- Instante en el que se produce el brillo mínimo.
- Valor del descenso de brillo
- Duración del fenómeno.
Según el método de observación utilizado podrán
obtenerse los tres datos o sólo alguno de ellos. En cualquier caso, es imprescindible
registrar la hora con una precisión mínima de 0.5 segundos mediante la sincronización
de los relojes y cronómetros con las señales horarias que emite RNE al inicio de cada
hora o sintonizando alguna estación horaria (emiten en 75, 77.5, 2500, 3170, 3330, 4525,
5000, 10000 y 15000 KHz). Aunque sin duda otras emisoras dan la hora exacta, desagradables
experiencias en el pasado nos obligan a recomendar únicamente las citadas. En ningún
caso tomar la hora de las emisoras de televisión ni del servicio horario telefónico de
la CTNE. Muy útiles son también los relojes controlados por radio que ellos mismos se
sincronizan con un reloj atómico mediante las señales horarias que emite una emisora,
como por ejemplo DCF 77 en Alemania, y que son relativamente económicos.
Observación visual: Consiste en obtener el descenso
de brillo realizando estimaciones visuales por el método de Argelander (como si de una
estrella variable se tratara). Se empleará como comparación los otros dos o tres
satélites no afectados y pese a la rudimentario, J.E. Arlot nos ha indicado que animemos
a los aficionados que no poseen otros medios a realizar este tipo de observaciones, dado
que en 1985 los datos visuales resultaron sorprendentemente concordantes y precisos al ser
comparados con los fotométricos.
Observación fotográfica: Tras haber ensayado con
diversos tipos de película, tiempos de exposición y factores de aumento, durante un
fenómeno mutuo se tomarán fotografías del sistema joviano con un tiempo de exposición
correcto, siempre el mismo (sin que salgan subexpuestos o sobreexpuestos los satélites) a
intervalos regulares de 10, 15, 30, 45 o más segundos, según sea la duración del
fenómeno. Para calibrar la película y poder realizar luego fotometría fotográfica, al
inicio o al final (mejor en ambos casos), se procederá a fotografiar los satélites con
un tiempo de exposición 4 veces mayor al correcto, con el doble de tiempo, con el tiempo
normal, a mitad de tiempo de exposición y con una pose cuatro veces inferior a lo normal
(si 1 es el tiempo correcto, a 4, 2, 1, 1/2 y 1/4). Estas fotografías de calibrado deben
efectuarse sobre película del mismo carrete o en cualquier caso del mismo rollo si se
utila película en rollos de 17 o 30 metros. El revelado se realizará simultáneamente en
el mismo tanque. El análisis deberá hacerse mediante un microdensitómetro, lo que
supondrá para la mayoría tener que remitirnos los negativos originales.
Vídeo: Los registros mediante una
cámara de televisión y un vídeo domestico son perfectamente válidos.
Para ello deberían utilizarse tubos de imagen del tipo Nocticon o
Ultricon o cámaras CCD de TV con una sensibilidad entre 0.5 y 0.1 lux.
Debe emplearse una cinta de vídeo nueva de alta calidad. Con
dispositivos relativamente simples es posible grabar las señales horarias y comentarios
por medio del canal de audio. El factor de amplificación debe ser lo
suficiente para que los satélites no salgan ni demasiado débiles ni tan
brillantes que saturen la señal (el disco de Júpiter en cualquier caso si
saturará la imagen). Es este caso también será imprescindible el
mandarnos la cinta original de vídeo para su
análisis: Cada imagen debe ser digitalizada, seleccionada y
sumada, con el fin de poder determinar la intensidad de cada satélite y obtener la
correspondiente curva de luz. Quienes posean un digitalizador pueden
intentarlo por su cuenta, incluso saltándose la etapa de almacenar la
información en vídeo. Para ello las imágenes deberán almacenarse con
la mayor gama de grises posible (mejor 256 que 64). Esta técnica del vídeo,
por su complejidad y baja precisión, ha caído en desuso.
Fotometría fotoeléctrica (CCD o fotómetro): Es con
mucho el método más preciso. Consiste en obtener lecturas de la intensidad de brillo del
satélite, con el filtro V, a intervalos de 1 (con ayuda de un ordenador o un registrador
gráfico) a 10 segundos (adquisición manual). Como objeto de comparación puede
utilizarse el mismo satélite (u otro cercano), midiéndolo durante varios minutos antes y
varios minutos después del fenómeno. Sin embargo, a diferencia de la fotometría
estelar, existen varios factores que dificultan la obtención de los datos:
a). Contaminación luminosa debida a la proximidad de
Júpiter que dificulta la obtención de un fondo de cielo fiable.
b). Movimiento no lineal de los satélites, variable
de un fenómeno a otro (incluso durante un mismo fenómeno) y en cualquier caso distinto
del movimiento diurno.
c). Tamaño del diafragma: si es muy grande
imposibilita observar cerca de Júpiter o puede impedir la exclusión de un satélite no
afectado. Si es muy pequeño, el movimiento propio de los satélites obligará a
recentrados continuos.
El fondo del cielo se tomará a intervalos de 15 a 20
minutos y no el cualquier punto, sino exactamente al Norte y al Sur del satélite
(equidistante siempre lo mismo): se centra el satélite y, con el mando de declinación
del telescopio, se desplaza el diafragma al Norte y se toma una serie de lecturas. Luego
se procede del mismo modo, pero esta vez midiendo la luz del fondo al Sur del satélite.
El valor del fondo del cielo a tomar al reducir los datos debe ser el promedio de las dos
series de lecturas y la hora, el promedio de horas. Si el fenómeno es de larga duración,
será preciso tomar medidas del fondo del cielo durante el transcurso del mismo. En este
caso debería evitarse efectuarlas durante la hora prevista del mínimo.
Un punto a tener en cuenta es la rapidez
de los fenómenos a observar comparados con los de las estrellas variables. Es algo que al
principio siempre sorprende a los observadores. Esto significa que no es posible
entretenerse demasiado en cada operación y hay que preveerlo todo con suficiente tiempo,
empezando a observar aproximadamente una hora antes para comprobar que el instrumental
funciona perfectamente. Por lo demás, pese a las dificultades expuestas, la fotometría
fotoeléctrica de los fenómenos mutuos no presenta mayores problemas: en 1985, pese a ser
principiantes y no poseer experiencia previa, nuestras curvas de luz obtenidas con
telescopios y fotómetros de aficionado no se diferenciaron, ni en calidad ni en
precisión, de las obtenidas con grandes telescopios y fotómetros profesionales y
sucesivas campañas aún mejoramos apreciablemente la calidad de los datos.
