Esta es la primera vez que colaboramos en la observación de los fenómenos mutuos entre los satélites de Júpiter. Estamos muy contentos con nuestros resultados, pues aunque nos hemos esforzado bastante nuestro trabajo ha valido la pena, ya que hemos aprendido muchas cosas mientras lo haciamos.

Nos da rabia que estos fenómenos solo ocurran cada 6 años, pues corremos el riesgo de que en la próxima campaña se nos haya olvidado lo que hemos aprendido en estos meses. Es por esta razón por la que creemos necesario dejar reflejadas de alguna manera todas nuestras reflexiones de manera que dentro de seis años nos sea más fácil continuar nuestra tarea.

Reflexiones

La metodología que hay que seguir en la observación de estos fenómenos es la misma que en toda observación fotométrica, sin olvidar sus pequeñas particularidades al tratarse de un evento que ocurre en un espacio de tiempo muy corto. En nuestro caso el PHEMU más largo ha sido de 400 segundos, siendo lo habitual no pasar de los 300 segundos, aunque siempre hay alguna excepción.

Antes de comenzar la observación es muy importante que tengamos el equipo a punto, tanto el astronómico: telescopio, CCD, lentes y filtros; como el ordenador que va a leer las imágenes capturadas. A este último lo tendremos que poner en hora con una precisión mayor de 0.5 segundos. Nosotros para hacer esto último disponemos de un reloj radiocontrolado que se sincroniza mediante radiofrecuencia con un reloj atómico situado en Alemania.

También es conveniente de vez en cuando controlar cual ha sido la desviación del reloj del ordenador desde la última vez que se puso en hora, ya que si esta deriva va en aumento es posible que el reloj del procesador llegue a no ser lo suficientemente exacto como para realizar las observaciones fotométricas.

Algo muy importante que hay que hacer antes de ponerse a tomar imágenes es analizar como va a ser el fenómeno. Existen dos parámetros fundamentales, recogidos en todas las efemérides, que nos ayudaran a planear nuestra observación, estos son la distancia del PHEMU al planeta Júpiter y la caída de brillo que va a tener lugar. Al ser Júpiter muchísimo más luminoso que cualquiera de sus satélites para obtener suficiente cantidad de luz de estos últimos siempre tendremos que saturar el planeta, esto hace que el brillo se disperse por la región del cielo a su alrededor y que estos píxeles de la imagen tengan una luminosidad mayor. Estas valores son fáciles de restar pues son los mismos para un píxel dado en cualquier momento de la observación. Pero cuando el PHEMU se da muy próximo al planeta, la dispersión de las medidas aumenta y por lo tanto la precisión fotométrica es menor.

La caída de brillo la detectaremos mejor o peor dependiendo de nuestro equipo. Para esta campaña nosotros disponíamos de un telescopio C-8 y una CCD Starlight SX, en según que ocasiones también usábamos una lente barlow X2. Hemos detectado que la precisión de nuestras observaciones estaba más en función de la caída de brillo del fenómeno que de la proximidad de los satélites al planeta. Aunque hemos tomado datos incluso de fenómenos cuya caída de brillo era algo inferior a 0.15, la dificultad se incrementaba muchísimo con variaciones tan débiles haciéndose a veces imposible su observación. Sin embargo a la hora de aproximarnos al planeta hemos realizado medidas con una distancia mínima de 3.1 radios de Júpiter. Arlot^1,2 en sus artículos recomienda para que la observación no sea demasiado forzada que la caída de flujo se encuentre entre un 20% y un 90%, y que el evento ocurra a una distancia de 3 radios de Júpiter o más.

Un punto más a tener en cuenta antes de prepararse para la observación es saber la localización de los Satélites Galileanos respecto a Júpiter y también la altura de este sobre el horizonte. Debido a la situación de nuestro observatorio nosotros no podíamos realizar todas aquellas observaciones en las que Júpiter estuviera a menos de 30 grados del horizonte. Generalmente no se recomienda observar los PHEMUS cuando el planeta está muy cercano al horizonte a no ser que se usen filtros R o I, ya que estos colores son menos dispersados por la atmósfera.

