Observación de los planetas
Los planetas interiores son Mercurio y Venus. Y los exteriores son Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. Desde el 2006, Plutón pasó a engrosar el grupo de los planetas enanos.
Uno de los factores a tener en cuenta en la observación de planetas es la elongación (distancia angular entre el Sol y un planeta visto desde la Tierra). Este ángulo es decisivo, dado que si es muy pequeño el planeta se encuentra demasiado cerca del Sol como para ser encontrado y observado. Para los planetas interiores la elongación tiene un valor máximo (sen Emax=r donde r es la distancia del planeta interior al Sol en UA).
Para un planeta exterior la elongación no tiene un valor limitado. Vale 0 en la conjunción, 90 en las cuadraturas y 180 en la oposición.
Dos astros están con conjunción cuando observados desde un tercero (generalmente la Tierra) se hallan en la misma longitud celeste. Como la latitud celeste puede ser diferente los astros se aproximan mucho en el cielo, aunque no coinciden, pasando uno por encima del otro. La conjunción es uno de los principales aspectos de los planetas.
La Luna se halla en conjunción con el Sol cuando pasa entre ella y la Tierra, es decir en la Luna nueva. Si las latitudes no son muy diferentes, es decir si la Luna está cerca de los nodos de su órbita, ocurrirá un eclipse de sol.
Los planetas interiores (Mercurio y Venus) se hallan en conjunción inferior cuando pasan entre el Sol y la Tierra; entonces el planeta se encuentra a la mínima distancia de la Tierra y nos presenta su mayor diámetro y su cara no iluminada. Si los planetas tienen una latitud pequeña (están cerca de la eclíptica o cerca del nodo de su órbita) entonces puede ocurrir un tránsito de estos planetas por el disco solar. Los planetas interiores están en conjunción superior cuando es el Sol el que se halla situado entre ellos y nuestro planeta. Están entonces a la máxima distancia de la Tierra y presentan su diámetro más pequeño y su cara totalmente iluminada. Son difíciles de observar porque al hallarse cerca del Sol salen y se ponen con él.
Los planetas exteriores a la órbita de la Tierra (el resto) sólo pueden hallarse en conjunción superior, que se denomina simplemente conjunción, pues el planeta no puede pasar entre el Sol y la Tierra. No debe confundirse con oposición, que es cuando la Tierra pasa entre el Sol y el planeta exterior.
El término Cuadratura en astronomía tiene dos acepciones:
Configuración o aspecto de un planeta superior tal que el planeta forma con el Sol un ángulo de 90º visto desde la Tierra. Hay dos, una cuadratura oriental y una cuadratura occidental. Durante las cuadraturas el planeta presenta una fase mínima.
Posición de la Luna en los cuartos creciente y menguante. En ellas la Luna forma con el Sol un ángulo de 90º visto desde la Tierra. En esta configuración el instante de marea alta lunar coincide con el de marea baja solar. Siendo su más importante consecuencia que se produce la marea alta más pequeña.
Oposición es el aspecto o configuración de dos astros que se encuentran, en relación con la Tierra, en dos puntos del cielo diametralmente opuestos. Dos astros con longitud celeste geocéntrica que difiere en 180º. Sólo los planetas exteriores y la Luna pueden encontrarse en oposición al Sol. La Tierra se encuentra entre el Sol y el planeta. Cuando ocurre el planeta pasa por el meridiano del lugar a medianoche. El planeta es visible durante toda la noche y ocupa una posición lo más cercana a la Tierra por lo que su diámetro es el mayor posible y las condiciones de observación telescópica son idóneas.
Las oposiciones lunares ocurren en Luna llena. Si la Luna está cerca de los nodos de su órbita, ocurrirá un eclipse de Luna. (Los nodos son los puntos en los cuales la Luna atraviesa el plano de la eclíptica.)
