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✨Venus

Martes 12 de Diciembre de 2017




Universo Mágico ha querido desvelar todos los secretos del astro que lleva el nombre de la diosa romana del amor, para ello vamos a explicar las características, rotación, atmósfera, geologia, estructura, historia y los conocidos tránsitos sobre el Sol. Venus después de más de tres años de historia de Universo Mágico, todavía está inédito en éstas páginas, por tanto vamos a hacer un examen apasionante y exhaustivo del segundo planeta del sistema solar, no por ello exento de interés. Venus es el sexto planeta más grande de ls que giran alrededor de nuestra estrella, y al igual que Mercurio, carece de satélites naturales. Se trata de un planeta de tipo rocoso y terrestre, llamado con frecuencia el planeta hermano de la Tierra, ya que ambos son similares en cuanto a tamaño, masa y composición, aunque totalmente diferentes en cuestiones térmicas y atmosféricas, con una temperatura media de 463,85 ºC. La órbita de Venus es una elipse con una excentricidad de menos del 1 %, formando la órbita más circular de las de todos los planetas; apenas supera la de Neptuno. Su presión atmosférica es 90 veces superior a la terrestre; es por tanto, la mayor presión atmosférica de las de todos los planetas rocosos del sistema solar. Pese a situarse más lejos del Sol que Mercurio, Venus posee la atmósfera más caliente, esto se debe a que está principalmente compuesta por gases de efecto invernadero, como el dióxido de carbono, atrapando mucho más calor del Sol. Actualmente carece de agua líquida y sus condiciones en superficie se consideran incompatibles con la vida conocida. No obstante, el Instituto Goddard de Estudios Espaciales de la NASA y otros han postulado que en el pasado Venus pudo tener océanos con tanta agua como el planeta Tierra, y reunir condiciones de habitabilidad planetaria.

Este planeta además posee el día más largo del sistema solar, 243 días terrestres, su movimiento es dextrógiro, es decir, gira en el sentido de las manecillas del reloj, contrario al movimiento de todos los demás planetas. Por ello, en un día venusiano el Sol sale por el oeste y se oculta por el este. Sus nubes, sin embargo pueden dar la vuelta al planeta en cuatro días. De hecho antes de ser estudiado con naves no tripuladas o con radares, se pensaba que el período de rotación de Venus era de unos cuatro días. Al encontrarse Venus más cercano al Sol que la Tierra, siempre se encuentra desde nuestra perspectiva, en las inmediaciones del Sol, por lo que desde la Tierra se puede ver sólo durante unas pocas horas antes de la salida del Sol en unos determinados meses del año, también durante unas pocas horas después de la puesta del Sol en el resto del año. A pesar de ello, cuando Venus es más brillante puede ser visto durante el día, siendo uno de los tres únicos cuerpos celestes que pueden ser vistos de día a simple vista además de la Luna y el Sol. Conocido como la estrella de la mañana (Lucero del alba) o de la tarde (Lucero vespertino), cuando es visible en el cielo nocturno es el segundo objeto más brillante del firmamento tras la Luna, por lo que Venus debió ser ya conocido desde los tiempos prehistóricos. La mayoría de antiguas civilizaciones conocían los movimientos de Venus, y adquirió importancia en casi todas la astrología. La civilización maya elaboró un calendario basado en los ciclos astronómicos, incluídos los de Venus. El símbolo del planeta Venus es una representación del espejo de la diosa Venus, un círculo con una pequeña cruz debajo, utilizado también hoy para denotar el sexo femenino.



El 16 de diciembre de 1850 alcanzó la distancia más cercana a la Tierra desde el año 1800, con un valor de 39.514.827 kilómetros. Desde entonces nunca ha habido una aproximación tan cercana. La próxima será en el año 2101, cuando Venus alcanzará una distancia de 39.541.578 kilómetros. Además de la rotación retrógrada, los periodos orbitales y de rotación de Venus están sincronizados de manera que siempre presenta la misma cara del planeta a la Tierra cuando ambos cuerpos están a menor distancia. Esto podría ser una simple coincidencia pero existen especulaciones sobre un posible origen de esta sincronización como resultado de efectos de marea afectando a la rotación de Venus cuando ambos cuerpos están lo suficientemente cerca. Venus tiene una densa atmósfera, compuesta en su mayor parte por dióxido de carbono y una pequeña cantidad de nitrógeno. La presión atmosférica de Venus equivalente en la Tierra a la presión que hay sumergido en el agua a una profundidad de un kilómetro. Debido a la inercia térmica de su masiva atmósfera y al transporte de calor por los fuertes vientos de su atmósfera, la temperatura no varía de forma significativa entre el día y la noche. A pesar de la lenta rotación de Venus (menos de dos rotaciones por año venusiano, equivalente a una velocidad de rotación en el Ecuador de solo 6,5 km/h), los vientos de la atmósfera superior circunvalan el planeta en un intervalo de solo 4 días, distribuyendo eficazmente el calor. Además del movimiento zonal de la atmósfera de oeste a este, hay un movimiento vertical en forma de célula de Hadley que transporta el calor del ecuador hasta las zonas polares e incluso a latitudes medias del lado no iluminado del planeta.

