Configuración de la órbita de los planetas
Desde la antigüedad se ha observado el movimiento de los planetas en la esfera celeste, observando la falta de uniformidad y que aunque su movimiento normal es directo, es decir de oeste a este, a veces, durante un breve lapso de tiempo, incluso retroceden desplazándose de este a oeste, en movimiento retrógrado. Tolomeo, para explicar estos movimientos partiendo de una Tierra inmóvil, que era el centro del universo (teoría geocéntrica), ideó un sistema de epiciclos y deferentes. A los planetas Mercurio y Venus los llamó inferiores y a todos los demás superiores distinguiéndose por su distintos comportamientos respecto al Sol. Un planeta inferior nunca estaba en oposición.[1]
Cuando Copérnico descubre que la Tierra se movía alrededor del Sol como un planeta más ([[el ]]), el movimiento de los planetas es la combinación del movimiento alrededor del Sol y del movimiento de la Tierra. Así, parte del movimiento atribuido al planeta es causado realmente por el movimiento del observador situado en la Tierra. El intervalo entre dos conjunciones superiores o inferiores si el planeta es interior y dos conjunciones u oposiciones si el planeta es exterior se llama periodo sinódico. (La voz Sinódico, en griego, significa "reunión" o "conjunción"). Desde la antigüedad se conoce dicho periodo para todos los planetas. Ahora la división antigua entre superior e inferior cobra un significado geométrico de exterior a la órbita de la Tierra o interior a dicha órbita.
Hay que distinguir entre las configuraciones y el movimiento planetario según el planeta sea exterior o interior:
Movimiento de un planeta exterior
El ángulo de elongación o ángulo que forman desde la Tierra el Sol y el planeta exterior adquiere cualquier valor. Tomemos por ejemplo Júpiter, que por estar más lejos del Sol que la Tierra, su velocidad angular y también lineal será inferior a la de la Tierra. En la posición inicial (1) están alineados la Tierra y el Sol y Júpiter, estando el Sol entre la Tierra y Júpiter (Elongación E=0) se dice que el planeta está en conjunción con el Sol, (reunión aparente de los dos astros), Júpiter tapado por la luz del Sol no es visible en este momento. Tras la conjunción, (2) el movimiento de Júpiter sobre el fondo de estrellas es directo es decir, de oeste a este, pero es contrarrestado por el movimiento hacia el este del Sol, así que en relación a éste, poco a poco se va alejando hacia el oeste solar, poniéndose antes del ocaso solar, por lo que no es visible y saliendo cada vez más pronto, antes del orto solar. Cuando el planeta se halla en una elongación E= 90º al oeste del sol, brilla durante las últimas horas de la noche, antes del orto solar, pasando por el meridiano al orto solar. Cuando su elongación (E = 90º) está al oeste del Sol, se dice que está en su cuadratura occidental. Su movimiento directo de oeste a este va disminuyendo poco a poco y acaba por ser estacionario respecto a las estrellas, (4). Entonces la velocidad del planeta respecto de la Tierra, (resta de la velocidad del planeta y de la de la Tierra) es paralela a la recta que une la Tierra y el planeta así que siendo toda la velocidad del planeta respecto a la Tierra radial y ninguna en la dirección perpendicular, el astro aparece estacionario sobre la bóveda celeste. A partir de entonces, el planeta tiene movimiento retrógrado respecto a las estrellas. Para Júpiter, alrededor de dos meses tras la posición estacionaria, el Sol, la Tierra y el planeta están nuevamente alineados (posición 5), pero ahora es la Tierra la que está entre los dos astros, la elongación es E=180º y el Sol está en oposición al planeta, y éste se encuentra a la mínima distancia de la Tierra, siendo, por tanto, mayor su brillo. Estando opuesto al Sol brilla durante toda la noche saliendo cuando el Sol se pone, culminando a medianoche y poniéndose al salir el Sol. Es el momento óptimo para su observación. Dos meses más tarde aproximadamente, acaba para Júpiter el movimiento retrógrado del planeta, de este a oeste, y el planeta vuelve a estar estacionario, (posición 6). A partir de ahí, el planeta recupera su movimiento directo hacia el este, y al llegar a la posición 7, su elongación es de E = 90º, al este del Sol, así cuando el Sol se pone, Júpiter culmina, por lo que es visible durante unas seis horas tras la puesta del Sol. A partir de entonces, el Sol, que se desplaza también en sentido directo y más rápido, le va ganando terreno, y se ve durante menos tiempo tras la puesta del Sol, disminuyendo la elongación, hasta que ésta vale nuevamente E = 0, estando el planeta otra vez en conjunción en 8.
Configuraciones de un planeta exterior
Las configuraciones de un planeta exterior son:
- Conjunción. El Sol se interpone entre la Tierra y el planeta, que no es visible.
- Oposición. Las direcciones del Sol y el planeta difieren en 180º, estando la Tierra entre ambos. La visión del planeta es óptima. A la puesta del Sol está en dirección Este, a medianoche al Sur, y al amanecer al oeste. Perfecto para su observación. Además en la oposición la distancia planeta-Tierra es mínima.
