Observación Planetaria: Júpiter

Coordinador Sección planetaria: Angel Ferrer

Júpiter es un planeta fácilmente identificable en el cielo. Visto con un telescopio se aprecia un disco ovalado y cuatro satélites a su alrededor. Al observarlo con detenimiento, apreciamos unas estructuras dispuestas horizontalmente. Unas son más oscuras y otras son mas claras, llamadas zonas y bandas. Dos se aprecian muy bien. Con experiencia y buenas condiciones se pueden ver muchas más. Hay detalles de su atmósfera que no son lineales como la Gran Mancha Roja. También podemos ver óvalos blancos o negros, rupturas o engrosamientos de las zonas o bandas y otros muchos detalles. Además la coloración de la atmósfera cambia de unos años o incluso de unos meses a otros. (Fig. 1)

Cuando observamos el cielo en una noche clara, vemos que unas pocas estrellas no parpadean. Su luz está fija. Si los observamos varias noches seguidas, veremos que van moviéndose sobre el fondo de estrellas. Antiguamente se llamaban estrellas errantes y actualmente se denominan planetas. Uno de ellos tiene una luz blanca, muy brillante, siempre majestuoso. Recorre el cielo en 12 años. Cada año se sitúa en una constelación del zodiaco. Recibió el nombre del dios de los dioses: Júpiter. Por él comenzaremos el estudio de la observación con telescopio de los planetas.

Con la utilización del telescopio, Galileo, se percató que estaba acompañado de tres pequeñas estrellitas. Los días siguientes se convirtieron en cuatro. Les denominó satélites Medicis en honor a una prestigiosa familia de la época. Pasaron a la historia como satélites Galileanos. Giran en torno a Júpiter. La teoría geocéntrica se vino a bajo. También observó que tenía un disco y no era un punto como el resto de las estrellas. Esta imagen es la que podemos contemplar actualmente con prismáticos.

Los planetas tienen un diámetro relativamente pequeño y ninguno de ellos llega al minuto de arco. Sus superficies tienen muy poco contraste. Con telescopios pequeños se pueden visualizar los cuatro satélites de Júpiter y dos o incluso cuatro bandas oscuras. Con telescopios medianos se pueden ver siete bandas y se necesitan telescopios de aficionado grandes para ver detalles de la atmósfera de Júpiter. Personalmente no me gusta decir lo que se ve con los distintos tamaños de los telescopios, pues el diámetro es solo un factor. Un buen observador de planetas con un "pequeño" refractor Astro Physics de "solo" 10 cm en los Pirineos, puede ver mas que un Newtoniano de 25-30 cm ubicado en una contaminada ciudad. Influye igual o mas la calidad óptica, el lugar de observación y el observador.

Empecemos por los telescopios: los mejores telescopios para la observación planetaria son los refractores y si es posible apocromáticos. Si además tienen la distancia focal corta también sirven para cielo profundo. El gran inconveniente es que tienen un precio "astronómico". Los Schmidt-Cassegrain son polivalentes y compactos y se adaptan bien tanto al cielo profundo como a planetaria. Los Maksutov Cassegrain tienen una focal bastante larga. No van bien para cielo profundo pero tienen muy buena definición. Son casi exclusivos para observación planetaria. Los Newtonianos de focales cortas van mal para los planetas y muy bien para el cielo profundo, mientras que si tienen focal mas larga son polivalentes. De todas formas lo mas importante, es que el telescopio este en perfectas condiciones de coligación, enfoque, limpieza, seguimiento, etc. Para apreciar detalles de la superficie tenemos que obtener como mínimo unos 100 aumentos y es preferible el doble o más siempre que las condiciones lo permitan.

En segundo lugar tenemos el lugar de observación: influye mucho la calidad de la atmósfera, que no tenga turbulencias. Los planetas no son muy perjudicados por la luna o la contaminación lumínica debido a su luminosidad. Se pueden hacer observaciones buenas con bastante luna (es una ventaja). Si la atmósfera es buena podremos ver detalles de poco más de 1" e incluso menos. La clásica formula del poder de resolución del telescopio se aplica para estrellas, no para superficies. Si hay un buen contraste la resolución aumenta.

