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miércoles 20 de septiembre de 2017 
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 OPOSICIÓN DEL PLANETA MARTE


Por: Fernando Rodríguez y Alberto Martos

Oposición del planeta Marte

Toponimia

Los canales de Lowell (pdf)

Introducción: Una de cal y otra de arena.

Simud para los sumerios, Harmakhti (Horus “el Rojo”) para los egipcios, Nergal para los asirio-babilónicos, Bahram para los persas, Mangala para los hindúes, Ares para los griegos, Mars para los romanos, Al-Mirik para los árabes, Auqakuh para los incas y Marte para nosotros, es el planeta que más ha llamado la atención de los observadores ocasionales de todos los tiempos, por su color rojizo (asimilado antaño a la sangre, en cuanto tiene que ver con acontecimientos luctuosos), por sus enormes variaciones de brillo (interpretadas como muestra de una naturaleza impredecible) y sus evidentes lazos retrógrados por el cielo a gran velocidad (observados con preocupación por su significado enigmático). Y estas evoluciones por entre las estrellas, inexplicables en los tiempos del obscurantismo, vinieron a condicionar el pensamiento humano, haciéndole ver en ellas señales de seres supranaturales que era preciso entender y obedecer para beneficio de su existencia.

No obstante, si esta influencia sobre el pensamiento humano puede clasificarse como perniciosa, en épocas más racionalistas fue gracias a la gran excentricidad de la órbita marciana como los exactos datos de las observaciones de Marte que realizara Tycho Brahe durante 30 años, pudieron servir al matemático Johannes Kepler para elaborar sus tres leyes de los movimientos planetarios. Si la información recogida por Tycho hubiera pertenecido a otro planeta, p. e., a Júpiter, la escasa excentricidad de su órbita hubiera hecho muy difícil el descubrimiento de su forma elíptica. Solamente Marte era favorable para este crucial descubrimiento que desterraría aquellas concepciones cosmológicas basadas en los argumentos supersticiosos de los tiempos obscuros. Y esto vino a despejar el pensamiento humano y a impulsarlo a dar el gran salto hacia delante que representó el abandono de la especulación dogmática en favor del razonamiento basado en la lógica y en la observación. Es decir, en el conocimiento científico.

¿Un proyectil contra Marte?

En los primeros días de Noviembre del año que acaba de terminar, astrónomos estadounidenses que trabajaban en el Programa NEO (Near Earth Object) descubrieron un nuevo asteroide cuya trayectoria parecía acercarse peligrosamente a la órbita de la Tierra. Seguidamente incluimos un resumen de la información expuesta por NASA y que el lector angloparlante podrá encontrar de primera mano en:

http://neo.jpl.nasa.gov/news/news153.html

El 8 de Noviembre de 2007 el (hoy) doctor Andrew Puckett examinaba los archivos del Sloan Digital Survey II en busca de NEOs (Near Earth Objects), esto es, objetos (asteroides) que se aproximan a la órbita de la Tierra y que potencialmente constituyen un peligro para la Humanidad por impacto. Las placas, tomadas con el telescopio de 2,5 m del Observatorio Apache Point (Nuevo México), mostraron un nuevo asteroide que recibió el nombre de 2007 WD 5, cuya posición era muy cercana a la Tierra precisamente en esa fecha.

Cuando se obtuvieron los primeros datos de su trayectoria se descubrió que no representaba peligro alguno para la Tierra, ya que el día 1 de Noviembre había pasado a 7,5 millones de kilómetros de ella antes de haber sido descubierto, pero sorprendentemente, se acercaría mucho a Marte. El cálculo de la trayectoria predecía que pasaría a unos 50.000 Km de este planeta, pero dada la imprecisión propia de la órbita de un asteroide recién descubierto, la elipse de incertidumbre en la posición del asteroide abarcaba una superficie de un millón de Km de longitud y 12000 Km de anchura que intersectaba al planeta a finales de Enero. La probabilidad de que hiciera impacto se estimó en 1/75 (un 1,3%).

