Cráteres de la Luna (Gassendi),Dinámica de las tormentas de

Cráteres de la Luna (Gassendi)
Autor: Juan Manuel Tormo Martínez
El Mare Humorun y el cráter Gassendi.
El cráter Gassendi llamado así en honor del astrónomo, matemático y teólogo
provenzal Pierre Gassendi, está situado en la orilla septentrional del Mare
Humorun, una cuenca situada en el cuadrante suroccidental de la cara
visible de la Luna. Por su peculiar forma semejante a un anillo con una
perla engarzada es uno de los más interesantes cráteres siendo conocido
como La Perla de la Luna.
Los cráteres Gassendi y Doppelmayer en el días 10 de vida. Autor:
Tormo Martínez.
Juan Manuel
1
GASSENDI
(17,5º S, 39,9º W) Situado junto al Mare Humorum.
2 Rimae Gasendi
3 Gassendi A
(Complejo sistema de grietas dentro de Gassendi).
(33 km/ 3600m).
4 DOPPELMAYER (28,5º S, 41,4º W) Gran crater 64 km.
5 Rimae Doppelmayer Sistema de rimas estrechas con una longitud alrededor
de 130 km.
7 Mare Humorum, es un mar lunar casi circular, de unos 450 km de diámetro,
una profundidad de 2,24 km
8 Lee y Lee M. Formación doble engullida por la lava del Mare Humorum.
9 Vitello. Este cráter tiene una llanta baja , más o menos circular con un
borde afilado . El piso interior es irregular , agreste y montañoso.
Algunos de los accidentes orográficos de Gassendi.
El
es
cráter
más
Gassendi
o
menos
se
encuentra
de forma
al
sur
de
circular, aunque
Oceanus Procellarum
no
tan
perfecta
y
como
Mare
un
Crisium
meteorito,
o Mare Serenitatis. Se cree debe su formación al impacto de
aproximadamente
en
el
periodo
nectárico,
(hace
aproximadamente 3,6 mil millones de años), impacto que produjo también la
formación de las cordilleras que lo circundan. Al fracturarse la corteza
lunar el piso fue inundado por una capa de lava basáltica de unos 3.5 km.
de espesor, quedando una superficie con una orografía poco accidentada, sin
cráter de importancia, abundando en cambio fisuras y grietas. Se trata de
un circo de 110 km de diámetro rodeado por murallas de distintas alturas,
de unos 2000 metros las mayores. Varios picos situados en el centro indican
su origen meteórico, combinado con actividad volcánica.
Numerosas grietas atraviesan el suelo en diferentes direcciones. Estas
son conocidas como sistema Rimae Gassendi. La presión que ejercía la
actividad volcánica del subsuelo produjo estas grietas o fisuras.
Situación de Gassendi. Virtual Moon
Atlas.
Coordenadas Selenográficas
Latitud
Longitud
18º
S
40º
W
Las
paredes
meridionales
son
menos
impor-tantes
septentrionales, viéndose estas interrumpidas
Gassendi
este
A, (la perla),
mención
entrante
trata de
el
unos
33
km
de
el
las
cráter
diámetro. Al noroeste de
encontramos el Gassendi B, de unos 26 km.
Merece
un
de
por
que
de tierras
un
mare
especial
macizo
unos
que
40 km,
Promontorium Kelvin
altas
ubicado
irrumpe
con
un
en
el
(Cabo Kelvin);
sureste del mare. Se
hacia el interior,
ancho
es
adentrándose
en
de otros 25 km, y que al amanecer
proyecta sobre el piso sombras muy interesantes.
El cráter
Doppelmayer
de unos
65
km dediámetro y 3.052 metros de
profundidad, se encuentra en la orilla sur junto a algunos cráteresfantasma. La lava, al este de Gassendi,
se abrió camino hacia Oceanus
Procellarum, y ambos accidentes aparecen conectados en esa región.
El mejor momento para observar a Gassendi es el undécimo día después de
la Luna Nueva. Sinus Iridum (Bahía del Arco Iris) en el Hemisferio Norte,
resplandecerá totalmente iluminado, al tiempo que llegaran
luces del día lunar a Kepler en Oceanus Procellarum.
las primeras
Al mismo tiempo,
estará amaneciendo en Gassendi. En estos momentos el terminador superará
los 40º de longitud oeste y se estará haciendo de día en la totalidad del
Mare Humorum.
Dinámica de las tormentas de
Júpiter
Autor: Juan Manuel Tormo Martínez
El mayor de los planetas en el Sistema Solar es Júpiter, siendo su
masa
superior
juntos
total de todos
la
masa
ecuatorial
medio
de
Tierra. En
el
al
(
al
que
de
sobresale sobre las
planetas del sistema solar
Júpiter es = 1898×10 27
142.855 km., es unas 11,14
cielo Júpiter aparece
vemos a
los
como
simple vista como
demás.
Únicamente
le
un
una
Kg). Con un
veces
diámetro
mayor
resplandeciente
que
la
astro
estrella brillante que
igualan
Venus
y
Marte en
sus oposiciones perihélicas.
Asimismo, exceptuando a Venus, Júpiter
es
el planeta más fácil de
reconocer por su aspecto. En la oposición, su disco solamente es 40 veces
más pequeño que el de la Luna, bastando pues un modesto poder amplificador
para contemplar el planeta con hermosas proporciones.
imagen de el8digital.com
La atmósfera de Júpiter, compuesta principalmente por hidrógeno se
encuentra en permanente estado de agitación. La fuente de energía térmica
que da origen a las mezclas atmosféricas, debido a la distancia, no procede
únicamente del Sol, sino también del núcleo del planeta. Este, es de un
tamaño aproximado a una vez y medio el tamaño de la Tierra,
El núcleo
(que contiene solo el 4% de la masa del planeta), se encuentra a 70.000
km. de las nubes más altas.
