7 Ciencia en Acción

Autores: Roberto Palmer Navarro, Emilio Rojas Carmona (16), Ángel Sánchez Illana (16), Javier Ortíz Fernández (16) y Ruby Osorio Gallo (16).

The astronomical observation is based on the detection and recording of the radiation emitted by the stars and by the regions that separate them; this energy is broadcast in all directions but only a fraction of the same one reaches the Earth and a part of this radiation is not able to cross the atmosphere. The atmosphere is transparent to the waves corresponding to the visible one, that easily we detect at sight or with the aid of terrestrial optical telescopes. It is transparent to the radio waves too, a type of nondetectable radiation in the optician and for this reason it is to us not so familiar neither its form nor its detection; this type of radiation is registered with radio telescopes.
Our experience has consisted of detecting and recording the emission in Jupiter radio, for being one of the radio waves easier to be detected basically fortwo reasons, firstly because specialized instruments are not necessary to be used, and it is sufficient a short-wave receiver and an adapted antenna, and in the second place because the signal is sufficiently intense to be distinguished from other radiations of terrestrial origin. So we have consulted the predictions and the conditions that surround each electromagnetic storm and we have verified that the storms detected and recorded between 19h and 21h on 27th of June of 2006 are of the Io-C type and the detected one around 19h30m in the following day the 28th is of the Io-B type, in the 21 frequency of MHz.

La observación astronómica se basa en la detección y registro de la radiación emitida por los astros y por las regiones que los separan; esta energía es radiada en todas las direcciones pero solo un fracción de la misma alcanza la Tierra y una parte de esta radiación no es capaz de atravesar la atmósfera. La atmósfera es transparente a las ondas correspondientes al visible, que fácilmente detectamos a simple vista o con la ayuda de telescopios ópticos terrestres. También es transparente a las ondas de radio, un tipo de radiación no detectable en el óptico y por este motivo no nos es tan familiar ni su forma ni su detección; este tipo de radiación se registra con radiotelescopios.
Nuestra experiencia ha consistido en detectar y registrar la emisión en radio de Júpiter, por ser una de las ondas de radio más fáciles de detectar por dos motivos básicamente, uno porque no es necesario un instrumental especializado, es suficiente un receptor de onda corta y una antena adecuada, y dos porque la señal es suficientemente intensa como para distinguirla de otras radiaciones de origen terrestre. Para ello hemos consultado las predicciones y las condiciones que rodean cada tormenta electromagnetica y hemos comprobado que las tormentas detectadas y registradas entre las 19h y 21h del 27 de junio de 2006 son del tipo Io-C y la detectada en torno a las 19h30m del siguiente día 28 es del tipo Io-B, en la frecuencia de 21 MHz.

La radiación electromagnética (EM) es una perturbación energética que se propaga incluso en el vacío y es producida por el movimiento de partículas cargadas, la carga produce campos eléctricos variables y el movimiento de ellas campos magnéticos variables. La radiación EM se propaga por el espacio como una onda que representa la perturbación variable de todas las partes del espacio en función del tiempo y de la posición. Una onda queda perfectamente caracterizada por su velocidad, frecuencia y longitud de onda: la longitud de onda λ es la distancia entre dos posiciones consecutivas donde la perturbación es máxima o mínima en un instante dado y la frecuencia ν es el número de veces por segundo que un mismo punto del espacio pasa por una perturbación máxima o mínima.

En el vacío las radiación EM se propaga a la máxima velocidad c de 299792 km/s siendo su relación con la frecuencia y la longitud de onda:

c = λ · ν

Como la velocidad de la radiación EM permanece constante la radiación de frecuencia elevada tiene longitudes de onda corta y al revés una radiación de frecuencia pequeña tiene longitudes de onda larga. La radiación EM emite en continuo en cualquier frecuencia o longitud de onda, el intervalo que va desde elevadas a bajas frecuencias o de cortas a largas longitudes de onda recibe el nombre de espectro de la radiación. El espectro está dividido en intervalos de frecuencia que, de mayor a menor frecuencia o de menor a mayor longitud de onda, reciben nombres específicos: rayos gamma, rayos X, radiación ultravioleta UV, luz visible, radiación infrarroja IR, microondas y ondas de radio.

espectro de la radiación electromagnética

La atmósfera actúa como un filtro de la radiación EM, es opaca para los rayos UV y para ondas de radio cuya longitud de onda es superior a los 10 m, debido a la interacción con la ionosfera, sin embargo es transparente (ventanas) a la radiación UV más baja, visible, infrarrroja y ondas hasta las centimétricas.

La observación astronómica en radio se inicia en 1931 con Karl G. Jansky en New Jersey que utilizó una antena preparada para sintonizar radiación EM de 14,6 m de longitud de onda.

