Planetas I. Estudio General CIENCIA

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Ciencia

Los cuerpos celestes más importantes que se mueven en torno al Sol, incluida la Tierra, se denominan p., palabra que significa errantes. Desde la Antigüedad fueron conocidos los p. Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno. El descubrimiento de Urano, Neptuno y Plutón se realizó en 1781, 1846 y 1930, respectivamente. Suelen dividirse en interiores (Mercurio, Venus) y exteriores (Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón), según que su órbita tenga un semieje menor o mayor que el de la órbita terrestre; y en grandes (Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno) y pequeños (Mercurio, Venus, la Tierra, Marte y Plutón), con arreglo a su masa. La denominación de pequeños p. también se aplica a los asteroides (v.).

Movimiento geocéntrico. En el estudio del movimiento geocéntrico, o relativo a la Tierra, se llama elongación a la diferencia entre las longitudes eclípticas de dos astros. En particular, si la elongación es de 0°, 90° ó 180°, se dirá que dichos astros están en conjunción, cuadratura u oposición, respectivamente. Con respecto al Sol, la elongación de los p. exteriores puede tomar cualquier valor entre 0° y 180°, en tanto que la de los interiores nunca sobrepasa un cierto valor (máxima elongación), que para Mercurio es de 22° 46’ y para Venus de 46° 20’. Esto indica que los p. interiores no pueden estar en cuadratura, ni oposición, con el Sol; pero, en cambio, presentan dos tipos distintos de conjunciones, según que el Sol se encuentre entre la Tierra y el p. (conjunción superior), o el p. entre el Sol y la Tierra (conjunción inferior).

Representando por S, T, P, los centros del Sol, la Tierra y un p., el ángulo a=STP se denomina ángulo de fase. Su valor, que oscila entre 0° y 180° para Mercurio y Venus, no supera para los restantes p. los siguientes valores: Marte 46°, lúpiter 12°, Saturno 6°, Urano 3°, Neptuno 2(> y Plutón 2°. Aparte las cuestiones apuntadas y otras que podrían exponerse sobre el movimiento geocéntrico, definiremos el periodo sinódico Q por la fórmula

1/Q=I1/ Ps-1/Ps0l,

donde Ps ,Ps0, son los periodos sidéreos orbitales del p. y de la Tierra, respectivamente.

Diámetro de los planetas. Un p. de radio r, situado a la distancia D de un observador terrestre, subtiende un ángulos, dado por la expresiónsen

sen s = r/D,

que se denomina seinidiámetro aparente de p. Recíprocamente,

r=D sen s=Ds"/206.265,

donde s" está expresado en segundos de arco, permitirá obtener el radio de un p. tan pronto como se calcule la distancia D (deducida de las órbitas del p. y de la Tierra) y se mida su diámetro aparente d"=2s". Tales medidas, ya sean visuales o fotográficas, están dificultadas por la turbulencia de la atmósfera, que inestabiliza las imágenes, los efectos de aberración y difracción del telescopio, los efectos fisiológicos del ojo humano, que varían de un observador a otro, la existencia de atmósfera en el p., que agranda el diámetro aparente, etc. En conjunto, puede decirse que el error medio de este tipo de observaciones es de un 5%, resultando algo superior para las observaciones fotográficas.

Los métodos seguidos se pueden reducir a tres: a) por medidas microinétricas, ya sean del micrómetro filar, en el que ambos hilos (fijo y móvil) se sitúan tangentes en los extremos de un diámetro del disco del p.; ya sean del micrómetro de doble imagen (Müller), en el que un sistema óptico colocado en la trayectoria de los rayos luminosos descompone la imagen en otras dos, de distancia regulable, bastando situar ambas imágenes tangentes para efectuar la medida. b) Por medio de un disco artificial, que forma una imagen sobre el plano focal del anteojo, cuyo color, tamaño y brillo pueden hacerse parecidos al del p. que se mide. c) En algunos casos (Júpiter, p. ej.), el diámetro aparente de un p. puede obtenerse midiendo el tiempo de ocultación de uno de sus satélites.

La medida de diámetros en distintas direcciones permite, en general, deducir el achatamiento

v= (r e-r p)/r e

(r e =radio ecuatorial, r p =radio polar, del p.) y, por tanto, el volumen del p.

