La oposición del planeta Marte que ocurre el 21 de junio del 2001 no es perihélica, pero sí muy favorable: aprovechemos esta oportunidad para buscar Deimos, la lunita más externa (y relativamente fácil). Y si no lo logramos no desesperemos: lo podemos conseguir en agosto del 2003...

Marte se encuentra en junio a una distancia de la Tierra bastante corta (sólo 0,454 U.A.) en una oposición muy favorable, en realidad la mejor desde 1988: sólo la de agosto del año 2003 será mejor al ocurrir muy cerca del perihelio orbital de Marte. Es por ello que cualquier trabajo de búsqueda de sus lunas por aficionados (yo comencé en 1993) ha tenido que verse abocado al fracaso, ya que el planeta ha estado todos estos años situado a mucha distancia de nosotros y su luna más externa, Deimos, se ha elongado muy poco del resplandeciente disco anaranjado durante todo este tiempo.

Alrededor del planeta giran dos diminutas lunitas llamadas I Fobos y II Deimos, simples asteroides capturados en el pasado, en órbitas ecuatoriales muy ceñidas: es por ello que no es nada fácil buscarlas y observarlas, incluso con telescopios profesionales. Anque ya Kepler imaginó su existencia basándose en datos empíricos (pues si la Tierra tiene un satélite y Júpiter cuatro, Marte debía tener entonces dos) y el escritor Jonathan Swift hablase de ellos en Viajes de Gulliver, nadie sabía de su existencia real ni los había visto nunca, pese a los trabajos astronómicos de los siglos XVIII e inicios del XIX. Descubiertos en la favorable oposición de 1877 por el astrónomo americano Asaph Hall, gracias al gran refractor de 660 mm que empleó en sus búsquedas, incluso en los mejores instrumentos profesionales no son más que dos "estrellitas" de 11ª magnitud el primero (I Fobos) y 12ª magnitud el segundo (II Deimos), cuyas órbitas cumplen a 9.378 y 23.459 km respectivamente del centro planetario en períodos de 0,31891 y 1,262441 días, que son 7h 39m 13,824s y 30h 17m 54,9s. La excentricidad de Fobos es 0,015 y la de Deimos sólo 0,0005: el primero cubre su órbita con una excentricidad ligeramente inferior a la de la Tierra (0,01671) mientras que el segundo tiene un valor algo más reducido que el de Venus (0,00677); son astros verdaderamente singulares en todos los aspectos: en brillo (muy bajo), color (gris muy oscuro), forma (pueden considerarse como triaxiales, casi con forma de patata) y órbitas casi circulares. Lamentablemente la casualidad nos lo ha puesto muy difícil: Fobos, que es el más brillante, al ser el más interno está ofuscado siempre por el resplandor residual de Marte incluso en sus elongaciones mientras que Deimos, algo más lejano de la luz, es más débil (1,08 magnitudes ó 2,7039 veces menos brillante) que Fobos; dicho de otro modo: lo que ganamos alejándonos angularmente del disco planetario lo perdemos por su menor resplandor. Con un tamaño real de 27 km en su eje mayor (Fobos) y sólo 15 km (Deimos) ninguno de ellos, visto desde nuestro planeta, puede llegar a presentar un tamaño físico mensurable; si los situamos con la imaginación a 1 U.A. de nosotros el primero sólo subtendería 0,037" en tanto que el segundo baja a sólo 0,02": incluso en la favorable oposición en agosto de 1924 (con el planeta rojo a 0,37284 U.A.) Fobos mediría 0,0998" y Deimos sólo 0,0554": ningún instrumento óptico situado en la Tierra llegaría a ofrecer una imagen de estos mundos. Fobos (el más brillante de los dos) puede elongarse del planeta de 35" en las oposiciones perihélicas a 19" en las afélicas, mientras que Deimos (más débil) se llega a separar 87" en el primer caso y 48" en el segundo: esto implica que el deslumbramiento originado por el cercano y resplandeciente planeta (de 12 a 14 magnitudes más brillante que las lunitas) será tal que siempre permanecerán ocultas para los pequeños instrumentos.