La radiación solar casi no alcanza la superficie del planeta. La densa capa de nubes refleja al espacio la mayoría de la luz del Sol y la mayor parte de la luz que atraviesa las nubes es absorbida por la atmósfera. Esto impide que se caliente la superficie. Los fuertes vientos en la parte superior de las nubes pueden alcanzar los 350 km/h, aunque a nivel del suelo los vientos son mucho más lentos. A pesar de ello, y debido a la altísima densidad de la atmósfera en la superficie de Venus, incluso estos flojos vientos ejercen una fuerza considerable contra los obstáculos. Las nubes están compuestas principalmente por gotas de dióxido de azufre y ácido sulfúrico, y cubren el planeta por completo, ocultando la mayor parte de los detalles de la superficie a la observación externa. Se desconoce por qué Venus rota al revés que los demás planetas, aunque podría ser el resultado de una colisión con un asteroide en algún momento del pasado remoto. Venus tiene dos mesetas principales a modo de continentes, elevándose sobre una vasta llanura. La meseta norte se llama Ishtar Terra y contiene la mayor montaña de Venus (aproximadamente dos kilómetros más alta que el monte Everest), llamada Maxwell Montes en honor de James Clerk Maxwell. Ishtar Terra tiene el tamaño aproximado de Australia. En el hemisferio sur se encuentra Aphrodite Terra, mayor que la anterior y con un tamaño equivalente al de Sudamérica. Entre estas mesetas existen algunas depresiones del terreno, que incluyen Atalanta Planitia, Guinevere Planitia y Lavinia Planitia. Con la única excepción del monte Maxwell, todas las características distinguibles del terreno adoptan nombres de mujeres mitológicas.



La densa atmósfera de Venus provoca que los meteoritos se desintegren bruscamente en su descenso a la superficie, aunque los más grandes pueden llegar a caer al suelo, originando un cráter si tienen suficiente energía cinética. A causa de esto, no pueden formarse cráteres de impacto más pequeños de 3,2 kilómetros de diámetro. Aproximadamente el 90 % de la superficie de Venus parece consistir en un basalto recientemente solidificado (en términos geológicos) con muy pocos cráteres de meteoritos. Las formaciones más antiguas presentes en Venus no parecen tener más de 800 millones de años, siendo la mayor parte del suelo considerablemente más joven (no más de algunos cientos de millones de años en su mayor parte), lo cual sugiere que Venus sufrió un cataclismo que afectó a su superficie no hace mucho tiempo en el pasado geológico. El interior de Venus es probablemente similar al de la Tierra, un núcleo de hierro de unos 3.000 km de radio, con un manto rocoso que forma la mayor parte del planeta. Según datos de los medidores gravitatorios de la sonda Magallanes, la corteza de Venus podría ser más dura y gruesa de lo que se había pensado. Se piensa que Venus no tiene placas tectónicas móviles como la Tierra, pero en su lugar se producen masivas erupciones volcánicas que inundan su superficie con lava fresca. Otros descubrimientos recientes sugieren que Venus todavía está volcánicamente activo. El campo magnético de Venus es muy débil comparado con el de otros planetas del sistema solar. Esto se puede deber a su lenta rotación, insuficiente para formar una dinamo interna de hierro líquido. Como resultado de esto, el viento solar golpea la atmósfera de Venus sin ser filtrado.