Se supone que el núcleo, compuesto por hierro y silicato, se encuentra
rodeado por una capa de Hidrógeno metálico líquido de aproximadamente
40.000 km. de espesor e hirviendo a temperaturas de entre 10.000 y 30.000
grados Celsius, bajo la presión
de más de tres millones de atmósferas. En
estas condiciones el Hidrogeno se convierte en eléctricamente conductivo.
Por encima del Hidrogeno metálico liquido, hay una capa de unos 20.000 km,
formada por Hidrogeno molecular y Helio. A medida que la presión desciende
a decenas de atmósferas y la temperatura alcanza por encima de los 40
grados Celsius, cambian de líquido a gas estos componentes.
Fotográfia tomada con el telescopio Meade LX200 en el CAAT. Autor: Joan Josep
Isach Cogollos
Los gases calientes, se elevan arrastrando consigo diferentes
compuestos químicos, los
cuales se condensan en las capas frías más
elevadas formando nubes altas en las zonas brillantes. Posteriormente, los
gases enfriados descienden hasta los niveles más bajos y cálidos donde las
nubes se evaporan. La veloz rotación del planeta ( 9,8 horas / 0.41 días)
da lugar a fuertes corrientes paralelas al ecuador, formando la disposición
de las nubes en cinturones y zonas, siendo importante destacar la magnitud
de
semejantes
fenómenos
atmosféricos.
Tal
aspecto
es
constante,
reconociéndose ya así en las primeras observaciones que se realizaron,
siendo en cambio variables los elementos que las producen. No se trata de
detalles permanentes, propios de un lugar determinado de la superficie, a
semejanza de las configuraciones de Marte o nuestra Luna.
Júpiter,
planeta
además
gaseoso
de
poseer
una
rotación
diferencial
(como
su rotación se incrementa cuanto más se aproxima al
ecuador), tiene la paradoja de que algunas regiones rotan en un sentido
mientras otras lo hacen al contrario. Las bandas de Júpiter vistas
de
telescopios
realmente
son
menores
de
de
diferente
300 mm., se
anchura
y
observan muy regulares,
tonalidades;
separadas
través
cuando
por
zonas desigualmente claras, se encuentran a ambos lados del Ecuador, hasta
cierta latitud, a partir de la cual, parece reinar cierta uniformidad,
confiriendo a las regiones polares el aspecto de enormes casquetes polares
de tonalidad gris.
Diagrama de Júpiter
El diagrama de Júpiter nos puede permitir identificar la ubicación de
las diferentes zonas atmosféricas. La Gran Mancha roja no es visible en
todo momento debido a la rotación del planeta.
La nomenclatura dada al
conjunto es; “Zona Ecuatorial”, Ecuador del planeta ocupado por una ancha
banda clara. “Bandas Tropicales N y S, aquellas que enmarcan el ecuador las
cuales presentan tonalidades variadas que van desde la gama del rosa al
castaño. Y los “Casquetes polares” cuya tonalidad varia del amarillo al
verdoso.
Designación de los cinturones oscuros y de las zonas claras de Júpiter
1.-
Zona Templada Norte Norte
2.-
Zona Templada Norte
3.-
Zona Tropical Norte
4.5.-
Zona Tropical Sur
6.-
Zona templada Sur
7.-
Zona Templada Sur Sur
8.9.-
Zona Ecuatorial
Región Polar Norte
Cinturón Templado Norte Norte Norte
10.- Cinturón Templado Norte Norte
11.- Cinturón Templado Norte
12.- Cinturón Ecuatorial Norte
13.- Banda Ecuatorial
14.- Cinturón Ecuatorial Sur
15.- Cinturón Templado Sur
16.- Cinturón Templado Sur Sur
17.- Región Polar Sur
GMR – Gran Mancha Roja
Este conjunto, pese a la regularidad de sus grandes líneas, es muy
complejo ofreciendo una estructura que evoca gigantescas formaciones
nubosas yuxtapuestas o cabalgando unas sobre otras.
La Gran Mancha Roja
En
1665
Cassini
observo
una
alargada, si bien con posteridad no
nuevos
presupone
avistamientos
una
Gran Mancha Roja”
dimensión
a
hasta
de
el
unos
perturbación
parece
siglo
de
forma
existir
XIX,
en
bastante
informes
que
se
50.000 km. siendo denominada
causa del notable matiz que atrajo la
de
le
“La
atención
sobre
ella en 1878.
La Gran Mancha Roja y el Ovalo Blanco.
( Foto Voyager I )
La
gigantesca
le asigna
Gran
unos 300
encuentra
mayor
las
de
nubes
al
Roja
de
Júpiter,
Sur
del
ecuador
de
los
vértices
anticiclónicos
del
planeta.
Una
fuerte
periformes
observa
se
la
forman
en
un
periodo de rotación de cinco días.
Mancha Roja
(
a
más
de
( sobre si
causa
cual
el
en
rotación anticiclónica
que
giren
de
que
las
Gran
se
el
siendo
vientos
La
que
Júpiter,
por
antihorario,
la
tres veces mayor que el de la Tierra,
(provocada
nubes
a
años de actividad, es un gran anticiclón de forma
ovalada, cuyo tamaño es
se
Mancha
400
km/h.) hace que
misma) en
sentido
de las diferentes temperaturas )
experimenta variaciones de intensidad y de
color,
yendo desde
el
encarnado fuerte, hasta un insignificante tono rosado.
En
2006
apareció
presentes
partir
en
de
cuyo
hacia
el
tres
grandes 40
color
en
a
los
la atmósfera
un
y
único
evoluciono
año 2006.
cirse cuando
Mancha
Roja (Red óvalos
Júpiter desde lo años Spot
y 2000, dando lugar
BA),
la Pequeña
óvalo
en uno
solo
de
formándose
entre
a
1998
blanco ( denominado Övalo Blanco
hacia los mismos tonos que la mancha roja
La coloración rojiza de ambas manchas
gases
y
fusionados
Junior ),
blancos,
la atmósfera interior del
puede
produ-
planeta se elevan
sufren la intervención de la radiación solar. El
paso
por tanto, de óvalo blanco a mancha roja, podría
ser un síntoma de que la
tormenta esta ganando fuerza.