Observador. Con el mismo equipo y en el mismo sitio un observador experimentado puede captar muchos mas detalles que otro novato y mucho más que si es una persona que se acerca por primera vez. Se necesitan muchas horas de vuelo para apreciar esos finos detalles de las atmósferas de los planetas. Hay que acostumbrar a la vista a separar colores muy próximos entre si, con ligeros matices. La atmósfera siempre presenta turbulencias, pero también tiene instantes de calma. Hay que aprovechar las décimas de segundo que la atmósfera esta tranquila para apreciar los detalles mas sutiles, retenerlos y poderlos plasmarlos en un dibujo. (Fig 2) y (Fig 3).

Fig 2	Figura 3

Para registrar los detalles nos podemos valer de dibujos o de tomas con CCD. Hay croquis con el óvalo de Júpiter y los datos que tenemos que anotar para hacer una observación útil. Dibujar Júpiter es relativamente difícil pues contamos con "poco tiempo". Un detalle cruza toda la imagen visible en poco más de 4 horas. En un escaso cuarto de hora ya se nota el movimiento. Aconsejan dibujar primero a grandes rasgos las estructuras y posteriormente ir afinando los detalles. Un buen dibujo puede proporcionar igual o más información que una toma CCD, pero no al revés.

Existe una agrupación denominada ALPO, acrónimo de Association of Lunar and Planetary Observers. Fue fundada en 1947 y cuenta en la actualidad con unos 600 socios y organiza cursos de formación de observadores planetarios. Consta de una fase de iniciación, "el nivel básico", con estudio del manual propio que tiene ALPO, y las observaciones fundamentales. Posteriormente se pasa al nivel superior con el perfeccionamiento en cada uno de los planetas. Si superas el conocimiento preciso el tutor otorga el titulo de Observador para la materia seleccionada. La página web de ALPO es muy completa, con novedades e información muy reciente. Vale la pena visitarla http://www.lpl.arizona.edu/alpo.

Dado que la atmósfera tiene poco contraste es muy útil disponer de filtros para mejorar y resaltar los colores. Las bandas nubosas presentan un color pardo-rojizo y mejora el contraste si empleamos un filtro de color azulado. El filtro azul-violeta (Wratten 47) destaca principalmente los spots blancos, Wos (óvalos blancos) y oscurece los detalles rojizos como las bandas y la Gran Mancha Roja. El filtro verde (W-59) o el lunar, contrasta bien todas las bandas y zonas y es muy útil como filtro general. Lo mismo se puede decir del filtro amarillo. Los filtros anaranjados (W-16) o rojizos (W-25) destaca las tonalidades claras de algunas regiones extensas.

Las tomas realizadas con CCD tienen dos vertientes. La propia toma y el tratamiento informático de la imagen. La imagen CCD tiene que realizarse con los mismos criterios de cualquier imagen CCD útil: corregir el bias, el dark, la toma plana, etc. Tiene la peculiaridad que necesita un tiempo de exposición muy corto en comparación con las de cielo profundo. Se emplean tiempos de poco mas de 1 segundo de integración. Con un poco de suerte la atmósfera puede estar en calma en ese instante. Es frecuente el empleo de filtros, tanto para resaltar determinados detalles como para reconstruir una imagen en colores. Como son imágenes de muy poco tiempo se puede intentar realizarlo sin eternizarse como sucede en el cielo profundo. El peligro es entretenerse y que con la rápida rotación del planeta se hayan desplazado los detalles. (Fig 4). También se pueden realizar tomas muy cortas del orden de 0.1 a 0.5 segundos y sumar 20 a 50 imágenes. Una vez realizadas las tomas se pueden elaborar con programas informáticos bien de tratamiento de imágenes generales o bien específicos como el LAIA, astroart o winmips. Hay una información preciosa en la web http://astrosurf.org/neptune/legault/index_fr.htm sobre astronomía de alta resolución con CCD que nos orienta sobre todos estos detalles.