Se supone que Venus tuvo originalmente tanta agua como la Tierra, pero al estar sometida a la acción del Sol sin ningún filtro protector, el vapor de agua en la alta atmósfera se disocia en hidrógeno y oxígeno, escapando el hidrógeno al espacio por su baja masa molecular. El porcentaje de deuterio (un isótopo pesado del hidrógeno que no escapa tan fácilmente) en la atmósfera de Venus parece apoyar esta teoría. Se supone que el oxígeno molecular se combinó con los átomos de la corteza, aunque grandes cantidades de oxígeno permanecen en la atmósfera en forma de dióxido de carbono. A causa de esta sequedad, las rocas de Venus son mucho más pesadas que las de la Tierra, lo cual favorece la formación de montañas más grandes, profundos acantilados y otras formaciones. Existen pocos datos directos sobre la geoquímica y la estructura interna de Venus, sin embargo la similitud en tamaño y densidad entre Venus y la Tierra sugiere que ambos comparten una estructura interna afín, un núcleo, un manto, y una corteza planetaria. Al igual que la Tierra, se especula que el núcleo de Venus es al menos parcialmente líquido. Al encontrarse la órbita de Venus entre la Tierra y el Sol, desde la Tierra se pueden distinguir sus diferentes fases de una forma parecida a las de la Luna. Galileo Galilei fue la primera persona en observar las fases de Venus en diciembre de 1610, una observación que sostenía la entonces discutida teoría heliocéntrica de Copérnico. En raras ocasiones, Venus puede verse en el cielo de la mañana y de la tarde el mismo día. Sucede cuando se encuentra en su máxima separación respecto a la eclíptica y al mismo tiempo se encuentra en la conjunción inferior; entonces desde uno de los hemisferios terrestres se puede ver en los dos momentos.



Los tránsitos de Venus acontecen cuando el planeta cruza directamente entre la Tierra y el Sol y son eventos astronómicos relativamente raros. La primera vez que se observó este tránsito astronómico fue en 1639 por Jeremiah Horrocks y William Crabtree. El tránsito de 1761, observado por Mijaíl Lomonosov, proporcionó la primera evidencia de que Venus tenía una atmósfera, y las observaciones de paralaje del siglo XIX durante sus tránsitos permitieron obtener por primera vez un cálculo preciso de la distancia entre la Tierra y el Sol. Los tránsitos solo pueden ocurrir en junio o diciembre, siendo estos los momentos en los que Venus cruza la eclíptica (al plano en el que la Tierra orbita alrededor del Sol), y suceden en pares a intervalos de ocho años, separados dichos pares de tránsitos por más de un siglo. El anterior par de tránsitos sucedió en 1874 y 1882, y el presente par de tránsitos fueron los de 2004 y 2012. La primera sonda en visitar Venus fue la sonda espacial soviética Venera 1 el 12 de febrero de 1961, siendo la primera sonda lanzada a otro planeta. La nave resultó averiada en su trayecto y la primera sonda exitosa en llegar a Venus fue la americana Mariner 2, en 1962. El 1 de marzo de 1966, la sonda soviética Venera 3 se estrelló sobre Venus, convirtiéndose en la primera nave espacial en alcanzar la superficie del planeta. A continuación diferentes sondas soviéticas fueron acercándose cada vez más en el objetivo de posarse sobre la superficie venusiana. La Venera 4 entró en la atmósfera de Venus el 18 de octubre de 1967 y fue la primera sonda en transmitir datos medidos directamente en otro planeta. La cápsula midió temperaturas, presiones y densidades, y realizó once experimentos químicos para analizar la atmósfera.

El primer aterrizaje con éxito en Venus lo realizó la sonda Venera 7 el 15 de diciembre de 1970. Esta sonda reveló unas temperaturas en la superficie de entre 457 y 474 grados Celsius. La Venera 8 aterrizó el 22 de julio de 1972. Además de dar datos sobre presión y temperaturas, su fotómetro mostró que las nubes de Venus formaban una capa compacta que terminaba a 35 kilómetros sobre la superficie. La sonda soviética Venera 9 entró en la órbita de Venus el 22 de octubre de 1975, convirtiéndose en el primer satélite artificial de Venus. Una batería de cámaras y espectrómetros devolvieron información sobre la capa de nubes, la ionosfera y la magnetosfera, así como mediciones de la superficie realizadas por radar. El vehículo de descenso de 660 kilogramos de la Venera 9 se separó de la nave principal y aterrizó, obteniendo las primeras imágenes de la superficie y analizando la corteza con un espectrómetro de rayos gamma y un densímetro. Durante el descenso realizó mediciones de presión, temperatura y fotométricas, así como de la densidad de las nubes. Se descubrió que las nubes de Venus formaban tres capas distintas. El 25 de octubre, la Venera 10 realizó una serie similar de experimentos. En 1978, la NASA envió la sonda espacial Pioneer Venus. La misión Pioneer Venus consistía en dos componentes lanzados por separado: un orbitador y una multisonda. La multisonda consistía en una sonda atmosférica mayor y otras tres más pequeñas. La sonda mayor fue desplegada el 16 de noviembre de 1978, y las tres pequeñas lo fueron el 20 de noviembre. Las cuatro sondas entraron en la atmósfera de Venus el 9 de diciembre, seguidas por el vehículo que las portaba. Aunque no se esperaba que ninguna sobreviviera al descenso, una de las sondas continuó operando hasta 45 minutos después de alcanzar la superficie.



