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✨Calisto

Miércoles 6 de Diciembre de 2017




Calisto es un satélite del planeta Júpiter, descubierto en 1610 por Galileo Galilei. Es el tercer satélite más grande del sistema solar y el segundo del sistema joviano, después de Ganímedes. Calisto tiene aproximadamente el 99 % del diámetro del planeta Mercurio, pero solo un tercio de su masa. Es el cuarto satélite galileano en cuanto a distancia a Júpiter, con un radio orbital de 1 880 000 kilómetros. No está influido por la resonancia orbital que afecta a los tres satélites galileanos interiores, ÍoEuropa y Ganímedes, por lo que no sufre un calentamiento apreciable por fuerzas de marea, como sí ocurre en los otros tres. Calisto tiene una rotación síncrona, es decir, su período de rotación concuerda con su período orbital, de manera que, igual que la Luna con la Tierra, siempre muestra la misma cara a Júpiter. La superficie de Calisto no está tan influida por la magnetosfera de Júpiter como la de los otros satélites interiores ya que su órbita es más lejana. Este satélite está compuesto aproximadamente por partes iguales de roca y hielo. Los componentes detectados mediante la firma espectral de la superficie incluyen hielo, dióxido de carbono, silicatos y compuestos orgánicos. La investigación de la sonda espacial Galileo reveló que Calisto tiene un núcleo, compuesto principalmente de silicatos, y además la posibilidad de la existencia de un océano interno de agua líquida a una profundidad superior a 100 kilómetros.

La superficie de Calisto está repleta de cráteres y es muy antigua. No presenta señales de actividad tectónica y se piensa que su evolución se ha producido predominantemente bajo la influencia de los impactos de numerosos meteoritos a lo largo de su existencia. Los principales accidentes geográficos incluyen múltiples estructuras, como cráteres de impacto, grandes cuencas de impacto con múltiples anillos concéntricos, con los escarpes, crestas y depósitos a ellas asociadas, y cadenas de cráteres . A pequeña escala, la superficie es variada y consiste en pequeños y brillantes depósitos congelados en las cimas de las alturas, rodeadas por un litoral bajo compuesto de material oscuro. La edad absoluta de los accidentes geográficos se desconoce. Calisto está rodeado por una atmósfera extremadamente fina, compuesta de dióxido de carbono y probablemente de oxígeno molecular, además de una ionosfera relativamente fuerte. Se piensa que el segundo satélite mayor de Júpiter se formó por una lenta acreción del remolino de materia que rodeó Júpiter después de su formación. Esta lentitud y la falta de fuerzas de marea evitaron una rápida diferenciación química. La también lenta convección en el interior de Calisto, que empezó poco después de su formación, ha producido una diferenciación química parcial y aporta la posibilidad de un océano interior a una profundidad de 100 a 150 kilómetros, así como un pequeño núcleo rocoso.



La probable presencia de un océano líquido bajo la superficie de Calisto indica que puede o podría haber albergado vida. Sin embargo, esto es menos probable que en el satélite Europa. Diversas sondas espaciales como la Pioneer 10  y 11 o la Galileo y la Cassini han estudiado el satélite. Calisto está considerado el lugar más acogedor para una base humana en una futura exploración del sistema joviano. El análisis de alta resolución del espectro de las ondas infrarrojas y ultravioletas obtenidas por la sonda Galileo ha revelado diversos materiales independientes del hielo en la superficie: hidrosilicatos de hierro y magnesio, dióxido de carbono, dióxido de azufre, posiblemente amoníaco y diversos compuestos orgánicos. La información espectral indica también que la superficie del satélite es extremadamente heterogénea a pequeña escala. Pequeñas y brillantes zonas de agua helada se entremezclan con zonas compuestas de una combinación de roca y hielo, y con extensas áreas oscuras de materiales independientes del hielo. La superficie de Calisto es asimétrica; el hemisferio principal (el hemisferio que muestra la cara hacia el movimiento orbital) es más oscuro que el hemisferio trasero. Esto es diferente a los otros tres satélites galileanos, donde lo que ocurre es lo contrario. Se cree que el hemisferio trasero de Calisto es abundante en dióxido de carbono, mientras que el hemisferio principal es más abundante en dióxido de azufre.

