Los planetas, cuyo nombre proviene del griego "aster planetos" (astros errantes o vagabundos) son los cuerpos mayores del sistema solar formados por metales, rocas y gases alrededor de los cuales, en bastantes casos, giran cuerpos menores denominados "satélites". Otros cuerpos menores del sistema solar son los asteroides y cometas, cuyos tamaños son en todos los casos inferiores a 1.000 km. Se dividen en dos grandes grupos:

• planetas telúricos ("similares a la Tierra"), formados mayoritariamente por metales y silicatos: Mercurio, Venus, la Tierra, Marte y Plutón
• planetas jovianos ("similares a Júpiter"), formados masivamente por un diminuto núcleo de metales y silicatos cubierto por un manto de gases gaseosos o licuados por la enorme presión a las que están sometidos: Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno.

La composición propia de cada uno de los grupos de plantas dependió de la distancia a la estrella recién nacida y el grado de materiales pesados o volátiles (gases) que giraban alrededor del primitivo Sol. De los restos de estos gases y polvo provienen los asteroides, cometas y satélites.

Dependiendo de la distancia de un planeta al Sol, tomando la Tierra como observatorio de base, los planetas se dividen en dos grandes grupos:

• planetas interiores o internos, cuyas órbitas quedan dentro de la terrestre; desde nuestro observatorio móvil (la Tierra) están aparentemente cercanos al disco solar: Mercurio puede elongarse de nuestra estrella hasta 27º mientras que para Venus este valor asciende a 47º. Por ello sólo se pueden apreciar poco después del ocaso solar (elongación vespertina, este) y del orto (elongación matutina, oeste), con la consecuente molesta por parte de la luz solar, la escasa altura sobre el horizonte, las luces, la polución industrial o la bruma
• planetas exteriores o externos, cuyas órbitas quedan por fuera de la nuestra; se pueden apreciar en cualquier punto de la eclíptica, incluso próximos al sol u opuestos a él (elongación: 180 ), siendo fácil entonces su observación. Desde Marte hasta Plutón todos los planetas son externos: por ello son fáciles de observar, salvando el pequeño tamaño aparente (desde Urano) o la escasa magnitud visual (Plutón).

Los planetas internos (Mercurio y Venus), vistos al telescopio, presentan fases a medida que se desplazan en su órbita alrededor del Sol: totalmente llenos (fase: 1) cuando están en su máxima distancia a la Tierra, exactamente detrás del Sol; totalmente oscuros (fase: 0) cuando están situados entre el Sol y la Tierra, a su menor distancia a nosotros: en ambos casos son invisibles por el resplandor solar. En lugares diferentes de la órbita el aspecto de los mismos es el de una "lunita" gibosa con diámetros aparentes y fases variables, siendo notoria la dicotomía o "medio disco" (fase: 0,5).

MERCURIO: este reducido planeta es bastante difícil de estudiar con pequeños telescopios; sólo en los momentos próximos a la máxima elongación (17º 52' en unos casos y 27º 50' en otros) es posible apreciar su disco aparente con fase, aunque habitualmente la turbulencia térmica, el polvo de la baja atmósfera, la suciedad del aire o factores adversos dificultan las observaciones. Incluso en días muy favorables, trabajando con instrumentos de 20 a 25 cm, poco es lo que se aprecia en el planeta: algunas marcas desvaídas en un diminuto disco amarillento, la fase aparente y vagas manchas de albedo, todo ello sometido a las oscilaciones de la turbulencia térmica. Si se busca y observa durante el día, tomando la posición solar como referencia, sólo puede estudiarse la fase pero las marcas se pierden en el resplandor del cielo. En resumen: es el segundo planeta, después de Plutón, menos interesante de estudiar por los aficionados; carece de satélites.