Las misiones Vega desplegaron globos aerostáticos que flotaron a unos 53 kilómetros de altitud durante 46 y 60 horas respectivamente, viajando alrededor de un tercio del perímetro del planeta. Estos globos midieron velocidades del viento, temperaturas, presiones y densidad de las nubes. Se descubrió un mayor nivel de turbulencias y convección de lo esperado, incluyendo ocasionales baches con caídas de uno a tres kilómetros de las sondas. El 10 de agosto de 1990, la sonda estadounidense Magallanes llegó a Venus, realizando medidas por radar de la superficie del planeta y obteniendo mapas de una resolución de 100 m en el 98 % del planeta. Después de una misión de cuatro años, la sonda Magallanes, tal como estaba planeado, se sumergió en la atmósfera de Venus el 11 de octubre de 1994 y se vaporizó en parte, aunque se supone que algunas partes de la misma alcanzaron la superficie del planeta. Desde entonces, varias sondas espaciales en ruta hacia otros destinos han usado el método de sobrevuelo de Venus para incrementar su velocidad mediante el impulso gravitacional. Esto incluye a las misiones Galileo a Júpiter, la Cassini a Saturno (con dos sobrevuelos) y la Messenger a Mercurio (dos sobrevuelos). La Agencia Espacial Europea envió una misión llamada Venus Express, que estudió la atmósfera y las características de la superficie desde la órbita. Se esperaba que la misión permaneciera operativa hasta diciembre de 2009, la ESA decidió prolongar oficialmente la misión hasta 2015.  La Agencia Japonesa de Exploración Espacial (JAXA) lanzó la misión PLANET-C el 20 de mayo de 2010, pero debido a que la sonda no desaceleró lo suficiente para entrar en la órbita del planeta Venus, pasó de largo y entró en órbita solar.


RA = /     DEC = /     Mag = /

✨M27 por Séb Gozé

Lunes 11 de Diciembre de 2017




La impresionante imagen de la nebulosa M27, procesada por el genial astrofotógrafo Sébastien Gozé, muestra casi en 3D el material expulsado por la estrella progenitora después de la explosión. M27 es también catalogada como NGC 6853 y popularmente conocida como Nebulosa Dumbbell. Es una nebulosa planetaria, la fase final de la vida de una estrella de masa intermedia, como nuestro Sol. Está ubicada en la constelación de Vulpecula, a una distancia de unos 1.360 años luz de la Tierra, dentro de nuestra galaxia, la Vía Láctea. Fue la primera nebulosa planetaria en ser descubierta por Charles Messier en el año 1764. Con su brillo de magnitud visual 7.5 y su diámetro de unos 8 minutos de arco, es fácilmente visible con binoculares, y un objeto popular en la observación con pequeños telescopios. La nebulosa Dumbbell tiene forma esferoidal vista desde nuestra perspectiva.

M27 contiene nudos de material oscuro en el centro de la nebulosa que se expanden hacia el exterior, y que son ionizadoas a medida que avanzan hacia el medio interestelar. Séb ha querido procesar la imagen en HaOO, en la que el color del material se tiñe de brillantes colores rojos y azules, confirmando la ionización a partir de la eyección. Se pueden ver chorros de gas eyectado a altas temperaturas en color escarlata, mientras que la onda de choque de la explosión primaria se ve de color azul, con los bordes marcados por la interacción con el medio interestelar circundante más frío. La estrella progenitora, situada en el centro, visible en la imagen como un punto azul, es en realidad una enana blanca, cuyo tamaño excede al comunmente visto en ésta fase estelar. Detalles técnicos.