Masa y densidad. La masa de un p. se suele calcularya sea por medio de la órbita relativa de alguno de sus satélites, ya por las perturbaciones que ejerce sobre otros p. más o menos próximos. En el primer caso basta aplicar la tercera ley de Kepler

k2(m p+ m s) = n2a3

que relaciona las masas m p, m s del p. y su satélite (masa del Sol=1), con el movimiento medio n, el semieje a y la constante de Gauss k=0,01720209895. P. ej., aplicando esta fórmula a Júpiter y su satélite lo, para el cual es

n=3,551552,

a=0,00281818 UA,

resulta

m p+ m s=1/1048,2,

en tanto que los datos actuales indican

m p+ m s=1/1047,32,

y para la masa de Júpiter 1/1047,36.

La introducción de un término correctivo o, que depende de las perturbaciones originadas, por achatamiento del p. e influencia de otros cuerpos del sistema solar, conduce a la expresión más usada en el cálculo de masas.

La principal causa de error reside en las medidas del semidiámetro. El cálculo de masas por perturbaciones causadas a otros cuerpos (satélites, asteroides, etc.), o por ajuste en el movimiento conjunto de varios p., no se puede describir aquí.

Suponiendo conocidas las masas y volúmenes de los p., entre ellos la Tierra, podrán relacionarse fácilmente las masas y densidades de aquéllos con la de nuestro p., con lo cual el cálculo de masas (en gramos) y densidades (con respecto al agua) solamente dependerá de las mismas medidas efectuadas sobre la Tierra. Todos estos resultados pueden ser, asimismo, aplicados a la determinación de la aceleración de la gravedad y la velocidad de escape (velocidad parabólica) en la superficie del p.

Observaciones espectroscópicas. La luz solar reflejada por los p. y observada con el espectrógrafo muestra el espectro del Sol ligeramente modificado por la atmósfera del p., cuando ésta existe. Esto se manifiesta en algunas bandas de absorción que se superponen al espectro solar y que, en’ ocasiones, pueden ser identificadas. Es de notar que la luz que llega al espectrógrafo atraviesa también nuestra atmósfera, por lo cual la identificación de aquellos componentes que coexisten en ambas atmósferas resulta muy difícil. La aplicación de las técnicas espaciales supondrá, probablemente, un sustancial avance en el estudio de atmósferas planetarias, como ya ha ocurrido en los casos de Venus y Marte. En resumen, los principales componentes identificados en la atmósfera de los p. son: CH4, NH3,He, H2,C02, H2O, y probablemente N2 y CO.

Otro tipo de investigaciones se relaciona con las determinaciones de rotación. En efecto, cuando el disco de un p. puede ser observado independientemente en dos bordes opuestos, se comprueba un desplazamiento Dl de las rayas espectrales, por efecto Doppler (v.), de tal manera que, si es c la velocidad de la luz, X la longitud de ondade la raya, r el radio del p. y r su periodo de rotación, se obtiene

t=4prl/cDl

El método proporciona información, además, sobre la velocidad, orientación del eje y s entido de la rotación.

El cuadro de pie de página resume algunas magnitudes ya citadas.

Observaciones fotométricas y albedo. En la medida (visual, fotográfica o fotoeléctrica) del brillo de los p., como en casi todas las cuestiones de fotometría estelar, los astrónomos usan las magnitudes como unidad. Los resultados dependerán, por tanto, del intervalo de frecuencias para los que es sensible el instrumento y del punto cero que haya servido para su calibración. En particular, las magnitudes se denotarán por m,, (visuales), m (radiación efectiva de 5.540 A), etc. La diferencia entre dos de ellas es un índice de color. Despreciando posibles variaciones debidas a rotación, absorción del medio, etc., la magnitud aparente de un p. viene dada por la fórmula

m=m0+5 log DR+f(a),

donde D,R, son las distancias del p. al observador y al Sol, m0 la magnitud para

D=R=1 UA (unidad astronómica de distancia)

y f(a) una corrección que depende del ángulo de fase a, por la fracción de disco iluminado y, sobre todo, por la reflexión difusa en la superficie y atmósfera del p. Esta corrección puede desarrollarse en serie (Danjon, 1959)

f(a)= a(a/ 100°) + b(a/ 100º)2 + c(a/ 100º),

si bien para los p. exteriores puede prescindirse de los dos últimos términos.

