SATÉLITES DE JÚPITER (1)

Angel Ferrer.
Coordinador Sección Planetaria

Galalileo observó Júpiter el 7 de enero de 1610. Utilizó el recientemente inventado telescopio refractor. Apreció tres estrellitas a su lado, menos luminosas. Bastaron 4 días para darse cuenta que giraban en torno a este planeta. La idea geocéntrica se desvanecía. En unas ocasiones pasaban por delante (tránsitos) y en otras por detrás (ocultaciones). A veces desaparecían súbitamente (eclipsadas por la sombra del gran planeta). Pasaron 60 años de observaciones para apreciar que los eclipses y ocultaciones diferían de los cálculos. Cuanto mas lejos estaba Júpiter mas se retrasaba. Roemer tuvo la brillante idea de atribuirlo a la velocidad de la luz. Los eclipses de los satélites se utilizaron en navegación marítima. Eran mas precisos que los relojes de aquella época. Cuando las naves espaciales los estudiaron de cerca vieron una gran variedad de mundos. A pesar de tener un mismo origen, pequeñas variaciones en su historia originan diferencias muy grandes.

La observación visual de los satélites de Júpiter aportar muy pocos sobre sus superficies. Lo interesante es contemplar los juegos que realizan con el planeta: son
ocultados por él o por su sombra o bien transitan por delante de su superficie. Otras veces el tránsito es de su sombra. Las combinaciones son infinitas.

Dejaremos para la segunda parte los fenómenos clásicos y mutuos y nos centraremos mas en la historia, la imagen te lescópica y las peculiaridades de sus órbitas.

La historia comienza el 7 de enero de 1610. Galileo enfoca su modesto telescopio hacia el brillante planeta Júpiter. Vio tres estrellitas menos brillante junto a él. El 11 de Enero de 1610, Galileo comprendió que estas estrellitas giraban entorno a Júpiter. 2 días mas tarde el número subió a 4. Durante ese mismo año, otros astrónomos como S. Mayer, Kepler, Harriot, etc. también observaron estos cuerpos. Se dice que Simon Mayer o (Marius) los observó unos meses antes que el propio Galileo, concretamente en Noviembre de 1609. 0 mejor dicho, Marius dijo haberlos visto, aunque Galileo demostró que era un engaño. En libros tan bien documentados como The New Solar System citan a estos dos astrónomos como los descubridores. La identificación de los satélites y determinación de sus periodos de rotación se produjo a comienzos de 1611. La primera observación de un eclipse (reaparición de Europa) fue realizada por Galileo el 12 de enero de
1610 pero solo fue entendido el fenómeno dos años mas tarde. La observación del tránsito de la sombra de una satélite por el planeta fue realizada por Fontana en 1643. En 1693, Arnold describió un fenómeno mutuo: la ocultación de Europa por Ganimedes. (Fig-2)

Los nombres de estos satélites aparecieron en el libro "Mundus Jovialis" de S. Mayer ( o Marius) publicado en 1614. Les puso el nombre de 4 amantes del Dios Júpiter, tres mujeres : lo, Europa y Calisto y un varón: Ganimedes. También recibieron otros nombres, como los propuestos por Hodierna: Principharus, Victipharus, Cosmipharus y Ferdinandipharus (menos mal que no llegaron a triunfar). Galileo les denominaba "Medicca Sidera" o Estrellas de los Medicis. Hevelius " Circulatores Jovis" o "Jovis Comites" y fue Ozanam el que propuso llamarles "Guards" o "Satellites". Satellite proviene del latin : Satelles, satellitis y significa acompañante, escolta. También reciben el nombre de los números romanos y se identifican como I, II, III, y IV Otras con los números arábigos o incluso con las iniciales. También es frecuente encontrarlos como J1 (lo), J2 (Europa), J3 (Ganimedes) y J4 (Calisto). Es
ta numeración continua con el resto de los satélites descubiertos.

En marzo de 1610, Galileo, estableció que las órbitas de estos satélites eran circulares y dos años mas tarde publicó las primeras tablas con las efemérides. La repercusión de sus trabajos es de todos conocida. Supuso el fin de la teoría geocéntrica. En 1668 J.D. Cassini publicó sus propias tablas y calculó los eclipses. 20 años mas tarde el propio Cassini publicó un método para determinar las longitudes geográficas basandose en la observación de los eclipses. La navegación marítima se benefició de estos descubrimientos al poder calcular donde se encontraban. En 1675, el astrónomo danés Olaf Roemer se percató de la diferencia de los eclipses en función de la distancia al planeta. Los eclipses de lo se adelantaban 7-8 minutos cuando Júpiter se encontraba en oposición y se retrasaban el mismo tiempo cuando se encontraban en conjunción. Demostró que la velocidad de la luz era finita y medible. El mismo calculó que era de 308.000 km./s.