¿Cuál es el tamaño mínimo del telescopio necesario para avistar Deimos, la más externa y fácil?: cualquiera a partir de los 350-400 mm; a inicios de siglo nuestro gran Comas Solá comunicó haber avistado Deimos con el refractor del Observatorio Fabra, cuya abertura es de 380 mm: el truco era buscarlo en las elongaciones dejando el disco planetario fuera de campo, centrándose en la zona en la cual debía encontrarse; y lo consiguió en varias ocasiones. Si visualmente los 350 mm imponen el límite (aunque miembros de la Asociación Astronómica Británica informaron de su éxito con un modesto 300 mm de diámetro) quizá con una CCD podamos bajar a los 200 mm sin mucho problema. Incluso trabajando con telescopios de 254 mm de abertura no he conseguido localizar visualmente Deimos hasta ahora: claro que lo he intentado en las oposiciones más desfavorables de 1993 a 1999; dado que visualmente me sería del todo imposible (la fatiga ocular es impresionante, sobre todo por la molestísima presencia del brillante Marte) opté por emplear una CCD en esta interesante tarea. La técnica empleada por el autor es sencilla: se sustituye el ocular del telescopio por el cabezal de la CCD, se enfoca correctamente la cámara por medio de una máscara de Hartmann (una cartulina negra que cubre el objetivo del telescopio, con dos pequeñas perforaciones opuestas de 20-30 mm cerca del borde) y se orienta el campo de la CCD guiándonos de los trazos estelares (con el motor parado las estrellas han de dejar "rastros" perfectamente paralelos a los ojos, en el sentido este-oeste); a continuación se busca el planeta Marte, se centra en el campo de la CCD y parando el motor de seguimiento conseguimos que el disco quede fuera del campo del chip. En ese momento tenemos en el monitor la zona (oriental u occidental, dependiendo de la elongación de la lunita) en la cual Deimos debe encontrarse. Integraciones de pocos segundos (dependiendo de la focal del sistema óptico) nos deben permitir capturar astros de la 12-13ª magnitud: al procesar las tomas debemos apreciar, sobre el fondo iluminado por la luz difusa, estrellitas de ese brillo;una de ellas será Deimos. ¡La técnica no es muy difícil!

Sin embargo aunque la teoría es muy sencilla la práctica no lo es tanto, puesto que de la distancia Marte-Sol (radio vector) depende el brillo propio del satélite (más brillante cuando más próximo al Sol) y de la distancia Marte-Tierra la separación aparente de la lunita en su máxima elongación: de este modo Deimos será más difícil de encontrar (por brillar muy poco y estar muy pegado al planeta) en las oposiciones afélicas y bastante más fácil en las perihélicas, al tener un brillo algo más elevado y alejarse angularmente un poco más. Yo empleé un catadióptrico de 203 mm de diámetro y 2 metros de focal ni en las campañas de 1993 y 1995 (con una SBIG modelo ST-4) y aunque no tuve ninguna posibilidad de éxito, con ellas inicié mis primeras experiencias en este sentido inventando técnicas y métodos cuando no encontraba nada en los libros consultados. La del año 1997 no fue afélica, pero presentó al planeta a una gran distancia de la Tierra (0,6593914 U.A.: nada menos que 98,643 millones de km) por lo que el brillo propio de ambos satélites fue bastante reducido: así mientras que Fobos presentó en su mejor momento una magnitud 11,92ª Deimos, más externo (llegó a encontrarse a 49" del centro del planeta), apenas rozó la 13ª magnitud. Mis esfuerzos instrumentales fueron vanos: la cámara CCD empleada se mostró insuficiente en la tarea ya que con sus 256 niveles de gris se saturaba demasiado pronto y no ofrecía un claro contraste entre el fondo celeste y las estrellas de la zona; jamás logró identificar junto al planeta más que astros de 12-12,5ª magnitud, lejos de la magnitud que podía esperarse para Deimos. Tampoco pude apresarla con seguridad en la presentación de 1999 (12,4ª magnitud a 56"), aunque la mayor cercanía a la Tierra y el empleo de mejores cámaras (en este caso una Starlight Xpress modelo MX5 de 12 bits) permitieron apreciar en las tomas presuntas candidatas estelares de la 12,5ª magnitud que pudieran corresponder a la lunita Deimos, a la vez que mejoraron mi experiencia instrumental en este tipo de trabajos. Pero, ¿realmente podríamos capturar Deimos empleando una CCD y un reflector de 200-300 mm de abertura? Vamos a verlo con números en la mano.

