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Octubre 26, 2005

Oposición Marte 2005

Escrito en: Universo

Durante los meses de octubre, noviembre y diciembre de 2005, los astrónomos aficionados y profesionales tendrán una buena oportunidad para la observación de Marte, planeta que pasará por su oposición la noche del 29 al 30 de octubre.

MarteEsta oposición, o alineación Sol-Tierra-Marte, es bastante óptima, alcanzando el planeta una magnitud máxima de -2.1. En una noche despejada, será posible observar el planeta Marte como un punto brillante en el cielo situado en la constelación de Aries, siendo visible prácticamente durante toda la noche.

Aunque esta oposición no es tan cercana, una de las ventajas con la que contarán los observadores en el hemisferio norte terrestre es que la situación del planeta Marte en la constelación de Aries lo hará culminar -esto es, alcanzar su máxima altura en el cielo- en un punto considerablemente más alto en comparación con la oposición de 2003. Hace dos años, el Planeta Rojo se acercó bastante más a la Tierra, pero se encontraba muy al Sur en el cielo, de tal forma que nunca se elevaba lo suficiente como para mostrar un aspecto claro y nítido fuera de la neblina, bruma o contaminación lumínica que perjudican la visión a través del telescopio. En esta ocasión, la altura que Marte alcanzará en el cielo favorecerá a los observadores, apreciándose con mayor nitidez y claridad.


Los astrónomos aficionados saben que Marte constituye un desafío para la observación telescópica. A pesar de la proximidad de este planeta a la Tierra, los rasgos de la superficie del mismo son bastante difíciles de identificar. Si queremos distinguir rasgos superficiales, la observación requerirá paciencia y dedicación, de tal forma que aquellos observadores que nunca han visto este planeta con anterioridad deberán esforzarse y aprender a distinguir detalles, habilidad que irán mejorando con el tiempo.

La noche del 29 al 30 de octubre Marte se encontrará a 69.4 millones de kilómetros de la Tierra, siendo su diámetro angular de 20.2″ de arco, algo más de la mitad del diámetro aparente de Júpiter. Como comparación, durante la oposición de 2003, el planeta se acercó hasta los 55.8 millones de kilómetros y su diámetro angular llegó a los 25.1″ de arco. De todos modos, este año es especialmente favorable para la observación del Planeta Rojo, pues no volverá a situarse tan próximo a la Tierra hasta verano de 2018.

Las oposiciones marcianas tienen lugar aproximadamente cada dos años, pero no todas ellas son iguales y no siempre este mundo se acerca tanto a la Tierra. Esto se debe principalmente a la excentricidad de la órbita marciana: durante algunas oposiciones el Planeta Rojo se halla más cercano al afelio (punto más lejano de su órbita al Sol) y en otras se encuentra en el perihelio (punto más cercano). En una oposición perihélica, Marte y la Tierra se hallan separados por una distancia considerablemente menor en comparación con una oposición en el afelio.

Las oposiciones perihélicas de Marte tienen lugar cada 15 ó 17 años. Por ejemplo, en agosto de 1971 el disco marciano tenía un diámetro aparente de 24.9″; en septiembre de 1988 fue de 23.8″ y en agosto de 2003 de 25.1″. Otras oposiciones menos ideales, con Marte en o cerca del afelio, tuvieron lugar el mayo de 1999 (16.2″) o en junio de 2001 (20.8″).

Cómo observar Marte y qué observar

Primeramente es necesario hacer hincapié en que observar detalles en Marte no es del todo sencillo, de tal forma que es absolutamente imprescindible un cielo óptimo y un buen telescopio con óptica de calidad. Será además necesario esperar a que Marte se haya elevado un tanto y se encuentre bien separado del horizonte, de tal manera que su imagen sea lo más límpia posible, característica que irá variando a veces en cuestión de minutos y también de noche a noche. Inicialmente, la vista al telescopio nos mostrará una esfera con una tonalidad rojiza que presenta algunos rasgos brillantes y oscuros en su superficie, así como -posiblemente- nubes blanquecinas en su borde. Durante la presente oposición, el invierno está iniciándose en el hemisferio norte marciano y el verano en el hemisferio sur. De esta forma, mientras la capa boreal se hallará muy crecida, la austral habrá recedido al mínimo.

Los observadores han de tener en cuenta un dato importante: Marte rota sobre si mismo en el mismo sentido que la Tierra, el sentido antihorario observado desde el norte del planeta. Esto significa que observándolo a través de un telescopio, sus rasgos superficiales irán girando de izquierda a derecha si el telescopio nos muestra el Norte hacia la parte superior y la imagen no se encuentra invertida debido al espejo del instrumento. En caso opuesto, el giro será de derecha a izquierda.