En mi opinión las imágenes que se pueden obtener hay en día con un telescopio reflector de aficionado de 20-25 cm y una CCD normal son mejores que las tomas de Júpiter desde el Monte Palomar ( espejo de 500 cm) y fotografía convencional.

Vamos a dejar para otro artículo los satélites de Júpiter y nos centraremos en el propio planeta, en los detalles que se pueden ver su atmósfera. Comenzaremos con las zonas y bandas horizontales que se pueden ver su disco así como la Mancha roja y posteriormente veremos los pequeños accidentes que podemos discernir. Hay que decir que la atmósfera es gaseosa y como tal variable. Unos años se ven mejor unas bandas u otras, o la Mancho Roja unas veces es de color intenso y otras más suave hasta casi desaparecer.

Antes de comenzar con su descripción conviene comentar un poco de teoría de la atmósfera de Júpiter. Ya sabéis que es el planeta más grande del sistema solar, unas 300 veces más grande que nuestra Tierra, con una gravedad y campo magnético que asusta. Es el primero de los planetas gaseosos. Su composición es bastante parecida a la del sistema solar primitivo e incluso al propio Sol. Su masa es tan grande no ha dejado escapar ningún gas incluido el hidrógeno, el cual constituye el 90%. Le sigue el helio en un 10% y existen trazas de otras sustancias como: el Metano, Amoniaco, compuestos hidrogenados de Azufre y agua (menos de 1 cada 10.000 partes). Se supone que tiene un núcleo sólido relativamente pequeño, rodeado de hidrógeno metálico, algo de helio y envuelto por una gruesa atmósfera de hidrógeno y helio. Según podemos deducir de las presiones y temperaturas se pueden formar nubes de distintos compuestos. Las más inferiores sería de hielo de agua a una profundidad de unos 100 km. Mas arriba estarían nubes formadas por cristales de Hidrosulfito amónico (NH4SH) y ácido sulfidrico SH2 y a una profundidad de pocos kilómetros las nubes seria de Amoniaco. (La altura se mide tomando como referencia una presión atmosférica de 100 milibares, por eso hablamos de profundidad en las nubes y no de altura).

La atmósfera de Júpiter esta influida por factores muy distintos a la atmósfera de nuestra Tierra. En la Tierra el distinto calentamiento según la latitud, el intercambio de calor con los océanos y continentes y la condensación en forma de lluvia determinan las características de su atmósfera. Júpiter irradia el doble de la energía que recibe del sol. La circulación atmosférica viene determinada más por el calor interno que por el recibido del Sol. Se comporta a medio camino entre un planeta y una estrella. La diferencia de temperatura del ecuador con los polos es mínima, unos tres grados. En Júpiter no hay corteza sólida ni líquida como en la Tierra. Tampoco tiene vida como en nuestro mundo. Estos factores (junto con la mayor gravedad, espesor, composición, etc.) determinan que la circulación atmosférica no es en una sola dirección sino en forma de bandas paralelas. En una franja el viento va de Este a Oeste y en la siguiente va al contrario, de Oeste a Este. En los puntos de contacto se producen remolinos, turbulencias y pequeñas depresiones que dejan ver capas mas profundas de su atmósfera. Estas capas mas profundas y mas calientes tienen distinta composición y así se explica los infinitos matices que se pueden ver en las fotografías remitidas por la Galileo y las Voyager. Las nubes mas profundas y caliente tendrían una coloración azulada, y son visibles solamente a través de agujeros en las nubes. La siguiente capa de nubes tiene un color marrón seguido de las nubes blancas y las más superficiales y frías serian de color rojo. Para complicar un poco más el tema sabemos que las nubes de agua, amoniaco y sulfídrico son blancas en situación estable. El color lo debemos a compuestos inestables producidos por fotodisociación, o reacciones químicas afectando sobre todo a compuestos de carbono tales como el metano, monóxido de carbono, C2H6, C2H2, etc. (Fig 5).

