URANO 30 DICIEMBRE 2018

Después de tanto tiempo de cielos cubiertos y ausencias, por fin he podido acceder a una noche despejada y sin viento.
El  azulado Urano se prepara para despedirse del año.

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CRECIENTE 3

Aristillus, abajo, y Autolycus, arriba, se muestran aquí en el cuarto creciente. Todavía es de noche en su interior, por lo que no es posible contemplar su fondo.
Aristillus, de 55 km, tiene una profundidad de 3700 m desde sus crestas hasta el fondo.
Autolycus, de 40 km es tan profundo como su compañero.
A la derecha, los Montes Alpes, y abajo podemos vislumbrar el curioso cráter Cassini.
El norte está abajo.

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CRECIENTE 2

Continuando la visita durante el cuarto creciente, en el hemisferio sur de nuestro satélite observamos una zona muy craterizada, en la que destacan una serie abigarrada de cráteres que llaman la atención.
En primer lugar, Stöfler (1), un imponente circo de 125 km de diámetro, cuya pared de unos 3000 m ha sido destruida en el lado sur por Faraday (2), de 70 km.
A su lado, Maurolycus (3), un viejo cráter de 115 km con paredes aterrazadas que alcanzan los 4000 m de altura al Este. Su fondo, relativamente plano, alberga unos pequeños cráteres y un macizo montañoso descentrado hacia el norte junto a un desprendimiento de la muralla.
Hacia el sur, un trío formado por Licetus (4), de 75 km y 3800 m de profundidad. Heraclitus (4), de 71 km con una curiosa formación rectilínea. Y, por último, Cuvier (6), de unos 75 km.

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CRECIENTE 1

Durante el cuarto creciente, hacia el ecuador de la Luna, contemplamos un panorama dominado por un trío fascinante, del que ya hemos hablado en otras ocasiones.
Se trata de Hipparchus (1), el cráter de Tintin, un antiguo cráter desgastado de 150 km, en cuyo fondo apreciamos a Horrocks, de 30 km, con terrazas y una colina central, que en la imagen no se aprecia bien porque todavía no ha amanecido.
Al sur vemos a Albategnius (2), más joven, de 136 km y terrazas que alcanzan los 4000 m desde el fondo, y una montaña central de 2000 m. En la muralla suroeste vemos a Klein, de 44 km, una profundidad de 1500 m, suelo llano y un pico central.
Por último, Ptolomaeus (3), un circo antiguo de paredes desgastadas de 150 km de diámetro y una profundidad de hasta 3000 m. Destacan las sombras que proyectan sobre el fondo sus paredes en el momento del amanecer.

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ARISTARCO

Cercana ya la luna llena, destaca en la imagen el cráter Aristarco, con el albedo más elevado de las grandes formaciones de la superficie lunar. Esto indica su juventud, alrededor de 450 millones de años, por lo que el viento solar no ha tenido tiempo de oscurecer el material excavado mediante el proceso de meteorización.
Posee 40 km de diámetro y 3,7 km de profundidad, y se ubica en una elevación rocosa llamada meseta de Aristarco, de 200 km, en medio del Oceanus Procellarum.
La zona de la meseta de Aristarcus es una región con numerosas grietas, campos de ceniza y basaltos de inundación masiva, vestigios de una intensa actividad volcánica. Además, en esta región se han descrito numerosos fenómenos lunares transitorios, que pueden corresponder a la lenta y visualmente perceptible en ocasiones difusión de gases a la superficie, o bien a eventos explosivos discretos.
No obstante, estos eventos continúan siendo objeto de debate.

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CASSINI

De Aristoteles (1) y Eudoxus (2), preciosa pareja, ya he comentado algo en otras entradas. Esta noche nos centraremos en otros accidentes de esta interesante zona.
En primer lugar, el curioso Cassini (3), situado al final de los Alpes, de 56 km de diámetro y rodeado de una muralla que no supera los 1300 m de altura, con vertientes hinchadas y un amplio suelo llano de lava que alberga dos cratercillos de 12 y 8 km.
Al oeste de Aristoteles observamos a Egede (4), de 35 km de diámetro, cuya pared solo emerge 400 m por encima de Mare Frigoris.
Justo al sur de Egede comienzan los Montes Caucasus, una importante cadena montañosa de 500 x 100 km cuyos picos más altos alcanzan los 3500 m.
Por último, en plena cordillera, vemos a Calippus (5), de 32 km y 2,7 de profundidad, en el que todavía es de noche.
Disfrutad del paseo.

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LA ESTRELLA GRANATE

Mu Cephei (μ Cephei) es una estrella en la constelación de Cefeo de magnitud aparente media +4,04. ​ Recibe el título de Estrella granate debido a su intenso color rojo, especialmente destacado si se la observa a través de prismáticos o telescopios pequeños. Se encuentra a una incierta distancia del Sistema Solar comprendida entre 2.400 y 2.800 AL.