M27     RA = 19:59:36.379     DEC = +22:43:15.75     Mag = 7.5

✨El supercúmulo de Shapley

Domingo 10 de Diciembre de 2017




El Supercúmulo de Shapley o Concentración de Shapley (SCl 124) es la más grande concentración de galaxias en el universo cercano que forma una unidad interactiva gravitacional, por lo que las galaxias se atraen entre sí en lugar de expandirse con el universo. La concentración de galaxias luce como una sorprendente sobredensidad en la distribución de galaxias en la Constelación de centaurus.Se encuentra a 650 millones años luz de distancia de la Tierra. A finales de 1920, Harlow Shapley y sus colegas del Harvard College Observatory comenzaron un buscar galaxias en el cielo del sur, usando placas fotográficas obtenidas del telescopio Bruce de 24 pulgadas que se localiza en Bloemfontein Sudáfrica. En 1932, Shapley reportó el descubrimiento de 76.000 galaxias con una brillo más grande en que la magnitud aparente 18 en una tercera parte del cielo del sur. La información recabada en estas observaciones fue publicada después como parte de la cotabilidad de galaxias de la Universidad de Harvard, programa que pretende hacer un mapa del oscurecimiento galáctico y de la densidad de las galaxias del espacio. Shapley, al observar y estudiar la nube de Coma-Virgo (ahora conocida como una superposición del Supercúmulo de Coma y del Supercúmulo de Virgo), se encontró también con otra nube que le pareció interesante en la constelación de Centaurus. A Shapley le pareció particularmente interesante esta nube por su gran dimensión linear, la numerosa población y su distintiva forma elongada. Hoy en día, a esta nube se le conoce como el corazón o el núcleo del Supercúmulo de Shapley.



Además, Shapley definió la distancia de la Tierra a la nube como 14 veces la distancia existente de la Tierra al cúmulo de Virgo ya que sacó un diámetro promedio de ambas galaxias. Esto significa que el Supercúmulo de Shapley está a una distancia de 231 megaparsecs, basado en la estimación actual de la distancia de Virgo. En años recientes, el Supercúmulo de Shapley fue redescubierto por Somak Raychaudhury, en una búsqueda de galaxias con las placas del UK Schmidt Telescope que estudian el cielo y también utilizando al Automated Plate Measuring Facility (APM) en la University of Cambridge, Inglaterra. En ese documento, el Supercúmulo fue nombrado en honor a Harlow Shapley, en reconocimiento por su investigación pionera de las galaxias en las cuales esta concentración fue vista por primera vez. Por la misma época, Roberto Scaramella y otros colaboradores notaron una concentración sobresaliente de cúmulos en el Catálogo Abell de cúmulos de galaxias, ellos lo llamaron la concentración Alpha. El Supercúmulo de Shapley yace en una dirección muy cercana, en la cual el Grupo Local de galaxias incluyendo la Vía Láctea, está en movimiento con respecto a la radiación de fondo de microondas que es el marco de referencia. Esto ha desencadenado especulaciones de que el Supercúmulo de Shapley tal vez sea una de las mayores causas por las que nuestra galaxia tiene un movimiento peculiar, el Gran Atractor puede ser otra razón, y por ello ha causado un gran interés.


SCl 124     RA = 13:05:60.000     DEC = -33:04:1.20     Mag = /

✨Doble cúmulo estelar por Steven Mazlin

Sábado 9 de Diciembre de 2017




NGC 884 y NGC 869, catalogado en conjunto como Caldwell 14, forman un inusual sistema de dos cúmulos estelares. La imagen procesada por Steven Mazlin muestra a la perfección las estrellas individuales de cada cúmulo y las que se encuentran en sus inmediaciones, ambos están ubicados en el extremo noroeste de la constelación de Perseo dentro de nuestra galaxia, la Vía Láctea. NGC 884 en la parte inferior de la imagen, se calcula que tiene unos 12,5 millones de años de edad, frente a los 13 millones de años de su compañero NGC 869, para comparar edades podemos decir que el Cumulo abierto Pléyades tienen 115 millones de años de antigüedad. Los dos cúmulos están  situados a 7.600 años luz de distancia de la Tierra. Localizados en la asociación Perseo OB1, ambos cúmulos están físicamente uno cerca del otro, a tan sólo unos cientos de años luz de distancia. El Doble Cúmulo es un favorito de los astrónomos aficionados. Estos cúmulos brillantes a menudo se fotografían o se observan con pequeños telescopios. Fáciles de encontrar, son visibles a simple vista entre las constelaciones de Perseo y Casiopea como una mancha brillante en el cielo de invierno de la Vía Láctea.