Júpiter presenta un diámetro bastante grande, en comparación con el resto de los planetas. No baja nunca de los 30" de arco, llegando a medir 49" en los mejores momentos. El disco es bastante aplastado y tiene un periodo de rotación muy rápido, 9h 50 minutos (luego veremos que no tiene un giro uniforme), por lo que veremos moverse los detalles atmosféricos en pocos minutos de observación. El disco consta de unas regiones más oscuras llamadas Bandas y unas más claras o Zonas. Las bandas son las formaciones mas oscuras, de color pardo-rojizo paralelas entre si y al ecuador del planeta. Las mas evidentes son las bandas centrales y reciben el nombre de Banda Ecuatorial Norte y Banda Ecuatorial Sur que abreviadas son BEN y BES, y en la nomenclatura anglosajona, al revés: NEB y SEB. En la BES veremos la Gran Mancha Roja (GMR) o Red Spot (RS). Si disponemos de telescopios grandes llegaremos a ver bandas mas lejanas al ecuador y próximas a los polos que se denominan Banda Templada Norte (BTN), Banda Templada Norte Norte (BTNN) e incluso la Banda Templada Norte Norte Norte (BTNNN). En el Hemisferio Sur tenemos la Banda Templada Sur (BTS), Banda Templada Sur Sur (BTSS)y Banda Templada Sur Sur Sur (BTSSS). Separando las Bandas están las regiones claras denominadas Zonas y os podéis imaginar la nomenclatura. En el ecuador del planeta se sitúa la Zona Ecuatorial (EZ) y conforme nos alejamos podemos ver las Zonas Tropicales Norte (ZTrN) y Sur (ZTrS) y las Zonas Templada Norte (ZTN), Zona Templada Norte Norte (ZTNN) y Sur Sur (ZTSS). E incluso las ZTNNN y ZTSSS que ya os imagináis lo que significa. Si la literatura es extranjera están las siglas al revés. En los polos podemos observar dos regiones oscuras y difíciles de ver que se denominan Polar Norte (PN) y Polar Sur (PS). A veces se puede distinguir una banda muy fina en el mismo ecuador y que se denomina Banda Ecuatorial (BE). ¿está clara la nomenclatura? Resumiendo, conforme nos alejamos del ecuador se denominan: ecuatorial, tropical (solo zonas no bandas), templada y polar. Veamos un esquema muy sencillo que lo aclarará. (Fig 6). Nos falta decir que no se emplea la denominaciones este u oeste, derecha izquierda, y se denomina precedente o siguiente. El limbo del planeta por el cual los detalles se ocultan es el precedente, y el lado por donde salen es el siguiente.