Cuando empleemos mapas de Marte para buscar sus rasgos superficiales más destacados debemos de saber la longitud del meridiano central. Un modo muy útil de obtener esta información es empleando el programa gratuito Mars Profiler, el cual se halla disponible en la página web de la revista “Sky & Telescope“.

Descargar programa “Mars Profiler”:

Más información e instrucciones del “Mars Profiler”:

Para la observación directa mediante telescopio es interesante y útil el empleo de filtros de color, resultando totalmente imprescindibles si deseamos efectuar fotografías con cámaras CCD. Los más importantes de señalan a continuación:

· Los filtros rojos o naranjas penetran en la atmósfera marciana con cierta facilidad, haciendo resaltar formas como las capas polares; incrementan el contraste de manchas oscuras en la superficie del planeta y resultan de gran utilidad para localizar tormentas de polvo. Si un detalle concreto se muestra brillante observado con filtro rojo y débil con el azul es que se trata de una tormenta de polvo.

· Los filtros verdes y azul-verdosos sirven para observar la niebla superficial, zonas heladas y los casquetes polares del planeta.

· Los filtros azules y violetas se emplean para destacar las nubes de vapor de agua y las capas polares, debido a la opacidad de la atmósfera marciana en longitudes de onda cortas.

El empleo de estos filtros tiene la finalidad de obtener una imagen con el mayor contraste posible, naturalmente dependiendo del tipo de rasgo superficial que se pretenda observar. Por ejemplo, si empleamos pequeños telescopios conviene hacer uso de un filtro amarillo mejor que el rojo, mientras aquellos que trabajen con cámaras CCD deben emplear filtros que rechacen la luz infrarroja, función que cumplen la mayor parte de los filtros.

Rasgos superficiales

Las manchas oscuras y marcas en la superficie marciana que observamos a través de un telescopio corresponden a grandes extensiones de roca cubiertas con capas más o menos finas de polvo, muchas de las cuales están sujetas a variaciones meteorológicas estacionales, las cuales producen la removilización del polvo y generan en algunas ocasiones variaciones en las formas y fronteras de estas marcas. Estas áreas y formaciones recibieron distintos nombres, dados por los astrónomos de la época.

Actualmente el conocimiento del planeta Marte ha evolucionado significativamente gracias a la labor de vehículos y sondas espaciales, cuyos datos han mostrado tales áreas como rasgos superficiales bien definidos: volcanes, cañones, cráteres de impacto, planicies, etc…

Las variaciones estacionales que sufren estas zonas son bastante predecibles, ya que tienden a ser recurrentes cada 22 ó 23 meses, cuando el Planeta Rojo retorna al mismo punto a lo largo de su órbita. La observación que nosotros podemos realizar de este mundo en esta oposición -y durante otras- corresponde a una fracción de unos pocos meses de todo el año marciano, de tal modo que lo que observaremos es un intervalo muy concreto de sus estaciones.

Existen otros programas y simulaciones a disposición del interesado en:
http://elvis.rowan.edu/marswatch/cgi-bin/marsview.cgi
http://www.kk-system.co.jp/Alpo/MS2005/MSmenu.htm

Una de las formas más destacadas del hemisferio Sur marciano es la cuenca de Hellas, con forma circular. Ésta suele sufrir cambios estacionales, debido a tormentas de polvo locales bastante violentas. Otra región sujeta a este tipo de cambios es la de Solis Lacus, también denominada “el Ojo de Marte”. En apariciones pasadas los observadores han visto desvanecerse completamente esta región dos meses y medio antes del equinoccio de primavera en el hemisferio Sur, con lo cual merece cierta atención. El área más destacada del planeta es Syrtis Major, con forma de cuña triangular y que suele cambiar su forma en el transcurso de las estaciones. Generalmente es más ancha en el invierno austral, cuando su borde Este se ha expandido hacia la región brillante de Libya. No obstante, desde 1984 no han tenido lugar fenómenos significativos en Syrtis Major.

También se han documentado determinados cambios de albedo (reflectividad) en algunas zonas de Marte, habiendo incluso algún caso bastante destacado: durante las oposiciones recientes, Syrtis Major ha mostrado un aspecto más estrecho y constreñido en comparación con el aspecto que presentaba en los años ‘50. Otra caso es Trivium Charontis (cerca de Elysium), que durante febrero y marzo de 1982 pareció cubrirse de polvo, habiendo permanecido así desde entonces.

