Fenòmens mutus dels satèl·lits de Júpiter

.

Tenint en compte que en els anuaris consta l'hora dels eclipsis, ocultacions i trànsits dels satèl·lits, hom podria arribar a pensar que els moviments orbitals dels satel·lits de Júpiter són coneguts amb tota mena precisió. No res més lluny de la realitat: aquests fenòmens esdevenen entre varis segons i alguns minuts abans o després del que és previst per les teories, el que significa diferències reals de posició dels satèl·lits a l'espai entre varis centenars i uns pocs milers de quilòmetres. Això és així ja que el moviment dels satèl·lits de Júpiter, lluny de ser ben conegut, és un dels més complexos de la mecànica celeste, ja que es troba afectat per nombroses pertorbacions. Així, a causa dels efectes de marea i a les seves contínues erupcions volcàniques, se sospita que Ió pugui sofrir una acceleració secular per causa de la dissipació de l'energia. Tot això implica que és molt difícil predir exactament en quin punt de la seva òrbita es troben els satèl·lits. De fet, amb els més precisos mètodes d'observació, basant-se únicament en els fenòmens clàssics, com a molt bé pot obtenir-se una precisió d'uns 500 km. No obstant això, si els mesuraments es realitzen amb els fenòmens mutus és possible determinar la posició espacial dels satèl·lits amb una precisió de 0"03 (poder resolutiu teòric d'un bon telescopi de 4m en l'espai), és a dir, amb un error d'uns 100 km, que en ocasions fins i tot pot baixar fins només 30 km.

La primera teoria sobre el moviment dels satèl·lits galileans, com s'ha indicat més amunt, va ser desenvolupada per Sampson el 1910. No obstant això, a l'existir amb el temps notable diferències entre el previst i l'observat va motivar que Lieske (el 1977) publiqués les seves efemèrides conegudes com I-2, basades en l'ajustament d'observacions antigues d'eclipsis, combinats amb fotografies recents.

Posteriorment va determinar les I-3 després de l'anàlisi dels eclipsis registrats amb diversos mitjans entre 1652 i 1983. Per la seva banda Arlot, partint de les I-2 de Lieske i analitzant observacions fotogràfiques obtingudes entre 1891 i 1978, va calcular el 1982 les seves pròpies efemérides, les anomenades G-5. Els mètodes i la descripció de les teories són molt complexos i ens ocuparien molt espai. Aquí n'hi ha prou en  saber que per al càlcul s'utilitzen dos algorismes distints. El primer suposa que els discos dels satèl·lits són uniformes, mentre que el segon té en compte la fase i empra la llei de Hapke de difusió de la llum per a descriure els discos aparents dels satèl·lits, que en tot cas se suposen posseeixen un albedo uniforme (sabem que no és així).

Per a què prendre's tantes molèsties per a conèixer amb tota precisió els moviments dels satèl·lits? A part de les implicacions astrométricas, existeix un interès astronàutic real. La nau Galileu ha estat orbitant recentment Júpiter, sobrevolant els satèl·lits amb aproximacions rasants a pocs centenars de quilòmetres de la seva superfície. No obstant, com hem vist, ni amb les teories més recents és possible calcular amb absoluta seguretat la seva posició real amb un error inferior a uns pocs centenars de quilòmetres, sent l'únic mitjà per a obtenir major exactitud (entre 30 i 150 km) l'observació dels fenòmens mutus, que al seu torn serveixen per a comprovar i millorar les teories actuals. Per tot això, després de les experiències prèvies de 1979 i 1985, en les temporades de 1990-91, 1997 i 2002-2003 es van tornar a organitzar campanyes internacionals d'observació (en part patrocinades per la Unió Europea) a les quals es van convidar especialment a participar als astrònoms aficionats, els quals han aportat observacions visuals, fotogràfiques, amb vídeo i fotomètriques.