El brillo de ambas lunas, como el de cualquier cuerpo no emisor de luz, depende íntimamente de la distancia Marte-Sol (el radio vector) y la distancia Marte-Tierra, ambas medidas en U.A.: así cuando el planeta esté en su afelio orbital la luz que reciben del Sol es menor, de modo que el brillo será reducido, por el contrario cuando Marte pasa por el perihelio recibe una cantidad máxima de luz y aumenta su brillo. Para las cuatro últimas oposiciones estos son los valores de sus magnitudes aparentes y máximas elongaciones, así como el diámetro aparente de Marte como referencia:

La búsqueda de ambos satélites (sobre todo el más exterior) puede iniciarse si se cuenta con cámaras CCD de buena calidad (mis sencillos experimentos indican que al menos ha de tener una electrónica de 12 bits: 4.096 niveles de gris) acopladas a instrumentos de 200 mm de abertura como mínimo (son preferibles los de 250-300 mm de abertura o superiores); es un requisito imprescindible tener una focal mínima de 2 metros (dado que necesitamos representar en el monitor la lunita lo más lejana posible del resplandor residual del planeta) recomendando especialmente 3-4 metros para trabajar con una total comodidad: llegado el caso podemos utilizar un duplicador de focal de buena calidad, siempre que se cuente con un buen seguimiento automatizado. La técnica a emplear es muy sencilla: en los instantes tabulados en un Anuario en los cuales el satélite está en su máxima separación aparente del planeta (elongación oriental u occidental) capturamos Marte, nos aseguramos de tener el sistema telescopio-CCD nítidamente enfocado (efectuando para ello pruebas sobre alguna estrella cercana) y dejamos el planeta fuera del campo visual de la CCD; por ello si la elongación de la luna es oriental el planeta debe quedar oculto en la parte izquierda (oeste) del campo mientras que si la elongación es occidental el planeta quedará oculto en la parte derecha (este) del campo. Ahora tenemos que conseguir dejar Marte fuera del campo visual del chip: esto se puede hacer deteniendo el motor del instrumento con microparos del motor, obteniendo tomas para comprobar la posición del planeta sobre el monitor del ordenador; en unos pocos tanteos el planeta habrá quedado fuera del campo aparente del chip y podemos dedicarnos a su lunita. Efectuamos ahora una corta toma para comprobar que, en efecto, el planeta no aparece: incluso así lo más probable es que la luz residual difundida por el astro nos origine una zona más clara en un lado del campo aparente; el algo inevitable que puede paliarse trabajando con un filtro verde o incluso azulado colocado delante del cabezal de la cámara.

Una vez comprobado que el planeta está fuera del campo visual realizamos una toma que nos permita la captura de astros de magnitud 12,5ª-13ª al menos (Deimos brilla en esta oposición con magnitud 11,9ª): el tiempo de integración ideal depende del tipo de cámara, la focal empleada, el uso de algún filtro de color y la abertura del instrumento. Si el usuario conoce ya la magnitud límite conseguida con cada tiempo de exposición no tendrá problemas; de lo contrario convendría probar en otros campos estelares con estrellas de brillo medido (o incluso en las inmediaciones del brillante planeta Júpiter) para elaborar una tabla, aunque sea aproximada, que nos oriente sobre los tiempos de integración a emplear. Con una toma del tiempo aproximado tendremos ya la absoluta seguridad de capturar Deimos en la imagen, además de algunas otras estrellas del fondo celeste con las cuales apreciar el rápido desplazamiento orbital de esta lunita de hora en hora. La focal ideal podría ser aquella que nos represente en el monitor 1" = 1 píxel, de tal modo que la turbulencia local (2-3" como poco) no afecte demasiado a las imágenes; escalas todavía mayores (p. ej. 0,5" por píxel) pueden ser buenas para ofrecernos sobre el monitor la lunita más alejada del planeta, aunque ya notaríamos los efectos de la turbulencia (bastante alta este año al aparecer Marte a poca altura sobre el meridiano). Esta puede ser una buena escala para intentar la búsqueda de Fobos (magnitud 10,8ª en junio) en instrumentos de 30-40 cm, aunque sabemos que no es nada fácil debido a la molestísima luz difundida por el planeta.