Inmediatamente NASA patrocinó un programa de observación y el 20 de Noviembre el asteroide 2007 WD 5 fue avistado con el telescopio 1,52 m del Catalina Sky Survey situado en Mount Lemmon (Tucson, Arizona), pasando a engrosar la lista de Objetos a Vigilar (“watch list”). Como su escasa luminosidad (20ª magnitud) y la presencia de la Luna (plenilunio el día 24) hacían muy difícil su visibilidad, seguidamente se incorporaron a la vigilancia los telescopios de Kit Peak (Arizona) y Magdalena Ridge (Nuevo México). Basados en el débil brillo se estimó que su tamaño era de unos 60 m y se determinó que se hallaba a mitad de camino entre las órbitas de la Tierra y Marte, moviéndose a 13,5 Km/s. A partir de entonces las observaciones telescópicas efectuadas durante 41 días (del 8 de Noviembre al 19 de Diciembre) permitieron reducir el tamaño de la elipse de incertidumbre a 400.000 Km de longitud por 600 de anchura, que todavía intersectaba al planeta.

El cálculo de probabilidades de impacto había aumentado a 1/25 (4%), lo que sugería que el 30 de Enero de 2008 pasaría a unos 55.000 Km de Marte y si chocara con él lo haría a las 10:55 T.U., desarrollando una energía equivalente a 3 megatones (comparable a la del núcleo cometario de Tunguska) que produciría un cráter de 800 m de diámetro en una franja de 800 Km de anchura al Norte del Sinus Meridiani, donde se encuentra el vehículo/robot Opportunity (éste se halla en el borde del cráter Victoria, de otros 800 Km de diámetro, en una llanura llamada Planum Meridiani). Por desgracia, como el asteroide que nos ocupa se acerca al planeta por la cara iluminada por el Sol, no se preveía que alguna de las sondas que lo orbitan pudiera detectarlo antes del impacto eventual.

Sin embargo, este asunto tuvo mala suerte, desde el punto de vista de los aficionados a los acontecimientos astronómicos sonados. Cuando a principios de Enero se unió al grupo de observadores el telescopio de 3,5 m del Observatorio hispano-alemán del Calar Alto (Almería, España), la trayectoria del asteroide se pudo refinar hasta prácticamente descartar la posibilidad de impacto con el planeta, que ha quedado reducida a un 0,01%.

El corolario de este informe era que hubiéramos podido estar ante un evento parecido al ocurrido entre el 16 y el 22 de Julio de 1994, cuando los 21 pedazos en que se había fragmentado el cometa Shoemaker-Levy, siguiendo las predicciones de sus descubridores, se estrellaron contra el planeta Júpiter ante la estupefacción de los observadores de todo el mundo. En aquella ocasión la alerta había cundido entre los observatorios profesionales de todo el mundo y se obtuvo todo un filón de información sobre impactos planetarios inédita hasta el momento. Pero también los aficionados pusieron su granito de arena con sus observaciones visuales y fotográficas, como hubiéramos podido hacer ahora si el impacto del asteroide 2007 WD 5 contra Marte se hubiera producido.

La oposición del 24 de Diciembre de 2007.

El motivo por el que el planeta Marte está en el punto de mira de los aficionados a la astronomía es la oposición que ha tenido lugar el pasado día 24 de Diciembre. Comencemos por recordar que se denomina oposición de un astro a una de las dos clases de alineamientos en que se puede encontrar con respecto a la Tierra y al Sol. La oposición ocurre cuando la Tierra queda entre el astro considerado y el Sol y la conjunción cuando los que quedan en medio son el astro en cuestión (conjunción inferior), o el Sol (conjunción superior). Los planetas exteriores son los únicos que pueden situarse en oposición con el Sol, una efemérides que coincide aproximadamente con su distancia mínima a la Tierra. En el caso de los planetas interiores, la distancia mínima ocurre muy cerca de la conjunción inferior.