La emisión de la radiación se basa en mecanismos térmicos y no térmicos, en el primero de ellos cuánto más elevada sea la temperatura del cuerpo emisor más elevada será la frecuencia de la onda, mientras que en los no térmicos la emisión se basa en diversos mecanismos pero que se diferencian de los térmicos en que cuanto mayor es la temperatura menor es la frecuencia de la onda. En una radiación térmica de un cuerpo que emite ondas de radio viene a tener una temperatura de 10 K. Una emisión no térmica como es la radiación sincrotrón se basa en el movimiento de partículas cargadas con elevadas velocidades en el interior de campos magnéticos.

Las fuentes de radio se encuentran en el medio interestelar, en las estrellas y en el sitema solar. Dentro del sistema solar todos los cuerpos emiten ondas de radio en función de su temperatura, es decir radiación térmica; pero solamente el Sol y Júpiter emiten radiación no térmica. En el Sol estas emisiones están ligadas a las fulguraciones solares y en Júpiter a la interacción con su satélite Io.

Descubrimiento de las ondas de radio de Júpiter

En 1955 los científicos Bernard Burke y Kennth Franklin del Carnegie Institute de Washington descubrieron que Júpiter era una fuente intensa de ondas de radio. Detectaron esta emisión con una antena diseñada para sintonizar una frecuencia de 22 MHz (mega hertzios, 1MHz=1 millón de veces por segundo, de veces que en un punto del espacio se detecta un máximo o mínimo de perturbación).
Comprobaron su antena con una fuente de radio bien conocida en la época, la nebulosa del Cangrejo, y observaron que habían registros que no podían identificar. Para descartar que estas emisiones observadas y no identificadas tuvieran su fuente en la Tierra, como ignición de motores de vehículos, líneas eléctricas, motores de electrodomésticos, etc. realizaron sucesivas observaciones y comprobraron que esta emisión aparecía cada día con una antelación de 4 minutos, lo que confirmaba que se trataba de una fuente extraterrestre y finalmente se la adjudicaron a Júpiter que se econtraba en aquellos momentos en las cercanías de la nebulosa del Cangrejo.

Datos físicos y características de los movimientos básicos de Júpiter y su luna más cercana Io.
Masa (kg)	1,90·10²⁷	8,89·10²²
Radio ecuatorial (km)	71492	1815
Densidad media (g/cm³)	1,33	3,55
Distancia media desde	el Sol 5,20 UA	Júpiter 421600 km
Período rotacional	9,94 horas	1,77 días
Período orbital	11,86 años	1,77 días

El mecanismo de la radiación sincrotrón de Júpiter se debe a la existencia de un campo magnético que rodea Júpiter, muy superior en tamaño e intensidad al de la Tierra, que es capaz de atrapar partículas cargadas procedentes del viento solar, del propio planeta y de las emisiones volcánicas de su satélite más próximo Io. Estas partículas cargadas se mueven a velocidades elevadas trazando trayectorias espirales al tiempo que radian energía que se propaga al espacio en forma de ondas electromagnéticas. La intensidad de esta radiación depende del campo magnético, de la densidad de las partículas cargadas (electrones) y de su energía; es una radiación isótropa, se emite en todas las direcciones, pero desde la Tierra solo se detecta cuando la dirección del campo magnético es perpendicular a la línea de visión.
La emisión que de forma simple podemos registrar es la decamétrica, ondas con longitudes de onda en torno a los 10 m, que corresponde a una radiación no térmica, una radiación sincrotrón. Las tormentas que preceden a una emsión de este tipo suenan como las olas rompiendo en la orilla del mar.

Con las observaciones hechas sobre esta radioemisión se ha podido establecer que la probabilidad de que se produzcan dependen de que a) Júpiter esté sobre el horizonte (es preferible que el Sol esté por debajo del horizonte para descartar que las emisiones sean debidas a fulguraciones solares), b) el planeta presente unas coordenadas planetográficas determinadas y c) su satélite Io ocupe una cierta posición en su órbita.

Las coordenadas geográficas son usadas en la superficie terrestre y un sistema equivalente llamado coordenadas planetográficas se usa para otros planetas, en algunos casos se utilizan otros nombres para designar estas coordenadas: coordenadas areográficas en Marte, selenográficas en la Luna, y heliográficas en el Sol.