Mu Cephei es una estrella hipergigante roja de tipo espectral M ​y una de las estrellas más grandes que se conocen. Su diámetro  es 650 veces mayor que el solar, ​ equivalente a unas 13,5 UA; otros autores, sin embargo, le asignan un diámetro mayor, 1.420 veces más grande que el del Sol.

La luminosidad de Mu Cephei equivale a 350.000 veces la del Sol—para una distancia de 2.400 años luz—, pero si se considera la distancia mayor de 2.800 años luz, su luminosidad asciende a  475.000 soles. ​ Su temperatura superficial es de 3700 K.

Mu Cephei está rodeada por lo que parece un gran disco de polvo y agua cuyo radio interno y externo equivale, respectivamente, a dos y cuatro veces el radio de la estrella. Asimismo, en torno a Mu Cephei se ha detectado una nebulosa circunestelar, sólo visible en el infrarrojo, de forma esférica —excepto en su interior, donde tiene una pronunciada morfología asimétrica—, cuyo radio es de al menos 6 segundos de arco. Los modelos indican que durante los últimos 1000 años, Mu Cephei ha experimentado una constante pérdida, a un ritmo aproximado de 10 masas solares por año. ​Su masa actual es 15 veces mayor que la del Sol​ y tiene una edad aproximada de 10 millones de años. ​La parte interna de su envoltura circunestelar muestra intensa radiación máser de la molécula de monóxido de Silicio.

Mu Cephei es el prototipo de las estrellas variables semirregulares SRC, con amplitudes en la variación de luminosidad del orden de una magnitud y períodos desde unos 30 días a varios miles de años. La propia Mu Cephei varía de brillo entre magnitud +3,43 y +5,10 en un período semirregular de 800 - 1000 días.

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45 segundos de exposición

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PITAGORAS

Muy cerca ya de la Luna llena, los cráteres del horizonte se observan particularmente deformados por la perspectiva. Es el caso de Pitágoras, un prominente cráter de impacto situado en la extremidad noroeste de nuestro satélite.
De 130 km de diámetro y una profundidad de 5 km desde las crestas montañosas que le rodean, en su centro observamos un pico que se eleva 1,5 km sobre el suelo del cráter.
Por debajo, Anaximandro es un cráter triple en forma de corazón, unido por su base con Carpenter, de 60 km.
El norte está a la izquierda.

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URANO, TAN LEJOS

Esa pequeña bola azul verdosa es Urano, el séptimo planeta desde el Sol, el tercero más grande y el cuarto con más masa del Sistema Solar. Urano es también el primero que se descubrió gracias al telescopio, en 1781. 

La atmósfera de Urano está formada por hidrógeno, metano y otros hidrocarburos. El metano absorbe la luz roja, reflejando los tonos azules y verdes.

Urano está inclinado de manera que el ecuador hace casi ángulo recto, 98 º, con la trayectoria de la órbita. Esto hace que en algunos momentos la parte más caliente, encarada al Sol, sea uno de los polos.

La siguiente tabla muestra datos de Urano comparado con la Tierra:

Datos básicos	Urano	La Tierra
Tamaño: radio ecuatorial	25.362 km.	6.378 km.
Distancia media al Sol	2.870.972.200 km.	149.600.000 km.
Dia: periodo de rotación sobre el eje	17,9 horas	23,93 horas
Año: órbita alrededor del Sol	84,01 años	1 año
Temperatura media superficial	-197 º C	15 º C
Gravedad superficial en el ecuador	7,77 m/s2	9,78 m/s2

Su distancia al Sol es el doble que la de Saturno. Está tan lejos que, desde Urano, el Sol parece una estrella más, aunque más brillante que las otras.

Urano, descubierto por William Herschel en 1781, es visible sin telescopio. Seguro que alguien lo había visto antes, pero la enorme distancia hace que brille poco y se mueva lentamente. Además, en el cielo hay más de 5.000 estrellas más brillantes que él.

En 1977 se descubrieron sus anillos. 

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Cámara QHY 5II M

Exposición 45"

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HIPPARCHUS Y ALBATEGNIUS

Tanto Hipparchus, arriba, como Albategnius, por debajo, son dos prominentes cráteres que se encuentran cerca del centro de la cara visible de nuestro satélite.
En esta imagen, muy cercanos al terminador, apreciamos los relieves que proyectan los diversos accidentes, especialmente sus paredes, que proyectan dramáticas sombras.
Hipparchus tiene 150 km de diámetro y 3,3 km de profundidad, mientras que Albategnius tiene 129 km y 4,4 km respectivamente.
Ambas formaciones son difíciles de discernir durante la Luna llena, por lo que el momento ideal de su observación es en los cuartos.
Como ya he comentado anteriormente, Hipparchus es famoso porque allí alunizó Tintín a principios de los años 50 del siglo pasado, casi 20 años antes del Apolo XI.

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GRIETAS

Cuando paseamos por nuestro satélite nos encontramos frecuentemente con estas estructuras, extensas grietas cuyo origen la mayor parte de las veces es volcánico, aunque en otros casos está sujeto a debate.
En la imagen, Rima Hyginus, arriba a la derecha, de más de 200 km de longitud, y por debajo Rima Ariadaeus, de casi 250 km.
En medio, Manilus, de 39 km y 3,1 km de profundidad, con un sistema de rayos que se extiende por una distancia de más de 300 km. Dentro del cráter hay una formación con un pico central. El interior presenta un albedo más alto que el entorno, apareciendo brillante cuando el sol está por encima.