Veamos las distintas zonas y bandas de la atmósfera de Júpiter.
- Región Polar Sur: Casquete gris uniforme. Poco extenso.
- SSSTZ ( Zona Templada Sur Sur Sur): Franja clara y estrecha.
- SSSTB( Banda Templada Sur Sur Sur): Estrecha línea oscura, a veces interrumpida. Difícil de ver.
- SSTZ( Zona Templada Sur Sur): Aparece mal definida, grisácea, y poco contrastada. Suele ser la zona mas meridional visible con telescopio de aficionado.
- SSTB( Banda Templada Sur Sur): Estrecha, irregular, y a veces discontinua.
- STZ( Zona Templada Sur): Es una zona fácilmente visible, mas definida que las anteriores. No se interrumpe pero con frecuencia es cruzada por puentes o velos grises.
- STB( Banda Templada Sur): Es uno de los accidentes mas variables y vivos de Júpiter. Es tan oscura como las grandes bandas ecuatoriales. En ocasiones aparece duplicada, y con frecuencia interferida por flóculos, nubes claras, dientes de sierra, que pueden modificarse en pocos días.
- RS: Red Spot o GMR o Gran Mancha Roja: Fue descubierta en el siglo XVII por Hooke y Cassini. Sirvió para calcular la rotación del planeta. Es un inmenso óvalo de tonalidad variable a lo largo de los años, desde casi invisible hasta un color rojo pasando por ocres. Se mantiene estable desde hace cientos de años En 1878 era muy visible, y también lo fue en el principio del siglo XX, en la década de los 60 y en el 73 era visible con un 7.5 cm. Con las imágenes de los Voyager sabemos que es una inmensa tormenta en la que cabría la Tierra.
- STrZ (Zona Tropical Sur): Es una zona clara bien visible en la que se aprecian numerosos accidentes: irregularidades, dientes de sierra, distorsiones que casi parece que sea doble.
- SEB (Banda Ecuatorial Sur): Normalmente es el accidente más visible aun con modestos telescopios. Es ancha, bien definida, oscura. Muchas veces aparecen los bordes mas oscuros que el centro simulando que esta duplicada. En algunos sitios se denomina componente norte y sur (nSEB y sSEB), separadas por la zona SEB ( SEBZ). Muchas veces sufre la intrusión del borde Norte de la Gran Mancha Roja que provoca un gran entrante denominado "la bahía" o cavidad ( Red Spot Hollow RSH). También son frecuentes los óvalos claros.
- EZ (Zona Ecuatorial): Es la franja más amplia de todas las de Júpiter, destaca mucho, tanto por su color blanco, como por estar flanqueada por las oscuras bandas ecuatoriales. No desaparece nunca, unas veces esta mas grande y otras mas pequeña, pero siempre visible. Con muchos aumentos puede verse cruzada por una línea oscura central muy fina que se llama Banda Ecuatorial (EB).
- NEB ( Banda Ecuatorial Norte): Ha sido muy variable y durante una buena temporada mucho menos visible que su homologa Sur. A veces se ve doble, con un centro mas claro. Son frecuentes los puentes y fracturas.
- NTrZ (Zona Tropical Norte): Es menos activa que la STrZ. Durante unos años tuvo una especie de GMR pero mucho menor.
- NTB (Banda Templada Norte): Poco llamativa y a veces fundida con las siguientes Bandas y Zonas Nortes.
- NTZ (Zona Templada Norte): Con frecuencia es la última franja clara visible del hemisferio Norte.
- NNTB ( Banda Templada Norte Norte): Fina, oscura, a veces partida en tramos y muchas fusionada con la NNNTB.
- NNTZ (Zona Templada Norte Norte): Muchas veces esta cubierta por la fusión de las dos bandas contiguas y no se ve. Otras veces es una fina zona bien definida.
- NNNTB ( Banda Templada Norte Norte Norte): Línea oscura, gris, muy difícil de ver.
- NNNTZ ( Zona Templada Norte Norte Norte): Franja clara, estrecha irregular, muy difícil de diferenciar.
- NPR ( Región Polar Norte). Casquete gris, uniforme y suele ser mayor que su homologo sur.

Después de comentar las 20 franjas horizontales descritas en la superficie de Júpiter, me da la impresión que sucede algo así como con los canales de Marte. El ojo humano en condiciones difíciles de visibilidad asume como líneas rectas imágenes que no lo son. Viendo magnificas imágenes de los Voyager o las que vemos tomadas con telescopios y CCD acoplada, me resulta muy difícil distinguir todas esos regiones horizontales. Lo que si se aprecia es una atmósfera con muchas irregularidades, surcada de torbellinos, entrantes y salientes de las bandas principales.
En el libro de Francisco Violat y Esther Martin: "Guía del Observador Planetario", simplifica el número de franjas a unas 15. Las zonas son denominadas como Zona Ecuatorial y tres zonas Tropicales Norte y otras tres S. Dos Bandas Ecuatoriales (Norte y Sur) y dos Bandas Tropicales Norte y otras dos Sur. En esta nomenclatura no aparece la terminología Templada. ¡¡¡ahora si que esta claro!!! Menos mal que con nuestros telescopios no se suele ver más que siete franjas. (Fig 7).

