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

Maksutov Cassegrain 127
Barlow x2
Procesado con Registax 6.

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/

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

MARTE 21 SEPTIEMBRE 2018

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

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

Maksutov Cassegrain 127

Procesado con Registax 6.

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

Maksutov Cassegrain 127

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.

Maksutov Cassegrain 127

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

Maksutov Cassegrain 127

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.

Maksutov Cassegrain 127

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.

Maksutov Cassegrain 127

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.

Maksutov Cassegrain 127
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.

Maksutov Cassegrain 127
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.

Maksutov Cassgrain 127
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.

Maksutov Cassegrain 127

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

Procesado con Registax 6

SATURNO 10 SEPTIEMBRE 2018

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

JUPITER 10 SEPTIEMBRE 2018

El pasado día 10 de septiembre, además de Calisto, era posible ver el transito de Europa, un pequeño punto, sobre el disco planetario.

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

EL SISTEMA DE RIGEL, UNA BINARIA DIFÍCIL

Comparación tamaño de Rigel con el Sol

Rigel es un par difícil. Muy difícil para telescopios modestos como el mío, porque Rigel B, a pesar de tener una magnitud de 6.7, está relativamente cerca de la gigantesca Rigel A, que lo eclipsa casi totalmente. En la imagen, para ver Rigel B hay que fijarse bastante.

El sistema de Rigel se encuentra a una distancia de 800 AL en la constelación de Orión.

Su periodo orbital es de 400 años. Se sabe que Rigel es una binaria visual desde 1831, cuando fue medida por vez primera por Struve.

La distancia entre Rigel A y B es de 2000 UA.

La principal componente del sistema, Rigel A, es una supergigante blanco-azulada de tipo espectral B8 con una temperatura superficial de 11.500 K. Estrella muy masiva —18 masas solares—, brilla con una luminosidad en el espectro visible 50.000 veces superior a la del Sol; si se considera la luz ultravioleta, su luminosidad aumenta hasta 85.000 veces la emitida por el Sol. Su radio es igual a 73 veces el radio solar, por lo que si estuviese en el lugar del Sol, se extendería casi hasta la órbita de Mercurio. Muy avanzada en su evolución, lo más probable es que en su interior exista un núcleo inerte de helio. Estrellas de esta masa finalizan sus vidas en una explosión de supernova.

Al moverse por una región con nebulosidades y siendo tan luminosa, Rigel ilumina varias nubes de polvo cercanas. Rigel parece también asociada a la Nebulosa de Orión, la cual, aunque situada aproximadamente en la misma línea de visión, se halla casi dos veces más alejada de la Tierra. A pesar de la diferencia de distancia, la proyección de la trayectoria de Rigel por el espacio, considerando su edad estimada —unos 10 millones de años—, la sitúa originalmente cerca de la nebulosa.

Asimismo, Rigel A es una estrella variable con pequeñas oscilaciones en su brillo, fenómeno poco común en supergigantes.  

A su vez, Rigel B es una estrella binaria, compuesta por dos estrellas de secuencia principal separadas entre sí unas 100 UA. 

Puede que exista una cuarta estrella, posiblemente una enana roja, asociada al sistema de Rigel.

Maksutov Cassegrain 127

Cámara QHY 5 II M

Exposición 60”

Filtros Baader RGB

Procesado con Registax 6 y Photoshop

ARQUIMEDES Y LOS APENINOS (2)

En esta nueva imagen de la orilla occidental de Mare Imbrium, observamos un trío destacado formado por Archimedes (1), Aristillus (2) y Autolycus (3). Muy diferente de sus compañeros, Archimedes enarbola unas cumbres estrechas y puntiagudas que llegan a los 2000 m. En su interior varias terrazas rodean un llamativo fondo plano de lava oscura, de un diámetro de 85 km. Por debajo, una zona de montañas no muy elevadas, los Montes Archimedes (4).

Pero sin duda lo que más nos llama la atención son los Montes Apenninus (5), la mayor y más bella cadena montañosa de la cara visible. Con 950 km de largo y 100 de ancho, esta cadena presenta una serie de cumbres que llegan casi a los 5000 m de altura.

La más importante, el Mons Hadley (6), llega a los 4800 m. También vemos Mons Bradley (7), de 4200 m, y el Mons Ampère (8), de 3000. Muy cerca del primero alunizó el Apolo XV.

Y entre Archimedes y los Apenninus, se extiende Palus Putredinis (9), el Pantano de la Putrefacción, una región de 161 km de lado bastante llana en la que se pueden observar eyectos de Archimedes.

Observad las preciosas sombras que proyectan Archimedes y los Apenninus .

Espero que os guste.

Maksutov Cassegrain 127

Procesado con Registax 6

ARISTOTELES Y EUDOXUS (2)

En los aledaños de Mare Frigoris, vemos la bonita pareja de Aristóteles y Eudoxus.

Aristoteles (1) tiene 87 km y, cuando se produjo el impacto que lo formó, la roca líquida se extendió creando relieves que parecen irradiar desde el centro. Se observan las terrazas que llegan a los 3700 m de altura, con algunos desprendimientos al sur.

Al este, pegado a Aristóteles, se encuentra Mitchell (2), de 30 km y una profundidad de 1200 m.

Eudoxus (3) se encuentra a 80 km al sur, un cráter de 67 km algo más degradado que su vecino. Su pared, en forma de terrazas, posee una altitud menor que Aristóteles y su fondo está recorrido por numerosas montañitas.

Al sur de Eudoxus, un campo de colinas se prolonga hasta el viejo Alexander (4),  muy desgastado, de unos 100 km y que ha perdido su pared este.