Para observar planetas, sobre todo los brillantes (Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno) se recomienda utilizar oculares de distancias focales cortas, para tener la máxima ampliación. No debe sobrepasarse las ampliaciones adecuadas para cada equipo, es más, es conveniente sacrificar algo de aumento en pro de la nitidez de imagen.
Dependiendo de las condiciones geométricas (de las posiciones relativas de la Tierra, el Sol y el planeta) también dependen la fase, el tamaño angular y la magnitud (brillo).
La fase se suele medir en fracción o en porcentaje. En el primer caso se mide de 0 a 1, una fase de 1.0 equivale a llena y una de 0.0 a nueva. Un valor de 0.5 corresponde a un cuarto. En caso de medirse en porcentaje, es similar: 100% equivale a una fase llena, 0% a una fase nueva, con su intermedio: 50% para los cuartos.
Los planetas que más cambios de fases presentan son los interiores: Mercurio y Venus. En los momentos cercanos a la conjunción superior la fase en máxima, y en los cercanos a la conjunción inferior es mínima. En las elongaciones máximas la fase es del 50%, menguando si se dirige hacia la conjunción inferior y creciendo si se dirige a la conjunción superior.
El albedo es la relación entre la intensidad de la luz reflejada y la incidente por parte de un cuerpo celeste que no emite luz propia.
Se mide con un número comprendido entre 0 y 1, después de haberse establecido que 0 es el albedo de un cuerpo que no refleja luz ninguna y 1 es el albedo de un cuerpo que refleja toda la luz incidente. 0,5, por ejemplo, es el albedo de un objeto celeste que refleja el 50 por 100 de la luz recibida.
El albedo de un planeta o de un satélite varía, obviamente, de una zona a otra según la naturaleza de su superficie. El planeta con mayor albedo de nuestro Sistema es Venus, con 0.65, después está Júpiter con 0.52 y tercero Neptuno, con 0.41. La Tierra tiene un albedo de 0.37. El albedo de la Luna es de .08 o 8%. Cuando por la noche miramos a la Luna, sólo estamos viendo 8% de la energía total que le da el Sol. Los asteroides rojizos y de brillo moderado tienen un albedo que varía entre el 10% y el 25%, mientras que los asteroides oscuros lo tienen inferior al 10%. El albedo de las partículas de polvo interestelares es del 50% aproximadamente.
Las superficies oscuras absorben más energía y las superficies claras la reflejan. No existen muchas superficies con un albedo de (cero) 0. El Sol posee un albedo muy cerca de (cero) 0, y es por esto que muchas veces los científicos se refieren a él como un cuerpo oscuro.
El tamaño angular varía con la distancia al planeta. Se mide en segundos de arco (la esfera celeste se extiende por 360 grados, y se divide en grados minutos y segundos) y es máxima cuando el planeta se localiza más cerca de la Tierra.
Otra característica de los planetas, y de todo cuerpo que órbita a otro, son las posiciones extremas de la órbita, los puntos más cercanos y lejanos al cuerpo orbitado. En el caso de orbitar al Sol (planetas, asteroides, cometas) se denomina perihelio al punto más cercano y afelio al más lejano de la órbita.
La diferencia entre la distancia del perihelio y el afelio depende de la excentricidad orbital, el grado de "achatamiento" de la órbita respecto de una circular. La excentricidad orbital se mide desde 0 a 1, correspondiendo 0 a órbitas circulares.
Leyes de Kepler
El astrónomo alemán Johannes Kepler (1571-1630) formuló las tres famosas leyes que llevan su nombre después de analizar un gran número de observaciones realizadas por Tycho Brahe (1546-1601) de los movimientos de los planetas, sobre todo de Marte.
Kepler, haciendo cálculos sumamente largos, encontró que había discrepancias entre la trayectoria calculada para Marte y las observaciones de Tycho, diferencias que alcanzaban en ocasiones los 8 minutos de arco (las observaciones de Tycho poseían una exactitud de alrededor de 2 minutos de arco)
Estas diferencias lo llevaron a descubrir cual era la verdadera órbita de Marte y los demás planetas del Sistema Solar.