La figura 1 representa la disposición particular que guardan entre sí las órbitas de la Tierra y del planeta Marte y la Tabla I muestra los parámetros de ambas, así como su relación mutua. En ambas destaca la excentricidad de la órbita marciana, casi seis veces mayor que la correspondiente a la Tierra.

En dicha figura hemos representado la línea de nodos y la línea de ápsides (perihelio-afelio) de ambas órbitas. La línea de nodos de la órbita terrestre está indicada por la dirección del equinoccio vernal o primer punto de Aries ( ). La línea de nodos de la órbita de Marte la divide en dos tramos, uno situado al Norte de la eclíptica y otro (dibujado con línea de trazos) situado al Sur de la misma.

Casualmente, las líneas de ápsides de las órbitas de la Tierra y de Marte se hallan orientadas casi en contraposición, de modo que el perihelio (el punto más cercano al Sol) de la órbita de Marte queda en el hemisferio Sur celeste y casi en la misma dirección que el afelio (el punto más lejano al Sol) de la órbita terrestre. Como se ve en la figura, esta circunstancia, junto con la gran excentricidad orbital de Marte, hacen que a lo largo de una revolución, el planeta pueda acercarse mucho y alejarse mucho de la órbita de la Tierra, lo que ejerce gran influencia sobre su visibilidad para los observadores terrestres.


TABLA 1


NOTA: Para obtener datos generales sobre el planeta Marte, consultar el apartado Marte en la Sección “Todo sobre la observación” de Cielo Sur.

La carrera bienal Tierra-Marte.

Por estas dos órbitas, cual circuito sideral de carreras, se desplazan los planetas Tierra y Marte, a 29,8 y 24,1 Km/s, respectivamente, de modo que completan una vuelta en 1 y 1,88 años (687 días) terrestres, también respectivamente. Por tanto, en esta carrera sideral la Tierra alcanza a Marte aproximadamente cada dos años y, como se ve en la figura 1, al alcanzarle es cuando se produce el alineamiento de ambos planetas con el Sol, o sea, la oposición de Marte. Si ambas órbitas fueran concéntricas, circulares y coplanarias, la distancia Tierra-Marte en la oposición sería la distancia mínima media y valdría 80 millones de kilómetros.

Pero las órbitas de la Tierra y Marte no cumplen tales condiciones, sino que son elípticas con un solo foco común, poseen distinta excentricidad y tampoco son coplanarias, ya que la de Marte se halla inclinada 1º 51’ con respecto a la eclíptica. Por tanto, las velocidades de translación de la Tierra y Marte varían siguiendo las leyes de Kepler, acelerando al pasar por el perihelio y decelerando al hacerlo por el afelio. Y al ser mucho más excéntrica la elipse marciana, este planeta sufre alteraciones de velocidad mayores que las de la Tierra.

Así mismo, hemos mostrado en la figura 1 que la Tierra también pasa una vez cada dos años por el punto de su órbita diametralmente opuesto al que ocupa Marte en la suya, produciéndose otro alineamiento, pero ahora con el Sol situado entre los dos planetas: es la conjunción de Marte. La distancia en la conjunción sería la máxima a lo largo de esa revolución, si las órbitas de la Tierra y Marte fueran circulares y coplanarias. El valor medio de dicha distancia Tierra-Marte en conjunción es de 380 millones de kilómetros.

En la figura 1 es evidente que para que la distancia de la Tierra a Marte sea mínima (55 millones de kilómetros), la oposición ha de producirse cuando Marte transita por el perihelio de la órbita, o sea que ha de ser una oposición perihélica. Análogamente la distancia Tierra-Marte alcanza su valor máximo (400 millones de kilómetros) cuando la conjunción se produce mientras este planeta transita por su afelio, es decir, durante una conjunción afélica. De esta manera, la distancia Tierra-Marte en un alineamiento determinado depende del mecanismo con que sucede este fenómeno, que pasamos a describir.