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MAUROLYCUS

Maurolycus es uno de los cráteres de impacto más prominentes de las tierras altas del hemisferio sur de nuestro satélite.
Las paredes exteriores de Maurolycus son altas y escalonadas. Su profundidad llega a los 4,7 km y tiene 114 km de diámetro.
Su fondo, relativamente plano, alberga algunos cratercillos y un macizo montañoso descentrado hacia el norte junto a un desprendimiento de la muralla. Observad las sombras de la pared que se proyectan sobre el fondo.
Maurolycus se une por el sureste al más pequeño Barocius, de 87 km.

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AMANECER EN TYCHO

Esta noche observamos el amanecer sobre Tycho.
Este espectacular cráter, de 85 km de diámetro y 4800 m de profundidad, presenta un pico central de 1,6 km, cuya cima iluminan los primeros rayos del sol.
También se observan los eyectos, algunos de los cuales llegan a alcanzar nada menos que 1500 km.
El siguiente enlace nos muestra unas imágenes de Tycho tomadas por la sonda japonesa Kaguya. Disfrutad.
https://www.youtube.com/watch?v=BUNmWNqcbKM

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ARSITOTELES, EUDOXUS, BÜRG

Inmediatamente por debajo de Mare Frigoris, esta noche nos encontramos de nuevo con una pareja deliciosa: Aristóteles y Eudoxus.
Aristóteles posee 87 km de diámetro, con terrazas que se encuentran a 3700 m por encima de su fondo, en el que apreciamos pequeñas colinas y dos montañitas descentradas que no superan los 500 m.
Pegado a su izquierda se encuentra Mitchell, de 30 km y 1200 m de altura.
A 80 km al sur nos encontramos a Eudoxus, un cráter de 67 km más degradado que su vecino y de paredes irregulares sobre un fondo que se halla recorrido por numerosas colinas.
A la izquierda de ambos, el bonito Bürg, de 40 km, sobre una llanura basáltica de más de 158 km llamada Lacus Mortis. La parte occidental de Lacus Mortis tiene un sistema muy interesante de grietas entrecruzadas llamada Rimae Bürg.
Disfrutad del paisaje.

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MARTE 8 OCTUBRE 2018

Poco a poco, Marte se va alejando.

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45" de exposición
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SUR PROFUNDO

Esta noche, de nuevo, nos encontramos en las tierras altas del hemisferio sur de nuestro satélite. El bombardeo de meteoritos a que fue sometido nuestro sistema solar durante los primeros miles de millones de años se hace evidente al no haberse borrado en la Luna por la acción del vulcanismo masivo que originó los mares, las grandes cuencas de impacto que contemplamos más al norte.
Se trata de cráteres no muy grandes, de 100 km de diámetro como máximo.
En la imagen destacan Clairaut (1), Baco (2), Pitiscus (3), Vlacq (4), Rosenberger (5), Mutus (6) y Manzinus (7).
Es interesante reseñar que los grandes mares sólo los encontramos en el lado cercano a la Tierra, en la cara oculta no se observan. Posiblemente esta característica sea una consecuencia de las fuerzas de marea ejercidas por nuestro planeta.

Como todos hemos visto en numerosos documentales, la Luna se formó probablemente como resultado del impacto de un enorme cuerpo del tamaño de Marte, denominado Theia, contra la prototierra. El caso es que la Luna primigenia orbitaba mucho más cerca de nuestro planeta que en la actualidad, por lo que la temperatura de nuestro planeta quizás jugó un papel muy relevante en su formación. Y es que justo tras el impacto que dio a luz a nuestro satélite, la Tierra alcanzó una temperatura superficial de 8000 K, para enfriarse hasta los 2500 K en un periodo de unos mil años. Si la Luna se formó muy cerca de la Tierra, sufrió el acoplamiento de marea desde el primer momento. Es decir, ya entonces mostraba el mismo hemisferio hacia nosotros (aunque sabemos que el eje de la Luna ha variado ligeramente desde entonces).

El proceso de acreción de la Luna fue muy rápido, de entre uno y cien años. El gradiente térmico originado por la radiación emitida por la Tierra incandescente habría influido en los procesos de acreción y posterior formación de la protoatmósfera y la corteza lunar. La Luna, al ser más pequeña, se habría enfriado mucho más rápidamente que nuestro planeta. Por lo tanto, la cara oculta, a salvo del calor terrestre, habría sido capaz de desarrollar una corteza más gruesa que la del lado visible (se cree que el 80% de la corteza lunar se solidificó entre mil y diez mil años después del Gran Impacto, cuando la Tierra aún radiaba profusamente).

Una explicación detallada del proceso la podemos leer en el blog Eureka, de Daniel Marín:

https://danielmarin.naukas.com/2014/06/10/por-que-la-cara-oculta-de-la-luna-tiene-mares/

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NGC 457

NGC 457 es un cúmulo abierto en la constelación de Casiopea.

