 |
L'OBSERVACIÓ VISUAL
 Exemple de plantilla per al dibuix de Saturn.
L'observació de Saturn no és gens de fàcil. Les
elusives bandes i els seus possibles detalls únicament poden seguir-se amb facilitat i
seguretat amb telescopis de certa potència, i excepte en els estadis primers d'evolució
de les GWS (grans taques blanques), visibles en ocasions amb obertures molt petites (la de
1990 ho era amb un telescopi de 6 cm), és pràcticament impossible realitzar un estudi
morfològic amb un telescopi inferior a 15 cm. de fet, 20 cm hauria de ser el diàmetre
mínim (40 cm sembla ja un diàmetre adequat, encara que com més gran, millor).
Amb excepció de la NEB i la SEB, les altres bandes mostren un reduït contrast, la qual
cosa converteix en difícil la tasca de detectar-les perfectament i el dibuixar-les en la
seva latitud correcta. Això és degut, com ja s'ha indicat, a l'allunyament de Saturn del
Sol i que, a diferència de Júpiter, l'alta atmosfera sembla trobar-se molt per damunt de
les bandes, la qual cosa ocasiona que aquestes siguen vistes degradades a través d'un
filtre boirós (també són de per si de contorns regulars), a més d'una important
absorció i enfosquiment en els llimbs. Per si no fóra poc, són molt estretes i
separades entre si per zones d'un to mig. Per la qual cosa generalment només s'observen
unes poques, però qualsevol millora de la qualitat de la imatge o l'ús de telescopis
majors, mostra que en realitat existeixen diverses o fins i tot moltes, amb la qual cosa
no és possible anomenar-les adequadament com a bandes i zones temperades, seguint el
mateix criteri que en Júpiter.
A pesar de l'estructura de bandes, els detalls de Saturn són moltíssim menys marcats, de
grandària inferior i de forma distinta que els jovians. Els fistons, els ovals blancs,
les grans nodositats i complexitats que s'observen en certs dibuixos, generalment no són
més que el producte d'una interpretació errònia de certes formacions vistes
defectuosament per causa de la turbulència atmosfèrica, del descentrat òptic del
telescopi o de la imaginació i subjectivitat de l'observador. De fet, com més gran és
l'obertura del telescopi, tant més llises es mostren les bandes. Per això, Saturn
requereix un mètode d'observació propi:
a).- BANDES. En primer lloc es
procedir a situar en latitud les principals bandes, intentant representar-les amb la seva
amplària exacta i grau de curvatura. Prenent referències en els anells la tasca pot
realitzar-se amb una precisió fins i tot superior que en el cas de Júpiter.
b).- DETALLS. Ja s'ha indicat abans que els detalls són
escassos (la majoria de les vegades inexistents) i difícils de veure, precisar i
concretar. Per tant, l'observador ha de limitar-se a dibuixar únicament allò que pugui
percebre amb ABSOLUTA seguretat. Es tracta de seguir i estudiar l'evolució de les
formacions ennuvolades, no d'un concurs per a determinar qui veu més coses. És a dir,
encara que amb el perill de no enregistrar traços dèbils i inconcrets, el que es pretén
és identificar inequívocament, nit darrera nit, els mateixos detalls. Per la qual cosa,
s'ha de prescindir d'enregistrar tot allò que pugui induir a error o confusió els
analistes de les observacions. Encara que aquí s'ha indicat que és necessari tenir una
experiència prèvia amb Júpiter abans de passar a Saturn, no deixa de ser un perill,
doncs a pesar de les similituds, són dos planetes distints i no obstant això es té la
tendència a voler identificar els seus traços com si de detalls jovians es tractés,
quan aquests no existeixen al planeta dels anells.
El mètode d'observació consisteix a estar vigilants, esperant els instants de bona
visibilitat i únicament, només en aqueixos moments, es procedirà dibuixar les taques
que s'apreciin (quan h'hi hagi), prèvia confirmació després de haver-les vist de forma
reiterada. Aquest sistema d'observació es veu facilitat per dos fets: el primer és la
quasi absència de detalls, per la qual cosa la labor d'observació es redueix a una
patrulla o vigilància per si ocorre quelcom d'anormal i, en segon lloc, a l'existència
de la divisió de Cassini en els anells, la qual és un bon indicador de la qualitat de
les imatges: només si la divisió és visible amb el seu màxim contrast i definició, ha
de dirigir-se la mirada al globus del planeta per a intentar captar detalls. De no
donar-se aquesta circumstància, l'observador ha d'abstenir-se d'enregistrar el que cregui
que els seus ulls li mostren. La forta absorció atmosfèrica pot causar molt males
jugades a l'observador, ja que les bandes solen difuminar-se cap als llimbs. Això pot
provocar que, per efecte de la turbulència o per mantenir la mirada dirigida només cap a
un punt, es tingui la impressió de que mostren condensacions o debilitaments, la qual
cosa no acostuma a ser real. En el cas de percebre's un fenomen d'aquest tipus, abans de
fixar la vista en el fragment de banda, s'explorarà la resta de la mateixa, per a
confirmar la veracitat del fet.