En 2007, con una virulencia inusitada se desencadenaron dos violentas
tormentas en el hemisferio norte, las cuales abarcaron una superficie de
unos 2000 km. Según estudios realizados, parecen indicar que las tormentas
pudieron inyectar una mezcla de hielo de amoniaco y de agua a más de 30 km.
por encima de las nubes. Tales perturbaciones atmosféricas superaron los
600 km/h, apareciendo a continuación numerosas y violentas nubes rojizas,
las cuales circundaron el planeta.
Los científicos
que
observaron
el
desarrollo
de
las
violentas
tormentas, declararon que estas crecieron rápidamente alcanzando un
desarrollo desde 400 km. hasta 2000
km. en menos de 24 horas. Durante 45
días, pese a la virulencia de la gran cantidad de energía
de
los
remolinos generados por
las
tormentas,
depositada y
el
“Jet”
(contracorriente en chorro), permaneció inmutable. Experimentos realizados
sugieren que dicha corriente alcanza más de 100 km. por debajo de las
nubes, o sea la atmósfera profunda del planeta, hasta donde no llega la
radiación del Sol.
Existe constancia de dos hechos semejantes acaecidos en 1975 y 1990.
Con una frecuencia de 15 a 17 años periodo el cual
no tiene ninguna
relación con los ciclos naturales de Júpiter, los tres hechos constituyen
una sorprendente similitud aun sin explicar.
. El descubrimiento de las últimas tormentas parece indicar que Júpiter
está atravesando un violento cambio climático.
Por todo ello, Júpiter, el
gigante gaseoso, constituye un fantástico laboratorio natural, donde se
puede estudiar con amplitud la naturaleza de las tormentas.
Hay que señalar que la sonda Voyager I en 1979, descubrió un cinturón de
anillos, no observables desde a Tierra. Se extienden entre los 27.000 y los
141.000 km. por encima del planeta.
DATOS DE JUPITER
Diámetro ecuatorial :
orbital media:
142.855 km.
Velocidad
47037km/hr
Densidad media (Tierra =) :
0.24
Distancia
mínima al Sol:
741.0 m/km
Gravedad (Tierra = 1) :
Distancia max. Al Sol:
Periodo de rotación :
Sol:
2.34
816.5 m/km
9.8 horas/0.41 días
Distancia media al
778.2 m/km
Velocidad de escape:
revolución:
214297 km/hr
Periodo de
11.86 años
Inclinación eje de rotación:
Inclinación orbital :
3.1º
1.31º
Excentricidad orbital : 0.048
Velocidad de rotación:
14.577,0408164 k/h
Cráteres de la Luna
(Langrenus, Petavius y
Vendelinus) II
AUTOR: juan Manuel Tormo Martínez
PETAVIUS
Denis Petau, 1583 – 1652. Teólogo e historiador francés.
El momento más favorable para la visualización, a través de un telescopio,
es cuando la fase de la Luna apenas tiene tres días de edad. Para el cuarto
día del cráter está casi desprovisto de sombra.
El cráter Petavius mide 177 km de diámetro y una profundidad de 4500
metros. Un complejo de picos con altura de 2700 metros se encuentra en el
centro del cráter, siendo cruzado el fondo del cráter por una profunda
grieta que va desde el pico central hasta el borde suroeste. Esta grieta
llamada Petavius Rimae tiene una longitud de unos 80km.
Petavius ​​B hacia el noroeste de Petavius ​​tiene un sistema de rayos
pequeño que se encuentra en toda la superficie de la Mare Fecunditatis.
Debido a estos rayos, Petavius ​​B se asigna como parte del sistema
Copernicano.
Autor: Joan Josep Isach Cogollos
El Entorno de Petavius
PETAVIUS: (25.3º S – 60.4º E).
Localización Petavius.
Virtual Moon Atlas.
Petavius Rimae: Sistema de largas grietas dentro del mismo Petavius,
longitud alrededor de 80 km.
Borda: (25.1º S – 46.6º E). Jean C. Borda, 1733 – 1799. Oficial naval y
astrónomo francés.( Cráter con pared deshaciéndose y pico central 44 km)
Wrottesley: (23. 9º S – 56. 8º E ). John, First Barón Wrottesley, 1798 –
1867. Astrónomo ingles, trabajo en el campo de la astronomía. Catalogó
estrellas dobles.
Snellius: 29.3ºS – 55.7º E ). Willibrord van Roijen Snell (Snellius). 1591
– 1626. Astrónomo y geólogo holandés.
Snellius Vallis: (31º S – 59º E ). Uno de los valles más largos en la Luna,
500 km.. El valle se dirige hacia el centro de la cuenca del Mare Nextaris.
Cráteres de la Luna
(Langrenus, Petavius y
Vendelinus) I
AUTOR:
Juan Manuel Tormo Martínez
Langrenus.
Langrenus es un cráter ubicado en el limbo este de la Luna. Situado en el
borde oriental del Mare Fecundidatis (Mar de la Fertilidad) se encuentra en
un amplio y denso campo de cráteres.
A pesar de que parece oblongo por la perspectiva, el cráter es circular con
132 km. de diámetro y 2,7 km. de profundidad. Terrazas de 20 km. de ancho
que se pueden ver en las paredes, en el centro tiene dos picos que se
elevan 3 km. desde la base del cráter. El impacto que lo formó se puede
ubicar entre 3200 millones de años y 1100 millones.
El cráter Langrenus constituye un bello espectáculo visto a través de un
telescopio. En las
condiciones favorables, la supericie oscura del Mare
Smythii es visible próximo al borde del terminador de la Luna.
Entorno Langrenus.
EL ENTORNO DE LANGRENUS.
Mare Fecundidatis: Mar de la Fertilidad.
Naonobu; (Langrenus B) -4.6º S57.8º E – Ajima Naonobu. 1732 – 1798.
matemático japonés.
Morley: (Maclaurin R) – 2.8º S, 64.6º E. Edward W. Morley. 1838 – 1923.