Es un cúmulo joven, de alrededor de 20 millones de años, situado a 9000 AL de casa, y que contiene unas 80 estrellas. Sin embargo, las dos más brillantes no está claro que pertenezcan al cúmulo.

Los Maksutov Cassegrain no son buenos telescopios para fotografiar objetos de cielo profundo, menos con la montura de que dispongo, así que no tengo dudas en que este objeto resulta mucho más gratificante observarlo directamente por el ocular.

Con un poco de imaginación podemos ver a E.T. ¿o no?

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Cámara QHY 5II M

Exposición 1’

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COPÉRNICO OTRA VEZ

Posiblemente el cráter más famoso, más visitado y fotografiado de nuestro satélite, su belleza le hace ocupar el número 1 en la lista de los favoritos para cualquiera que tenga un pequeño telescopio.
De alrededor de 800 millones de años de antigüedad, tiene 93 km de diámetro y se eleva 900 m sobre el terreno circundante. Cuando subimos a las crestas, el fondo lo vemos a 4000 m por debajo. De vértigo.
El macizo montañoso central tiene 30 km de largo y 1200 m de altitud, por lo que, a pesar de su altura, lo veríamos muy por debajo de donde nos encontramos.
Los eyectos se derraman sobre un área de 500 km de diámetro.

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POSIDONIUS (3)

Posidonius (1) es un cráter de impacto de 95 km de diámetro y 2,3 km de profundidad que está situado en el extremo nororiental del Mare Serenitatis (2), al sur del Lacus Somniorum(3). El cráter Chacornac (4) está unido al borde sureste, y al norte se halla el cráter Daniell (5).

El borde de Posidonius es oscuro y poco profundo, especialmente en el lado  occidental. Su interior ha sido cubierto por flujos de lava en el pasado. Los taludes del cráter todavía se pueden observar en el sur y en el este del borde del cráter, y en menor grado en el norte.

Presenta un resalte semicircular interior, perteneciente a un cráter concéntrico, inundado dentro del borde principal, desplazado hacia el lado oriental. No posee ningún pico central, pero el suelo es montañoso y posee un sistema de grietas denominado Rima Posidonius. La planta también está ligeramente abombada debido a una antigua efusión de lava, que también es probable que produjera el complejo de crestas. El extremo noreste es interrumpido por Posidonius B (6). En el interior vemos  otro cráter más pequeño, Posidonius A (7).

En la superficie del Mar de la Serenidad, cerca de Posidonius, se localiza un sistema notable de dorsa que son paralelos a la costa cercana. Estos se designan como Dorsa Smirnov (8). En un punto de la cima de estas crestas se muestra un pequeño cráter con un diámetro de unos 2 km. Este cratercillo está rodeado por una zona de material de alto albedo, y es ejemplo de un punto brillante lunar. Esta elevación fue designada como Posidonius Y (9).

Asimismo, es de notar el pequeño Very (10), de 5 km de diámetro y 1000 m de profundidad, justo encima de la dorsa.

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KEPLER

Rodeado por una meseta de relieve muy accidentado con una curiosa forma de telaraña que demuestra la enorme violencia del choque que provocó el cráter, Kepler (1) posee una profundidad de 2800 m y un diámetro de 35 km. Sus vertientes escarpadas se elevan más de 1000 m sobre la meseta circundante, para culminar en una muralla interna con terrazas poco marcadas.
El fondo, de suelo accidentado, solo alberga un escaso relieve central y algunos montículos.
Encke (2), de 28 km de diámetro y poco profundo, tiene aspecto poligonal, y está cubierto por los eyectos procedentes de Kepler.
Es de notar que en la zona se aprecian una serie de domos muy interesantes (3 y 4), vestigios de la antigua actividad volcánica que presentó nuestro satélite hace millones de años.
Y para terminar, un video de Kaguya sobrevolando la zona con música de Bach. ¿Qué más se puede pedir?
https://www.youtube.com/watch?v=M9BOArPvduE

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POLARIS

Polaris, alfa Ursa Minor, es la estrella más conocida del hemisferio norte.

Se trata de un sistema estelar triple cuya componente principal, Polaris A, es una supergigante amarilla de tipo espectral F, 45 veces más grande que nuestro Sol y 6 veces más masiva. Su magnitud visual, de +1.97, sufre alteraciones por tratarse de una variable pulsante tipo cefeida. La distancia al Sistema Solar es de 447 AL.

Polaris B dista de la principal 18″ de arco, distancia angular suficiente para ser resuelta con relativa facilidad. La distancia entre ambas es de 2400 UA. Es una enana blanco-amarillenta de octava magnitud, de la secuencia principal.

Una tercera componente, inicialmente descubierta por espectroscopia, ha sido por fin resuelta por el Telescopio Espacial Hubble, aunque para ello ha tenido que utilizarse toda la capacidad de resolución del aparato. Polaris Ab, que así se denomina a esta tercera estrella, resultó encontrarse a menos de dos décimas de segundo de arco de Polaris A, unas 17 UA. Además, estamos hablando de que Polaris Ab es una enana de la secuencia principal junto a una deslumbrante supergigante dos mil quinientas veces más brillante que nuestro Sol.

