en la hora de los acontecimientos y solo varia muy poco en la altura del Sol y de Júpiter. He selecciona una altura del planeta Júpiter superior a 10 grados y el Sol 10 grados por debajo del horizonte. Una caída de magnitud superior a 0.100 y sin límite de proximidad  al Planeta.

                               Caída Duración Distancia   Planeta
 Fecha Máximo(TT)               del           al

  Año  m  d  h  m  s                    s    (Radios)     

 2002 10 28  1 12  3 2 OCC 1 P 0.410   342     5.2      -100  14
 2002 11  4  3 32 10 2 OCC 1 P 0.410   363     5.4       -71  46
 2002 12  1  4 59 46 1 OCC 2 P 0.191   189     1.0         9  66 
 2002 12  5 23 58 56 2 ECL 1 P 0.453   328     5.4       -88  28
 2002 12  7 22 18 35 1 OCC 4 P 0.343   791     5.9      -103  10
 2002 12 13  2 24  1 2 ECL 1 A 0.624   400     5.5       -48  59
 2002 12 16  2 11 35 4 OCC 1 T 0.361   395     3.8       -48  59
 2002 12 18 22  9 23 1 OCC 2 P 0.410   215     0.4       -97  17
 2002 12 20  4 52 31 2 ECL 1 A 0.711   471     5.7        44  60
 2002 12 20 21 40 10 2 OCC 1 P 0.245  9118     3.3      -100  13
 2002 12 20 22 57 15 2 OCC 1 P 0.245  9118     3.3       -89  28
 2002 12 23  0 49 41 2 OCC 3 A 0.480  3779     8.3       -65  50
 2002 12 24  3 57 13 1 OCC 4 P 0.332   331     1.7        26  65
 2002 12 24  3 12  6 2 OCC 4 P 0.120   287     1.4         0  67
 2002 12 25  1 51  2 3 OCC 4 P 0.147   531    10.4       -42  61
 2002 12 26  0 10 27 1 OCC 2 T 0.425   216     0.2       -71  46
 2002 12 30 20 45 58 2 ECL 1 P 0.584   590     5.9      -103  11
 2002 12 30  6 10 18 2 OCC 3 P 0.237  1704     9.0        77  40
 2002 12 30 21 20 31 4 OCC 3 P 0.205   804    13.9       -97  17
 2003  1  1  6  4 24 4 OCC 1 P 0.234   305     1.0        78  40
 2003  1  2  2 10  8 1 OCC 2 T 0.425   216     0.0       -15  66

Ya me contareis como os ha ido.