Chemist Americano (Crater de 14 km).
Acosta: Cristóbal Acosta. – 5.6º S – 60.1º E.- Físico e historiador
portugués. (Cráter 13 km.)
Bilharz: 5.8º S – 56.3º E.- T. Bilharz. 1805 -1862. Medico Germano. Cráter
43 km.
Atwood: (5.8º S – 57.7 E). G.Atwood, 1745 -1807.- Matemático y físico
británico. (Cráter 29 km.)
Gutemberg: (8.6º S – 41.2º E) Johann Gutemberg. 1398 – 1468 . Orfebre
alemán; invento y desarrollo la prensa de impresión. (cráter de 74 km de
diámetro. Su muro oriental esta roto por el cráter inundado Gutemberg E y
se conecta al S con el cráter Gutemberg C y su piso tiene una serie de
picos y hendiduras. El cráter Gutemberg A se encuentra en el valle SW.
Goclenius: (10.0º S – 45.0º E). Rudolf Gockel, 1572 – 1621.- Médico, Físico
y matemático alemán. ( Cráter irregular con hendiduras en su piso.54 x 72
km).
Goclenius, Rimae: (8º S – 43º E ) (Sistema de grietas con una longitud de
240 km).
Mare Nectaris: Mar del Nectar
Colombo: (15.1º S – 45.8º E). Cristoforo Columbus, 1451 – 1506.- Navegante
hispano nacido en Italia, descubridor de America.- Prominente cráter con
montaña en el centro.
Bellot: (12.4º S – 42.2º E). Josep R. Bellot. 1826 -1856. Reaman francés.
Participo en dos expediciones al Antártico. Murió intentando rescatar a
Franklin en el Ártico.
Cráter circular 17 km
Crozier: (13.5º S – 50.8º E. Francis R.M. Crozier1796 – 1848. Capitán naval
ingles. Participo en la expedición al Ártico con Parry y acompaño a Ros al
Antártico. Murió en el Ártico con Franklin. (Cráter inundado 22 km).
Ubicación Langredus.
Captura Soft. Virtual Moon Atlas.
Cráteres de la Luna (Stadius y
Eratosthenes)
AUTOR: Juan Manuel Tormo Martínez
EL CRÁTER STADIUS
Stadius es un remanente fantasmal de un antiguo cráter lunar que ha sido
casi borrado por los flujos de lava basáltica. Se encuentra al suroeste del
mucho más joven cráter Eratóstenes, en el borde norte de Mare Insularum
donde la yegua se une al Sinus Aestuum. Al oeste se encuentra el prominente
cráter Copérnico, y múltiples cráteres secundarios del material expulsado
copernicana cubrir esta área. Al noroeste es una cadena de cráteres que
continúan en una formación más o menos lineal hasta alcanzar Mare Imbrium.
Cráter Stadius. (Wikipedia)
Sólo el borde noroccidental de Stadius permanece casi intacta, y se une con
una línea de cresta en dirección norte que alcanza la muralla occidental de
Eratóstenes. El resto de la formación forma un rastro espectral del borde
original, creado a partir de unas pocas elevaciones en la superficie, y no
hay ningun rastro de un pico central. El suelo del cráter plano está
marcado por cráteres, muchos de los cuales fueron generados por los
impactos secundarios de la creación de Copérnico.
EL CRÁTER ERATOSTHENES
Eratóstenes es un profundo cráter lunar de impacto relativamente grande (59
km de diámetro) y de notable profundidad. Es conocido principalmente por
marcar un periodo. (Periodo Eratosteniano), el cual en la escala de tiempo
geológico lunar, lleva el nombre de este cráter. Se cree que el cráter se
formó alrededor de 3,2 mil millones de años atrás, lo que define el inicio
de este período de tiempo.
El cráter se encuentra en la cara visible de la Luna, en el centro de la
misma ligeramente hacia el noroeste, en el límite entre el Mare Imbrium y
la región del Mare Sinus Aestuum.
Marca el límite oriental de la cadena
montañosa que se denomina Montes Apenninus.
Este cráter tiene un borde circular bien definido- Esta formado por una
pared interior con terrazas, una montaña en forma de pico en el centro, un
piso irregular y una muralla exterior de magma expulsado.
En ángulos bajos del Sol, este cráter es prominente debido a la sombra
proyectada por el borde del cráter. Cuando el Sol está directamente
encima,
Eratosthenes se integra Visualmente con el entorno y se hace más
difícil para un observador poder localizarlo. Los rayos de Copérnico
discurren a través de esta área y su mayor albedo sirve como una forma de
camuflaje.
Captura Software Virtual Moon Atlas
En 1851 el astrónomo Shropshire Henry Blunt Construyo un modelo de la
Superficie de la Luna mostrando Eratosthenes. El modelo se basaba en
observaciones hechas por Blunt con un telescopio reflector desde su casa en
Shrewsbury y fue presentado en el mismo año en la Gran Exposición de
Londres.
En 1924, William H. Pickering señaló manchas oscuras en el cráter que vario
de manera regular durante cada día lunar. Se propuso la idea especulativa
de que estos parches parecen migrar a través de la superficie, lo que
sugiere rebaños de pequeñas formas de vida. La idea recibió un grado de
atención, principalmente debido a la reputación de Pickering.
Situación
por
coordenadas
de
los
cráteres
STADIUS,
Eratosthenes y su entorno.
Juan Manuel Tormo Martínez
Aestuum Sinus: (12ºN, 8ºW)
Un Mar como zona parcialmente desintegrado por
crestas de arrugas poco visibles y pozos del cráter; superficie total
40,000 kilometros cuadrados, diámetro de aproximadamente 230 km.
Eratosthenes: (14.5º N, 11.3ºW) Eratosthenes. 275 – 195 bC. Matemático,
geográo y astrónomo griego. Determino la circuferiéncia de la Tierra.
Prominent crater with large terraced walls and central peaks (58 km/ 3570
m).