Durante muchos años las tablas de los eclipses y situación de los satélites fueron empíricas, en base a las observaciones previas. Fueron sustituidas por tablas deducidas de ecuaciones matemáticas. Las órbitas de estos satélites son prácticamente circulares pero su conocimiento exacto es muy complejo. Las primeras teorías matemáticas sobre las órbitas fueron deducidas por Lagrange en 1766 y posteriormente por Laplace en 1788. Siguieron formulándose nuevas teorías matemáticas. Simpson publicó su nueva teoría del movimiento de los satélites en 1921 y sirvió de base a las actuales de Lieske. Las publicó en 1977 y han sido modificadas en varias ocasiones. Están basadas en fotografias, fenómenos mutuos, y últimamente en las propias sondas espaciales. En su formulación matemática intervienen 49 parámetros. La precisión que consiguen es de unas décimas de segundo de arco. Las órbitas, son prácticamente circulares en tomo Júpiter y con muy escasa inclinación. Están modificadas principalmente por los otros satélites, por el Sol y también por Saturno.

En la tabla inferior podemos apreciar los principales características de los satélites y sus órbitas.

 
lo
Europa
Ganimedes
Calisto.
Radio (km.)
1840
1552
2650
2420
Periodo Orbital (días)
1.76986
3.55409
7.16639
16.75355
Distancia a Júpiter (km.)
421.600
670.900
1.070.000
1.880.000
Distancia a Júpiter (aparente)
2'l7"
3' 40"
5'48"
10' 13"
Magnitud visual
4.8
5.2
4.5
5.5
Excentricidad
0.004
0.009
0.002
0.007
Inclinación
0.040
0.470
0.195
0.281
Velocidad (km./s)
17.327
13.738
10.875
8.192

Los satélites galileanos constituyen un sistema solar en miniatura. Hay que destacar que a pesar de originarse de la misma nube protoplanetaria, son muy diferentes entre ellos y con respecto a Júpiter. Esto da que pensar en sistemas solares en otras estrellas, con una variedad evolutiva y geológica muy grande.

En la observación de los satélites podemos distinguir cuatro apartados: la imagen de cada uno de ellos, peculiaridades orbitales, los fenómenos clásicos ( satélites con Júpiter) y los fenómenos mutuos
satélites entre ellos).

IMAGEN TELESCÓPICA.

Los satélites galileanos se pueden ver con unos simples prismáticos. Con 7 aumentos distinguimos dos y con 10 aumentos los cuatro. Si contamos con telescopios mayores podemos ver lo mismo, solo que mas separados del planeta. Se necesitan telescopios muy grandes para poder apreciar que no son puntos sino pequeños discos. No hay que desesperarse intentando enfocarlos perfectamente. No son puntuales, son pequeños discos enmascarados por las turbulencias. Hay observadores que han realizado hasta dibujos de sus superficies, pero se necesita telescopios muy grandes, sitio y noche excelentes para poder discernir algo de sus superficies. (Fig-3)


lo: Es de aspecto rojizo-anaranjado. Tiene una órbita circular con una excentricidad e inclinación casi nulas. El periodo de rotación es muy corto, de solo 1 día 18 horas y 28 minutos. En las mejores oposiciones se aleja del planeta mas de 2 minutos. El diámetro en las mejores situaciones llega a medir hasta 1.26" y en las peores solo 1.12". Se necesita trabajar con mas de 200 aumentos, o refractores de mas de 15-20 cm para poder apreciar algo mas que un pequeño disco. Cuando se puede apreciar mas fácilmente es cuando tiene un tránsito por la superficie del planeta. Se ve como un disco oscuro cuando pasa por las zonas mas claras o bien como un objeto ligeramente amarillento cuando se proyecta sobre las bandas mas oscuras. Dada la proximidad a Júpiter es el satélites que mas fenómenos clásicos presenta. Es frecuente que el tránsito del satélite se vea acompañado por el tránsito de su sombra. Se ve un disco pequeño, muy oscuro, prácticamente negro, que le precede o le sigue.

Europa: Es el segundo en cuanto a distancia, pero el mas pequeño en cuanto a tamaño. Tiene un gran poder reflectante y gracias a ello es bastante brillante. En las mejores oposiciones se sitúa a 3 minutos y medio de Júpiter. Su órbita es también casi circular y un periodo orbital de 3 días 13 horas y 14 minutos. El diámetro aparente es de solo 1.09" y baja a 0.97" en las peores situaciones. No se puede distinguir ningún detalle de su superficie. Su tránsito por la atmósfera de Júpiter se muestra como un pequeño disco claro, mas claro aun que las zonas claras, aunque a veces es dificil de distinguir. Cuando pasa una banda oscura destaca mucho mas. Dada su proximidad también presenta muchos tránsitos del propio satélite o su sombra y numeroso eclipses y ocultaciones.