VENUS: al igual que en el caso de Mercurio, se puede estudiar elongado entre 45º 23' y 47º 19' del Sol, bien a oriente (al atardecer) o a occidente (al amanecer) del astro diurno; al estar permanentemente cubierto por una densa cubierta nubosa (tóxica y de una alta presión: unas 95 atmósferas), sólo algunos detalles en las nubes son visibles, principalmente en forma de "V" y gracias a la ayuda de un filtro azulado o violeta. Con el auxilio de este filtro se puede estudiar la rápida rotación (unos 4 días) de la cubierta nubosa del planeta, los cambios en la fase geométrica, el aparente "truncamiento" de los cuernos del astro debido a la refracción de la luz en su atmósfera (efecto Schroeder) y apenas poco más. Después de Plutón y Mercurio es el astro más anodino: pese a presentar unas fases evidentes, visibles incluso con 12-15 aumentos, poco o nada hay que estudiar en el planeta, dejando a un lado el cambio aparente de forma (debido a su movimiento orbital alrededor del Sol), el diámetro aparente y las vagas manchas en su cubierta atmosférica. Visible en pleno mediodía, a través del telescopio, con filtros de color, se puede apreciar el disco, la fase pero las marcas son menos visibles debido al efecto difusor de la atmósfera: basta que el sol se ponga para que los detalles destaquen más. Al igual que Mercurio carece de satélites.

Los planetas externos, al describir órbitas más amplias de la nuestra, son visibles prácticamente en cualquier momento y en cualquier parte de la eclíptica; como es lógico salvo en los momentos en los cuales, aparentemente, están próximos al Sol (cercanos a la conjunción) el resto del tiempo son visibles, bien durante el día, al amanecer, al atardecer o durante toda la noche. Telescópicamente presentan discos aparentes, algunos con achatamientos polares muy evidentes (Saturno y Júpiter) e incluso fase, sólo apreciable en el caso de Marte (0,84 como máximo). El mayor diámetro corresponde a Júpiter (unos 49,9") y el menor a Neptuno (2,3") siendo Plutón una estrella puntual en todo momento (unos 0,12" como máximo). Telescópicamente son mundos discoidales en los cuales podemos ver y estudiar algo. Júpiter, Saturno y Marte, en las cercanías de la oposición (mínima distancia a la Tierra), son fácilmente visibles telescópicamente durante el día si se conoce la posición exacta y se parte de la posición solar como referencia: en estas condiciones no se pueden efectuar trabajos delicados, pero sí reconocer el disco aparente y algunos vagos detalles. Sus satélites son invisibles durante el día aunque sí en el crepúsculo (sobre todo los más brillantes de Júpiter, si se observan desde una hora antes del orto solar).

MARTE: es el primer planeta externo; describe una órbita más excéntrica que la terrestre, de manera que en los momentos de la oposición (elongación: 180 ) puede estar muy próximo a la Tierra (apenas a 55,65 millones de km) y en otros casos muy lejano (101,41 millones de km), con lo cual su diámetro aparente a la mínima distancia sube en ocasiones a 25,1" y baja a apenas 13,8" en las oposiciones más desfavorables. El disco del planeta puede apreciarse incluso con un pequeño refractor de 50-60 mm, mejor a partir de los 75-100 aumentos, aunque para efectuar estudios detallados se necesitan aberturas mayores y aumentos superiores. Visto con un telescopio mediano es un astro prácticamente amarillento, ocre en ciertas zonas, con manchas de albedo entre el blanco (casquetes polares) y el verde (los mal llamados "mares"), con tintes rojizos en detalles muy determinados o grises a veces. Empleando más de 150-200 aumentos es posible estudiar los detalles de albedo, utilizando para ello provechosamente filtros de color para reforzar el contraste: rojo para destacar los grises y verdes, verde para reforzar los rojos y naranjas o amarillo para obtener una vista ligeramente contrastada de todos los detalles; la atmósfera y sus nubes se puede estudiar con filtros azulados. En el cambio estacional de un hemisferio, de semana en semana se aprecia el avance de los hielos en los polos, el retroceso debido al deshielo o incluso la desaparición total del casquete polar, al sublimarse estos hielos en la tenue atmósfera, reconociéndose un avance (ola de oscurecimiento) que se difunde de día en día por todo el planeta marcando y oscureciendo los detalles de albedo. Aunque tiene dos satélite (I Fobos y II Deimos) son astros tan diminutos y tan próximos al planeta que resultan invisibles para los instrumentos de aficionado, no así para aparatos a partir de los 350-400 mm de abertura en las oposiciones más favorables, dejando el planeta fuera del campo del ocular de gran aumento. El intento de localizarlos en 1997 y 1999, por parte del autor, con una sencilla cámara CCD (primero una SBIG ST-4, más tarde una MX5) acoplada a un modesto SC-203 mm no ha tenido éxito, pero continúa en el intento para poner de manifiesto la superioridad de esta técnica sobre el estudio visual; lo más probable es que puedan ser capturados en las oposiciones del 2001 y 2003.