En contraste con los restos cercanos de Stadius, Eratóstenes ofrece
ejemplos de dos aspectos completamente diferentes. Mientras que bajo
iluminación baja aparece como una característica destacada, en la Luna
Llena parece casi desaparecer y es tan débil como Stadius
Ambart: (1.0º N, 15.2º W) Jean F. Gambart, 1800 -1836 . Astrónomo francés.
Descubridor de trece cometas. Cráter inundado con una sola pared (25
km/1050 m)
Insularum, Mare : Mar de las Islas
Schroter: (2.6ºN, 7.0º W) Johann H. Schröter, 1745 – 1816. selenografista
alemán, observador experimentado, autor de selenotopographische Fragmente,
descubrió numerosas fisuras en la Luna. Cráter con muro considerablemente
desintegrado, abierto hacia el sur.
Schroter, Rima: (1º N, 6º W)
Sommering:
Fisura, se extiende en 40 km.
Samuel T. Sommering 1755 – 1830. cirujano alemán y naturalista
–Cráter con la pared considerablemente desintegrada
Stadius: Johannes Stadius . Matemático y astrónomo .1527-1579.belga autor
de tablas planetarias Tabulae Bergenses. Depresión circular, con paredes
incompletas bajas y pozos cráter, de diámetro 69 km. , La altura de la
pared noreste 650 metros.
Captura Virtual Moon Atlas.
Cráteres de la Luna
(Copernicus)
AUTOR: Juan Manuel Tormo Martínez
Copérnicus es un cráter de impacto (por meteorito). Es indudablemente uno
de los cráteres más conocidos y una de las formaciones lunares más típicas.
Se encuentra ubicado al noroeste de la cara visible de la Luna en el Mare
Insularum. Al oeste de Copernico se encuentra un grupo de solitarias y
dispersas colinas las cuales se elevan hasta alcanzar una altura de varios
cientos de metros. Con un diámetro de 93 km, es observable mediante unos
simples binoculares.
Copérnicus se produjo hace 1100 millones de años, iniciándose el periodo
Copernicano que se extiende hasta nuestros tiempos.
Entorno de Copernicus
Montes Carpatos: Sierra en el margen sur del Mare Imbrium . Se extiende de
este a oeste y su longitud es de unos 400 km. Se compone de colinas
individuales y macizos montañosos, cuya altura es de entre 10 y 20 m.
Copernicus: (9.7º N,20.0º W). – Niklas Copernicus ( 1473-1543). Renombrado
astrónomo polaco. Uno de los fundadores de la moderna astronomía.
Fauth: (6.3ºN, 20.1º W) Philipp J,H,Fauth -1867-1941.Renombrado selenógrafo
germano y observador de los planetas, autor de mapas lunares.
Doble cráter Fauth y Fauth A.: Fauth tiene un diámetro de 12.1 km y una
profundidad de 1960 m. Fauth A adopta la forma de un ojo de cerradura y
tiene 9.6 km de diámetro y 1540 m de profundidad.
Gay-Lussac: (13.9º N, 20.8º W) Físico y químico francés ( leyes Gay Lussac
)
Gay-Lussac, rima: (13º N,22º W ) Ancha fisura , longitud 40 km.
Insularum Mare ( Mar de las islas)
Reinhold: Cráter prominente con paredes de terrazas.
Otros:
Copérnicus H ( 4,6 km/ 870 M) Gambart A (12 km./2440 m)
Gay-Lussac A ( 14 km/ 2550 m) T Mayer C (115.6 km/2510 m)
T.Mayer D (8.6 Km/ 1470 m)
Localización Copernicus
Virtual Moon Atlas
Cráteres de La luna (Plato)
AUTOR: Juan Manuel Tormo Martínez
Plató debe su nombre al gran philósofo Plato, pupilo de Sócrates ( 427 –
347 a.c.). Situado en la región Norte de la Luna, entre el mar Frigoris y
el mar Imbrium (mar de las lluvias, donde no llueve nunca) y hacia el final
de la cordillera de los Montes Alpes, Plató es uno de los más interesantes
cráteres de nuestro satélite.
Plató, es un cráter que fue inundado por el basalto semilíquido que surgió
a raíz de una erupción interna. Tiene un diámetro aproximado de 101 km..y
muros de alrededor de 1000 metros de altura sobre su interior, aunque en
algunos puntos llega a los 2000 metros de altura, pudiéndose ver en su
interior varios cráteres mas pequeños, siendo los mayores de ellos de un
diámetro aproximado de 2000 metros. Resulta muy interesante el muro Oeste,
con un fragmento de muralla que parece vaya a desprenderse.
Situacion de Plato fotográfia del Software
Virtual Moon Atlas
Dentro del mar próximo a Plato (el Mare Imbium) hay una serie de montañas
aisladas emergiendo de la lava. Se trata de los Montes Recti y los Montes
Tenerife, de los cuales sobresale el solitario Monte Pico.
Plato es fácilmente observable incluso con la más ínfima ayuda óptica. Unos
simples prismáticos servirán para iniciarse en su observación. Con un
telescopio de 100 mm. se puede observar su interior, pero es necesario un
telescopio de 250 a 300 mm. para observar la totalidad de los cráteres de
menor tamaño que se encuentran dentro del cráter.
Cámara CANON EOS 600D ISO 800 a ¼
Telescopio CELESTRON Catadioptrico 9´¼
”
Entorno de PLATO
MAR IMBRIUM ( Mar de las lluvias).
MARE FRIGORIS: Riccioli lo denomino así por su extensión y por encontrarse
en la región Polar Norte. El Mare Frigoris ocupa una extensión de 536.000
km. cuadrados. (Lacus Mortis y el área del cráter Hércules incluidos),
siendo comparable en tamaño con el Mar Negro de la Tierra.
IRIDUM SINUS: (Bahia de Raimbows , 45ºN; 32ºW). Nombre dado por Riccioli.
Cráter en formación de un diámetro de 260 km..
PROMONTORIO LAPLACE: (Cabo Laplace). 46º N, 26ª W. Pierre Simón Laplace.
