Estas dos imágenes de Júpiter fueron obtenidas en la región espectral de 2.3 micras (correspondiente a un «color infrarrojo, no visible» donde el gas metano absorbe casi toda la radiación que le llega). Naturalmente, necesitamos una cámara especial, sensible solo al infrarrojo, que se llamaba MAGIC, acoplada al telescopio de 3.5m de Calar Alto, el segundo más grande de Europa.
Empleando esta técnica, detectamos, desde Calar Alto, el primer impacto de la sucesión de fragmentos en que se había divido el cometa Shoemaker-Levy 9 antes de chocar contra Júpiter y posteriormente detectamos el resto de impactos observables desde Calar Alto. En la imagen de la izquierda vemos a Júpiter antes de producirse la primera colisión (la del fragmento denominado «A»), y en la derecha lo vemos en el momento de máximo brillo del suceso. Tanto el método que empleamos, como la detección en sí fueron comunicados a la comunidad científica casi simultáneamente a estar produciéndose, a través de la red internet.
Para cualquier uso de estas imágenes se requiere consulta previa
Además de detectar los impactos, se realizaron interesantes investigaciones al respecto de:
La región ecuatorial de Saturno se pobló entre 1991 y 1992 de una abundante cantidad de partículas en diferentes niveles de su atmósfera, pero principalmente en las partes altas de la troposfera, como se puede apreciar especialmente en las 2 imágenes tomadas con el filtro de 8920 Angstrom, que sondea las parts más altas de la atmósfera:
(1) Conjunto de imágenes de Saturno en el continuo y en las bandas del metano según se observaba en Julio de 1991. (2) Lo mismo en Agosto de 1992. Como se puede apreciar, la región ecuatorial es mucho mas brillante en las imágenes de la profunda banda de 8920 Angstroms en 1992. Las imágenes mostaradas son versiones de baja resolución (bajo detalle) de las versiones originales, y se muestran aquí con propósitos meramente ilustrativos. Para cualquier uso de estas imágenes se requiere su consulta. Las longitudes de onda a las que fueron tomadas estas imágenes, son, de izquierda a derecha y de arriba a abajo:
6184 Angstroms (metano)
6350 Angstroms (continuo)
7250 Angstroms (metano)
7500 Angstroms (continuo)
8920 Angstroms (metano)
9480 Angstroms (continuo)
Lo mismo que la anterior pero en Mayo y Septiembre de 1993 se aprecia en las imágenes de aquí abajo:
Como se puede apreciar, tanto en Mayo como en Septiembre de 1993 aún se mantenían niveles de brillo similares en la banda del metano en 8920 Angstroms, a los niveles de brillo altos que se apreciaban en 1992 en la zona ecuatorial, muy superiores a los de 1991. Por tanto, la alteración en las partes altas de la atmósfera aún se mantenía en 1993, y no sabemos bien cuánto duró. Todo esto se analiza pormenorizandamente, con modelos de transporte radiativo, en el trabajo «Saturn 1991-1993: Clouds and hazes», que publicamos en Icarus en 1996.
Conjunto de tres imágenes de Saturno, que ilustran el diferente aspecto que tiene Saturno según lo veamos dentro o fuera de las bandas del metano.
9480 Angstroms8920 Angstroms7500 AngstromsEstas imágenes fueron tomadas en 1991, desde el 1.5m de Calar Alto. Se trata de imágenes de baja resolución (escaso detalle) con propósitos meramente ilustrativos. Cualquier uso de este material debe ser supervisado por el IAA.
Combinando la información que nos proporcionan diversas bandas de absorción progresivamente menos profundas, con diferentes coeficientes de absorción, podemos obtener datos sobre la cantidad de partículas y nubes que hay en una atmósfera desde niveles profundos a menos profundos en ella, obteniendo lo que denominamos «la estructura vertical».
El obtener la estructura vertical requiere realizar complejos cálculos matematicos con los datos. Estos cálculos tienen en cuenta todos los procesos físicos que experimenta la luz cuando entra en una atmósfera y cuando sale de ella.
A veces no tenemos información física suficiente sobre ciertos procesos y tenemos que inventar o proponer diferentes escenarios físicos plausibles, que es lo denominamos «un modelo».
Espectro de Saturno que cubre la misma región espectral en la que está tomada la imagen central anterior. En la parte de arriba de la figura se muestra lo que denominamos el espectro bidimensional, en tonos de azul (en lugar de tonos de grises, que es lo habitual) tomado con la rendija del espectrógrafo orientada de este a oeste, por lo que se observan los anillos. En la parte inferior vemos una gráfica que corresponde a la intensidad de luz reflejada por la atmósfera en función de la longitud de onda, cerca del ecuador.
Los espectros bidimensionales, realizados situando una rendija larga y estrecha en el plano focal de un telescopio (la cual produce la primera dispersión), permiten obtener espectros de regiones específicas dentro del astro que se estudia y así, en Júpiter, podemos distinguir los cinturones de las zonas etc.