JUPITER: es el planeta de mayor tamaño (142.800 km de diámetro ecuatorial), visible como un disco perlino achatado en sus polos; telescópicamente presenta una densa atmósfera que lo cubre, cruzada por sectores nubosos oscuros (bandas) y claras (zonas) que en número de 2 a 4 son fácilmente visible con instrumentos de aficionado. En una de estas bandas (SEB, South Ecuatorial Belt según la nomenclatura internacional) aparece la Gran Mancha Roja (RS, Red Spot), un óvalo de color blanco o rojo, crema o rosa, que gira a la misma velocidad que la banda en la cual se encuentra; este detalle (una gran tormenta nubosa) es uno de los más empleados para cronometrar la velocidad de rotación de los cinturones nubosos. Los dos más evidentes y marcados son los denominados NEB (North Ecuatorial Belt) y SEB, amplios y anchos, que dejan entre ellos la ancha EZ (Ecuatorial Zone); subiendo en latitud aparece la NTB (North Temperate Belt) y STB (South Temperate Belt), separadas de los anteriores por la NEZ y SEZ (North y South Temperate Zones). Ya en los polos aparecen las menos evidentes NPZ (North Polar Zone) y SPZ, a veces con otros cinturones nubosos, más finos y menos marcados, en dirección a latitudes inferiores como los denominados NNTB y el SSTB. Del mismo modo en las zonas es factible avistar entrantes (bahías, roturas), salientes (jirones, proyecciones, festones) o manchas (spots) que se mueven a la misma velocidad que las nubes circundantes; por su parte en las bandas podemos apreciar secciones más oscuras, más claras (velos) o engrosamientos. En julio de 1989, como consecuencia de un brote de actividad poco usual, desapareció para los pequeños instrumentos la SEB que, todavía 3 años más tarde, presentaba un aspecto bastante raro.

Alrededor del planeta giran 4 satélites grandes denominados I Io, II Europa, III Ganimedes (sin acento) y IV Calisto (sin "x"), descubiertos por Galileo en 1609 con un rudimentario telescopio. Estas grandes lunas, observadas con un telescopio de más de 150 mm de abertura y 200 aumentos, aparecen como pequeños discos aparentes coloreados:

I Io: telescópicamente es un astro amarillo fuerte o naranja (de 1,26" a 1,12", según las oposiciones), cuyo color es debido a la masiva presencia de azufre en su accidentada superficie. Llega a elongarse del planeta hasta 123" en los momentos más favorables; en los tránsitos sobre el planeta aparece como un disquito más oscuro con una banda central más clara.

II Europa: un diminuto disco blanco (de 1,09" a 0,97") totalmente homogéneo, cuya distancia al planeta puede subir a 209". Incluso en los tránsitos sobre los detalles oscuros del planeta aparece siempre como un disquito, casi un borroncillo diminuto muy claro; incluso en telescopios de buena abertura (350-400 mm) es un disco blanco sin detalle alguno.

III Ganimedes: aparece como un disco de 1,84" en las oposiciones favorables y sólo 1,63" en las más desfavorables, de color blanco, casi crema o amarillo pálido. Se aleja ya 5,8' del planeta y es posible adivinar sobre su disco algunas vagas manchas de albedo empleando instrumentos de 250-400 mm de abertura con medianos o altos aumentos.

IV Calisto: un disco aparente de 1,69" a 1,49" de color agrisado; no es fácil apreciar manchas en este astro pardo; es fácil de apreciar cuando transita sobre los detalles claros (zonas) del planeta como una bolita de color gris claro o amarillo agrisado, sin detalles notorios pese a su tamaño tan elevado.

Con instrumentos de 200-250 mm o superiores es factible estudiar ya, de modo diario, el aspecto de los satélites empleando para ello más de 240 aumentos: de este modo se puede elaborar un mapa de albedo a medida que la luna se desplaza por su órbita.