La superficie de Calisto es asimétrica; el hemisferio principal (el hemisferio que muestra la cara hacia el movimiento orbital) es más oscuro que el hemisferio trasero. Esto es diferente a los otros tres satélites galileanos, donde lo que ocurre es lo contrario.​ Se cree que el hemisferio «atrasado» de Calisto es abundante en dióxido de carbono, mientras que el hemisferio principal es más abundante en dióxido de azufre. La antigua superficie de Calisto es una de las que poseen un mayor número de cráteres del sistema solar. De hecho, la superficie de Calisto está tan saturada de cráteres que no podrían formarse nuevos sin afectar a los antiguos. La geología a gran escala es relativamente simple; no hay grandes montañas, volcanes ni otros accidentes geográficos de origen tectónico. Los cráteres de impacto y las cuencas de impacto con múltiples anillos, junto con las fracturas, escarpas y depósitos asociados a estas cuencas, son las únicas grandes estructuras que se encuentran en la superficie del satélite. El diámetro de los cráteres de impacto observados va desde los 0,1 km, límite de resolución de las imágenes, hasta más de 100 km, sin contar las cuencas con múltiples anillos. Los cráteres pequeños, menores de 5 km de diámetro, son simples depresiones en forma de cuenco o de plato hondo. Los cráteres de entre 5 y 40 km suelen tener un pico central. Los cráteres mayores, con diámetros de 25 a 100 km aproximadamente, en vez de tener un pico central, tienen un hoyo en su centro, como el cráter Tindr.



 Un pequeño número de brillantes cráteres muy grandes, de diámetro superior a 100 km, muestran una geometría extraña en sus domos. Son anormalmente bajos y podrían ser formas de transición hacia las cuencas con múltiples anillos. Los cráteres de Calisto son poco profundos si se comparan con los que hay en el único satélite de la Tierra, la Luna. Los accidentes geológicos más prominentes de Calisto son las cuencas con múltiples anillos. Dos de ellos son enormes, Valhalla es la mayor, con una región brillante central de 600 kilómetros de diámetro, mientras que los anillos se extienden a 1800 km del centro. La segunda mayor es Asgard, que mide unos 1600 km. Estas estructuras con múltiples anillos probablemente son el resultado de una fracturación concéntrica de la litosfera después del impacto. Esta litosfera debía de reposar sobre un lecho de materiales blandos, incluso líquidos, posiblemente un océano. Otros accidentes geográficos prominentes de este satélite son las catenae. Las catenae, por ejemplo la Gomul Catena, son largas cadenas de cráteres de impacto en línea recta. Fueron creadas probablemente por objetos que se fragmentaron debido a las fuerzas de marea a su paso cerca de Júpiter y después impactaron en Calisto, o bien por impactos muy oblicuos. Un ejemplo relativamente reciente de este tipo de objeto es el cometa Shoemaker-Levy 9, que colisionó contra Júpiter en el año 1994.

Calisto tiene una atmósfera muy tenue, compuesta principalmente de dióxido de carbono, y probablemente oxígeno. Con una atmósfera tan escasa como esta las moléculas se escaparían en sólo cuatro días; por eso, tiene que haber algún fenómeno que reponga el CO2 que se pierde. La ya mencionada sublimación produce dióxido de carbono; por lo tanto, la hipótesis de la sublimación es compatible con esta teórica reposición de la atmósfera. La ionosfera de Calisto fue detectada durante los vuelos de la sonda Galileo sobre este satélite. La densidad de electrones relativamente alta de la ionosfera no se puede explicar solamente por la fotoionización del dióxido de carbono de la atmósfera. Por eso, se cree que la atmósfera de Calisto podría estar en realidad dominada por oxígeno molecular, de 10 a 100 veces más abundante que el dióxido de carbono. No obstante, no se han encontrado pruebas directas de la presencia de oxígeno en la atmósfera de Calisto. Observaciones del Telescopio Espacial Hubble han establecido un límite superior a su posible concentración en la atmósfera basadas en dicha falta de detección, límite que todavía es compatible con las medidas en la ionosfera. Asimismo, el Hubble detectó oxígeno condensado y atrapado en la superficie de Calisto.