Partamos de una oposición de Marte sobre un punto de su órbita intermedio entre el perihelio y el afelio, como muestra la parte superior de la figura 1. Al cabo de un año la Tierra volverá a ocupar casi exactamente el mismo punto de su órbita, pero no se producirá oposición porque Marte ya no estará en el mismo lugar, sino que habrá recorrido algo más de media órbita (ya que 365,24 días son algo más de la mitad de 687) y se hallará en el punto indicado en la figura. Otro año después, la Tierra habrá vuelto a ocupar la misma posición, pero Marte habrá rebasado este punto 43 días antes, porque 730,5 días (2 años) terrestres son más de un año marciano.

El problema de averiguar cuándo se va a producir la siguiente oposición es análogo al de determinar la hora a que se superpondrán las manecillas de un reloj. Se trata de determinar el tiempo necesario para que se repita una alineación Sol-Tierra-Marte. Trabajando en la aproximación de órbitas circulares, la solución viene dada por el llamado período sinódico (de sínodo, literalmente “caminar juntos”), cuyo valor medio de 780 días se determina de la forma que indicamos en el Cuadro I.

CUADRO I



FIGURA 2


En la figura 2 mostramos la secuencia en que se producen las oposiciones de Marte, que son los momentos en que más se aproxima a la Tierra en su carrera sideral con ella. Observamos que el 28 de Agosto de 2003 tuvo lugar una oposición perihélica particularmente favorable para la observación telescópica: la Gran Oposición de Marte. Al ocurrir casi exactamente sobre el perihelio, la distancia se redujo a menos de 56 millones de kilómetros, con lo que el disco de Marte alcanzó su valor máximo visto desde la Tierra: 25,1 segundos de arco. Sin embargo, debido a la excentricidad orbital y a la declinación austral que presentaba, la distancia mínima ocurrió el día anterior al alineamiento.

La siguiente oposición no tuvo lugar 780 días después, sino 800 días, el 7 de Noviembre de 2005. La explicación de los 20 días de retraso es la gran velocidad a que se mueve Marte por su perihelio (26,3 Km/s en lugar de los 24,1 Km/s, que es su velocidad media), que obligó a la Tierra a recorrer un arco 20 grados mayor para alcanzarle. En esta ocasión la distancia mínima fue de 70 millones de kilómetros y se dio 8 días antes, siendo el tamaño del disco de 20,1 segundos de arco.

La siguiente oposición (la actual), la del 24 de Diciembre de 2007, ha tenido lugar 784 días después de la anterior, ya más cerca del afelio marciano que del perihelio. La distancia mínima ocurrió 6 días antes y fue de 88 millones de kilómetros. El tamaño del disco se redujo a 15,9 segundos de arco.

La próxima será afélica, ocurrirá el 29 de Enero de 2010, tras 766 días. La distancia mínima será de 99,3 millones de kilómetros (el día anterior) y el tamaño máximo del disco marciano se quedará en 14,1 segundos de arco.

TABLA II


Nota: Datos obtenidos con el programa GUIDE 6.0

La Tabla II contiene la secuencia completa de oposiciones de Marte para el ciclo de 17 años comprendido entre 2003-2020. En ella y en la figura 2 se advierte que la próxima oposición perihélica tendrá lugar el 27 de Julio de 2018, es decir, al cabo de 15 años de la anterior perihélica. Si bien en esta ocasión la distancia (57,7 millones de kilómetros) no será tan favorable para los observadores como lo fue en la Gran Oposición de 2003 (el tamaño del disco será de 24,3 segundos de arco), a cambio le seguirá otra cuasi-perihélica, el 13 de Octubre de 2020, en la que la distancia será de 62,7 millones de kilómetros y el tamaño del disco de 22,4 segundos de arco. Es decir que cambiaremos una Gran Oposición perihélica por dos cuasi-perihélicas.