El resto de los satélites tienen magnitudes superiores a la 13,5ª (V Amaltea) o 14ª (VI Himalia) y son por ello invisibles para nuestros instrumentos de aficionado, salvo que se utilice una cámara CCD y se conozca su posición exacta. Es factible estudiar los aspectos diarios de las lunas, los pasos (Tránsitos) sobre el disco del planeta, la ocultación tras el limbo de Júpiter o los eclipses por el cono de sombra del planeta; en ocasiones, a intervalos de 5 años y 11 meses, ellos mismos se ocultan o eclipsan, sucediéndose entonces los denominados "fenómenos mutuos", sólo visibles con instrumentos de mediana abertura y con bastantes aumentos (al menos 150-200). Con una CCD acoplada a reflectores de 150-200 mm de abertura se pueden hacer ya los primeros estudios sobre los mismos: medición de sus diámetros aparentes, curvas de reflexión de la luz según la posición orbital, color propio (con filtros de color) o movimientos orbitales, sin olvidar la captura de los fenómenos clásicos o mutuos cuando acontezcan. Un aficionado español, David Fernández-Barba (dfernand@mizar.am.ub.es), ha descubierto varias tormentas y perturbaciones en este planeta; del mismo modo estudia de modo permanente los fenómenos clásicos y mutuos de sus satélites, habiendo puesto a punto, junto a José Gómez Castaño (jgcas@compuserve.com) una nueva técnica para el estudio de sus tamaños.

SATURNO: es el planeta segundo en tamaño, aunque el primero en achatamiento ecuatorial; su disco ambarino oscila entre 18,4" en las oposiciones más lejanas y 20,75" en las más favorables: está cruzado, como Júpiter, por cinturones nubosos aunque menos notorios: destaca la presencia de una ancha y clara EZ (Ecuatorial Zone) bordeada por la NEB y la SEB, menos oscuros que en Júpiter. Las zonas polares SPZ y NPZ son los detalles más oscuros del disco del planeta; en ocasiones (como en septiembre de 1990) pueden aparecer nubes blancas que llegan, como en este caso, a extenderse por toda la zona ecuatorial del planeta aclarando la región de modo anormal. Estas manchas blancas aparecen con una periodicidad de unos 30 años (1876, 1903, 1933, 1960 y 1990) coincidiendo con el período de traslación del planeta alrededor del Sol. Alrededor del mismo, sobre la zona ecuatorial, se extienden vistosos anillos de partículas de roca, hielos y polvo, muy visible incluso con pequeños telescopios: en el mismo pueden apreciarse tres diferentes anillos, llamados de fuera a adentro: A, B (el más claro de todos) y C (más oscuro que los demás), así como una zona más oscura entre ellos denominada división de Cassini, de unos 5.000 km de anchura, visible a partir del telescopio de 75-80 mm de abertura; sólo con medianos instrumentos se aprecia un cuarto anillo (el D) más próximo al planeta y transparente. Con medianos instrumentos y con favorables imágenes se puede comprobar que sobre los anillos aparecen, en ocasiones, marcas oscuras o sub-anillos, se ve la sombra del planeta o incluso que a través de los mismos se aprecia el disco de Saturno. Alrededor del planeta giran numerosos satélites, el mayor de los cuales es el denominado V Titán, de 5.100 km de diámetro y magnitud 8 , visible telescópicamente como un disco de 0,88" de color naranja (debido a su atmósfera), con los bordes mas oscuros: gira en 15d 21h 51m; el resto de las lunas es de tamaño inferior y parecen siempre puntuales. V Rhea es de brillo más reducido (9,7 magnitud) y próxima al planeta, III Tethis tiene magnitud 10,3 , IV Dione es algo más débil (10,4 ) y difícil de apreciar debido a su proximidad al planeta, mientras que VIII Jápeto presenta diferentes brillos según esté a un lado u otro de su órbita (magnitud 10,1 a 11,9). El resto de las lunas (I Mimas o II Encélado) necesita de instrumentos superiores a 200-250 mm y más de 200-300 aumentos, buenas condiciones de visión y tener la precaución de evitar el brillo parásito del planeta, procurando dejarlo fuera del campo de visión del ocular. Con CCD este astro aparece maravilloso, sin olvidar en ningún momento la presencia de sus lunas más débiles: por ejemplo VII Hiperión, fácilmente visible con una CCD en cualquier momento de su órbita al ser de 14,2ª magnitud.