Las bandas y zonas de la atmósfera de Júpiter ocupan toda la longitud del planeta. Hay otros detalles, que están localizados: son puntiformes, circulares o bien poco extensos. Para saber donde están situados necesitamos un sistema de referencia en la cambiante atmósfera. Para ello nos basamos en la medición del Meridiano Central (CM), que no es más que una línea imaginaria que va de polo a polo y sirve de referencia para medir la longitud de los detalles de la atmósfera. La rotación del planeta hemos dicho que es muy rápida, pero tiene el inconveniente que no es uniforme en todas las latitudes. Se emplea el sistema de referencia I, II, y III. El sistema I se limita a la zona central del planeta: ZE, BE, la BES y la BEN y equivale a 9h 50m 30s. El sistema II sirve para el resto del planeta y vale 9h 55m 40s. No es mucha la diferencia pero si realizamos un pequeño cálculo nos damos cuenta que cada día terrestre hay un desfase de 8º entre los dos sistemas. Para complicarlo un poco más los periodos de tiempo no son constantes sino que varían a lo largo del tiempo. Existen tablas que nos indican a las 0h de Tiempo Universal de todos los días del años que meridiano esta en el centro del disco de Júpiter en los distintos sistemas de referencia. Si queremos saber cualquier otra hora no hay mas que pasarla a numeración decimal (No en minutos y segundos sino decimales) y multiplicar por 36.58 para el sistema I y por 36.26 para el sistema II. El sistema III es algo así como el periodo de rotación del supuesto núcleo interno de Júpiter. Se basa en la medición del campo magnético y según este sistema tiene una rotación de 9.925 horas. Las tablas se pueden consultar en la siguiente dirección de Internet: http://www.lpl.arizona.edu/~rhill/alpo/jupstuff/jupephem.html (está en la pagina antes mencionada de ALPO en la sección de Júpiter). Hay otra pagina muy interesante que no solo nos dice los distintos sistemas de referencia que queramos, sino donde están situados los distintos satélites, http://ringside.arc.nasa.gov/www/tools/viewer_jup.html. Cuando estoy escribiendo estas líneas el día 25/5/1999 a las 22:24:30.0 UTC la longitud del meridiano central en el sistema I es : 238.34 º, en el sistema II: 97.71 y en el sistema III: 280.68. También nos informa que el semidiámetro aparente es de 17.366099 segundos de arco.

Los detalles que se pueden ver en los sistemas nubosos de la atmósfera de Júpiter se clasifican en dos grandes grupos: claros y oscuros. La terminología es inglesa y a veces no es fácilmente traducible. (Fig. 8).

Los detalles oscuros que podemos identificar son:
Spot (Mancha): se suele presentar individualmente. Es circular u ovalada. (Fig. 9).

Sder: Es un spot pero rodeado de un halo mas claro.
Sect: es un oscurecimiento de una porción de una banda, o bien un engrosamiento de una banda. (Fig 10).