1749 – 1827. Sobresaliente matemático francés, discípulo de Newton. Trabajo
en el campo de la Mecánica Celeste, editando “Nebula Hypothesis of the
origin of the solar system.
PROMONTORIO HERACLIDES: (Cabo Heraclidas- 41º N, 34º W). Heraclidas
Ponticus a 390 – 310 BC. Pupilo de Plato. Mantenía que la Tierra giraba
sobre un eje.
PLATO: 51.6º N, 9.3º W (Crater 101 km) Famoso Philósofo pupilo de Sócrates.
Su astronomía es Pythagoream; concibiendo la Tierra como un cuerpo redondo
rodeado de esferas planetarias y estrellas.
FONTENELLE: francés. Popularizo las ciencias, siendo miembro de la Academia
francesa 63.4º N, 18.9º W. (Crater de 38 km). Bernard le Bovier de
Fontenelle. 1657 – 1757. (Astrónomo de ciencia.
PHILOLAUS: 72.1º N, 2.4º W (Crater de 71 km.). Filósofo griego;
contemporaneo del astrónomo Pithagorius. Enseño que la Tierra se esta
moviendo, y que el centro del espacio es un “fuego central”
MONTES ALPES: Montañas con una longitud de alrededor de 250 km.,
denominadas así por Hevelius y con alturas entre 1800 y 2400 m.
MONTES TENERIFE: (48º N, 13º W) . Nombre que rememora la montaña de
Tenerife, donde Piazzi Smyth probó por primera vez las condiciones de la
observación telescópica de mayor altura sobre el nivel del mar.
MONTES RECTI: (48º N, 20º W). Nombrados así por Birt debido a su forma.
Longitud cerca de 90 km, altura 1800 m.
PICO MONS: (40º N, 9º W) Denominado así por Schróter que evidentemente
tenía en mente Pico von Tenerife. Se compara la altura de esta montaña con
la de otras cordilleras.
IO, La Luna de Júpiter.
Autores: Juan Tormo Martínez y Alejandro Vera
Allá en las lejanas soledades donde reina el gigantesco Júpiter, brilla un
objeto de diversos colores. Este es IO, el más pequeño de los cuatro
satélites galileanos. Es un mundo joven, desprovisto de vida, pero
escenario de una intensa actividad volcánica . Semejante a una inmensa
pizza, la superficie de IO nos muestra una diversidad de colores que van
desde loa tintes pardos, anaranjados, rojizos, amarillos y blancos de los
compuestos de azufre, contrastando con el negro de la superficie de sus
lagos de lava, y las negras gargantas de las calderas volcánicas.
El “pequeño” Io
Con un diámetro de 3630 km y una densidad media de 3,6 gramos por
centímetro cúbico, IO es semejante a nuestra Luna. Describiendo órbitas
relativamente cercanas al gigante joviano (unos 400.000 km) , IO se
encuentra sometido a las tremendas fuerzas gravitatorias de Júpiter, lo que
provoca que el satélite experimente el alargamiento de su forma esférica en
dirección al planeta.
Debido a las perturbaciones gravitatorias de las otras Lunas, la órbita de
IO es excéntrica. Ello da lugar a la oscilación del satélite en relación
con
Júpiter,
oscilación
que
provoca
el
movimiento
del
interior
del satélite. Las sucesivas compresiones y estiramientos provocan la
elevación de la temperatura del núcleo del satélite. La temperatura en la
superficie de la luna oscila entre 150º C y los 200º C.
Las erupciones de los volcanes de IO arrojan gases y partículas de óxidos
sulfurosos y sulfúricos a alturas de 100 a 300 km., alcanzando velocidades
de hasta 3000 km hora. Estas partículas acoplándose sobre el suelo,
aumentan en un centímetro cada 3000 años el grosor de la superficie del
satélite. También corrientes de ríos de lava fluyendo de algunos de los
volcanes, forman capas que cambian rápidamente la superficie del satélite
Se supone que en los casi 5000 millones de años de existencia del Sistema
Solar, los materiales que forman IO han pasado gradualmente a través de los
cráteres de sus volcanes, manteniéndolos sólidos durante un tiempo para
volver otra vez al interior fundido.
Los nombres mitológicos de los dioses del fuego han sido utilizados para
denominar a los volcanes de IO. Pele, dios del fuego de la mitología
hawaiana. El dios escandinavo Loki y Prometeo son ejemplos de este aserto.
Seguimiento del transito de IO sobre Júpiter.
El 29 de diciembre del 2013, nos dirigimos al CAAT los dos inseparables,
Alex y yo. A las 18 horas iniciamos los preparativos. Abierta la cúpula del
Álvaro López procedimos a instalar la cámara fotográfica CANON EOS 600D en
el Meade LX200. Nuestro proyecto de trabajo, seguir el transito del
satélite IO y el paso de su sombra sobre Júpiter, eventos los cuales
tendrían lugar esa misma noche.
En efecto, a las 01 horas 19m la sombra de IO empezó a pasar sobre la banda
ecuatorial del gigante joviano, mientras que la luna de Júpiter era
plenamente visible acercándose al planeta. A las 01h 31m comenzó el
transito de IO. Unos 38 m más tarde, a las 2 h 19m la sombra de IO es
perfectamente visible, pasando en pos de la GMR. El satélite ha
desaparecido absorbido por la mole de Júpiter.
Finalmente, sobre las 3h 46 m 32s IO reapareció dándose por terminado el
transito. Durante éste se hicieron 140 fotos a una exposición de 1/60 y ISO
400.
La buena labor de Alex manejando el Meade, las estupendas condiciones
atmosféricas y las casi perfectas fotografías, nos abrieron el camino para
el próximo proyecto. “Localizar y de ser posible fotografiar la Luna
Amaltea de Júpiter”.
Tránsito de Io sobre Júpiter.
En la foto adjunta se observan claramente la sombra de IO sobre Júpiter y
al satélite a punto de comenzar el transito.