Observemos también que el punto de la órbita de Marte sobre el que se producen las oposiciones perihélicas, se mueve retrógradamente. En efecto, como el exceso de 50 días entre los ciclos sinódico y sidéreo de Marte, equivale a 1/7 de año terrestre menos 15 días, si su órbita fuera circular las oposiciones perihélicas se repetirían cada 7 ciclos sinódicos, pero 15 días antes de que Marte volviera a pasar por el perihelio. Es decir que se adelantarían unos 15 grados cada 15 años. Ahora bien, como Marte se mueve a gran velocidad por su perihelio, en esta ocasión los 15 días se habrán convertido en 28. Por eso la siguiente oposición perihélica tendrá lugar al cabo de 15 años menos 28 días. O sea, el 31 de Julio de 2018.

Marte en el telescopio de los aficionados.

Como se ve en la figura 2, la oposición en curso actualmente está más cerca del afelio marciano, que del perihelio. No obstante, el tamaño angular de Marte es lo suficientemente grande para que podamos distinguir los rasgos principales con nuestros telescopios de aficionado. Por ello merece la pena poner en marcha una campaña de vigilancia por si se produce el impacto del asteroide 2007 WD 5, con la esperanza de detectar la alteración que puedan sufrir los accidentes de la superficie marciana por efecto de la nube de polvo que se pudiera producir.

Para identificar los rasgos de Marte sin riesgo de confundir los limbos Este u Oeste debido a la inversión que introducen los telescopios, es muy aconsejable contar con algún programa que simule el aspecto del Marte en el ocular y nos asegure la identidad de los rasgos que estamos contemplando, cuya visibilidad es muy comprometida. Aconsejamos cualquier de los dos siguientes:

http://www.skynews.ca/downloads/MP2.zip

http://www.kk-system.co.jp/Alpo/MS2005/MSmenu.htm

FIGURA 3 (cliquear sobre la imagen para ampliar)

FIGURA 4 (cliquear sobre la imagen para ampliar)

La figura 3 (cortesía de NASA) muestra el aspecto oficial de los rasgos superficiales del planeta Marte, siguiendo la convención astronáutica (con el Norte hacia arriba y el Este a la derecha). En ella se ha trazado la red de coordenadas areográficas espaciada 30 grados.

La figura 4 (cortesía de NASA) expone los nombres oficiales asignados a los accidentes marcianos representados en la figura 3. Hacemos notar que el topónimo designado como Nix Olympica (lat. 20º N y long. 135º), se denomina en la actualidad Mons Olympus. No nos parece necesario señalar que un telescopio de aficionado no permite distinguir la totalidad de estos rasgos. Recuérdese que el apartado “Marte” de la Sección de Cielo Sur titulada “Todo sobre la Observación”, contiene mapas de Marte elaborados por NASA y fotografías del mismo tomadas por el telescopio espacial Hubble.

FOTO 1

Imagen superior: Meridiano central 40º.


Ascensión Recta 06h 40m
Declinación 25º 48' N
Elevación 75º
Elongación 155,3º (faltaban 24,7º para la oposición)
Distancia a la Tierra 90,3 millones de Km
Tamaño angular 15,5 seg. de arco
Ángulo de posición del eje 338º
Fase 98%

FOTO 2

Imagen superior: Meridiano central 03º

Ascensión Recta 06h 33m
Declinación 26º 08' N
Elevación 73º 30'
Elongación 162º (faltaban 18º para la oposición)
Distancia a la Tierra 88,9 millones de Km
Tamaño angular 15,75 seg. de arco
Ángulo de posición del eje 337º
Fase 99%

FOTO 3

Imagen superior: Meridiano central 9º

MARTE 12-12-2007 03:26 U.T.