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SATURNO 28 SEPTIEMBRE 2018

Saturno es el segundo planeta más grande del sistema solar. Posee 740 veces el volumen de la Tierra. Sin embargo, su masa es solo 95 veces la de nuestro planeta por su baja densidad, menor que la del agua.
Debido a esto y a que su periodo de rotación está por debajo de 11 horas, tiene una forma muy achatada por sus polos, con un diámetro ecuatorial de 120.500 km y polar de 108.700 km.
Como nota curiosa, la velocidad a la que giran los componentes de sus anillos es de 48.000 km/h.

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THEOPHILUS (2)

Nuevamente les presento a un cráter que nunca se cansa uno de observarlo.

Theophilus tiene un diámetro de unos 100 kilómetros, Está prácticamente intacto aunque es posible observar corrimientos de tierra hacia el sur. Posee unas complejas terrazas de unos 5.000 metros de altura, más altas que muchas cordilleras de la Tierra, y que conducen al fondo del cráter, en cuya superficie abundan los cratercillos, muy difíciles de observar en la imagen. 

Al norte de Theophilus se puede observar como aplasta al cráter Cyrillus, lo que nos indica que  es mas joven que éste. Fruto de este impacto la vertiente norte se elevó a unos 1200 metros. 

El macizo montañoso de Theophilus, situado en el centro del cráter, es gigantesco, ya que se extiende a lo largo de 30 kilómetros y las montañas tienen una altura de unos 2000 metros. Gracias a las sombras creadas por un sol bajo en el horizonte, que proyectan los picos centrales de Theophilus sobre la superficie del cráter, podemos adivinar que aspecto tienen estos picos montañosos.

Así, Theophilus es un tipo de cráter ideal para observar los juegos de luces y sombras que se forman en su interior y que nos dan una idea del tamaño de la pared o de sus picos centrales.

Simplemente espectacular.

Por último, nos podemos deleitar con las imágenes del sobrevuelo de la zona realizado por la sonda Kaguya, de la JAXA:

https://www.youtube.com/watch?v=BbjcORtwQRs

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RUPES ALTAI (2)

Rupes Altai es una formación situada en la región suroriental de nuestro satélite.
Se trata de una cadena montañosa en forma de escarpadura que mide 480 km de longitud y posee una altura media de 1000 m, llegando a alcanzar en algunos puntos los 3000 m. Fijémonos en las sombras proyectadas del sol poniente.
Su origen se sitúa en el formidable impacto que creó la cuenca de Mare Nectaris hace casi 4000 millones de años, desplazando ingentes masas de terreno para formar un anillo, del que solo queda lo que vemos en la imagen.
Observemos el punto donde comienza esta espectacular formación, el cráter Piccolomini, de 88 km y 4500 m de profundidad, donde se está haciendo de noche (la imagen está tomada en cuarto menguante), y en el que  resplandece todavía el pico central de 2000 m.
Y, por supuesto, nos podemos recrear con el vídeo de la zona realizado por la sonda Kaguya de la JAXA. Recomendable verlo a pantalla completa y con nuestra música favorita.
https://www.youtube.com/watch?v=dJA-U6ICXeY

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LA GRAN MANCHA ROJA

28 septiembre 2018

La Gran Mancha Roja de Júpiter es un enorme vórtice anticiclónico situado en el hemisferio sur del planeta.
Se observa desde hace más de 300 años y, durante todo ese tiempo, ha permanecido invariable en sus dimensiones. Su color varía desde el rojo intenso a un rojo pálido que casi la hace desaparecer, pero invariablemente continúa su ciclo.
Su tamaño es de alrededor de 30.000 km, y en esa descomunal tormenta cabrían con holgura más de dos tierras. Los vientos en la periferia llegan a los 400 km/h.
El siguiente enlace es una entrada del excelente blog Eureka, de Daniel Marín, donde se habla más en profundidad del tema, visto desde la sonda Juno:
https://danielmarin.naukas.com/2017/07/13/la-gran-mancha-roja-de-jupiter-vista-por-juno/

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MARTE 21 SEPTIEMBRE 2018

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MARE NUBIUM

Mare Nubium es una cuenca relativamente pequeña, de poco más de 700 x 550 km de diámetro, situada en el hemisferio sur de nuestro satélite.

Vamos a dar un breve repaso por sus accidentes más notables, empezando por las fallas más evidentes. Sin lugar a dudas, Rupes Recta (1) se lleva el premio entre los accidentes de su categoría. Ya hemos hablado de ella, así que esta noche nos centramos en Rima Hesiodus (2) y Rima Birt (3).

La primera  es una grieta casi rectilínea de 256 km de longitud, que se extiende desde el cráter Hesiodus (7), de 43 km y un pequeño cráter de impacto de 5 km justo en el centro, hasta Palus Epidemiarum, todavía en la penumbra.