Que la diferenciación química de Calisto sea parcial, es decir, incompleta, se debe al hecho de que nunca se ha calentado la suficiente como para que su componente de hielo se haya fundido. Por lo tanto, el modelo más probable de su formación es una lenta acreción en la subnebulosa joviana de baja densidad, un disco de polvo y gas que existía alrededor de Júpiter después de su formación. El tercer satélite mayor del sistema solar, entonces, se formó en un período de entre 0,1 y 10 millones de años. El actual conocimiento de la evolución geológica de Calisto no contradice la presencia de un océano de agua líquida en su interior. Esto está relacionado con la extraña conducta del punto de fusión del hielo, que disminuye con la presión, cuando la presión alcanza los 2 070 bar. En los modelados de Calisto se calcula que entre 100 y 200 km de profundidad la temperatura estaría muy cerca o sobrepasaría ligeramente esta temperatura de fusión. La presencia de pequeñas cantidades de amoníaco garantizaría la existencia de un océano, ya que este compuesto químico reduce todavía más la temperatura de fusión del hielo. Mientras que Calisto es en general, bastante similar a Ganímedes, parece tener una historia geológica mucho más simple. La superficie se formó principalmente bajo la influencia de los impactos. Al contrario que en Ganímedes, hay pocos indicios de actividad tectónica.


RA = /     DEC = /     Mag = /

✨Ío

Martes 21 de Noviembre de 2017




Ío es el satélite galileano más cercano a Júpiter. Es el cuarto satélite del planeta gigante por su tamaño, tiene la más alta densidad entre todos los satélites y, en proporción, la menor cantidad de agua entre todos los objetos conocidos del sistema solar. Recibe el nombre de Ío, debido a una de las muchas doncellas de las que Zeus se enamoró en la mitología griega, aunque inicialmente recibió el nombre de Júpiter I por ser el primer satélite de Júpiter según su cercanía al planeta. Con un diámetro de 3600 kilómetros, es la tercera luna más grande de Júpiter. En Ío hay planicies muy extensas y también cadenas montañosas, pero la ausencia de cráteres de impacto sugiere la juventud geológica de su superficie. ​Con más de 400 volcanes activos, es el objeto más activo geológicamente hablando del sistema solar.​ Esta actividad tan elevada se debe al calentamiento por marea, que es la respuesta a la disipación de enormes cantidades de energía proveniente de la fricción provocada en el interior del satélite. Varios volcanes producen nubes de azufre y dióxido de azufre, que se elevan hasta los 500 km.



Su superficie también posee más de cien montañas que han sido levantadas por la extrema compresión en la base de la corteza, compuesta de silicatos. Algunas de estas montañas son más altas que el Monte Everest de la Tierra. A diferencia de la mayoría de los satélites externos del sistema solar, que se encuentran cubiertos por gruesas capas de hielo, Ío está compuesto principalmente de roca de silicato, que rodea un núcleo de hierro derretido. Ío cumplió un papel importante en el desarrollo de la astronomía durante los siglos XVII y XVIII, ayudando a la adopción del modelo heliocéntrico de Copérnico del sistema solar y de las Leyes de Kepler del movimiento planetario. La primera medición de la velocidad de la luz fue realizada por Ole Rømer midiendo el periodo de traslación de Ío. Fue descubierto por Galileo el 7 de enero de 1610, fecha en que halló junto a Júpiter tres estrellas fijas, totalmente invisibles por su pequeño tamaño, según anotó en su diario. A la noche siguiente descubrió una cuarta estrella, y en noches posteriores comprobó que orbitaban en torno al planeta, por lo que dedujo que eran satélites.



Se trataba de Ío, Europa, Ganímedes y Calisto. Galileo llamó inicialmente a estas lunas Astros Mediceos, en honor a su Mecenas, pero la propuesta no gustó a otros astrónomos, que buscaron alternativas; así, el alemán Simon Marius, quien aseguraba haber descubierto también las lunas incluso antes que Galileo, propuso nombres basados en la mitología griega, por los que son los conocidos hoy día. Galileo contraatacó proponiendo que se llamasen Júpiter I, II, III y IV, nombres que fueron usados hasta principios del siglo XX, en el que se recuperaron los nombres propuestos por Marius. Las cuatro lunas de Júpiter son también conocidas como Satélites Galileanos. A diferencia de la mayoría de los satélites del sistema solar, Ío podría tener una composición química similar a la de los planetas telúricos, principalmente compuestos de rocas de silicatos. Datos recientes provenientes de la misión Galileo indican que puede tener un núcleo de hierro con un radio de unos 900 km. Cuando la sonda Voyager 1 envió las primeras imágenes cercanas de Ío en 1979, los científicos esperaban encontrar numerosos cráteres cuya densidad proporcionaría datos sobre la edad del satélite. Contrariamente a las expectativas, Ío no tenía cráteres.