Ganimedes: Es el mas grande del sistema solar, e incluso mas que algún planeta como Mercurio. Es el mas brillante de todos ellos. Su órbita tiene muy escasa inclinación (0.2 grados) y una excentricidad de solo 0.001. El periodo de revolución es de 7 días 3 horas y 43 minutos. Se puede alejar hasta 5 minutos y 48". En las mejores oposiciones tiene un diámetro aparente de 1.84" y si esta mas alejado solo mide 1.63". Se puede ver su minúsculo disco con poco mas de 150 y buena noche. El gran astrónomo catalán Comas Sola, con el refractor de 38 cm del observatorio Fabra dibujó su superficie con algunas manchas oscuras. Pero era Comas Sola. Solo se aprecia bien con los tránsitos sobre el planeta que son mucho menos frecuentes que los dos anteriores. El disco es mas bien oscuro y se distingue fácilmente.

Calisto: Es el mas alejado de los cuatro satélites Galileanos. Tiene un periodo sideral de 16 días 16 horas y 32 minutos. Se aleja hasta los 10 minutos de su planeta, y su moviendo es lógicamente el mas lento de los cuatro. Los fenómenos clásicos y mutuos son mas raros que en los otros tres. Puede alcanzar un diámetro aparente entre 1.69 y 1.49 segundos. Es mas bien oscuro, tanto si se proyecta sobre zonas o bandas de Júpiter. No se logra distinguir ningún detalle de la superficie.

Júpiter y sus satélites acompañantes tienen una inclinación orbital de mas menos 3.12 grados con respecto a la Tierra. Cuando esta inclinación es superior a 2.2 grados Calisto no presenta fenómenos clásicos y pasa por el norte o por el sur sin ser ocultado o eclipsado. Esto sucede aproximadamente durante dos años de cada 6. En el momento actual Calisto no presenta fenómenos clásicos y el siguiente se produce el 8 de agosto de 2001 con una ocultación casi rasante.

Si bien las imágenes telescópicas de los satélites no son nada gratificantes, no sucede lo mismo con las cabriolas y juegos que realizan entomo a Júpiter. En unas ocasiones están los cuatro en un lado, otras veces solamente vemos tres y uno ha desaparecido. En otras están empatados a dos en cada lado. Otras ocasiones están pasando por delante del planeta o bien son ocultados por este o por su sombra.
Calisto, dada su lejanía puede pasar sin ser ocultado.

PECULIARIDADES ORBITALES.

Los satélites siguen órbitas casi circulares, con muy poca inclinación. Es muy frecuente que cuando pasan por delante o por detrás de Júpiter se produzcan tránsitos o ocultaciones. Es lo que se denominan fenómenos clásicos. El periodo de traslación alrededor del Sol es de 11.86. Presenta una inclinación ecuatorial de 3 grados y por tanto va pasando de - 3 grados, 0 y mas 3 grados. (lo mismo que los anillos de Saturno, que unas veces se ven de canto y otras mucho mas abiertos). Cuando el plano coincide con el nuestro es cuando se producen los fenómenos mutuos, y sus satélites se eclipsan y ocultan entre ellos. Esto sucede cada 6 años. Cuando el ángulo es muy grande y superior a 2.2, el mas lejano, Calisto no pasa por el disco del planeta y durante casi 3 años de cada 6 no presenta fenómenos clásicos. lo, dado su periodo orbital tan corto, esta continuamente pasando por delante y por detrás, sometido a multitud de fenómenos clásicos y mutuos.

Las órbitas de estos satélites presentan mas peculiaridades. Si nos fijamos un poco, en la tabla, veremos como los tres primeros satélites tienen un periodo orbital que es casi igual al doble del siguiente. lo 1.77 días, Europa 3.55 y Ganimedes 7.16. Esto da lugar a una curiosa relación en la que si tomamos las inversas de los periodos de rotación de cada satélite tenemos: I + 2 III - 3II = 0. Si hacemos lo mismo pero con los ángulos tomados desde un punto arbitrario, la relación equivale a 180°. Esto significa que :

- Los tres primeros satélites no pueden estar alineados simultáneamente en el mismo sentido. No pueden ser eclipsados ni pueden tener un transito los tres a la vez.