Con pequeños telescopios el sistema aparece como un hermoso conjunto de estrellas espectacularmente brillantes localizadas en un rico campo estelar, sin embargo con un telescopio de tamaño medio, aparecen cientos de estrellas y se pueden distinguir hileras de estrellas que unen ambos cúmulos. Dominado por estrellas azules brillantes el dúo también alberga unas cuantas estrellas naranjas que añaden interés visual. NGC 869 es aveces conocido como "h Per", esta denominación probablemente se refiere a una estrella cercana más tenue. Los cúmulos fueron registrados por primera vez por el astrónomo griego Hiparco de Nicea, pero es probable que se conozcan desde la antigüedad. El nombre popular de ésta singular asociación no es nada original, se les denomina Doble Cúmulo Estelar. Desde el hemisferio norte de la Tierra no se ponen nunca, dado que se ubican en una declinación de 57º, muy cerca del polo norte celeste. Para localizar el objeto, traza una línea imaginaria desde la estrella Mirfak en dirección noroeste hacia el centro de la "W" de Casiopea. El doble cúmulo se encuentra justo a la mitad a lo largo de esta línea.


NGC 884     RA = 02:22:22.992     DEC = +57:07:30.00     Mag = 3.8
NGC 869     RA = 02:19:0.000     DEC = +57:07:41.88     Mag = 3.7

✨La misión espacial Galileo

Viernes 8 de Diciembre de 2017




La misión espacial Galileo fue una misión de la agencia espacial NASA al planeta Júpiter que constaba de un orbitador y de una sonda. La misión fue lanzada el 18 de octubre de 1989. La sonda penetró en la atmósfera de Júpiter el 7 de diciembre de 1995, sumergiéndose unos 200 kilómetros en el interior de la atmósfera hasta ser destruida por las altas presiones y temperaturas pero transmitiendo importantes datos de composición química y actividad meteorológica de Júpiter. El orbitador permaneció operativo recopilando datos científicos de la atmósfera de Júpiter, su campo magnético, sistema de anillos y de los principales satélites como Ío y Europa, hasta el fin de la misión en el 2003. Entre los principales descubrimientos científicos de la misión se encuentran los resultados sobre el océano subsuperficial de Europa. La sonda Galileo constituyó la primera navegación in situ de la atmósfera de un planeta gigante. Entre los resultados más destacados obtenidos se encontró que la atmósfera joviana contenía una proporción mayor de elementos pesados como carbono, nitrógeno, neón y otros. Este resultado parecía contradecir la mayoría de modelos de formación del planeta que predecían una proporción de estos elementos parecidos a la del Sol. El enriquecimiento en elementos pesados obligó a revisar estos modelos en profundidad.



Por otro lado, la sonda fue incapaz de encontrar una alta proporción de oxígeno (en forma de vapor de agua en la atmósfera joviana. Al parecer la sonda penetró en una región particularmente activa meteorológicamente, que pudo falsear los resultados globales de las medidas de volátiles, sustancias como el agua que pueden condensar y formar nubes en la atmósfera de Júpiter. La sonda pesaba unos 320 kg y medía aproximadamente 1,3 m. Estaba protegida por un escudo térmico capaz de soportar las altas temperaturas producidas en la entrada en la atmósfera superior de Júpiter a velocidades de hasta 69 km/s (250.000 km/h), mayores que la velocidad de escape. Tras la fase inicial de frenado aerodinámico la sonda expulsó el escudo térmico y prosiguió su descenso frenada por un paracaídas. Se enviaron datos durante aproximadamente unos 50 minutos a lo largo de un descenso de más de 150 km. Finalmente, a presiones en torno a 22 bar se perdió la comunicación con la sonda. Esta fue previsiblemente destruida por las altas presiones y temperaturas de la atmósfera más profunda. Galileo ha contribuido sustancialmente al mayor conocimiento que tenemos del planeta Júpiter y su sistema de anillos y lunas. En particular, las estructuras observadas en la superficie helada de Europa sugieren la existencia de un océano subsuperficial de agua líquida, con importantes connotaciones astrobiológicas.