Meteorología marciana

Los observadores experimentados se centran habitualmente en los rasgos atmosféricos marcianos. Entre los más significativos se encuentran las formaciones de nubes de hielo de agua, las neblinas azuladas y las nubes de polvo. En algunos puntos, como Lybia, Chryse o Hellas se suelen hallar habitualmente nubes azuladas, pero para observarlas conviene que estas regiones marcianas se hallen cercanas al limbo del planeta. También en algunas ocasiones es posible observar nubes orográficas cercanas a los volcanes mayores marcianos, tales como el Monte Olimpo o los volcanes Arsia, Pavonis y Ascraeus, situados junto al primero en el escudo de Tharsis. Tales formaciones nubosas también son visibles en algunas ocasiones en la región de Elysium.

Con los filtros azul verdoso, verde o violeta es posible observar en algunas ocasiones los llamados “arcos del limbo” -abrillantamiento del limbo- producidos por la dispersión de la luz y partículas de polvo en la zona alta de la atmósfera marciana. Estos se aprecian mejor en los limbos Este y Oeste del planeta. Otros rasgos también visibles en la atmósfera marciana son las neblinas superficiales o la escarcha próxima al limbo en el que tiene lugar durante el amanecer, nubes en la zona próxima en donde va a tener lugar el ocaso, etc…

Naturalmente uno de los fenómenos más conocidos que suceden ocasionalmente en Marte es el de las tormentas de polvo globales. Estas tormentas son bastante inusuales y pueden tener lugar en cualquier estación marciana, aunque el máximo tiende a ocurrir durante en verano austral. La última de éstas se produjo en 2001, cuando una nube de polvo englobó todo el planeta durante unos tres meses, constituyendo uno de los eventos más importantes de los últimos cien años. En ese momento, el Planeta Rojo se hallaba cercano a su perihelio y la oposición ya había tenido lugar varios meses antes. Este evento fue observado por las sondas Mars Global Surveyor y Mars Odyssey. Otras tormentas marcianas también han sido registradas por el orbitador Mariner 9 y las dos sondas Viking 1 y 2 (desde la órbita y también desde la superficie).


¿Es posible observar los satélites marcianos, Fobos y Deimos?

Durante octubre y noviembre de 2005, es posible realizar observaciones de Fobos y Deimos si empleamos las herramientas adecuadas para ello. Fobos es la más cercana de estas dos lunas a Marte, presentando una magnitud de 11.1, mientras que Deimos se encuentra más lejano, siendo su brillo algo menor, de 12.1. Ambos se podrían localizar sin mayor dificultad con un telescopio de 8 cm de diámetro (3 pulgadas) si no fuese porque se encuentran situados muy próximos al propio planeta, muy brillante en comparación con estos dos cuerpos tan débiles.

El mejor momento para observar cualquiera de estas dos lunas es esperar a que se encuentren en su máxima elongación, es decir, que se hallen angularmente lo más separadas del Planeta Rojo. En esos momentos, Deimos se encontraría a tres diámetros marcianos del disco del planeta, mientras que Fobos a sólo uno. El planeta Marte, cuyo brillo sobrepasa en más de 200 000 veces el de estas pequeñas lunas, complica bastante la labor de localizarlas.

Uno de los métodos más empleados para la localización de estos dos cuerpos es situar en la base de nuestro ocular una “barra de ocultación”, de tal manera que podamos obstruir la luz del planeta y visualizar sus satélites. Estas “barras” hasta la fecha no se comercializan, de tal manera que los aficionados recurren al bricolaje para montarlas, empleando hojas de aluminio o filtros de alta densidad especialmente cortados al efecto, una tarea que puede resultar no muy sencilla dependiendo del tipo de telescopio y oculares que empleemos.

De todas formas, si para la observación rutinaria de Marte se prefiere un cielo en condiciones atmosféricas óptimas así como un buen telescopio, la detección de sus lunas hace que estos requisitos sean imprescindibles.

La revista “Sky and Telescope” cuenta con una aplicación en Java llamada “Martian Moons” (Lunas Marcianas) que permite averiguar las posiciones de los satélites marcianos Fobos y Deimos para cualquier fecha dentro del intervalo de tiempo de octubre, noviembre y diciembre de 2005, periodo de tiempo en el que será más fácil poder observar ambas lunas.

Para ver esta aplicación clicar en Martian Moons

Fuente: Astroenlazador


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