Al lado de Hesiodus, Pitatus (8), de 97 km en el que, cuando las condiciones don favorables, podemos ver una serie de grietas en su fondo producidas al enfriarse la lava.

Rima Birt es bastante difícil de observar, orientada de norte a sur al oeste del cráter Birt (4). Esta grieta no mide más de 1500 m de anchura y tiene 70 km de longitud, y parece descender de un domo elevado situado en su extremo norte. Se trata sin duda de un antiguo pasillo que habría conducido la lava emitida por el domo.

En el centro del mar, como una isla, el pequeño Nicollet (5), de unos 15 km.

Bouilleau (6) es un magnífico cráter de 60 km. Sus paredes excavadas dominan la llanura circundante desde una altura que llega a los 2000 m. Desde su cumbre, desciende una muralla en forma de terrazas de más de 3000 m hasta el fondo, que alberga varias cumbres de 2000 m. Algunos materiales blanquecinos expulsados en el momento del impacto se pueden apreciar por los alrededores.

Por último, Promontorium Taenarium (9) es una pequeña cadena montañosa de 70 km de longitud, cercana a Rupes Recta.

Disfrutemos del video de la región realizado por Kaguya:

https://www.youtube.com/watch?time_continue=30&v=AphYqK_ooFc

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DOS TRIOS DE ASES

Al sur de Sinus Medii, en la región de nuestro satélite más cercana a la Tierra, nos adentramos en las craterizadas tierras del hemisferio sur lunar. Allí tenemos una cita con dos tríos espectaculares.

Uno, el formado por Ptolomaeus (1), Alphonsus (2) y Arzachel (3). Ya he hablado de éste anteriormente y, aunque siempre es un placer contemplarlo y comentarlo, hoy nos vamos a centrar en Purbach (4), Regiomontanus (5) y Walter (6), mucho menos conocido pero muy interesante.

Este trío de cráteres se encuentra muy erosionado y degradado por los sucesivos bombardeos a los que han estado sometidos a lo largo de los eones.

Purbach, de 118 km de  diámetro, es elíptico e invade a su vecino del sur Regiomontanus, de 120 km. Este, aplastado entre Purbach y Walter, aparece todavía más distorsionado.

Walter, de unos 135 km, es un cráter viejo pero que por el oeste se adentra en Deslandres (7), un cráter enorme de 227 km y más antiguo aún, tan ruinoso que no recibió nombre hasta el siglo XX. En cambio, paradójicamente, puede que fuera el primer cráter lunar dibujado por Galileo a comienzos del siglo XVII.

Por último, observemos un rato la fantástica Rupes Recta (8), una falla de más de 120 km de longitud que se produjo al enfriarse la lava de Mare Nubium. Aunque parece abrupta, no lo es, pues se trata de una pendiente que oscila entre los 30 y los 45 grados, una anchura de 1000 a 1500 m y una altura de 300 m.
Fantástico el sobrevuelo de Rupes Recta realizado por Kaguya:
https://www.youtube.com/watch?v=AphYqK_ooFc

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Procesado con Registax 6.

HYPPARCHUS Y ALBATEGNIUS

Esta noche en el terminador lunar nos vamos a fijar en dos grandes cráteres: Hypparchus (1) y Albategnius (2).

Hypparchus es un antiguo y degradado cráter de 150 km de diámetro y poco más de 3 de profundidad. Su fondo ha sido mayoritariamente inundado por lava, y sus bordes han sufrido una considerable erosión por sucesivos impactos. En su interior, todavía en las sombras, destaca el cráter Horrocks.

Al sur tenemos a Albategnius, de 129 km y 4,4 de profundidad. Observemos la proyección de la sombra de su pared oriental sobre el fondo. En su centro vemos ligeramente desplazado un pico que llega a los 1500 m. Como en Hypparchus, también en el interior de éste destaca Klein, un cráter que ha deshecho la pared occidental.

Hypparchus es famoso porque Tintín alunizó allí en 1953.

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Procesado con Registax 6

SINUS AESTUUM Y ALREDEDORES

Esta noche vamos a echar un vistazo a una región cercana al centro de la cara visible de la Luna.

Por debajo de los Apeninos y del magnífico Eratosthenes (1), de55 km de diámetro, crestas de  hasta 4000 m y  varias cumbres centrales de unos 2000 m, nos encontramos con Sinus Aestuum (2), la Bahía del Calor, una formación basáltica de más de 300 km de diámetro. Es de notar que, hacia el sur, el fondo presenta una coloración más oscura.

Justo al suroeste de Eratosthenes, nos encontramos con Stadius (3), un cráter fantasma inundado de 70 km de diámetro cuyas paredes originales apenas emergen en varios puntos.

Ya cercano al terminador, sobre Gambart (4), de 25 km,  todavía no ha amanecido. Sin embargo, cercano a él podemos con cierta dificultad observar algunos domos (5) de escasa altitud, vestigios del pasado vulcanismo de la zona.

