LA OBSERVACIÓN VISUAL DE SATURNO
CÁLCULO DE PERÍODOS DE ROTACIÓN

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CÁLCULO DE PERÍODOS DE ROTACIÓN

La atmósfera de Saturno no se comporta como un cuerpo rígido, sino que posee una rotación diferencial, girando los detalles ecuatoriales con un período unos 25 minutos más corto que los situados en otras latitudes, existiendo notables diferencia de una banda a otra. Sin embargo, como ya ha sido indicado, Saturno muestra muy pocos detalles individuales que suministren información para el cálculo de períodos de rotación, aunque muy de tiempo en tiempo pueden aparecer en cualquier latitud algunas manchitas claras u oscuras, así como también reforzamientos parciales de intensidad de alguna banda o pequeñas tiras oscuras. De darse esta circunstancia, el observador deber anotar la hora del paso por el meridiano de estos detalles, al igual como se hace en Júpiter.

Para calcular la posición en longitud de los detalles de Saturno debe recurrirse a las tablas que se publican en los anuarios, como el de San Fernando, a programas informáticos o consultarlo en ciertas Webs en Internet, sabiendo que los detalles de la Zona Ecuatorial (EZ y EB) y de las bandas ecuatoriales adyacentes (NEB y SEB) se mueven de acuerdo con el Sistema I (período: 10h 14m 13s08), en tanto que el Sistema III o radioeléctrico (10h 39m 24s) se utiliza para el resto del planeta, desde el borde Norte de la NEB (NEBn) hasta la NPR y desde el borde Sur de la SEB (SEBs) hasta la SPR. Si un detalle puede seguirse durante algunas semanas será factible determinar su deriva diaria Dl con respecto al sistema de rotación que le corresponde. En tal caso, el cálculo de su período de rotación es muy fácil mediante el empleo de las siguientes fórmulas:
 

 
De hecho, el Sistema II se da únicamente a título de curiosidad ya que actualmente no se utiliza, habiendo sido reemplazado por el Sistema III. Además, siempre que se especifique la velocidad de un detalle en metros por segundo, hay que hacerlo con respecto al Sistema III. En cuanto al signo de la deriva diaria Dl, hay que tener en cuenta que es negativa si el detalle se mueve más rápido que el Sistema de referencia (movimiento hacia las longitudes decrecientes) y positiva si resulta más lenta.

La velocidad zonal de los detalles en metros por segundo (u) con respecto al Sistema III puede determinarse mediante la siguiente fórmula: 

u (f) = 2Pa . cos f [(1/t) - (1/t₁)]

donde a es el radio ecuatorial de Saturno (60.330 km), f la latitud del detalle, t₁ el período de rotación del Sistema III expresado en minutos y t el período de rotación del detalle, también expresado en minutos.

DETERMINACIÓN DE LA LATITUD

Para calcular la latitud hay que conocer primero el radio polar r y la distancia y del detalle o banda (cuando esté en el meridiano central) a partir del centro del disco. El valor de y es positivo hacia el Norte y negativo hacia el Sur. Luego, de un anuario astronómico se tomar la declinación saturnocéntrica de la Tierra B.

Entonces se hallara el ángulo B' sabiendo que 

B' = 1.12 tan B

con la expresión sin (b' - B') = y/r se determinar el valor de b'. Finalmente, se proceder a calcular la latitud saturnocéntrica C, sabiendo que C = tan b' / 1,12

Si lo que se desea es la latitud saturnográfica L, puede determinarse mediante la fórmula: 

tan C = tan L / (1.12)², o también log tan C = log tan L - 2 log (1.12).

Grup d'Estudis Astronòmics