La definición de coordenadas planetográficas requiere un esquema de asignación de líneas de longitud y latitud, las líneas de longitud se configuran primero definiendo un meridiano cero que actúa como origen de longitud, siendo un meridiano cualquier círculo que une ambos polos; el meridiano cero es un meridiano elegido de forma arbitraria, que normalmente pasa por una característica relevante del planeta, como por ejemplo un cráter o como en la Tierra que pasa por el observatorio real en Greenwich, Inglaterra. Una vez especificada la longitud cero, se consideran longitudes positivas las tomadas en la misma dirección de rotacion del planeta, que también coincide con la dirección este, si se designa el meridiano en grados, de 0 a 360º.
La otra componente de las coordenadas planetográficas es la latitud. Las líneas de latitud son círculos centrados en el eje de rotación del planeta paralelos al ecuador. La latitud cero está en el ecuador, y 90º en el polo norte. El polo norte se distingue del sur cuando al mirar el planeta desde arriba este gira en sentido antihorario.

En resumen, las coordenadas planetográficas son un sistema de coordenadas creado al configurar líneas de longitud y de latitud en los planetas. El meridiano cero se define referente a una característica relevante; la longitud es positiva en la dirección de rotación, y la latitud positiva en la dirección del polo norte.

Coordendas planetográficas de Júpiter (Sistema II) de Damian Peach

Tipos y predicción de tormentas en Jupiter

La longitud del meridiano central (CML) es el meridiano de una cierta longitud en Júpiter que está alineado con el observador terestre en un instante dado; el planeta tiene un periodo de rotación aproximado de 10 horas, por lo que la CML cambía de 0 a 360º casi dos veces y media por día.

El satélite Io gira en sentido antihorario con con un periodo inferior a 2 días, cuando Io está en conjunción superior se dice que está en la fase 0º y cuando está en conjunción inferior está en la fase 180º, en fase 90º cuando está en cuadratura oeste y 270º en cuadratura este.

Las probabilidades de tormenta son mayores cuando la longitud del meridiano central CML y la fase del satélite Io toman ciertos valores, y en función de estos reciben diferentes nombres, como se muestra en la tabla siguiente extraida de Radio Jove:

tormenta tipo Io-A
CML 215º - 255º
fase de Io 220º - 240º

tormenta tipo Io-B
CML 100º - 180º
fase de Io 80º - 100º

tormenta tipo Io-C
CML 320º - 340º
fase de Io 240º - 260º

Con el objeto de complementar la anterior información hicimos más consultas sobre la clasificación de las tormentas de Júpiter y encontramos la ofrecida por la Universidad de Florida, donde la longitud del meridiano central está referida al sistema III de coordenadas, basado en la rotación del campo magnético de Júpiter:

tipo	CML (III)	fase Io	características
Io-A	200-290	195-265	L Bursts (erupciones de una duración típica de 10 segundos)
Io-B	90-200	75-105	S Bursts (erupciones de una duración típica de 10 ms)
Io-C	290-10	225-250	L y S bursts

Desarrollo experimental

Buscamos la máxima información posible acerca de la frecuencia que habían utilizado otros colectivos para realizar la experiencia y despues de repasar varios proyectos y de realizar pruebas con un receptor poco adecuado tomamos la decisión de utilizar la frecuencia de 21 Mhz, y a partir de aqui empezamos a realizar los calculos para construir una antena adecuada para tal frecuencia. Calculamos la longitud de onda correspondiente a esta frecuencia con la formula anteriormente indicada y explicada: c=λ·ν

ν = 21 Mhz = 21·10⁶ Hz

λ=c / ν

λ = 3·10⁸ / 21·10⁶ = 14,3m

Con este dato construimos una antena consistente en un simple dipolo cuya longitud total debe ser igual a la mitad de la longitud de onda, es decir unos 7 metros aproximadamente y cada parte del dipolo 3,5 metros. Utilizamos cable de cobre rígido de 1,5 mm de diámetro, colocado a unos 2 m del suelo y orientado de este a oeste y conectado a un cable coaxial por medio de dos pinzas de cocodrilo. La antena la conectamos a un receptor marca Grundig modelo Satellit-1400 de onda corta y la salida de auriculares a la entrada de micrófono de un PC para digitalizar el sonido, lo que hicimos con la ayuda del programa Audacity. La antena y el resto del equipo fue montado en el patio del instituto, ubicado en la parte alta del pueblo de Buñol cuyas coordenadas geográficas son 39,417º N y 0,783º W.