- Cuadratura oriental. Las direcciones del Sol y el planeta forman 90º hacia el Este. A la puesta del Sol el planeta está en la dirección Sur, y al amanecer en dirección Norte.
- Cuadratura occidental. Las direcciones del Sol y el planeta forman 90º hacia el Oeste. A la puesta del Sol el planeta está en dirección Norte, y al amanecer en dirección Sur.
Movimiento para un planeta interior
Para un planeta interior (Mercurio o Venus) al estar dentro de la órbita de la Tierra, el valor de la elongación está limitada. siendo E<E max. con sen Emax=r siendo la r la distancia heliocéntrica en UA, en cambio el ángulo de fase F, ángulo que forman el Sol y la Tierra, visto desde el planeta puede adquirir un valor cualquiera. El ángulo de fase está relacionado con la fase del planeta K, que es la porción de superficie iluminada.
Supongamos que partimos de la posición 1, donde la Tierra, el Sol y el planeta están alineados, estando el planeta a la otra parte del Sol. Se dice entonces que el planeta está en conjunción superior, siendo entonces máxima su distancia a la Tierra. Su ángulo de fase F =0.
Entonces se desplaza en movimiento directo hacia el este y como su desplazamiento es mayor que el solar (también hacia el este) por ser la velocidad de Mercurio o Venus mayor que la de la Tierra, se desplaza respecto al Sol hacía el este, con lo que cada vez se pone más tarde que el Sol, pero debido a su proximidad al Sol, Venus no se ve aproximadamente un mes antes y después de la conjunción superior.
Con posterioridad se ve como una estrella vespertina al poniente.
Así va aumentando su elongación oriental hasta alcanzar la máxima elongación oriental, cuyo valor máximo alcanza 28,5º para Mercurio, y casi 48º para Venus. Así pues, Mercurio no se pone nunca, ni sale, más de un par de horas antes o después del Sol; mientras que Venus no se pone nunca cuatro horas más tarde que el Sol. Su movimiento hacia el este sigue siendo cada vez menor y algo después de su máxima elongación este, su velocidad respecto a la Tierra y radio vector, respecto a la Tierra son paralelos, así que el planeta es estacionario iniciando su movimiento retrógrado que dura 23 días para Mercurio y 42 días para Venus. A mitad de la retrogradación, el planeta está alineado con el Sol y la Tierra, está entre los dos. Se dice que está en conjunción inferior. Su F =180, así que K = 0, por lo que presenta el disco no iluminado por el Sol. (No se ve por ser similar a la Luna nueva). Es la posición 4.
Con posteridad el planeta "X" tiene una elongación occidental. Es claro, que como un mes antes y después de la conjunción inferior el planeta Venus ha dejado de ser visible por estar muy cerca del Sol. Reaparece como estrella matutina, pues sale un poco antes del orto solar y cada vez sale más pronto, separándose, del Sol y brillando en la aurora matutina.
En la posición 5, el planeta vuelve a ser estacionario interrumpiendo su movimiento retrógrado para reanudar el movimiento directo hacía el este. Un poco después el planeta alcanza su máxima elongación occidental (posición 6), entonces F = 90 y la fase es 1/2 (como la Luna en cuarto creciente).
Con posteridad va disminuyendo ya que es su elongación oeste y aumentando su fase hasta que un mes antes de la conjunción superior (posición 7) desaparece como estrella matutina reapareciendo 2 meses después como vespertina. Al igual que antes, llamaremos período sinódico, al empleado por el planeta entre dos configuraciones geocéntricas iguales, y para Venus es de 584 días (19 meses y medio; tal como ya había determinado Tolomeo). De este ciclo permanece visible 7 meses como la "estrella vespertina" y otros 7 como el "Lucero del Alba", entre estas dos épocas permanece invisible durante algo más de un par de meses alrededor de coda conjunción.
Mientras Mercurio presenta un periodo sinódico de 116 días, pasando la máxima visibilidad matutina a la vespertina en 1 mes y medio, su rápido movimiento en contraste con los lentos movimientos de los planetas exteriores le hizo merecedor del nombre de mensajero de los dioses.
Configuraciones de un planeta interior
Las configuraciones de un planeta interior son:
- Conjunción superior. La dirección del Sol y el planeta coinciden, pero el Sol se interpone entre el planeta y la Tierra. El planeta no es visible.
- Conjunción inferior. El planeta se interpone entre el Sol y la Tierra. Tampoco es visible.
- Máxima elongación oriental. El planeta está a la mayor distancia angular posible del Sol, hacia el Este. Es visible tras la puesta del Sol. No es visible al amanecer.
- Máxima elongación occidental. El planeta alcanza la mayor distancia angular del Sol hacia el Oeste. Es visible antes del amanecer. No es visible al anochecer.
Las elongaciones máximas dependen de que el planeta esté próximo al perihelio o al afelio, de 18º a 28º para Mercurio, y de 999º a 47º para Venus. Se comprende la dificultad para ver Mercurio dada su proximidad al Sol. En cambio Venus, a 45º del Sol, es perfectamente visible.
Referencias
- «definición - Órbita». Consultado el 16 de abril de 2020.
Enlaces externos
- Astronoo: Simulador en línea de órbitas de los planetas