¿Cuál es la mejor época para intentar buscar Deimos?: pues todo el mes de junio, con el planeta en su mínima distancia y la lunita en su máxima separación angular con máximo brillo: desgraciadamente en esta oposición la altura aparente del planeta sobre el horizonte local del observador peninsular es escasa (los mejores lugares están, sin duda alguna, en las Islas Canarias), de manera que el único momento favorable es cuando Marte está en tránsito por el meridiano, justo en el sur. Las fechas de las máximas elongaciones orientales esos días, tomadas del Anuario de San Fernando, son las siguientes:

Sabiendo que el período orbital es de 30h 17m 54,9s podemos calcular cuánto tiempo emplea en pasar de la elongación oriental a la occidental: justo la mitad de este período (15h 8m 57,45s o bien 15,149291 horas); de modo que si necesitamos calcular alguna oposición no tabulada en el anuario (el cual sólo indica las máximas elongaciones orientales) no tenemos más que sumar este período recién hallado a la hora indicada para saber cuándo ocurre la siguiente elongación. Así tras la elongación oriental del 21 de junio a las 05,2h tendrá una elongación occidental a las: 05,2h + 15,1493h = 20,3493h del 21 de junio, ocurriendo la siguiente (que de nuevo es oriental) a las: 20,3493h + 5,1493h = 35,4986h. Restando 24h a este dato (pues un día sólo tiene 24h) nos queda que ésta ocurre entonces a las 11,4986h del día 22 de junio (recordemos que al sobrepasar las 24h hemos cambiado de día)... como predijo el anuario pero con un error de 0,0014h.

La captura de Fobos, más interno aunque más brillante (10,8ª magnitud en junio de este año), exige el empleo de focales superiores a 3-4 metros para poder centrarnos en un campo más próximo al resplandor del planeta y su molesta luz difusa (no olvidemos que necesitamos representar en el monitor una corta distancia angular con una amplia escala: lo ideal sería que ésta fuese de 1" por píxel): ahora sí es recomendable el empleo de filtros de color. Ya que Marte emite preferentemente luz de onda larga (roja, naranja y amarilla) al tener un índice de color B-V= 1,36 y los satélites son oscuros (índice de color B-V 0,6 y 0,65 respectivamente, verdosos muy oscuros), el empleo de un filtro azul o violeta puede ayudar a eliminar parte de la luz parásita del planeta y contrasta la presencia de las lunitas sobre el cielo.

Ya para terminar una sencilla reflexión: si no lo conseguimos este año no desesperemos, ya que en agosto del año 2003 con Marte en su oposición perihélica, lo tendremos todavía más fácil al brillar el pequeño satélite casi con11,5ª magnitud... será el mejor momento para capturarle.

Suerte a todos.

• Guía del Observador Planetario; Francisco A. Violat Bordonau. Equipo Sirius (1995).
• Astronomía Planetaria con CCD; Francisco A. Violat Bordonau. Asesores Astronómicos Cacereños (1999).
• Astronomía con CCD; Francisco A. Violat Bordonau. Asesores Astronómicos Cacereños (2001).
• Problemas y ejercicios de Astronomía Planetaria; Francisco A. Violat, Miguel Regalado y Carlos Ayala. Asesores Astronómicos Cacereños (2000).
• Observación planetaria por aficionados; Francisco A. Violat Bordonau (documento .HTM para enviar por correo electrónico).
• Los Planetas; Francisco A. Violat Bordonau (documento .HTM para enviar por correo electrónico).

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