Fenómenos mutuos de los satélites de Júpiter

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Teniendo en cuenta que en los anuarios consta la hora de los eclipses, ocultaciones y tránsitos de los satélites, cualquiera podría llegar a pensar que sus movimientos orbitales son conocidos con toda precisión. Nada más lejos de la realidad: estos eventos acontecen entre varios segundos y algunos minutos antes o después de lo previsto por las teorías, lo que significa diferencias reales de posición de los satélites en el espacio entre varios centenares y unos pocos millares de kilómetros. Esto es así puesto que el movimiento de los satélites de Júpiter, lejos de ser bien conocido, es uno de los más complejos de la mecánica celeste, ya que se halla afectado por numerosas perturbaciones. Así, debido a los efectos de marea y a sus continuas erupciones volcánicas, se sospecha que Io pueda sufrir una aceleración secular por causa de la disipación de la energía. Todo esto implica que es muy difícil predecir exactamente en qué punto de su órbita se hallan los satélites. De hecho, con los más precisos métodos de observación, basándose únicamente en los fenómenos clásicos, como mucho puede obtenerse una precisión de unos 500 km. Sin embargo, si las mediciones se realizan con los fenómenos mutuos es posible determinar la posición espacial de los satélites con una precisión de 0"03 (poder resolutivo teórico de un buen telescopio de 4m en el espacio), es decir, con un error de unos 100 km, que en ocasiones incluso puede descender hasta sólo 30 km.

La primera teoría sobre el movimiento de los satélites galileanos, como se ha indicado más arriba, fue desarrollada por Sampson en 1910. Sin embargo, al existir con el tiempo notables diferencias entre lo previsto y lo observado, motivó que Lieske (en 1977) sacara sus efemérides conocidas como E-2, basadas en el ajuste de observaciones antiguas de eclipses, combinados con fotografías recientes.

Posteriormente determinó las E-3 tras el análisis de los eclipses registrados con varios medios entre 1652 y 1983. Por su parte Arlot, partiendo de las E-2 de Lieske y analizando observaciones fotográficas obtenidas entre 1891 y 1978, calculó en 1982 sus propias efemérides, las denominadas G-5. Los métodos y la descripción de las teorías son muy complejos y nos ocuparían mucho espacio. Baste con saber que para el cálculo se utilizan dos algoritmos distintos. El primero supone que los discos de los satélites son uniformes, en tanto que el segundo tiene en cuenta la fase y emplea la ley de Hapke de difusión de la luz para describir los discos aparentes de los satélites, que en todo caso se suponen poseen un albedo uniforme (sabemos que no es así).

¿Para qué tomarse tantas molestias para conocer con toda precisión los movimientos de los satélites? Aparte de las implicaciones astrométricas, existe un interés astronáutico real. Actualmente la nave Galileo se halla orbitando Júpiter y sobrevuela los satélites con aproximaciones rasantes a pocos centenares de kilómetros de su superficie. No obstante, como hemos visto, ni con las teorías más recientes es posible calcular con absoluta seguridad su posición real con un error inferior a unos pocos centenares de kilómetros, siendo el único medio para obtener mayor exactitud (entre 30 y 150 km) la observación de los fenómenos mutuos, que ha su vez sirve para comprobar y mejorar las teorías actuales. Por todo ello, tras las experiencias previas de 1979 y 1985, en las temporadas de 1990-91 y 1997 se volvieron a organizar campañas internacionales de observación (en parte patrocinadas por la Unión Europea) a las que se invitaron especialmente a participar a los astrónomos aficionados, los cuales aportaron observaciones visuales, fotográficas, con vídeo y fotométricas.