Tras el montaje descrito de antena, receptor y PC, consultamos el software de Radio Jove que pronosticaba que los días 27 y 28 de junio habrían tormentas. Y eso fue lo que hicimos el día 27 de junio de 2006 grabamos de forma continuada la señal en la frecuencia indicada desde las 16h35m hasta las 20h50m y el día 28 desde las 18h06 hasta las 21h14m. Después de escuchar toda la grabación seleccionamos las partes del sonido que contenían aumentos de intensidad debido a las tormentas en los instantes dados en la siguiente tabla:

día	tiempo total de grabación	intervalos temporales de tormentas	sonidos grabados (mp3)
27-jun-06	UT₁ = 16h35m UT₂ = 20h50m	T₁ UT₁= 19h37m35s UT₂= 19h37m45s T₂ UT₁= 19h39m35s UT₂ = 19h39m45s T₃ UT₁ = 20h34m06s UT₂= 20h34m44s	tormenta1 tormenta2 tormenta3
28-jun-06	UT₁ = 18h06m UT₂ = 21h14m	T₄ UT₁= 19h27m51s UT₂ = 19h27m57s	tormenta4

Buscamos la fase de Io y la CML de Júpiter en los instantes en que se dieron las tormentas detectadas y para ello nos basamos en la utilidad java-script Lunas de Júpiter de Sky and Telescope y en la aplicación Efemérides de los satélites naturales planetarios del Institute de Mécanique Céleste. Convertimos la CML que siempre la hemos encontrado en el sistema de coordenadas II al sistema III, utilizando el programa de Arkansas Sky Observatory:

tormentas	CML (II)	CML (III)	Fase Io	Tipo de tormenta
27 junio T₁ T₂ T₃	206º 208º 239º	358º 359º 32º	244º 244º 252º	Io-C L busrts Io-C L bursts Io-C L bursts

28 junio T₄	351º	143º	86º	Io-B

Hemos sido capaces de detectar, registrar, escuchar y clasificar las tormentas de Júpiter relacionadas con su radioemisión no térmica, una radiación sincrotrón debida a la interacción con su luna más cercana Io. Queda pendiente para un futuro proyecto aplicar el análisis de datos a los obtenidos en estas y en otras nuevas observaciones.

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Galería de imágenes

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Coordenadas de Júpiter 27 junio 2006 19:37 UT	Coordenadas de Júpiter 27 junio 2006 19:39 UT	Coordenadas de Júpiter 27 junio 2006 20:34 UT	Coordenadas de Júpiter 28 junio 2006 19:27 UT
Detalle del dipolo conectado al cable coaxial mp3	Receptor de onda media	Localización de Júpiter	Sintonizanización de Júpiter

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Referencias

http://aa.usno.navy.mil/data/docs/diskmap.html : esta página proporciona una imágen artificial de un objeto del sistema solar que se aproxima a la visión telescópica del mismo visto desde la Tierra en una fecha e instante dados (última modificación 2 Marzo 2006).

http://documents.wolfram.com/applications/astronomer/index.html : descripción de las coordenadas planetográficas.

http://lychnis.imcce.fr/ephem/ephesat/en/ephesat_eng.html : un servico que genera efemérides de los satélites naturales de sistemas planetarios (última modificación 12 Diciembre 2005).

http://radiojove.gsfc.nasa.gov/ : contiene abundante información de la actividad, desarrolada por científicos aficionados y estudiantes, centrada en la observación y análisis de las emisiones de radio de Júpiter, el Sol y nuestra galaxia (última modificación 14 Junio 2006).

http://skyandtelescope.com/observing/objects/planets/article_830_2.asp : Utilidad java-script que muestra la posicion de los cuatro satélites galilianos de Júpiter.

http://www.arksky.org/JupCMCalc.html : este programa calcula la longitud del meridiano central de Júpiter (CML) en cada uno de los tres sistemas de coordenadas jovianas en cualquier instante (revisado 31 Octubre 2002).

http://www.astro.ufl.edu/juptables.html : la University of Florida Radio Observatory (UFRO) ha generado un listado de la predicción de las configuraciones de CML, fase de Io, las fuentes activas y la probabilidad de emisión entre 18,0 y 26,3 MHz.

http://www.ehu.es/iopw/jupiter02_images.htm : lugar donde se encuentra gran cantidad de imágenes de Júpiter, de esta página se ha obenido una proyección cilíndrica con líneas de coordenadas sel sitema II, hecha por Damian Peach.

http://www.laeff.esa.es/partner/index.php : divulgación de la radioastronomía con extensa información y que ofrece la posibilidad de participar en un proyecto educativo interesante (última actualización 2 Junio 2006).

http://www.solarviews.com : en esta página podemos encontrar una útil y completa base de datos sobre cualquier objeto catalogado del sistema solar (2005).

BAKULIN P.I., KONONOVICH E.V. y MOROZ V.I. (1992): Curso de astronomía general. Moscú-Madrid, MIR.

BATTANER, Eduardo (1999): Introducción a la Astrofísica. Madrid, Alianza editorial.

INSTITUTO GEOGRÁFICO NACIONAL (2005): Anuario del Observatorio astronómico Nacional para 2006. Madrid.

MARTINEZ V.J., MIRALLES J.A., MARCO, E. (2001): Astronomia fonamental. Valencia, Univesitat de València.

SEEDS, Michael A.(1989): Fundamentos de Astronomía. Barcelona, Omega.

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