Venus

Al igual que Mercurio, Venus presenta fases. Su tamaño varía mucho: cuando está en el lado opuesto al Sol ( conjunción superior), momento en el que muestra iluminado casi el 100% del disco, se encuentra a 1.72 UA de nosotros, por lo que su diámetro aparente es de 10.9 segundos de arco. En cambio, cuando se encuentra en conjunción inferior -prácticamente alineado con la Tierra y el Sol, pero con Venus entre los otros dos astros-, la distancia es de tan sólo 0.28 UA; su tamaño aparente es de 66.7 segundos de arco, superior al de Júpiter, pero en este caso su fase es tal que el porcentaje del disco iluminado es escaso, además de que entonces su elongación es muy pequeña, por lo que sale o se pone casi a la vez que el Sol, siendo por tanto muy difícil de observar.

Cuando se observa Venus por el telescopio únicamente podemos ver su atmósfera, ya que la capa de nubes oculta su superficie. Los detalles que muestra son muy poco contrastados, por lo que son difíciles de apreciar. Además, al ser tan brillante, tiende a deslumbrar al observador por lo que dificulta aún más su observación. Un último factor que añade dificultad es la turbulencia, especialmente importante dada la relativamente baja altura sobre el horizonte a la que aparece. En cambio, la presencia de nubes altas no es tan perjudicial como en el caso de Mercurio, y puede darse el caso de que sea incluso positiva, ya que disminuye el brillo del planeta y puede ir acompañada de una estabilización de la atmósfera.

Épocas de observación

Al tener una órbita más interna que la de la Tierra, Venus nunca llega a ser visible durante toda la noche: se puede ver por las mañanas, antes de que salga el Sol, o bien por las tardes, después del ocaso solar; pero en el caso de Venus el periodo de observación es más largo que el de Mercurio y, por lo tanto, la altura que alcanza sobre el horizonte una vez se pone el Sol es también mayor: su elongación máxima es de 47 grados.

Las próximas apariciones del planeta son las siguientes:

Febrero a octubre de 2002: vespertino.
Octubre de 2002 a agosto de 2003: matutino.
Septiembre de 2003 a julio de 2004: vespertino.

Cómo localizarlo

Venus es el astro más brillante del firmamento, con la excepción del Sol y de la Luna. Por este motivo, su localización no reviste ningún problema: es suficiente con saber si la aparición es matutina o vespertina; en el primer caso se debe buscar el planeta en el horizonte Este antes de la salida del Sol, mientras que en el segundo se debe dirigir la mirada hacia el Oeste justo al anochecer.

Es más complicado buscar al planeta de día; el método habitual es el mismo que en el caso del planeta Mercurio; no obstante, hay que recordar que es peligroso dirigir el telescopio hacia el Sol, por lo que hay que tener mucho cuidado.

Material necesario

Telescopio

El mínimo recomendado es un refractor de 75 cm o bien un reflector de 150 cm de diámetro. Los aumentos utilizados, dependiendo de las condiciones atmosféricas, suelen estar entre 125·D y 200·D, donde D es el diámetro de la lente o espejo expresado en centímetros.

Filtros

Se suelen utilizar filtros oscuros, de color violeta (Wratten #47) o azul (Wratten #38A, Wratten #80A) para mejorar el contraste de los detalles atmosféricos, que son de color amarillento. No obstante hay que tener en cuenta que, al utilizar refractores, puede ser que éstos no estén bien corregidos para el violeta, por lo que en estos casos no tiene sentido usar este filtro.
Otros filtros útiles para detectar pequeñas variaciones de color en las regiones polares son los rojos (Wratten #23A, Wratten #25), amarillos (Wratten #12, Wratten #15) y verdes (Wratten #57, Wratten #58).
Para disminuir el brillo del planeta se pueden usar filtros neutros, o bien polarizadores de densidad variable, que permiten disminuir gradualmente la cantidad de luz que los atraviesa. Por último, para observar de día a Venus se pueden utilizar filtros naranjas, que oscurecen el cielo.