El orbitador Galileo contaba con un gran conjunto de instrumentos científicos: Un sistema de detección de polvo, detector de partículas energéticas, espectrómetro ultravioleta, contador de iones pesados, magnetómetro, espectrómetro en el infrarrojo cercano, subsistema de plasma, fotopolarímetro radiométrico, sistema medida del plasma, y una cámara principal. La antena principal no logró desplegarse por un problema de congelación del lubricante del mecanismo de apertura. La misión tuvo que hacer uso de una antena secundaria limitando considerablemente su capacidad de enviar datos a la Tierra y reduciendo extensamente el número de observaciones que se pudieron realizar. Galileo contaba con una cinta magnética de almacenaje de datos de 109 MB. En ella se almacenaban los resultados de las observaciones para su posterior envío a la Tierra. Al fallar la antena principal este sistema se volvió vital para el éxito de la misión. La cinta falló en diferentes ocasiones, teniendo que sacrificarse parte de los datos en algunas observaciones y cierta capacidad de la cinta. Pese a estos problemas la misión fue considerada un éxito, Sobrevoló Venus el 10 de febrero de 1990 a una distancia de 16.000 km, sobrevoló el asteroide Gaspra (en la imagen bajo éstas líneas) el 29 de octubre de 1991.



Sobrevoló el asteroide Ida el 28 de marzo de 199 a una distancia d 2400 km. durante éste sobrevuelo descubre Dactyl, un satélite natural de Ida, el primer satélite de un asteroide descubierto. Además la sonda Galileo observó el impacto del cometa Shoemaker-Levy 9 en Júpiter entre el 16 y el 22 de julio de 1994, hizo 11 órbitas elípticas a Júpiter buscando los satélites importantes. Finalmente ante el temor de que el orbitador pudiera caer en un futuro lejano sobre el satélite galileano Europa, se decide enviar la nave en colisión con el planeta Júpiter. El 21 de septiembre del 2003 la misión Galileo finaliza sumergiéndose en la inmensa atmósfera de Júpiter. En definitiva la misión ha aclarado muchas hipótesis que resultaron equivocadas, y ha confirmado otras que resultaban evidentes, además de tomar cientos de imágenes y analizar el sistema joviano en profundidad.


RA = /     DEC = /     Mag = /

✨La nebulosa de la Langosta por Josep Drudis

Jueves 7 de Diciembre de 2017




El excelente astrofotógrafo Josep Drudis no deja de sorprendernos, y la calidad de la imagen que presentamos en Universo Mágico nos impresiona por su calidad, en ella podemos distinguir todos los detalles, incluso los más tenues, de la Nebulosa de la Langosta, procesada en color natural. NGC 6357 contiene muchas estrellas en formación, sumergidas en discos oscuros de gas y polvo, y otras jóvenes que muestran capullos gaseosos retorcidos. La Langosta contiene un cúmulo estelar abierto llamado Pismis 24, el hogar de varias estrellas masivas. Una de las estrellas más brillante de éste cúmulo fue catalogada como una de las estrellas más masivas conocidas, con una masa cercana a 300 veces la del Sol. Posteriormente se descubrió que el brillo de la estrella se debía a que está compuesta de una sistema estelar triple, con al menos tres estrellas individuales de 100 masas solares cada una. Pero aún así, éstas estrellas formadas al mismo tiempo, siguen siendo de las más masivas de nuestra galaxia, la Vía Láctea.

Sin embargo, aunque en el rango de luz visible parece una langosta, astrónomos del Midcourse Space Experiment mediante el telescopio VISTA de ESO, observaron en el espectro de luz infrarrojo, que la nebulosa presentaba formas muy diferentes, en la parte occidental se veía una calavera y en la parte oriental una paloma, presentando densas nubes de gas y bucles de polvo oscuro, por lo que la bautizaron como la nebulosa Guerra y Paz. Se ubica en la constelación del Escorpión a una distancia de 8.000 años luz de la Tierra. Las jóvenes, calientes y masivas estrellas ubicadas en su interior brillan en un intenso color blancoazulado. NGC 63 57 está situada muy cerca de NGC 6334, popularmente conocida como Nebulosa Pata de Gato. Detalles técnicos.


NGC 6357     RA = 17:26:30.000     DEC = -34:12:0.00     Mag = /
Pismis 24     RA = 17:24:43.001     DEC = -34:12:23.00     Mag = 9.6