No dejéis de ver las alucinantes imágenes (si es posible a pantalla completa) de la sonda Kaguya de la JAXA sobrevolando la región:

https://www.youtube.com/watch?v=PmU49dgT5yA

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Procesado con Registax 6

JUPITER 24 SEPTIEMBRE 2018

Maksutov Cassegrain 127
Camara QHY 5II M
45" de exposción
Filtros RGB Baader
Procesado con Registax 6 y Photoshop

TYCHO, MAGINUS, CLAVIUS

Hemos hablado en otras ocasiones de Tycho (1).

En esta noche regresamos a este joven cráter, de sólo 100 millones de años. El brillo de este cráter de 85 km demuestra su juventud, apareciendo perfectamente recortado en la región continental que lo rodea. Su pared intacta forma varias filas de terrazas que llegan a los 4800 m. En su fondo destaca una montaña central de 1500 m con tres picos.

Tycho marca el más importante sistema de rayos de la cara visible de nuestro satélite; algunos de esos eyectos alcanzan los 1000 km.

Por debajo de Tycho, Maginus (2), de 160 km,  y Clavius (3), de 225 km, son dos cráteres mucho más antiguos con los que forma un trío inolvidable.

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Procesado con Registax 6

AL NORTE DE PLATO

En esta región del norte lunar, por encima de Plato (1) y Mare Frigoris (2), fuertemente craterizada, encontramos una serie de cráteres muy erosionados que nos ofrecen el típico aspecto de un campo de batalla.

En la imagen el que primero apreciamos es Bond (3), de 156 km, cuyas paredes muy irregulares  consisten en poco más que un conjunto de colinas y montes. En su interior destacan Bond B y C, en forma de cuencos.

Justo en el borde sudoeste de Bond, nos fijamos en Timaeus (4), de 33 km y 2.2 de profundidad, con una pequeña colina central.

Por debajo, Archytas (5), de 32 km y 2,4 de profundo, muestra poca erosión, con un par de picos centrales.

Y también pegado al noroeste de Bond, Epigenes (6), de 55 km y 2 de profundidad.

El escorzo de todos estos accidentes hace que los veamos deformados, siendo en realidad  circulares.

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Procesado con Registax 6

PLATO (3)

Nuevamente nos asomamos a un cráter fascinante. Plato, de unos 100 km de diámetro, se encuentra rodeado por paredes que alcanzan los 2000 m. En algunas zonas hay signos de derrumbe.
Su fondo es llano y llamativamente oscuro.
La formación de Plato seguramente sea posterior al nacimiento del Mare Imbrium. dado que el cráter no habría podido sobrevivir al impacto que formó la cuenca del mar hace 3850 millones de años. Los datos sugieren que Plato se formó y posteriormente se inundó con lava procedente del Mare Imbrium en el intervalo que va entre 3850 y 3000 millones de años atrás.
También en este cráter ciertos observadores han apreciado algún Fenómeno Lunar Transitorio.
En la imagen podemos admirar también el espectacular Vallis Alpes.
Una hermosa desolación.

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Barlow x2
Procesado con Registax 6

SATURNO 18 SEPTIEMBRE 2018

Maksutov Cassegrain 127
Cámara QHY 5 II M
Exposición 45"
Barlow x2
Filtros RGB Baader
Procesado con Registax 6 y Photoshop

Nota para curiosos:
Saturno, a pesar de su tamaño, tiene una densidad muy baja. Si dispusiéramos de un océano de agua inmenso y tiráramos el planeta a su interior, flotaría.

COPERNICO Y ERATOSTENES

Aunque la Barlow no apura el contraste, siempre nos permite observar detalles. En este caso los eyectos de Copérnico son muy evidentes.

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Barlow x2
Procesado con Registax 6

COR CAROLI (1)

Cor Caroli es el nombre de la estrella alfa de la pequeña constelación Canes Venatici, los "perros de caza". Se encuentra a 110 AL del sistema solar.

El nombre Cor Caroli («Corazón de Carlos») fue asignado en 1725 por el astrónomo Edmund Halley en honor del rey Carlos II de Inglaterra, a sugerencia del físico de la corte, Sir Charles Scarborough, quien afirmó que la estrella había brillado de forma especial en la víspera del regreso del monarca a Londres el 29 de mayo de 1660. Cosas de la monarquía. En fin.

Se trata de una estrella binaria con una separación visual entre sus componentes de 19 segundos de arco, por lo que puede ser resuelta con un pequeño telescopio. La estrella principal del sistema, de magnitud aparente +2,89, es la más oriental y recibe el nombre de Cor Caroli A. ​ Es una estrella blanca de 10300 K de temperatura superficial, una luminosidad 83 veces mayor que la del Sol y una masa de 2,8 masas solares. Es de especial interés su campo magnético, uno de los más intensos que se conocen, 1500 veces mayor que el campo magnético terrestre. Constituye el prototipo de estrellas variables que llevan su nombre, variables Cor Caroli A; tal vez por ello brilló de forma inusitada a la llegada de Su Majestad a Londres.