URANO: visualmente, desde lugares muy oscuros, aparece como una estrella de 5,5 magnitud en sus mejores momentos, idéntica en todo a las demás; en el instante en que se emplean ya 80-90 aumentos aparece como un disco esférico, difuso, de color amarillo-verdoso sin detalles evidentes: el diámetro aparente, desde la favorable oposición de 1966 (3,85") se va reduciendo de año en año hasta llegar a los 3,5" en la oposición afélica del año 2009. Con instrumentos de 150-200 mm de abertura empleando 200 aumentos o más, puede verse que es un disco brumoso, entre amarillo y verde, con los bordes más oscuros y sin marcas evidentes, salvo con buenas condiciones de visión y en momentos determinados. Incluso con instrumentos de mayor abertura (250-400 mm) poco es lo que se aprecia: cinturones nubosos desvaídos, el disco verdoso de bordes más oscuros y poco más: con un filtro amarillo o verde podemos intentar destacar este aspecto. Las cinco lunas del planeta (V Miranda, I Ariel, II Umbriel, III Titania y IV Oberón) no son visibles si no se trabaja, al menos, con telescopios de 200-250 mm de diámetro y más de 150-200 aumentos: las dos más externas aparecen como "estrellitas" de magnitud 13,7 -13,9 , que circundan en planeta en períodos de 8,70 y 13,46 días respectivamente. Cualquier CCD acoplada a un telescopio mediano permite capturar, sin problemas, los dos más externos e incluso los dos siguientes con focales superiores a 2-3 metros, utilizando filtros de color para bloquear la luz del planeta. En la densa obra "The planet observer' s handbook", escrita por Fred W. Price, se mencionan las observaciones efectuada en los años 1984-86 por el español Tòfol Tobal.

NEPTUNO: invisible a simple vista en cualquier circunstancia, con unos prismáticos se aprecia como una estrella de magnitud 7,7 ; con un diámetro aparente de sólo 2,29" es preciso el empleo de más de 120 aumentos para ver un diminuto y difuso disco borroso; incluso a través de un gran instrumento de 250-300 mm de abertura, con 250 aumentos y filtro de color, no es más que un astro con aspecto de "nebulosa planetaria" de tono azulado, con los bordes más difusos que su centro lo cual indica que posee una densa atmósfera. Sólo con grandes telescopios (250-400 mm y superiores) se pueden apreciar levemente sus bandas o sus detalles nubosos, siempre que lo permita la resolución del instrumento o la turbulencia. Cuenta con una gran luna (I Tritón) que con magnitud 13,5ª es visible incluso con un telescopio de 200 mm de abertura con cielos oscuros y limpios, aunque se elonga unos 17" del disco planetario, empleando más de 150-200 aumentos y procurando dejar el planeta fuera del campo visual del ocular: circunda el planeta en 5,876 días y factible capturarlo con cualquier CCD acoplada a instrumentos de 20-25 cm de abertura; II Nereida es demasiado débil para poder observarle (magnitud 18,7ª) salvo con CCD en telescopios medianos o grandes.

PLUTON: situado en los confines del Sistema Solar, es un diminuto cuerpo rocoso, cubierto de nieves de metano, que con magnitud 13,5ª en la oposición no es fácil de ver en ningún momento: incluso en su perihelio -a 29,647 U.A. el 12 de septiembre de 1989- no era más que una estrella telescópica minúscula y anodina; desde lugares con cielos oscuros y limpios o desde alta montaña un instrumento de sólo 150 mm de abertura ya permite avistarle, aunque habitualmente son precisos 200 mm para iniciar su búsqueda. Para llegar a verle (no es más que una débil estrellita) se precisa una buena carta celeste detallada (al menos astros de magnitud 14ª), una montura ecuatorial con seguimiento automático y bastante paciencia: se parte de alguna estrella cercana de referencia conocida, saltando de astro en astro hasta llegar a la zona en la cual se encuentra el planeta; incluso con un buen reflector no es más que una "estrellita" amarilla idéntica en todo a las vecinas. Su luna (Caronte) está tan pegada y es de brillo tan bajo que resulta invisible para medianos instrumentos, no así para grandes telescopios; rota sincrónicamente en torno a Plutón en 6d 9h.