La Luna Generalidades
INTRODUCCIÒN
No se pretende en estas líneas redactar un libro sobre la Luna, sino
actualizando los que antiguos compañeros de A.V.A. redactaron, añadir unos
modestos conocimientos sobre las características de nuestro satélite. .
La Luna, dimensiones y distancia. El hecho de que la Luna pueda
contemplarse tan fácilmente a simple vista se debe, a la vez, a su poca
distancia de la Tierra y a sus dimensiones
El diámetro de la Luna es de 3476 km., poco más de la cuarta parte del de
la Tierra. La masa de la Luna es 81 veces menor que la de la Tierra, y su
gravedad es de 6 veces menor que la terrestre. Tal como vemos la Luna en el
cielo, el diámetro aparente de su disco corresponde a un ángulo de 31´ 7”
de arco.
Luna en 4º menguante saliendo en la Sierra
de Ayora.
La distancia medida de nuestro satélite es de 384.400 km, pero a causa de
la excentricidad de su órbita, que es de 0,0549, esta distancia se reduce
hasta 356.430 km. en el perigeo, y se eleva a 406.720 km en el apogeo. De
uno de estos puntos extremos al otro, el disco aparente pasa de 29´ 20” a
33´36” , o sea, parece cambiar de diámetro.
Movimientos de la Luna.
Revolución Sidérea:
Al recorrer su órbita con una velocidad media de 1,02 km/seg, la Luna
efectúa una revolución completa en 27 días , 7 horas, 43 minutos,11,5
segundos.
El movimiento propio de la Luna tiene por efecto, retardar cada día su
vuelta al meridiano de un lugar. El tiempo transcurrido entre dos de estos
pasos es de 24 horas, 50 minutos, 30 segundos por termino medio. Decimos
por termino medio, porque este tiempo varia a causa de la elipticidad de la
órbita que determina una velocidad de traslación diferente en los distintos
puntos de la misma.
Revolución Sinódica: Esta resulta dos días más larga que la Sideral siendo
su valor medio igual a 29 días, 12 horas, 44 minutos, 3 segundos. Es
también conocida como Lunación o mes lunar.
Rotación de la Luna. Como todos los astros, la Luna efectúa un movimiento
de rotación sobre sí misma, que realiza en un tiempo igual al e la
revolución en torno a la Tierra (movimientos conocidos como “rotación
sincrona”), y a consecuencia de la combinación de ambos, queda siempre
vuelto hacia la Tierra el mismo hemisferio del globo lunar (conocido como
cara visible). El otro hemisferio. El lado opuesto, oculto a nuestras
miradas es conocido como “ cara oculta”. En realidad, debido al movimiento
de libración (oscilaciones o vaivenes) de la Luna, podemos ver algo más de
la superficie lunar (concretamente un 59 %) . La cara oculta, por el hecho
de estar orientada hacia el espacio, presenta un mayor número de impactos
de meteoritos.
Libración.
La rotación y la traslación, los dos principales movimientos de la Luna, si
bien duran el mismo tiempo, la rotación se efectúa con una velocidad
uniforme, mientras que la velocidad del movimiento de traslación varia a
lo largo de la órbita elíptica, siendo más rápida en el perigeo y más lenta
en el apogeo. Como el movimiento de balanceo se produce en el plano de la
órbita, se llama Libración en longitud. Se produce un segundo movimiento
llamado libración en Latitud, debido a que el eje de rotación de la Luna
esta ligeramente inclinado respecto al plano de su órbita. El balanceo
producido nos muestra más o menos las regiones polares.
Por efecto de estos movimientos se produce la libración, especie de
balanceo de la cara visible a ambos lados de la posición media.
Fases de la Luna.
Al igual que el resto de los cuerpos planetarios, la Luna carece de luz
propia; brilla gracias a la luz solar que recibe..Las fases lunares,
dependientes en su periodicidad, de las revoluciones sinódicas, resultan de
las posiciones que el globo lunar va ocupando en el espacio en relación con
el Sol, del que recibe la luz y la Tierra, desde la que contemplamos la
Luna.
El hecho de que la Luna nos presente siempre el mismo hemisferio parece ser
debido a que la gran fuerza gravitatoria de la Tierra fue actuando de freno
sobre la luna cuando esta, en la época de su formación, debía de
encontrarse en estado plástico. Debido a esa atracción, la Luna habría
sufrido una deformación y una especie de frenazo que tendía a retardar su
rotación gravitacional, deteniéndola obligándola a mostrarnos siempre la
misma cara.
En la posición de Luna nueva o novilunio, La Luna vuelve la mitad no
iluminada hacia nosotros, de modo que la parte restante permanece
invisible. A medida que avanza en su órbita y ocupa una dirección que forma
ya cierto ángulo con la del Sol, empieza a descubrirse una porción del
hemisferio iluminado, y entonces por los efectos de perspectiva de una
esfera, vemos esta porción como una tajada o creciente. Entonces la parte
no iluminada se descubre cada vez menos, produciéndose el cuarto menguante,
y girando hasta que la mitad iluminada da a la Tierra, produciéndose la
Luna Llena o plenilunio.
La luz cenicienta.
Como sea que la Tierra presenta a su vez, para la Luna el mismo papel que
esta para la Tierra, es decir, la Tierra presenta a su vez la misma
sucesión de fases para la Luna aunque diametralmente opuestas. Cuando vemos
la Luna en “cuarto creciente” desde la Luna veríamos la Tierra en “cuarto
menguante”, y cuando la Luna es “nueva”, la Tierra seria “llena” para ella.
En una palabra, la Tierra es la luna de la Luna y por ello, la luz
cenicienta no es sino el claro de Tierra iluminando la porción de suelo
lunar que, sumido en la noche, se halla vuelto hacia nosotros.
¿En la Luna hay atmósfera?