Les zones solen mostrar detalls molt imprecisos, pràcticament impossibles de concretar i,
per tant, de dibuixar. Després de cerciorar-nos que allí existeix quelcom de cert, a
pesar de la recomanació de dibuixar únicament el que vegem amb seguretat, es farà
constar tal circumstància en els comentaris del dibuix i en el mateix es marcarà la seva
posició (per exemple un cercle indicant la regió). Ha de ser així ja que és possible
que no sapiguem interpretar els detalls per la turbulència o per utilitzar una obertura
insuficient, però un altre col·lega observant en millors condicions tal vegada si pugui
fer-ho i les nostres dades serveixin de confirmació.
Excepte l'EZ, les altres zones no solen ser clares ni ben definides, sinó que més aviat
se'ns mostren com a regions quelcom menys fosques que les bandes circumdants. Encara que
no pot concretar-ho, en ocasions l'observador s'adverteix que en el seu interior
existeixen detalls. Uns són subjectius, producte del baix contrast i de la turbulència,
però d'altres poden ser reals; normalment es tracta de dèbils bandes, fragments d'elles
o fins i tot de taques individuals fosques i clares, normalment de petita grandària: en
els moments de millor imatge s'ha d'intentar esbrinar de què es tracta.
Encara que no existeixen fistons ni grans ovals blancs (excepte les ocasionals GWS) o
altres tipus de detalls semblants als jovians, a vegades els observadors indiquen en els
seus dibuixos vels i columnes grises: generalment es tracta de fragments de banda molt
estrets, no resolts a causa de la turbulència o de la grandària del telescopi. També
pot tractar-se de petites taques fosques observades precàriament.
Com en Júpiter, es dibuixarà banda per banda i s'anotarà l'hora (exacta al minut) que
els distints detalls creuen el meridià central. Donades les dificultats observacionals ja
esmentades, generalment és impossible procedir prenent diverses estimacions d'un mateix
trànsit, atés que pel caràcter fugisser dels detalls, entre una visió i la següent
poden transcórrer diversos minuts. Per consegüent, cada vegada que es dibuixi un detall,
s'ha d'anotar l'hora en el comunicat d'observació, encara que no es trobi en el meridià.
Per a anomenar els detalls de Saturn i anotar un trànsit, s'aplicar la mateixa
terminologia i mètode que a Júpiter.
Els difícils detalls de Saturn poden realçar-se mitjançant l'ús de filtres acolorits,
aconseguint-se en ocasions resultats sorprenents. Per tant, el seu ús és especialment
recomanat. Desgraciadament, però, impliquen una pèrdua considerable de llum en una
imatge ja faltada de brillantor.
Finalitzat el dibuix, mentre els detalls encara romanen frescos a la memòria, mitjançant
llapis i goma d'esborrar es procedirà a rectificar tots aquells traços que, per haver
dibuixat en precàries condicions de comoditat i d'il·luminació, puguin ser després mal
interpretats. D'aquesta forma s'evitarà, per exemple, que un traç més fort involuntari
es converteixi amb el temps, al passar el dibuix en net, en una inexistent banda.
c).- ELS ANELLS. En principi, l'observació dels anells no
ofereix cap interès, per la qual cosa pot obviar-se la seva representació. No obstant
això, la bellesa intrínseca de Saturn es deu a ells, per la cual cosa un dibuix que els
mostrin amb tots els seus detalls sempre resulta molt més agradable de mirar. A més a
més, la visió o no de les divisions, discontinuïtats, canvis de matís i ombres
recíproques entre el globus del planeta i els anells sempre és una indicació per a
calibrar la qualitat de les imatges i, per tant, la fiabilitat dels detalls representats
en el globus.
Si l'obertura dels anells respecte a la línia de
visió és gran, el nombre de divisions que es poden observar ja és realment important,
depenent de la mida del telescopi i de la qualitat de les imatges. A l'anell A un telescopi de 12 a 13 cm ja és capaç de mostrar-ens la
divisió d'Encke. Actualment es coneix amb aquest nom a una autèntica solució de
continuïtat, a manera de la divisió de Cassini, però més estreta, aproximadament a un
quart de distància de la vora externa de l'anell. Abans dels Voyager la divisió d'Encke
es trobava al centre. Aquesta aparent contradicció es deu a que també són visibles
altres tres zones fosques, i l'efecte combinat de totes elles, en condicions mediocres de
visibilitat, donen la sensació de ser una d'única. L'autèntica, la més externa, un bon
reflector de 20 cm la mostra sense cap dificultat (amb molt bones imatges, clar
està).
A l'anell B es poden apreciar un mínim de 4 divisions i
distints canvis de to. Les més definides es troben en la part interna, on l'anell es
torna una mica fosc. Entre l'anell B i C
es troba una altra divisió, la de Lyot, quasi tan ampla com la de Cassini, però al
nostre entendre difícil de detectar amb un telescopi d'aficionat.