La componente secundaria del sistema, Cor Caroli B, es una estrella de secuencia principal de tipo F0V, con una luminosidad 5 veces mayor que la luminosidad solar y una masa 1,6 veces mayor que la del Sol. ​ Su magnitud aparente es +5,60.

La separación proyectada entre ambas estrellas, 650 UA, implica un periodo orbital de, al menos, 7900 años.

Maksutov Cassegrain 127

Cámara QHY 5II M

Exposición 50"

Filtros RGB Baader

Procesado con Registax 6 y Photoshop.

AL SUR DE MARE CRISIUM

Esta noche nos situamos al sur de Mare Crisium.
En primer lugar observamos parte de Mare Fecunditatis (1), y de norte a sur Langrenus (2), Vendelinus (3), Petavius (4) con su vistosa grieta, Snellius (5), Stevinus (6) y, por último, Furnerius (7).
Todos ellos, por su cercanía ya al limbo lunar, aunque son circulares, tienen aspecto oblongo a causa de la perspectiva.
Langrenus, de 132 km y una profundidad de 2,7 km, posee unos picos centrales que se levantan 1 km. En 1992 se observó lo que podría haber sido una emisión de gases, que cambiaron de aspecto con el tiempo. El suelo agrietado del cráter pudo haber sido la fuente del gas. No se ha vuelto a percibir nada desde entonces, con lo que el interrogante de los fenómenos lunares transitorios sigue sin esclarecerse.
Aunque ya lo hemos observado en otras entradas, no dejéis de ver detenidamente a Petavius, y su fascinante fondo, con su grieta y los picos centrales. El momento más bonito para verlo bien con sus juegos de sombras es al tercer día.
Disfrutad de las vistas.

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Procesado con Registax 6

AL NORTE DE MARE CRISIUM

Nuevamente visitamos esta zona, alrededor de  la tercera noche después de  la Luna Nueva.

Ya la hemos visto anteriormente, pero cada vez es distinta. La Luna está llena de sutilezas para el que se fija bien. Nunca hay dos imágenes exactas aunque las tomemos el mismo día lunar de meses sucesivos.

La formación más interesante al norte de nuestro satélite es Endymion (1), un cráter de 125 km con un fondo plano repleto de lava oscura con paredes de 4600 m desde el fondo, y que se localiza fácilmente debido a su bajo albedo.

Como todas las formaciones cercanas al limbo lunar, a pesar de ser perfectamente circular, lo vemos muy distorsionado.

Por debajo de Endymion contemplamos a Lacus Temporis (2), un pequeño mar de 117 km compuesto por la superposición de dos parches grandes aproximadamente circulares.

Hacia el sur observamos una cadena sucesiva de cráteres que terminan en Mare Crisium, que no aparece en la imagen.

Messala (3), de 125 km, es una llanura amurallada que conserva cierto grado de aterrazamiento en sus paredes, y de bordes muy degradados por múltiples impactos. Su fondo es llano con un cráter fantasma.

Geminus (4), de 86 km y más de 5 km de profundidad, tiene un pico central como único rasgo llamativo. Inmediatamente por debajo, Burckdhardt, de 57 km y casi 5 de profundidad, también posee una elevación central.

Y por último, Cleomedes (5), de 126 km de ancho y 3000 m de profundidad.

El este se encuentra a la izquierda.

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Procesado con Registax 6

MIZAR – ALCOR: LA PRUEBA DEL ARQUERO

Hace unos días hablábamos sobre Mizar. Hoy le toca a Alcor.

De  +3,9, Alcor es una estrella blanca de la secuencia principal de tipo espectral A5V. Su temperatura superficial es de 8000 K y es 12 veces más luminosa que el Sol. La velocidad de rotación es de 218 km/s, 100 veces más rápida que la del Sol. Además, es una estrella ligeramente variable.

Alcor está separada 11,8 minutos de arco de Mizar (ζ Ursae Majoris) y el poder distinguir a estas dos estrellas a simple vista constituye un ejercicio clásico de agudeza visual. Físicamente las dos estrellas están separadas un cuarto de AL, y aunque sus movimientos propios indican que se mueven juntas, no está claro si forman un verdadero sistema binario o si sólo son compañeras ópticas como se había pensado hasta ahora.

A su vez, la propia Alcor es una binaria cercana. El brillo de la estrella acompañante permite deducir que ésta es una enana roja de tipo M3. Con una separación mínima de 25 UA respecto a Alcor, tarda al menos 90 años en completar una órbita alrededor de su brillante compañera.

Al igual que otras estrellas de la constelación —entre las que además de Mizar se encuentran Merak (β Ursae Majoris), Alioth (ε Ursae Majoris) y Megrez (δ Ursae Majoris)— forma parte de la Asociación estelar de la Osa Mayor, conjunto de estrellas con un origen común y que tienen un movimiento similar por el espacio.

El nombre de “prueba del arquero” proviene al parecer del antiguo Egipto, donde los aspirantes a arquero pasaban diversas pruebas, una de las cuales consistía en distinguir el par Mizar – Alcor. Supongo que, aparte de buena vista, deberían tener buena puntería.

Maksutov Cassegrain 127

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