1ª Ley - órbitas elípticas
Las órbitas de los planetas son elipses que presentan una pequeña excentricidad y en donde el Sol se localiza en uno de sus focos.
Una elipse es básicamente un círculo ligeramente aplastado. Técnicamente se denomina elipse a una curva plana y cerrada en donde la suma de la distancia a los focos (puntos fijos, F1 y F2) desde uno cualquiera de los puntos M que la forman es constante e igual a la longitud del eje mayor de la elipse (segmento AB). El eje menor de la elipse es el segmento CD, es perpendicular al segmento AB y corta a este por el medio.
La excentricidad es el grado de aplastamiento de la elipse. Una excentricidad igual a cero representa un círculo perfecto. Cuanto más grande la excentricidad, mayor el aplastamiento de la elipse. órbitas con excentricidades iguales a uno se denominan parabólicas, y mayores a uno hiperbólicas.
La excentricidad de la elipse puede calcularse de la siguiente manera:
e = F1F2 / AB
Donde e es la excentricidad, F1F2 es a distancia entre los focos y AB es el eje mayor de la elipse. Si la distancia entre los focos F1F2 es cero, como en el caso del círculo, la excentricidad da como resultado cero.
Las órbitas de los planetas son elípticas, presentando una pequeña excentricidad. En el caso de la Tierra el valor de la excentricidad es de 0.017, el planeta de mayor excentricidad es Plutón con 0.248, y le sigue de cerca Mercurio con 0.206.
2ª Ley - Ley de las áreas
Las áreas barridas por el radio vector que une a los planetas al centro del Sol son iguales a tiempos iguales.
La velocidad orbital de un planeta (velocidad a la que se desplaza por su órbita) es variable, de forma inversa a la distancia al Sol: a mayor distancia la velocidad orbital será menor, a distancias menores la velocidad orbital será mayor. La velocidad es máximo en el punto más cercano al Sol (perihelio) y mínima en su punto más lejano (afelio).
El radio vector de un planeta es la línea que une los centros del planeta y el Sol en un instante dado. El área que describen en cierto intervalo de tiempo formada entre un primer radio vector y un segundo radio vector mientras el planeta se desplaza por su órbita es igual al área formada por otro par de radio vectores en igual intervalo de tiempo orbital.
En el gráfico superior: el tiempo que le toma al planeta recorrer del punto A al punto B de su órbita es igual al tiempo que le toma para ir del punto C al D, por tanto, las áreas marcadas OAB y OCD son iguales. Para que esto suceda, el planeta debe desplazarse más rápidamente en las cercanías del Sol (en el foco de la elipse, punto O del gráfico).
3ª Ley - Ley armónica
Los cuadrados de los períodos orbitales sidéreos de los planetas son proporcionales a los cubos de sus distancias medias al Sol.
El período sidéreo se mide desde el planeta y respecto de las estrellas: está referido al tiempo transcurrido entre dos pasajes sucesivos del Sol por el meridiano de una estrella.
Donde T1 y T2 son los períodos orbitales y d1 y d2 las distancias a las cuales orbitan del cuerpo central. La fórmula es válida mientras las masas de los objetos sean despreciables en comparación con la del cuerpo central al cual orbitan.
Para dos cuerpos con masas m1 y m2 y una masa central M puede usarse la siguiente fórmula:
Esta ley fue publicada en 1614 en la más importante obra de Kepler, "Harmonici Mundi", solucionando el problema de la determinación de las distancias de los planetas al Sol. Posteriormente Newton explicaría, con su Ley de Gravitación Universal, las causas de esta relación entre el período y la distancia.
La Ley de la Gravitación Universal de Newton establece que la fuerza que ejerce una partícula puntual con masa m1 sobre otra con masa m2 es directamente proporcional al producto de las masas, e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que las separa.