Ascensión Recta 06h 32m 46s
Declinación 26º 8’ 6” N
Elevación 71,255º
Elongación 162,0º (faltan 18º para la oposición)
Distancia a la Tierra 88,9 millones de Km
Tamaño angular 15,8 segundos de arco
Ángulo de posición del eje 337º
Fase 99,0%

FOTO 4

Imagen superior: Meridiano central 300º

Ascensión Recta 06h 24m 46s
Declinación 26º 25' 06" N
Elevación 75,6º
Elongación 168,6º (faltan 11,4º para la oposición)
Distancia a la Tierra 88,2 millones de Km
Tamaño angular 15,87 segundos de arco
Ángulo de posición del eje 336,45º
Fase 99,6%

FOTO 5

Meridiano central 225º

 

Ascensión Recta 06h 12m 38s
Declinación 26º 44' 19" N
Elevación 75,6º
Elongación 176,5º (faltan 3,5º para la oposición)
Distancia a la Tierra 88,5 millones de Km
Tamaño angular 15,81 segundos de arco
Ángulo de posición del eje 335º
Fase 99,96%

FOTO 6

Imagen superior: Meridiano central 190º.

 

Ascensión Recta 06h 05m 38s
Declinación 26º 51' 38" N
Elevación 76,6º
Elongación 174,4º (pasan 5,6º de la oposición)
Distancia a la Tierra 89,4 millones de Km
Tamaño angular 15,65 segundos de arco
Ángulo de posición del eje 334º
Fase 99,91%

FOTO 7

Foto superior: Meridiano central 201º.



MARTE 28-12-2007 00:33 U.T.

Ascensión Recta 06h 05m 35s
Declinación 26º 51’ 43”
Elevación 74,610º
Elongación 174.3º (pasan 5,7º de la oposición )
Distancia a la Tierra 89,4 millones de Km
Tamaño angular 15,6 segundos de arco
Ángulo de posición del eje 334º
Fase 99,9%

FOTO 8

Foto superior: Meridiano central 134º.

 

Ascensión Recta 06h 00m 43s
Declinación 26º 55' 15" N
Elevación 63,1º
Elongación 170,8º (pasan 9,2º de la oposición)
Distancia a la Tierra 90,6 millones de Km
Tamaño angular 15,48 segundos de arco
Ángulo de posición del eje 334º
Fase 99,75%
Nota: fotografía tomada en condiciones de mala visibilidad por humedad elevada.
Las fotografías 1, 2, 4, 5, 6 y 8 se han obtenido con un telescopio newtoniano de 20 cm (f/7,2), al que se le ha acoplado la cámara web TouCam Pro de Philips mediante una lente Barlow x2. Se ha guiado con un telescopio Maksutov-Cassegrain de 9 cm (f(/13) provisto de ocular con retículo iluminado. La foto 9 muestra el conjunto (con un ocular en el lugar de la cámara web).

Las fotografías 3 y 7 se han obtenido con un telescopio Schmidt Cassegrain de 20 cm (f10), al que también se ha acoplado una cámara web TouCam Pro y una lente Barlow x2. La fotografía 10 muestra este otro instrumento en acción.

En general, se han tomado videos de 500 cuadros con la cámara web y el programa K3CCD. De ellos se han apilado y optimizado los 150 mejores (aproximadamente) mediante el programa Registax y, finalmente, Leo Metcalfe ha realzado las fotos 1 y 2 mediante el programa GIMP.

FOTO 9

FOTO 10

 

 

NOTA: Todos los derechos de los artículos e imágenes que los autores presentan en Cielo Sur, están protegidos por las Leyes de la Propiedad Intelectual, inscripta en la Dirección Nacional del Derecho de Autor. Para cualquier consulta sobre las notas, artículos o imágenes publicadas, dirigirse a los autores. Por este artículo: Fernando Rodríguez y Alberto Martos : Ir a Formulario poner al escribir el texto Dirigido a Fernando Rodríguez/Alberto Martos.


 
 
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