El espectro que se presenta en la figura es lo que se denomina un espectro sin calibrar, pues el número de píxel no se ha traducido a longitud de onda y los números de cuentas por cada píxel tampoco han sido convertidos a unidades de radiancia (potencia por unidad de área perpendicular a la dirección de la luz incidente, por unidad de angulo sólido, por unidad de longitud de onda).
El espectro que se presenta en la figura fue obtenido en el espectrógrafo Coudé del telescopio 1.5m de Calar Alto, en Junio de 1990.
En los planetas gigantes gaseosos como Júpiter y Saturno, el metano se encuentra bien distribuido, puesto que se trata de un compuesto químico que no condensa en la atmósfera en las condiciones de presión y temperatura que allí imperan, al contrario de lo que ocurre con el vapor de agua en la Tierra, que condensa dando lugar a nubes. En otras palabras, su concentración no aumenta de forma poco predictible con la profundidad en la atmósfera, sino que se mantiene constante. Esta es la razón por la cual los espectros e imágenes en bandas del metano son muy útiles para estudiar la estructura vertical de la atmósfera de Júpiter y Saturno.
Las bandas de absorción de otros gases, como el amoniaco, vapor de agua, etc. ofrecen también información útil para estudiar la estructura vertical, pero al tratarse de compuestos que pueden condensar a las temperaturas y presiones que imperan en los gigantes gaseosos, hemos de conocer cómo varía su concentración con la altura, lo cual depende de las condiciones meteorológicas y de otros aspectos bastante complicados.
Hay unas bandas de absorción del metano que absorben más cantidad de luz que otras. A las que absorben más se las denomina «bandas profundas» y a las que absorben menos, «bandas débiles». Cuanto más profunda es una banda de absorción (es decir, cuanto más absorbe), la luz que del sol que le llega al planeta profundiza menos en su atmósfera.
Por tanto, en ausencia de partículas o nubes que reflejen la luz que llega, cuanto más profunda es una banda de absorción, menos profundo llega la luz en el interior de la atmósfera del planeta. En otras palabras, las imágenes que obtenemos en las bandas profundas corresponden a los niveles más externos que podemos ver de su atmósfera, mientras que las imágenes en las bandas débiles nos proporcionan información sobre los niveles más profundos de su atmósfera.
Para obtener este tipo de imágenes, se utilizaron dispositivos de carga acoplada (o también llamados dispositivos CCD) que son mucho más sensibles que el ojo humano y que la mejor de las películas fotográficas. Estos dispositivos ya son comunes en muchas cámaras fotográficas digitales, si bien la mayoría de ellas van equipadas con otro tipo de sensores, denominados CMOS, que hoy por hoy siguen siendo menos sensibles que los CCD, pero en el futuro puede que no sea así. Los sensores CCD los venimos usando en la Astronomía profesional desde finales de los años 80 (poco después de su uso militar), y han de ser refrigerados a la temperatura del nitrógeno líquido (unos -133 grados) con objeto de que funcionen adecuadamente para fines astronómicos.
Además de CCD, se requiere el uso de filtros interferenciales de calidad de imagen, para que se puedan seleccionar las longitudes de onda que nos interesan. Por ejemplo, la longitud de onda de 8920 Angstroms corresponde a una región del espectro infrarrojo cercano, donde el gas CH4 (metano) absorbe casi toda la luz que le llega. Los filtros interferenciales usados tienen una anchura a media altura de unos 50 Angstroms, lo que significa que sólo dejan pasar la luz que está comprendida entre 8895 y 8945 Angstroms.
Además de todos estos aparatos, se necesita un buen telescopio situado en un lugar donde la turbulencia atmosférica no afecte negativamente a la captación de imágenes. Normalmente estos lugares se encuentran en la alta montaña, y lógicamente han de tener un buen número de noches despejadas de nubes. Esos criterios se cumplen bastante bien en el observatorio de Calar Alto, Almería, desde donde han sido tomadas estas imágenes.
Estas imágenes han de ser cuidadosamente calibradas en un proceso complejo.
Júpiter visto en la longitud de onda de 8920 Angstroms, en Febrero de 1992, desde el telescopio 1.5m de Calar Alto. La barra de escala representa la reflectividad según los tonos. Las zonas más brillantes corresponden a una reflectividad absoluta de alrededor de 0.14 (en otras palabras, Júpiter devueve hacia el observador como máximo un 14% de la luz que recibe de sol en esta longitud de onda. Aquí se reproduce una imagen con baja calidad, tan solo con propósitos ilustrativos en esta web. Para el uso de estas imágenes se requiere consentimiento del IAA.
Saturno visto en Julio de 1991 en tres longitudes de onda distintas, a saber:
9480 Angstroms8920 Angstroms7500 Angstroms
Como se observa en la imagen central, la presencia de metano en la atmósfera de Saturno hace que el planeta en sí no se vea, pues el gas metano absorbe prácticamente toda la luz que le llega en esta longitud de onda, mientras que los anillos (que no contienen metano) brillan normalmente.
Estas imágenes fueron tomadas en 1991, desde el telescopio 1.5m de Calar Alto. Son imágenes mostradas aquí son versiones con propósitos meramente ilustrativos y son versiones de escaso detalle (baja resolución). Para el uso de estas imágenes se requiere consentimiento del IAA.