El satélite tiene una actividad volcánica tan intensa que ha borrado por completo las señales de cráteres de impactos pasados en su superficie. Además de los volcanes, la superficie cuenta con la presencia de montañas no volcánicas, lagos de azufre fundido, calderas volcánicas de varios kilómetros de profundidad y flujos extensos de varios cientos de kilómetros de largo, compuestos por material fluido muy poco viscoso (posiblemente algún tipo de compuesto de azufre fundido y silicatos). El azufre y sus compuestos adquieren una gran variedad de colores, responsables de la apariencia superficial del satélite. Estudios en el infrarrojo desde la superficie terrestre muestran que algunas de las regiones más calientes del satélite, cubiertas por flujos de lava, alcanzan temperaturas de hasta 2 000 K (aunque las temperaturas medias son mucho más frías, cercanas más bien a los 130 K). Ío podría tener una fina atmósfera compuesta de dióxido de azufre y algunos otros gases. A diferencia de los demás satélites galileanos, carece casi por completo de agua. Esto es, probablemente, debido a que en la formación de los satélites galileanos, Júpiter estaba tan caliente que no permitió condensar los elementos más volátiles en la región cercana al planeta.



Sin embargo, estos elementos volátiles sí pudieron condensarse más lejos, dando lugar a que los demás satélites muestren una importante presencia de hielo. En cuanto al interior del satélite puede intuirse su composición estudiando su densidad, la cual es aproximadamente 3,5 g/cm³. La densidad de hierro es de aproximadamente 5, y la de silicato es 3, de manera que el interior de Ío ha de estar hecho de material rocoso y azufre. En las profundidades de Ío se encuentra posiblemente un núcleo compuesto de elementos metálicos más pesados tales como el hierro. Este núcleo es el que da lugar a la magnetosfera de este satélite. Ío es el cuerpo del sistema solar con mayor actividad volcánica. Sus volcanes, a diferencia de los terrestres, expulsan dióxido de azufre. La energía necesaria para mantener esta actividad volcánica proviene de la disipación del calor generado por los efectos de marea producidos por Júpiter, Europa y Ganímedes, dado que los tres satélites se encuentran en un caso particular de resonancia orbital llamada resonancia de Laplace. Las mareas de roca sólida de Ío son ocho veces más altas que las provocadas en los océanos terrestres por la interacción gravitacional con la Luna.



Algunas de las erupciones de Ío emiten material a más de 300 km de altura. La baja gravedad del satélite permite que parte de este material sea permanentemente expulsado de la superficie, distribuyéndose en un anillo de material que cubre su órbita. Posteriormente, parte de este material puede ser ionizado resultando atrapado por el intenso campo magnético de Júpiter. Las partículas ionizadas del anillo orbital de Ío son arrastradas por las líneas de campo magnético hasta la atmósfera superior de Júpiter donde se puede apreciar su impacto con la atmósfera en longitudes de onda ultravioleta, tomando parte en la formación de las auroras jovianas. La posición de Ío con respecto a la Tierra y Júpiter tiene también una fuerte influencia en las emisiones de radio jovianas, que son mucho más intensas cuando Ío es visible. Durante los siguientes dos siglos y medio después de su descubrimiento, Ío se mantuvo como un punto de la quinta magnitud imposible de resolver con un telescopio. Aun así, durante el siglo XVII los satélites galileanos se emplearon para diversos propósitos como la determinación de la longitud,​ la validación de la tercera ley de Kepler para el movimiento planetario o la medición del tiempo que requiere la luz para cruzar el espacio que separa a Júpiter de la Tierra.