Aunque lo mejor hubiese sido no tener nunca a Júpiter en el campo de la imagen, esto no se puede conseguir siempre pues es imprescindible que en la imagen aparezca algún satélite no implicado en el fenómeno con el que se pueda realizar la comparación fotométrica. Si miramos en un planetario (GUIDE o HNSKY³, etc.) como van ha estar los satélites enseguida podremos decidir si sacamos o no a Júpiter en la imagen así como si usamos o no la lente barlow. La lente barlow la deberíamos de usar en el caso de que el aumento que nos proporciona nos permita una separación angular de los satélites apreciable.

En lo que queda de artículo se van a describir unos cuantos de los PHEMUS que fueron observados por miembros del GAS, así como las principales características y conclusiones que sacamos de ellos.

Comentarios de los PHEMUS más relevantes que observamos

En total hemos observado en esta campaña 11 PHEMUS con resultados aceptables (ver tabla 1). La inexperiencia nos jugó malas pasadas y más de una observación se perdió por una deficiente preparación por nuestra parte. Como no tener en cuenta el material necesario para la observación y perdernos en los preparativos, etc... Otras veces fue el mal tiempo el que se nos cruzó impidiendo nuestro trabajo.

Todas las observaciones se han realizado con un telescopio C8, CCD XPress, filtro V y en algunos casos barlow X2. El lugar de observación fue el Observatorio Astronómico de Torrecilla de Valmadrid.

2ECL1P, 6 de Enero de 2003

La imagen 1 es una instantánea captada por la CCD en la que se muestra el conjunto de tres satélites y el planeta. Los dos satélites dentro del diafragma 2ECL1P son Io (derecha) y Europa, esta última eclipsó a Io en este PHEMU. El de más a la izquierda es Ganímedes , este satélite nos servirvió para hacer la comparación fotométrica.

En esta ocasión nos hubiese sido fácil dejar a Júpiter fuera de la imagen, pero la inexperiencia no nos hizo pensar en ello.

El tiempo de integración es algo que hay que calcular muy bien. Nuestro método era colocar el diafragma en el satélite más brillante y calcular un tiempo de integración de manera que este satélite no se saturase y además las cuentas obtenidas fueran las máximas posibles. Estos tiempos estaban entre 1 o 2 segundos, para el PHEMU que estamos tratando en este punto el tiempo fue de 1.5 segundos.

Otro punto a tener en cuenta a la hora del análisis de las imágenes es como colocar los diafragmas para hacer las medidas fotométricas, pues de ello dependerá la eficiencia de la reducción de datos. En este caso aunque era un eclipse los satélites Io y Europa estaban tan próximos que nos era imposible separarlos con nuestro equipo. En casos como este se hace imprescindible colocar a ambos en un mismo diafragma. El hecho de meter más de un satélite en un diafragma obliga a que su diámetro sea grande, si además tenemos en cuenta que los satélites tienen movimientos relativos entre ellos que provocan que la separación no sea siempre la misma, el tamaño del radio ha de ser aquel que contenga a todos los satélites en el momento de máxima separación. Esto hace que el diámetro del diafragma tenga que ser bastante grande con lo que la señal/ruido puede disminuir. A veces estos casos se arreglan metiendo una lente barlow, la cual provoca un aumento suficiente para separar los satélites y medirlos en diafragmas distintos.

La gráfica 1 muestra la curva de luz de PHEMU 2ECL1P. La verdad es que la primera vez que obtienes como resultado una curva tan clara como esta te queda muy claro que todos los esfuerzos han valido la pena.

1OCC4P, 28 de Febrero de 2003

Este PHEMU se presentó bastante difícil debido a que la caída de flujo era muy baja, de solo 0.137. Además el tiempo no colaboró, ya que la humedad formó una película de agua sobre la lente del telescopio al final de la observación, lo que contribuyó a una mayor dispersión en el último tramo de la curva de luz.

Los satélites que se ocultaban, Io y Calisto, estaban bastante próximos al satélite más cercano que era Europa y decidimos poner la lente barlow para poder separarlos mejor de este último y tomarlo como satélite de comparación en la reducción de datos. Además al tratarse de una ocultación los satélites que participaban en el evento, Io y Calisto, entraban bien en un diafragma pequeño que tratamos de tomarlo lo más ajustado posible para obtener mayor precisión.