L'anell de crespó o C, contràriament al que normalment es
creu, no és un detall difícil, requerint la seva visió tan sols imatges calmades i
contrastades, podent-se observar amb un bon objectiu de mirall de 12 cm.
Després ve el controvertit anell D, el més intern. En quant
a la seva visió cal ser molt cauts. Si bé apareix en determinades fotografies (o amb
CCD), aquest fet podria deure's també, quasi amb absoluta seguretat, a un procés
fotogràfic originat durant l'exposició i el revelat, per un efecte combinat entre la
irradiació del disc planetari i la distribució dels grans fotogràfics de l'anell C ( o bé un artífex de tractament amb CCD). De fet,
fotogràficament apareix la denominada divisió de Guérin entre l'anell C i el D, no concordant en la seva
posició i amplària amb les fotografies dels Voyager, les quals si mostren l'anell, però
en una extensió molt més reduïda que en les visions terrestres. Visualment és més que
discutible el seu registre real doncs, a l'igual com en la fotografia, es produeix un
curiós efecte òptic, al coincidir la discutible vora interna de D
amb la Banda Equatorial, de manera que l'ull tendeix a prolongar aquesta fora del globus.
D'aquesta forma, el contrast entre el globus i el fons de cel dóna la impressió que
l'anell C s'estén en forma degradada fins a tocar el
planeta, materialitzant un més que dubtós anell D. Per
tant, els dibuixos que mostrin aquest traç han de ser presos amb grans reserves. Si
encara així hi ha qui vulgui intentar la seva observació, és necessari indicar-li que,
excepte utilitzar una òptica perfecta superior als 20 cm i comptar amb un cel
absolutament fosc i transparent, a més d'absència total de turbulència, és perdre el
temps.
Tots aquests detalls dels anells no és d'esperar que es puguin observar en el seu
conjunt, amb telescopis mitjans d'aficionat llevat que Saturn culmini a gran alçària
sobre els nostres cels, quan els anells estiguen pròxims a aconseguir la seva obertura
màxima, mostrant exclusivament l'hemisferi Sud.
Altres anells externs al A és utòpic l'intentar veure'ls.
No obstant això, és possible que en alguna ocasió s'hagi arribat a detectar, de forma
degradada, l'anell F, contigu al A,
ja que en l'historial d'observacions de Saturn en tot temps sempre hi ha hagut qui ha
cregut observar un dèbil anell de crespó extern. El F és
prou intens, però massa estret (la seva amplària és unes 8 vegades inferior a la
divisió de Cassini) per a ser resolt.
Ocasionalment en els anells s'arriba a observar detalls foscos i clars, estant la
literatura especialitzada plena d'exemples. Un dels més freqüents és l'aparició d'una
taca blanca, molt brillant, a l'anell B, junt amb el llimb
del planeta, a qualsevol costat del globus durant l'oposició, i fora d'ella generalment
al costat de l'ombra sobre l'anell. Aquest tipus de fenomen és conegut com a taca de
Terby, per ser precisament un aficionat anomenat François Terby qui la va observar per
primera vegada el 1889. Des de sempre aquest detall ha estat considerat no real, producte
d'un efecte de contrast. Fa uns anys vam poder analitzar un cas arribant a la conclusió,
sense cap dubte, de que la taca blanca era produïda per un tipus determinat de
turbulència atmosfèrica, lligada un petit descentrat de l'òptica del telescopi. Quan la
taca era visible s'apreciava una lleugera doble imatge en els llimbs i a la divisió de
Cassini. Si la turbulència amainava, o es procedia a retocar lleument el colimat del
telescopi, indefectiblement la taca blanca brillant desapareixia. Amb tot, no està de
més prestar alguna atenció a fenòmens anormals en els anells: durant decennis no es va
donar crèdit als observadors que afirmaven veure estries radials fosques (els fingers
i spokes) en els anells, fins que els Voyager les van fotografiar...
COTES D'INTENSITAT
És interessant indicar en els dibuixos la intensitat de les bandes, zones i dels detalls
ocasionals. Quan no existeix un altre mètode més objectiu, se solen emprar les escales
de Vaucouleurs de 10 a 0 (10=fons de cel, 2=anell B) o la de l'ALPO, idèntica a
l'anterior però utilitzada en sentit invers (0=fons de cel, 8=anell B). En l'actualitat,
la més utilitzada és aquesta última. A pesar del subjectiu de les mesures, és un bon
mitjà per a calibrar la importància de les formacions de Saturn. A mode orientatiu, la
intensitat de certs traços en l'escala de l'ALPO és la següent:
GWS (estats inicials) = 10, anell B = 8, EZ = 7, anell A de 5.7 a 6.3, NTB-STB = 3.4,
NEB-SEB = 3, NPR-SPR = 2.8, anell C de 2.1 1.4, divisió de Cassini = 0.7 i cel = 0.
|
|
