L'OBSERVACIÓ VISUAL DE SATURN
CÀLCUL DE PERÍODES DE ROTACIÓ

© GEA

CÀLCUL DE PERÍODES DE ROTACIÓ

L'atmosfera de Saturn no es comporta com un cos rígid, sinó que posseeix una rotació diferencial, girant els detalls equatorials amb un període uns 25 minuts més curt que els situats a altres latituds, existint notables diferència d'una banda a una altra. Malgrat això, com ja ha sigut indicat, Saturn mostra molt pocs detalls individuals que subministrin informació per al càlcul de períodes de rotació, encara que molt de temps en temps poden aparèixer en qualsevol latitud algunes taquetes clares o fosques, així com també reforçaments parcials d'intensitat d'alguna banda o petites tires fosques. De donar-se aquesta circumstància, l'observador deu d'anotar l'hora del pas pel meridià d'aquests detalls, a l'igual com es fa a Júpiter.

Per a calcular la posició en longitud dels detalls de Saturn ha de recórrer-se a les taules que es publiquen en els anuaris, com el de San Fernando, a programes informàtics o consultar-ho en certes Webs d'Internet, sabent que els detalls de la Zona Equatorial (EZ i EB) i de les bandes equatorials adjacents (NEB i SEB) es mouen d'acord amb el Sistema I (període: 10h 14m 13s08), mentre que el Sistema III o radioelèctric (10h 39m 24s) s'utilitza per a la resta del planeta, des de la vora nord de la NEB (NEBn) fins a la NPR i des de la vora Sud de la SEB (SEBs) fins a la SPR. Si un detall pot seguir-se durant algunes setmanes serà factible determinar la seva deriva diària Dl respecte al sistema de rotació que li correspon. En aquest cas, el càlcul del seu període de rotació és molt fàcil mitjançant l'ús de les següents fórmules:
 

 
De fet, el Sistema II es dóna únicament a títol de curiositat ja que actualment no s'utilitza, havent sigut reemplaçat pel Sistema III. A més a més, sempre que s'especifiqui la velocitat d'un detall en metres per segon, cal fer-ho respecte al Sistema III. En quant al signe de la deriva diària Dl, cal tenir en compte que és negativa si el detall es mou més ràpid que el Sistema de referència (moviment cap a les longituds decreixents) i positiva si resulta més lenta.

La velocitat zonal dels detalls en metres per segon (u) amb respecte al Sistema III pot determinar-se mitjançant la següent fórmula:

u (f) = 2Pa . cos f [(1/t) - (1/t₁)]

on a es el radi equatorial de Saturn (60.330 km), f la latitud del detall, t₁ el període de rotació del Sistema III expressat en minuts y t el període de rotació del detall, tambén expressat en minuts.

DETERMINACIÓ DE LA LATITUD

Per a calcular la latitud cal conèixer primer el radi polar r i la distància i del detall o banda (quan estigui en el meridià central) a partir del centre del disc. El valor d'i és positiu cap al Nord i negatiu cap al Sud. Després, d'un anuari astronòmic es prendre la declinació saturnocèntrica de la Terra B.

Llavors es trobara l'angle B' sabent que

B' = 1.12 tan B

Amb l'expressió sinus (b' - B') = i/r es determina el valor de b'. Finalment, es procedeix a calcular la latitud saturnocèntrica C, sabent que C = tan b' / 1,12.

Si el que es vol és la latitud saturnogràfica L, pot determinar-se mitjançant la fòrmula:

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

Grup d'Estudis Astronòmics