- Si I y II se eclipsan o ocultan si multáneamente o pasan simultáneamente por delante del planeta, el III esta en su máxima elongación.

- Si II y III se eclipsan o ocultan simultáneamente, el I pasa por delante del planeta y viceversa si el II y III se proyectan sobre Júpiter entonces I esta eclipsado u oculto.

- Si I y III se eclipsan u ocultan o bien ocultan simultáneamente, II esta pasando por delante o bien les precede o sigue 60°.

Los tres satélites no pueden estar alineados en el mismo lado de Júpiter. Pero si pueden estar dos eclipsado y un transitando con lo cual aparentemente no tiene satélites. Calisto no interviene en este juego de relaciones y resonancias. En el siguiente esquema vemos las posiciones mas curiosas entre ellos (Fig-4)

Hay que decir que estas representaciones son vistas desde arriba o debajo de Júpiter y no vistas desde la tierra. Desde aquí si que pueden estar los cuatro el este o al oeste de Júpiter.

Se pueden producir situaciones curiosas como la "desaparición" de los cuatro satélites. Esta coincidencia se produjo el 17 de Julio de 1939 y si tenéis el programa de astronomía "Guide" vale la pena seguirlo. Los hechos comienzan a las 2h 21' cuando III comienza a eclipsarse. IV lo hace alas2h25'y II alas2h36'. La sombra de lo comienza a proyectarse sobre Júpiter a las 2h 57 y lo empieza el tránsito a las 4h 12 minutos. En este momento tenemos 3 satélites eclipsados y uno de tránsito o sea ¡¡¡ han desaparecido !!!.
La sombra de I finaliza su tránsito a las Sh 5', casi simultáneamente reaparece Calisto. ¡¡¡ ya se ve un satélite! ! !, 10 minutos mas tarde, a las 5h 17 minutos II reaparece levemente pues no ha salido todo su disco de la sombra cuando es ocultada por Júpiter ( 5h 21'). III reaparece 2 minutos mas tarde y posteriormente I concluye su tránsito. Todos estos fenómenos clásicos en 3 horas. Francamente, toda una orgía de Júpiter con sus amantes.

Otra situación curiosa se produjo hace pocos años, en Noviembre de 1997. - sombras proyectadas sobre la superficie de Júpiter. (Fig 5 y 6) El día 11-11-97" a las 2h 09m, empezó el tránsito de la sombra de Calisto. 5 minutos mas tarde transito de lo. 44 minutos mas tarde la sombra de Ganimedes hizo lo mismo. lo no quiso ser menos y 35 minutos mas tarde su sombra empezó el tránsito. Ya tenemos tres sombras proyectadas. lo va mucho mas deprisa que los otros 2 y pocos minutos mas tarde su sombra alcanza a la de Calisto, fundiéndose en una sola mancha oscura. Posteriormente la sobrepasa. Cuando las dos sombras no son mas que una, lo que estamos viendo en realidad es un fenómeno mutuo en el que lo es eclipsado por Calisto. lo finaliza el transito a las 4h 31 m, y su sombra a las 5 h S0minutos. La sombra de III finaliza a las 6 h 35m y 26 minutos mas tarde lo hace Calisto. Una hermosa noche de fenómenos clásicos y mutuos. 3 sombras proyectadas no se volverá a repetir hasta el 2004.

El satélite mas interno lo, esta situado aproximadamente a la misma distancia de Júpiter que nuestra Luna con respecto a la Tierra. Dada la mayor gravedad recorre su órbita en menos de dos días. Su órbita no es del todo circular y presenta una excentricidad leve pero forzada. Esta sometido a las resonancias orbitales de los otros dos mas lejanos. Su superficie esta sometida a un proceso de mareas muy intensas. Esto origina una fricción y un rozamiento muy importante que en definitiva produce mucho calor. Esta teoría de que lo debería estar muy caliente la publicó Peale una semana antes que se recibieran imágenes de su superficie por las naves espaciales. Pocas veces se confirma una teoría tan rápidamente. El calor producido por este mecanismo se calcula que es de aproximadamente 100 trillones de vatios. Si dividimos por la superficie corresponden a 2.5 vatios por metro cuadrado. Superior a las áreas geotérmicas mas importantes de la Tierra que es de aproximadamente 1.7. La media en la Tierra es de 0.06 y la Luna 3 veces menos. Este inmenso calor se traduce en los numerosos volcanes encontrados en lo.

En la segunda parte comentaremos los fenómenos clásicos, que se producen entre los satélites y Júpiter: cuando pasan por delante son los tránsitos del propio satélite o de su sombra y cuando pasan por detrás son los eclipses u ocultaciones.