La respuesta es no, La primera indicación de ello es la nitidez con que se
observan los detalles más mínimos de la superficie lunar. La segunda es que
la ausencia de una atmósfera queda probado porel hecho de que al
interponerse la luna entre la Tierra y el Sol, los planetas y las
estrellas, determinando los eclipses u ocultaciones de estos astros, los
cuales se perciben junto al borde del globo lunar, sin detectarse
alteraciones ni distorsiones. En tales condiciones los rayos luminosos que
atraviesan la atmósfera terrestre muestran los efectos de absorción y
refracción que ello origina. En cambio nada parecido es observado junto al
borde lunar, cuando se produce la ocultación de un astro.
Saturno ocultado por el borde lunar.
La falta de atmósfera determina cambios extremos de las temperaturas.
Durante los 14 días en los que es de día, la temperatura sube hasta los
120º, mientras que en los 14 días de oscuridad, baja hasta los -150 º.
El paisaje lunar
La superficie lunar es muy oscura (sólo refleja el 7% de la luz que recibe
del Sol) y carece de color: todas las piedras, polvo y tierra son de color
gris, más claro o más oscuro; por tanto, no hay variedad de colores, sólo
blanco y negro y toda la gama de grises.
Autor: Juan Manuel Tormo Martínez.
El descubrimiento de Amaltea
Amaltea. fue descubierta por Edward Emersson Barnard, uno de los padres de
la astrofotografía; fue este caballero quien también descubrió la cabeza de
caballo de Orión junto a varios colaboradores. Amaltea fue el primer
satélite de Júpiter en descubrirse visualmente tras el descubrimiento por
Galileo de Io, Europa, Ganímedes y Calixto en 1610. Barnard lo hizo usando
el telescopio de 90 cm del observatorio Lick en EEUU. Amaltea tiene una
magnitud entorno a la 11 siendo su separación angular respecto a Júpiter
muy pequeña.
Barnard nació y creció en Nashville en EEUU y empezó a trabajar para un
fotógrafo a la edad de 8 años. La infancia de Barnard fue muy dura y su
salvación fueron los libros. Un día le llegó a parar a las manos un libro
de astronomía y empezó con lo que el llamó su primera incursión inteligente
en la misma. Varios años después se casó y entró en la Universidad de
Vanderbilt como alumno y profesor a la vez. Tiempo después se dedicó a la
astrofotografía,ya que las cámaras nos revelan lo que los ojos humanos no
detectan, así pues comenzó trazando mapas de ciertas nebulosas oscuras que
poblaban la galaxia. Sus investigaciones le llevaron a hacer rutinarias
observaciones de Júpiter, donde en 1892 descubrió Amaltea.
Amaltea fotografiada por la Voyager.
Datos conocidos de Amaltea.
Amaltea es la mayor entre las lunas pequeñas de Júpiter y el tercero en
orden de distancia a Júpiter. Su nombre proviene de Amaltea, una ninfa de
la mitología griega. Es un cuerpo de configuración irregular, con unas
dimensiones de 270 x 170 x 150 km., su eje mayor se encuentra siempre
apuntando hacia Júpiter, por lo que Amalteaencuentra en un estado de
rotación sincroníca, En su superficie existen cuatro rasgos geológicos a
los cuales se han dado nombres. Cráter Pan – dios griego con más de 100 km
de diámetro y unos 8 km. de profundidad. Cráter Gaea – diosa griega; Nobte
Lyctos, montaña griega sagrada y Monte Ida, montaña griega sagrada, ambas
de unos 20 km de altura. Amaltea probablemente esta formado por hielo de
agua y presenta un color rojo que seguramente se deba a las partículas de
azufre arrojadas por las erupciones volcánicas de Io.
Con una excentricidad de 0,0003 en su orbita, Amaltea se encuentra a una
distancia de Júpiter de 181.000 km, siendo su inclinación orbital de 0,37º
respecto al ecuador de Júpiter. Esta discrepancia en valores tan elevados
tiene como motivo la influencia de Io.
Las sondas espaciales Voyager I y Voyager II en 1979 y 1980, visitaron esta
luna fotografiando su superficie, midiendo también el espectro visible e
infrarrojo y calcularon la temperatura de la superficie de la luna. Con
posteridad, la sonda Galileo
completo las imágenes de la superficie, permitiendo conocer la composición
y estructura interna de Amaltea.
Nuestro “encuentro con Amaltea” Lo imposible
se consigue.
La tarde del día 13 de abril comenzamos a preparar el equipo para la
observación que tan solo unas horas después realizaríamos. La idea era
conseguir una imagen de Amaltea, así como del propio Júpiter. Para ello
disponíamos del telescopio LX200 de 16”, a f10 y de una cámara MEADE DSI.
Como sabemos esta cámara no es la mejor para conseguir una imagen del
gigante joviano, pero a pesar de las dificultades, lo conseguimos. No
obstante, Amaltea se nos seguía resistiendo, así que decidimos poner en su
lugar la Canon EOS 600D. Tras enfocar, faltaba decidir la exposición…una
corta haría que no saliera el tan tan ansiado satélite, y si nos pasábamos
el brillo de Júpiter en comparación a Amaltea, haría que la luna
desapareciera. Finalmente nos decidimos por la segunda opción, justo cuando
Amaltea alcanzaba su máxima separación angular aparente, para evitar
precisamente que el brillo del planeta nos cegara la visión de la luna.
De tal manera que a las 22h 57m 56s, hicimos 6 tomas a 30” e ISO 200,
pudiendo ver en ellas un pequeñísimo punto luminoso en las coordenadas en
que debía de encontrarse Amaltea. A la mañana siguiente, tras sumar el
conjunto de 6 imágenes, se nos revelo la posible situación de Amaltea, ya
que su posición parecía coincidir con lo previsto en las efemérides. Así
pues, se realizó un exhaustivo análisis matemático concluyéndose que
efectivamente se trataba de Amaltea.
Las coordenadas de Amaltea AR: 6h 55m 25s. Declinación: 23º 52´31”. Su
elongación + 78h 52´31”. Da prueba de la dificultad del trabajo su
magnitud, 15,57.
Autores: Juan Manuel Tormo y Alejandro Vera.