Otra magnitud que tiene gran importancia es el albedo, concepto del que existen diversas definiciones. En los p. parece más adecuado referirse al albedo de Bond, que se define por la relación entre el flujo total de energía reflejada por el p. en todas direcciones y el flujo total de energía recibida por éste. Naturalmente, el albedo puede estudiarse para un cierto intervalo de longitudes de onda, p. ej., A? (albedo del espectro visible), o para todas las radiaciones del espectro (albedo integral A).

Observaciones polarimétricas. Los rayos de luz solar que inciden sobre la superficie de un p. pueden ser reflejados, absorbidos, refractados, difractados y difundidos, de ahí que la luz recibida por un observador terrestre se encuentre parcialmente polarizada.

Se denomina plano de visión al determinado por el Sol (S), el p. y el observador (O), y el grado de polarización p, que depende del ángulo de fase a=SPO, se expresa por el cociente

p=(I1-I0)/( I1-I0),

donde I0 e I1 son las intensidades de la radiación en el plano de visión y en la dirección normal a dicho plano, respectivamente. Medidas efectuadas para distintos valores de a permiten representar la función y=p(a) o curva de polarización, que suministra valiosa información sobre la superficie y la atmósfera del p. Para ello se efectúa un estudio previo de las curvas de polarización de los distintos materiales existentes sobre la Tierra (rocas, mares, nubes, vegetación, etc.), y los resultados obtenidos se comparan con las curvas observadas en los p. y satélites (v.). Los polarímetros usados responden a técnicas y diseños muy diversos, pero, en general, están adaptados a la observación visual, fotográfica o fotoeléctrica.

Temperaturas. La temperatura teórica deducida para la superficie de un p. depende de las hipótesis que se hagan sobre su comportamiento respecto a la absorción y emisión de las radiaciones. Así, admitiendo que se comporte como un cuerpo negro, la ley de Stefan establece que la energía emitida en erg/seg/cm2 viene dada por

E = 4pR2sT4

donde T es la temperatura absoluta y

s=5.672 · 10-5 erg · cm-2 · seg-1 · grad-4.

Por tanto, si rs r, son los radios del Sol y el p., y Ts T, sus temperaturas (efectivas) respectivas, de la energía emitida por el Sol

(=4prs2sT4)

el p. (de albedo A) absorberá la fracción

rs2sTs4pr2(1-A)/R2,

donde R es la distancia Sol-p. Suponiendo que el p. tenga una temperatura uniforme por toda su superficie, la energía absorbida igualará a la emitida

E = 4pr2sT4,

de donde se deduce

T= T,(r,12R)112(1-A)u^.

Expresando R en UA y tomando T,=5750° K,r,=695.700 km., resultaT=277 J(1-A)1R2. Mejor aproximación se obtiene tomando E = 27rr2o-T j,4 (emisión de un hemisferio) oE=7rr2o-T p4(emisión de un disco), quedando TI,=329/(1-A)/R2, o bienTp=392,’/(1-A)/R2(temperatura del punto subsolar).

Medidas radiométricas de magnitud, por medio de pares termoeléctricos, han permitido a Pettit y Nicholson obtener resultados más directos que concuerdan con los anteriores. También se han obtenido temperaturas planetarias por medidas espectroscópicas y radioeléctricas (V. RADIOASTRONOMÍA).

La siguiente tabla resume algunas magnitudes observadas:

V. t.: ESPECTROS; ESPECTROSCOPIA.

R. CID PALACIOS.

BIBL.: G. P. KUIPER y B. M. MIDDLEHURST, Planets and Satellites, Chicago 1961; G. P. KUIPER, Planetary and Satellite Atmospheres, en Reports on Progress in Physics, XIII, Londres 1950, 247; A. DANION, Astronomie Générale, París 1959; H. N. RUSSELL, On the Albedo of the Planets and their Satellites, "Antrophysical lournal", 43, Chicago 1916, 173; O. BINDER, Los planetas, México 1965.