ASTEROIDES. Entre las órbitas de Marte y Júpiter se encuentra una región del espacio ocupada por varios miles de pequeños cuerpos rocosos, muchos de ellos simples peñascos informes: los asteroides; el nombre proviene del aspecto que presentan vistos con grandes telescopios: simples astros puntuales. Los mayores asteroides, todos ellos telescópicos (salvo 4 Vesta en las mejores oposiciones), llegan en ocasiones a ofrecer un diminuto disco aparente próximo a 1" (como 1 Ceres) en el que no se aprecia detalle alguno; unos prismáticos nos permiten seguir los más brillantes (magnitudes 6ª a 9ª) sobre el fondo estrellado, apreciándose de este modo el movimiento aparente de noche en noche. Con reflectores de 200-300 mm de abertura y al menos 250 aumentos podemos apreciar el disco aparente de los mayores, en las más próximas oposiciones: pese a todo nada de interés puede estudiarse en un tembloroso disco afectado por la turbulencia. Un curioso grupo de asteroides (los "Troyanos") se sitúan en la misma órbita que Júpiter, ocupando dos Puntos de Lagrange: uno adelantado al movimiento del planeta y otro retrasado. Con una CCD acoplada a objetivos de 100-200 mm en delante podemos seguir el movimiento aparente sobre el fondo estelar: para efectuar astrometría de calidad se precisan ya focales de 2 metros en adelante, empleando programas tales como LAIA del G.E.A. (Grupo de Estudios Astronómicos). La búsqueda CCD o el seguimiento de asteroides puede efectuarse con instrumentos de 150-200 mm de abertura, un chip que cubra una región del cielo amplia (al menos 15-20') y un software adecuado para hacer "blinking" (parpadeo), además de buenos mapas digitales del cielo y un contacto permanente con el MPC, el organismo que coordina este tipo de trabajos. En España es el Observatorio Astronómico de Mallorca (astroam@dinki.bitel.es), ubicado en Costitx, uno de los pocos centros de aficionados que siguen, descubren y estudian, de modo permanente y profesional, este numeroso grupo de cuerpos.

Quien desee más amplia información sobre los planetas, de modo general o sobre uno de ellos en especial, así como técnicas de observación, cómo buscarlos, instrumentación y demás puede utilizar estas obras.

• Astronomía Planetaria con CCD, Francisco A. Violat Bordonau. Asesores Astronómicos Cacereños (1999).
• Problemas y ejercicios de Astronomía Planetaria, Francisco A. Violat Bordonau. Asesores Astronómicos Cacereños (2000).
• Sol, lunas y planetas, Erhard Keppler. Biblioteca Científica Salvat. Salvat Editores (1986).
• El nuevo Sistema Solar, varios autores. Libros de "Investigación y Ciencia". Editorial Prensa Científica (1982).
• Cosmos, Carl Sagan. Editorial Planeta (1980). Los capítulos siguientes:

  Capítulo III: "La armonía de los Mundos".

  Capítulo IV: "Cielo e Infierno".

  Capítulo V: "Blues para un planeta rojo".

  Capítulo VI: "Historias de viajeros".

• El mundo de los planetas, Wulff Heintz. Ediciones Iberoamericanas (1968).
• Guía de las Estrellas y los Planetas, Patrick Moore. Ediciones Folio (1982).
• El cometa Halley, José Luis Comellas y Manuel Cruz. Aula Abierta Salvat, Salvat Editores (1985).
• De Saturno a Plutón, Isaac Asimov. Alianza Editorial (1984).
• Astronomía, José Luis Comellas. Editorial Rialp (1983). Los capítulos siguientes:

  Capítulo II: "Instrumentos y métodos de observación".

  Capítulo V: "La observación de los planetas".

• Introducción a la Astrofotografía, José García García. Equipo Sirius.
• Planetas del Sistema Solar, Mijail Márov. Editorial MIR (1985).
• Curso de Astronomía general, Bakulin, Kononóvich y Moroz. Editorial MIR (1987).
• Historia del Telescopio, Isaac Asimov. Alianza Editorial (1986).
• La exploración de Marte, José Luis Sérsic. Editorial Labor (1976).

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