RA = /     DEC = /     Mag = /

✨Acercamiento de Cassini a Saturno

Jueves 14 de Septiembre de 2017




¿Qué le parecería acercarse a Saturno en una nave espacial? Uno no tiene que apenas imaginar, la Sonda automática espacial Cassini lo hizo en 2004, registrando millares de imágenes a lo largo del camino, y centenares de millares más desde que entró la órbita del gran planeta anillado. Algunas de las primeras imágenes de Cassini han sido modificadas digitalmente, recortadas y compiladas en el destacado video inspirador que forma parte de un proyecto de cine IMAX en desarrollo, llamado "In Saturn's Rings". En la secuencia final, Saturno se vuelve cada vez más grande durante el acercamiento, mientras que el nublado satélite Titán desciende. Con Saturno girando alrededor en el fondo, Cassini es representada durante el vuelo sobre Mimas, con el gran cráter de Herschel claramente visible.



Los anillos majestuosos de Saturno asumen el control del espectáculo mientras Cassini cruza el fino plano de los anillos de Saturno. Sombras oscuras de los anillos aparecen dibujadas sobre la superficie del planeta. Finalmente, la enigmática luna con geiseres de hielo Encelado, aparece en la distancia y luego se aproxima justo cuando el clip de vídeo termina. La nave espacial Cassini en sí, baja en combustible, está programada para terminar acercándose a la atmósfera, y se aproximará tanto a Saturno que acabará por derretirse.


✨Europa desde la sonda Galileo

Jueves 2 de Marzo de 2017




¿Qué misterios se podrían resolver mirando en el interior de esta bola de cristal? En este caso, la bola es un satélite de Júpiter, la bola es de hielo y el satélite no sólo está sucio sino que también está agrietado sin posibilidad de reparación. Sin embargo, se especula que bajo las fracturadas llanuras de hielo de Europa hay océanos que podrían albergar vida. Esta especulación se vio reforzada de nuevo por las imágenes publicadas del Telescopio Espacial Hubble que indican que los chorros de vapor de agua que, a veces, emanan de la costra de hielo del satélite y podrían tener vida marina microscópica en la superficie. la imagen muestra Europa, aproximadamente del tamaño de la Luna, tal como fue fotografiado en 1996 por la ahora extinta sonda Galileo que orbitaba Júpiter.

Las futuras observaciones del Hubble, así como de las misiones previstas, como el Telescopio Espacial James Webb a finales de esta década y el sobrevuelo de Europa en la década de 2020, podrían ayudar a la comprensión no sólo del satélite Europa y del Sistema solar temprano sino también de la posibilidad de que haya vida en otros lugares del Universo.


Crédito:    Galileo Project / JPL / NASA

✨Prometheus y el anillo F

Lunes 13 de Febrero de 2017




En la mitología griega, Prometheus era un titán que trajo el fuego desde el monte Olimpo. En la actualidad, da nombre a un pequeño satélite de Saturno que órbita en el interior del anillo F. El diminuto satélite con forma de patata interactúa con las partículas de hielo de los anillos y crea estructuras a lo largo del anillo F que todavía no se comprenden del todo.

Esta fotografía, tomada por la sonda Cassini el 6 de diciembre de 2015, es una de las vistas de más alta resolución de Prometheus y muestra su superficie llena de agujeros con el delgado anillo F al fondo. Prometheus tiene unos 86 kilómetros de diámetro.

✨Caronte, satélite de Plutón

Sábado 13 de Agosto de 2016



Esta fotografía en alta resolución de Caronte, el satélite más grande de Plutón, muestra la oscura y misteriosa región polar del norte conocida informalmente como Mordor Macula. La captó el 14 de julio de 2015 la sonda New Horizonts cuando se encontraba cerca del máximo acercamiento y la transmitió el 21 de septiembre de 2015 a la Tierra. Los datos combinados del azul, del rojo y del infrarrojo se han procesado con el fin de realzar los colores siguiendo las variaciones de las propiedades de la superficie con una resolución de unos 2,9 kilómetros. Caronte tiene 1.214 kilómetros de diámetro, aproximadamente una décima parte del de la Tierra, pero nada menos que la mitad del de Plutón, lo que le hace ser el satélite más grande en relación a su planeta de todo el Sistema Solar.