Bar o Barra: oscurecimiento parcial de una zona o bien un spot alargado. Suele situarse en la BEN.
Strk: oscurecimiento lineal en una banda.
Proj: proyección de una banda sobre una zona, puede o no ser más oscura que la propia banda. Puede ser suave o de bordes afilados.
Feston: Es una variante de la anterior. Es una proyección en forma de filamento curvado como si fuera una "J".
Col. o Columna. Es una proyección que une dos bandas. Pueden ser más claras o más oscuras que la propia banda. Son estrechas.
Veil: Velos. Son columnas muy anchas de color intermedio entre las zonas y las bandas.
Rift: es una rotura de una banda. Se produce una intromisión de materia clara de una zona en el interior de una banda. Con muy buenas imágenes son en realidad pequeños óvalos blancos mal diferenciados.
Los detalles claros que podemos a preciar son en muchos casos llamados igual que su contrapartida oscura:
Spot: Es una zona mas blanca, redondeada y brillante , generalmente sola, que se sitúa en el borde de una banda.
Sptr: es un spot pero rodeado de una halo mas oscuro. Suelen ser pequeños y se suele localizar en la BTSS.
Bay: Bahía o entrante claro en una banda oscura. Puede haber confusión entre un spot y una bahía, sobre todo si las imágenes no son muy buenas. Las bahías son mas anchas. Se suelen situar en las Bandas Ecuatoriales Norte y Sur.
Nick. Es como una muesca que se localiza en el borde de una banda. Se suelen localizar en los borde de la BEN.
Gap: Es una rotura o brecha amplia en una banda. Puede ser por rotura de la banda o bien por la invasión de nubes de la zona.
Rift: es un gap estrecho.
Sect: Es una sección o tramo mas claro de una banda. (se llama igual que si es mas oscuro)
Strk o Streak: en una mancha brillante, clara, alargada situada en el interior de una banda.
Area: Es un velo nuboso claro en el interior de una banda Es parecido al anterior pero más extensa.
Oval: Son los óvalos blancos. Más conocidos como WOS (White Oval Spot). Se sitúan en la BTS. Son tres principalmente y aparecieron en 1939, se denominan como BC, DE y FA. Parece que están en fase de disolución. Luego los veremos más detenidamente. (Fig 11).

Disturbance o perturbación: detalles complejos que pueden aparecer en cualquier banda, apreciándose óvalos, barras, spots, etc, y no son más que la traducción de una zona de gran turbulencia en la atmósfera de Júpiter.

Hemos visto los distintos detalles que se pueden ver en la atmósfera de este inmenso planeta. Estos detalles atmosféricos van cambiando, como sucede con al atmósfera de la Tierra. Se perciben detalles que se modifican en pocos días de observación. Otros duran meses o años como los Wos. El gran ciclón que supone la Gran Mancha Roja dura cientos de años. Las zonas y las bandas tampoco son constantes. A veces pueden llegar a desaparecer y por el contrario otras veces son muy visibles. Veamos los principales cambios que ha tenido su atmósfera a lo largo de los años.

Gran Mancha Roja ( Great Red Spot GRS): La descubrió Cassini en 1665. Su color rojo fue descubierto por lord Ross en 1872 con un telescopio de 182 cm. De 1879 a 1881 su coloración era tan intensa que era fácilmente visible con un anteojo de la epoca. Palidecio durante muchos años y volvió a verse fácilmente en 1927 y 1937. En 1951 era de un color rosa pálido y volvió a intensificarse en 1973. La RS se sitúa entre la SEB y STrZ. La SEB presenta una depresión o hueco que parece alojarla. Se ve modificada, como si fuera empujada o aplastada por la SEB. En 1981 se situaba en los 56º, en 1983 en la longitud 38º, 28º en 1986, 20º en dic. 88, 24º febrero 89, 27º enero 90, 34º en primavera 92 y actualmente (31-1098) se sitúa entre los 58º y 76º de longitud y su centro esta en 66 º longitud (SII). La latitud permanece bastante constante en los 14.5 º. La extensión longitudinal de la GRS puede variar de año en año pero usualmente mide unos 20º. Hay gráficas en la página de JUPOS en las que se aprecia las oscilaciones de la GMR a lo largo de los años. (Fig. 12). Actualmente se ve bastante bien con un tono rojo salmón. Si empleamos un filtro azulado destaca más.

Zona Templada Sur. Con frecuencia se van manchas rojizas, una de ellas fue fácilmente visible en 1927. Ya Casini dibujo a llamada Gran perturbación austral, que es una larga mancha oscura formada por multitud de pequeñas áreas de color morado y amarillentas de forma irregular. Reapareció en 1901 como una especie de hinchazón de la banda ecuatorial.