La curva de luz se muestra en la gráfica 2. Este PHEMU no nos salió centrado porque comenzamos a observarlo con el tiempo un poco justo. Posiblemente fue el hecho de tener que tomar la decisión de poner la lente barlow lo que nos retraso.

De lo que se deduce que una de las cosas más importantes es prepararlo todo con tiempo, pues un pequeño problema puede provocar que la observación no se lleve a cabo.

También resulta imprescindible vigilar como evolucionan las condiciones atmosféricas durante la observación, ya que si hay nubes por finas que sean, niebla o humedad puede provocar dispersión en las medidas. En este caso nosotros podíamos haber previsto la humedad y todo se hubiese corregido poniéndole al telescopio la capucha anti-humedad, cosa que tuvimos muy en cuenta en las siguientes observaciones.

2ECL3A, 18 de Marzo de 2003

Este PHEMU estaba muy bien porque era un eclipse con los satélites que participaban en el evento, Europa y Ganímedes muy separados y con todos los satélites Galileanos al mismo lado de Júpiter. Esta vez pretendíamos realizar las máximas comparaciones que pudiéramos, y procuramos que los cuatro satélites cupieran en la imagen (ver imagen 2). Así fue como obtuvimos tres curvas de luz al establecer comparaciones entre el satélite eclipsado, Ganímedes, con sus compañeros Io, Europa y Calisto. En las gráficas 3, 4 y 5 se muestran las curvas de luz respectivas. Quizás con Calisto se pueda ver menor dispersión ya que era el satélite más lejano de Júpiter.

Al ser un eclipse anular el mínimo de la curva debería de mostrarse algo más plano que si es parcial. La verdad es que no se aprecia demasiado si lo comparamos con el eclipse parcial del 6 de Enero, gráfica 1. La única diferencia quizás sea que el eclipse anular muestra una caida más pronunciada, mientras que el parcial tiene una curvatura más suave.

1ECL3P, 24 de Marzo y 1OCC2P, 21 de Abril de 2003

Para finalizar dos de nuestros mejores PHEMUS, en los que ya se notaba nuestra pequeña experiencia en la campaña. Además de que en ambas observaciones el tiempo colaboró no produciendo humedad.

El eclipse del día 24 de Marzo está reflejada en la imagen 3. La observación fue con barlow pues los satélites que participan en el evento, Io y Europa, se mostraban bastante juntos. En este caso el tiempo de integración fue de 2 segundos. En general el tiempo de integración siempre ha sido mayor cuando usábamos esta lente, ya que el campo de la imagen es menor y la luz que llega se reparte por más pixels reduciendo el peligro de saturación.

Este día tuvimos la gran suerte de poder observar el eclipse en toda su plenitud, pues al tener separados los dos satélites que participaban en el evento la bajada de intensidad de luz se pudo apreciar muy bien observando directamente las imagenes.

La gráfica 6 muestra la curva de luz del PHEMU 1OCC2P. En este caso los satélites Io y Europa se encontraban muy cerca de Júpiter, pero como la caída de brillo era alta, de 0.247 su fotometria salió muy bien.

Otra cosa que hemos intentado apreciar en nuestros resultados es la diferencia que hay entre una curva de luz de un eclipse y de una ocultación. En principio el comienzo y fin de un eclipse es más suavizado que en una ocultación. Quizás si comparamos la gráfica de esta última ocultación con otra buena curva de luz, como es la que se muestra en la gráfica 3 del PHEMU, nos sea un poco más facil ver esta caracteristica aunque de manera sutil.

Quien sabe si dentro de 6 años nuestro equipo habrá mejorado y los próximos PHEMUS seran mucho mejores....

Bibliografía

⁽¹⁾ "The photometric observation of the mutual events". J.-E. Arlot, J. Lecacheux. Institut de mécanique.

⁽²⁾ "Examples of light curves obtained during the past campaigns of observation". J.-E. Arlot. Institut de mécanique.

⁽³⁾Hallo northern sky

⁽⁴⁾ AVE Análisis de Variabilidad Estelar, GEA (Grup d'Estudis Astronòmics)