Qué observar

Entre los objetivos de la observación de Venus podemos destacar los siguientes:

Cualquier telescopio permite apreciar las diferencias en la fase y de tamaño aparente que se producen a medida que Venus y la Tierra describen sus órbitas. Así, si la aparición es vespertina (por la tarde), el planeta comienza en fase llena y tamaño aparente mínimo, ya que está en su posició más alejada que la Tierra. Con el paso de los días Venus se va aproximando, con lo que su tamaño aparente aumenta. Al mismo tiempo, la fase va disminuyendo; al llegar a la conjunción, el tamaño aparente es máximo y la fase mínima: sólo nos muestra un creciente muy delgado. Por el contrario, si la oposición es matutina, el proceso es inverso: comeinza con tamaño máximo y fase muy pequeña, y va disminuyendo su tamaño aparente, al tiempo que pasa a tener una fase llena.
Es importante observar en qué momento se produce la dicotomía, es decir, cuándo la línea del terminador (la línea que separa la parte iluminada del disco de la oscura) pasa exactamente por el centro del disco; o, lo que es lo mismo, en qué momento las mitades iluminada y oscura son exactamente iguales. Se producen en fechas próximas a las de la máxima elongación, si bien el momento exacto no se puede calcular debido a la importancia de la refracción producida por la atmósfera.
Frecuentemente, el terminador presenta irregularidades. Su estudio es interesante, ya que proporciona información sobre la atmósfera del planeta.

Dibujo de D. Fischer (reflector de 25 cm) mostrando irregularidades en el terminador. Imagen cortesía de la British Astronomy Association (B.A.A.)

A diferencia de lo que ocurre con la Luna y con Mercurio, los cuernos pueden extenderse más de 180 grados. La razón es, también en este caso, la refracción producida por su densa atmósfera. Su observación puede proporcionar información sobre las formaciones nubosas.

Dibujo realizado 8 horas antes de la conjunción por Lee McDonald (reflector 22cm, 91X, 30-3-2001). Cortesía B.A.A.

Algunos observadores han detectado zonas iluminadas en las puntas de los cuernos; no se conoce su origen, por lo que es necesario obtener más información sobre este fenómeno.

Zonas iluminadas en los cuernos de Venus

Dibujo de D. Fischer (reflector de 25cm, 175X, 10-03-2001), mostrando manchas brillantes en los cuernos de Venus. Cortesía B.A.A.

En cuanto al dibujo de las formaciones nubosas, es una tarea complicada, ya que son difíciles de apreciar, aún por parte de aficionados con experiencia. Es necesario que las condiciones de observación sean muy buenas, y se deben utilizar filtros. A este respecto, hay que recordar que la rotación del planeta es muy lenta (gira sobre sí mismo en unos 225 días), si bien la atmósfera más rápidamente; a este fenómeno se le conoce con el nombre de sobrerrotación.

A la izquierda, dibujo de D. Fischer (25-08-2000; reflector de 21.5cm, 153-176X). A la derecha, dibujo de M. Frasatti (1-9-2000, S-C de 20cm, 160-250X). En ambos casos se ha usado un filtro azul (W#80A).

Un aspecto controvertido sobre la observación de Venus es la llamada luz cenicienta: algunos observadores afirman que la parte nocturna del planeta no es completamente oscura, sino que está débilmente iluminada; el nombre recuerda a un fenómeno similar que se da en la Luna, debido a la luz que refleja la Tierra y que incide en nuestro satélite. No obstante, muchos observadores no la han llegado a apreciar, ni tampoco se pone de manifiesto en las imágenes que han tomado las sondas espaciales que han llegado hasta él. Por lo tanto, parece ser que este fenómeno no tiene existencia real, sino que se debe a problemas de deslumbramiento, así como a las difíciles condiciones en que se observa Venus, que hacen que la atmósfera terrestre pueda ser la causante de este tipo de observaciones.

Tránsitos de Venus

De la misma manera que Mercurio, si bien con menos frecuencia, Venus pasa de vez en cuando entre la Tierra y el Sol. Dada la diferencia de los tamaños aparentes entre la estrella y el planeta no se producen eclipses, pero la sombra de Venus se aprecia nítidamente sobre la brillante superficie solar; además, el análisis de la luz refractada por su atmósfera puede dar detalles sobre su estructura y su composición.

Estos acontecimientos son espectaculares. Tienen lugar en grupos de dos, separados por intervalos de ocho años, en junio y en diciembre. Entre dos grupos consecutivos transcurren 112 año y medio. Así, los últimos han tenido lugar el 9 de diciembre de 1874 y el 6 de diciembre de 1882, mientras que los próximos se producirán el 8 de junio de 2004 y el 6 de junio de 2012.

Página creada el día 4-11-2000
Ultima modificación: 4-05-2002