Banda Ecuatorial Sur es corrientemente larga y doble con una estría clara en medio. La GMR esta inserta en ella como hemos visto en una especie de cavidad alargada (RSH). En 1991 este detalle había desaparecido y estaba unida a la banda, pero apareció nuevamente al año siguiente. La coloración varía desde un color amoratado a un rosa melocotón hasta desaparecer casi por completo como sucedió en 1665, 1875, 1927, 1936 y 1975. Es frecuente observar un fenómeno llamado "perturbación de la SEB". Comienza con una decoloración del componente sur, seguido de un ovalo blanco dentro de la zona de la SEB (SEBZ). A los pocos días aparece un material oscuro empujado por los vientos a la SEBZ. Pronto otros puntos blancos forman parte de la SEBZ y a las pocas semanas de la erupción original toda la SEB parece como un collar de espuma con óvalos y multitud de puntos oscuros. A veces interacciona esta Perturbación con la GMR. Una desaparición de la SEB muy bien estudiada se produjo en 1989. Esta descrita pormenorizadamente en el libro de Violat

Zona Ecuatorial. Se extiende hasta una latitud de 22 º pero no de forma simétrica con respecto al ecuador, desde 1810 se extiende mas hacia el sur que hacia el norte. Muchas veces esta invadida por festones oscuros provenientes de la activa BEN. En el 92 se podían ver numerosos festones y 3 o 4 óvalos mas claros. En noviembre del 98 se podían contar 12 festones.

Banda Ecuatorial Norte. No se desdobla casi nunca y tiene una estructura muy irregular. Con frecuencia se ve con manchas oscuras, y a veces con puentes y fracturas. En 1912 desapareció. Hasta 1970 era claramente menos intensa que su homologa la BES, pero en esa década, la igualó o incluso la superó en intensidad.

Zona Tropical Norte. Durante unos años contó con la presencia de la "Perturbación Norte". Algo parecido a la GMR. Hoy no es visible.

Merece especial comentario la presencia de los llamados óvalos blancos que en número de 3 han permanecido visibles muchos años. Comenzaron como tres segmentos oscuros llamados AB, CD y EF con nubes blancas entre ellos que alcanzaron los 90º de longitud. Estos segmentos oscuros incrementaron tanto su latitud como su longitud hasta no quedar mas que unas pequeñas regiones blancas que pasaron a ser los óvalos y su nomenclatura corresponden a las letras pero con los extremos cambiados. Los tres óvalos se llaman FA, BC y DE. Primero aparecieron en la Zona Templada Sur. Fueron vistos por primera vez por Elmer Reese en 1939. Ahora se sitúan en la SEB. Suponemos que se tratan de anticiclones de altas presiones. El año pasado se fusionaron los óvalos BC y DE y el nuevo se denomina BE, siendo actualmente difícil de ver. En Noviembre de 1998 estaba situado a 8º longitud y avanzaba unos 12º por mes. El FA sigue siendo una presa fácil. A parte de estos "clásicos" óvalos en Noviembre de 1998 (últimos datos que dispongo), había 7 óvalos mas todos ellos situados en la SSTB. (Fig 13 y 14)

Puntos Oscuros. Son muy variables en su distribución y número. En Noviembre 98 se podían contar casi una docena de ellos en distintas longitudes.

Hay un programa que se denomina "JUPOS" ( JUpiter POSición , que es de libre distribución y se encuentra en la pagina web http://www.cms.de/JUPOS/index.html , ocupa 870 kb., y sirve para ordenar nuestras observaciones de Júpiter. Esta escrito para Ms-dos y cuesta navegar por sus menús. El autor recoge 61.000 observaciones desde hace 300 años. Permite determinar las longitudes en los tres sistemas de referencia para una fecha dada. Puedes determinar la latitud y longitud de los detalles observados con un dibujo o una imagen CCD pasada a formato pcx. Sirve también para obtener gráficos sobre la deriva de los principales detalles a lo largo de los meses o años de observación. Programa muy completo.

Quiero recomendar la lectura del libro Guía del Observador Planetario, de Fco Violat y Esther Marin. Esta en castellano y muy claro. Y si tenéis acceso a internet a lo largo del artículo hay varias direcciones muy interesantes.

Espero que cuando volvamos a observar a Júpiter veamos muchas mas cosas que antes y no nos limitemos a sus dos franjas principales y cuatro satélites.