Esta imagen del hemisferio encarado a Plutón pone de manifiesto el cinturón relleno de fracturas y de cañones que aparentemente rodea el satélite y que parece separar las lisas llanuras del sur del variado terreno del norte.



Crédito:  NASA, Johns Hopkins Univ. / APL, Southwest Research Institute

✨El tortuoso polo norte de Encelado

Viernes 5 de Agosto de 2016



El polo norte de Encelado, el satélite de Saturno, es inesperadamente fascinante y complejo. Con el último sobrevuelo de la sonda Cassini la región norte era conocida sobre todo por la abundancia de cráteres. Pero el sobrevuelo de la semana pasada produjo imágenes con un detalle sin precedentes, como esta imagen que muestra los cráteres esperados, así como un patrón inesperado y tortuoso de vistosas grietas y fracturas. Este terreno roto ha sido fotografiado en latitudes más bajas donde han aparecido unos cañones profundos llamados Rayas de Tigre cerca del polo sur de Encelado.

Las fracturas que presenta Encelado pueden indicar una mayor interacción entre la superficie y lospotenciales mares de abajo, unos mares a los que podrían apuntar las futuras misiones para detectar señales de vida.



Crédito:  NASA / JPL-Caltech / Space Science Institute

✨El océano global de Enceladus

Sábado 18 de Junio de 2016



¿Algunos rasgos de la superficie de Encelado se mueven como una cinta transportadora? Una interpretación de las imágenes del satélite más explosivo de Saturno indican que, efectivamente, lo hacen. Este tipo de actividad tectónica asimétrica, muy rara en la Tierra, da pistas sobre la estructura interna de Enceladus que quizá contiene mares subterráneos donde la vida podría desarrollarse. La fotografía es una composición de 28 imágenes tomadas en 2008 por la sonda Cassini justo después de aproximarse al orbe que escupe hielo. Estas imágenes muestran desplazamientos tectónicos donde grandes porciones de la superficie parecen moverse en una sola dirección. Abajo en la imagen se ve una de las divisiones tectónicas más importantes, Labtayt Sulci, un cañón de un kilómetro de profundidad.


La pequeña oscilación de Encelado a medida que orbita Saturno podría indicar una amortiguación causada por una capa de océano subterráneo que se extiende por todo el satélite.



Crédito:  Cassini Imaging Team, SSI, JPL, ESA, NASA

✨Plutón

Miércoles 4 de Mayo de 2016



Plutón tiene más colores de los que podemos ver. Los datos de color y las imágenes del planeta enano más famoso del Sistema Solar, captadas por la sonda New Horizons durante el  sobrevuelo en julio de 2015, se han combinado digitalmente para obtener una mejor perspectiva de este mundo antiguo que luce una superficie inesperadamente joven. La  imagen con los colores realzados no sólo es estéticamente bonita sino también científicamente útil, ya que las regiones superficiales de composición química distinta son visualmente diferentes.

Por ejemplo, la zona llamada Tombaugh Region con forma de corazón de color claro que hay en la parte inferior derecha aquí se ve dividida en dos regiones que son geológicamente diferentes, con el lóbulo de la izquierda Sputnik Planum que también aparece extrañamente suave. Actualmente, la New Horizons continúa más allá de Plutón, seguirá enviando imágenes y datos, y pronto cambiará de rumbo para que vuele más allá del asteroide 2014 MU69 en enero de 2019.


Crédito:   NASAJohns Hopkins Univ / APL, Southwest Research Inst.

RA = /     DEC = /     Mag = /

✨Dione, anillos, sombras y Saturno

Lunes 18 de Abril de 2016



¿Qué está pasando en esta extraña yuxtaposición del satélite y el planeta? Primero y ante todo, el satélite de Saturno Dione fue captado aquí en un espectacular panorama por la sonda Cassini que orbita el planeta gigante. El satélite, brillante y lleno de cráteres, abarca unos 1.100 kilómetros, con el gran cráter multianillado Evander visible en la parte inferior derecha. Como los anillos de Saturno se ven aquí casi de canto, aparecen como una fina línea horizontal que pasa por detrás de Dione.