Al oeste de Aristóteles se encuentra Egede (5), un cráter fantasma. Su pared, de 35 km de diámetro, solo emerge 400 m por encima de la lava de Mare Frigoris.

Cercano al terminador observamos a Cassini (6), a orillas de Mare Imbrium, con un fascinante juego de sombras en este momento.

Y por último, Vallis Alpes (7), en el que todavía no ha amanecido, impresionante.

Maksutov Cassegrain 127

Procesado con Registax 6

MARTE 7 SEPTIEMBRE 2018

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

PLATO (2)

En esta nueva imagen del cráter Plato (1) y su entorno observamos este majestuoso circo de 100 km de diámetro con un albedo muy bajo que contrasta con los terrenos circundantes. Su pared, de 1000 m de altura de media, llega a tener picos de hasta 2000 m, que presentan violentas sombras sobre el suelo del fondo cuando sale el sol.

En su interior se afirma haber observado algún fenómeno lunar transitorio, sin haberse podido demostrar de una manera fehaciente. ¿Actividad tectónica? ¿Bolsas de gas que emergen del subsuelo? En cualquier caso, solo especulaciones hasta ahora.

También, al noreste del cráter, la pequeña y sinuosa Grieta de Plato (2), de difícil observación.

A la izquierda, Mare Frigoris (3), y a la derecha, Mare Imbrium (4), donde vemos varios accidentes curiosos. Los Montes Tenerife (5), el Mons Pico (6) y el Mons Piton (7), restos de un anillo interior del mar cubierto por la lava.

Por debajo, los Montes Alpes (8), con el espectacular Vallis Alpes  (9), de los que hemos hablado anteriormente.

El norte está a la izquierda.

Maksutov Cassegrain 127

Procesado con Registax 6.

MIZAR

Mizar fue la primera estrella binaria descubierta con el telescopio; probablemente fue Benedetto Castelli quien, en 1617, pidió a Galileo que la observara. Mizar A  es una estrella blanca de tipo espectral A2V y magnitud +2,27. Mizar B  tiene magnitud +4,0 y es una estrella de tipo A5-7. Separadas al menos 500 UA, emplean 5000 años en completar la órbita.

A su vez, Mizar A fue la primera binaria espectroscópica descubierta, siendo  Edward Charles Pickering quien reveló su duplicidad en 1889. Su periodo orbital es de 20,54 días y las dos componentes son aproximadamente igual de luminosas. Cada una de ellas tiene una masa de 2,5 masas solares.

Para completar el sistema estelar, Mizar B es igualmente una binaria espectroscópica con un período orbital de 175,6 días. Cada una de las componentes de Mizar B tiene una masa estimada de 1,6 masas solares.

Incluyendo a Alcor, no visible en la imagen, el sistema Mizar comprende 5 estrellas, todas ellas estrellas blancas de las secuencia principal. Situadas a 78 años luz del sistema solar, forman parte de la Asociación estelar de la Osa Mayor, grupo disperso de estrellas que se mueven de igual manera por el espacio. Las estrellas más brillantes del «Carro Mayor» —excepto Dubhe (α Ursae Majoris) y Benetnasch (η Ursae Majoris)— son miembros de esta asociación.

No es un par muy contrastado, ambas presentan igual coloración blanca, pero no deja de ser un binario al alcance de cualquier telescopio por pequeño que sea.

Maksutov Cassegrain 127

Cámara QHY 5II M

65” de exposición.

Filtros RGB Baader

Procesado con Registax 6 y Photoshop

MAR DE LA SERENIDAD (2)

MASCON - Imagen NASA misión GRAIL

En esta imagen se muestra un primer plano de Mare Serenitatis, un mar de 674 km de diámetro .

Este mar se encuentra rodeado de formaciones muy interesantes, los cráteres Posidonius (1), Chacornac ( 2), Plinius (3) y Menelaus (4), así como los Montes Haemus (5) en el sur.

En el centro del mar, el solitario Bessel (6), de 16 km y 1700 m de profundidad, atravesado por un rayo probablemente procedente de Tycho.

También podemos observar las numerosas dorsas que cruzan el mar de norte a sur. Las dorsas son arrugas en el terreno que se producen al solidificarse la lava.

Y ocupando todo el centro de la zona, una anomalía gravitacional (mascon), también presente en el interior de otros mares (ver imagen inferior).

De todos ellos, cráteres y dorsas, ya he comentado en entradas anteriores, así que las características y los nombres es lo de menos. Lo importante ahora es contemplar la desoladora belleza de este mar. Y maravillarnos.

Maksutov Cassegrain 127

Procesado con Registax 6.

PLANETAS 1 SEPTIEMBRE 2018

Maksutov Cassegrain 127
Lente Barlow x2
Cámara QHY 5II M
Exposición 45"
Filtros Baader RGB para Marte, Júpiter y Saturno
Filtro Baader L para Venus
Procesado con Registax 6 y Photoshop

JUPITER Y SUS LUNAS 30 AGOSTO 18

En esta imagen de la noche del 30 de agosto podemos apreciar a Júpiter y sus lunas como un sistema solar en miniatura. Asimismo, esta vez sí vemos la gran mancha roja. Por cierto, la sonda Juno ha detectado moléculas de agua en el interior de esta descomunal tormenta de 16000 km de diámetro.
Ahora hagamos un pequeño esfuerzo de imaginación y "veamos" cómo la enorme masa de Júpiter curva el espacio a su alrededor formando una especie de embudo tridimensional en cuyas paredes los satélites giran atrapados. Y todos ellos, planeta y satélites, girando a su vez alrededor del Sol que los tiene ligados en el interior de su deformado espacio que se extiende hasta más allá del sistema solar.
Es la gravedad, en definitiva, la que tiene la última palabra en este baile.

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