Los arcos que hay en la parte inferior de la imagen, sin embargo, son las sombras de los anillos de Saturno y muestran algunas de las ricas texturas que no se pueden observar directamente. Al fondo se ven algunas estructuras nubosas sobre Saturno. La fotografía se hizo durante el último vuelo de la Cassini programado sobre Dione. Está previsto que durante 2017 la sonda se sumerja en la atmósfera de Saturno.


Crédito:  Cassini Imaging TeamSSIJPLESANASA

RA = /     DEC = /     Mag = /

✨Hermanos en Saturno

Martes 8 de Marzo de 2016



Similares en muchos aspectos, las lunas de Saturno Tethys y Rhea, incluso comparten a su descubridor: Giovanni Cassini, homónimo de la sonda de la NASA que capturó este punto de vista. Las lunas que se denominan hermanas, adoptaron nombres de dos titanes de la mitología griega. Aunque algo diferentes en tamaño, Rea 1.527 kilómetros de diámetro, y Tetis 1.062 kilómetros de diámetro, son lunas medianas que son lo suficientemente grandes como para haber tenido la suficiente gravedad para ser redondas. Ambas se componen en gran parte de hielo y en general se cree que son geológicamente inactivas hoy por hoy. La vista de Tetis y Rea se sitúa en el lado opuesto de Saturno. El norte en ambas lunas es hacia arriba. La imagen fue tomada en luz roja visible con la cámara de ángulo estrecho de la nave Cassini el 11 de octubre de 2015.

Las dos lunas aparecen muy juntas en la imagen, pero Tetis se sitúa a 360.000 kilómetros más lejos de la Cassini cuando la imagen fue capturada, casi la distancia de la Tierra a la Luna. De este modo, la vista no refleja con exactitud el tamaño relativo de los dos cuerpos. La imagen fue obtenida a una distancia de aproximadamente 1,14 millones de kilómetros de Rea. La escala de la imagen de Rea es de 7 kilómetros por píxel. Tetis estaba a 1,5 millones de kilómetros de distancia durante esta observación y tiene una escala de 9 kilómetros por píxel.


Crédito:   NASA / JPL Caltech / Instituto de Ciencia Espacial

✨Caronte

Martes 16 de Febrero de 2016



El mundo helado Caronte tiene un diámetro de 1.200 kilómetros, lo que le hace ser el satélite más grande de Plutón con sólo una décima parte del tamaño de la Tierra pero la mitad del diámetro de Plutón. Esta imagen de la New Horizons muestra Caronte con un detalle sin precedentes. La fotografía fue tomada el 13 de julio durante el vuelo de la sonda por el sistema plutoniano desde menos de 500.000 kilómetros. Como referencia, la distancia que separa la Tierra de la Luna es de menos de 400.000 kilómetros.

El terreno de Caronte, descrito como sorprendente, joven y variado, incluye una franja de 1.000 kilómetros de acantilados y de valles que se extiende por debajo del centro, un cañón de 7 a 9 kilómetros de profundidad que corta la curva del borde superior derecha, y una enigmática y oscura región polar al norte llamada extraoficialmente Mordor.


Crédito:   NASAJohns Hopkins Univ / APL, Southwest Research Inst

✨Hyperion, el satélite esponja de Saturno

Lunes 2 de Noviembre de 2015



¿Por qué este satélite parece una esponja? Para investigarlo, la NASA y la ESA enviaron la sonda Cassini que orbita Saturno a sobrevolar el satélite Hyperion una vez más. La imagen es una de las enviadas a la Tierra, en bruto y sin procesar. Como era de esperar, se ven muchos cráteres de formas insólitas con un extraño material oscuro en el fondo. Aunque Hyperion tiene unos 250 kilómetros de diámetro, el pequeño tirón gravitatorio sobre la Cassini indica que la mayor parte es espacio vacío y, por tanto, la gravedad superficial es muy baja.

De manera que las formas extrañas de la mayoría de cráteres de Hyperion son consecuencia de los impactos que comprimen y expulsan material de la superficie, en lugar de los típicos cráteres circulares que aparecen después de una onda de choque circular que redistribuye de forma explosiva el material de la superficie. Dos semanas después, la Cassini sobrevoló Dione, otro satélite de Saturno .



Crédito:    NASA / JPL Caltech / SSI