El Apasionante mundo de la Astrofotografía II

En la anterior parte vimos que necesitamos para empezar y que objetos podemos fotografiar con lo básico. En esta parte vamos a avanzar en nuestras aspiraciones y vamos a ir un poco mas allá.

Para avanzar un poco más necesitamos ampliar nuestro material, por ello voy enumerar que podemos obtener y que podremos realizar con cada uno.

Lo siguiente que podemos fotografiar seria:

  • Gran campo con seguimiento

  • Fotografía planetaria

El material que podemos adquirir:

  • Trípode con plancheta ecuatorial

  • Trípode con Skywatcher star adventurer

  • Telescopio con montura motorizada en el eje de AR.

  • Cámara Reflex y accesorios, webcam modificada o cámara especifica para planetaria.

  • Filtros y accesorios.

Gran campo con seguimiento

La diferencia de este tipo de fotografía con la que no tiene seguimiento es que podremos conseguir fotografías con mas exposición, y por tanto podremos conseguir más detalles de los objetos.

El seguimiento se puede realizar con o sin trípode pero con una plancheta ecuatorial. Este método me parece obsoleto ya que existen otros métodos como trípode con Skywatcher star adventurer. Ésta sería una opción más económica ya que la plancheta la puede construir uno mismo.

Skywatcher star adventurer es una forma económica de conseguir un soporte que contrarresta el movimiento terrestre, consiguiendo estrellas puntuales.

 

Otra posibilidad seria el método piggyback, que consiste en simplemente colocar la cámara sobre nuestro telescopio par aprovechar la montura ecuatorial y el seguimiento de ésta. Esta opción será más o menos económica dependiendo del material que adquiramos.

Fuente: https://www.f1telescopes.co.uk

Como recomendación personal, solo compraría el skywatcher star adventurer solo si me fuera a dedicar a gran campo, por el contrario si queremos hacer otros tipos de astrofoto como la de cielo profundo, iría directamente a por una buena montura.

Las tomas las realizaremos como cuando no tenemos seguimiento, pero con una diferencia, aquí podremos bajar el iso y subir la exposición, gracias al seguimiento.

Ten en cuenta que a distancias focales largas, el seguimiento de estos sistemas no es perfecto y acaban apareciendo las trazas, por ello necesitaremos un kit de guiado (lo explicaremos más adelante).

Fotografía Planetaria

Vamos a fotografiar la Luna, el Sol y los planetas, para ello debemos tener como mínimo un telescopio. La montura en este caso debe tener seguimiento, para poder obtener los mejores resultados.

Resumen del material necesario:

  • Telescopio de distancia focal lo más larga posible.

  • Montura motorizada

  • Webcam modificada o cámara Reflex, o cámara específica para planetaria.

  • Accesorios Barlow x2,x3,x4,etc.

  • Filtros: solar, lunar, R, G, B, etc.

  • Software: Registrax, autostakkert, pip, firecapture, EOS Camera Movie Record, etc.

El objeto de este artículo es enumerar que objetos y material necesitamos para hacer este tipo de fotografía, por ello no voy a entrar en detalle de como se realizan las capturas, esto se explicara en un artículo propio.

En este tipo de fotografía realmente vamos a hacer vídeo, y de éste, después de apilar los frames del video, obtendremos una única fotografía.

Para planetaria, los mejores resultados que he visto los han conseguido con la cámara específica para planetaria, en blanco y negro, con rueda porta filtros y los filtros R G B. Si dispones de una cámara a color, no necesitas estos filtros ni la rueda.

Aquí lo que debemos buscar es el máximo de fps, ya que hay planetas como Júpiter y Saturno que rotan muy rápido. Por ello no podemos hacer vídeos de más de 2 minutos sin que se note el movimiento en el planeta en la toma final. Por ello a mismo tiempo más frames mejor resultado.

Para conseguir grandes aumentos y por ello grandes detalles de los planetas, lo más importante es tener un telescopio de distancia focal larga, además necesitaremos al menos una barlow x2. Podemos utilizar dos a la vez, ten en cuenta que cuantos más accesorios pongamos delante de la cámara mas aberraciones aparecerán el la imagen.

Este accesorio, la barlow, duplica la distancia focal real del telescopio por el número de veces que aparece después de la x.

Las Reflex pueden grabar vídeo directamente, sobre todo los últimos modelos. Estos se pueden utilizar, pero yo prefiero el software que captura el Live View de las Canon llamado EOS Camera Movie Record, pero este no es compatible con los últimos modelos y esta desatendido. Como alternativa tenemos el Backyard EOS pero este software es de pago.

Para adaptar la Reflex al telescopio debemos adquirir el adaptador para tal efecto, la anilla t2 más el adaptador a 1.25 o 2 pulgadas dependiendo de tu telescopio.

Para la foto Solar, debemos adquirir un filtro solar para poner delante del telescopio, esto nos permitirá hacer la fotografía. Existen telescopios específicos para foto solar pero son caros.

RECUERDA, para fotografía solar, extrema las precauciones y utiliza filtros homologados, nunca mires directamente al sol.

Para Procesar los Vídeos el software gratuito que utilizo el autostakkert para apilar las tomas y el Registrax 6 para los wavelets. En un próximo articulo entraremos en profundidad en ello.




Cráteres de la Luna (Clavius)

Autor Juan Manuel Tormo Martínez 

El Cráter Clavius

Clavius . (58,4º S – 14,4º W). es una de las más conocidas llanuras amuralladas (225 km), Pequeños cráteres dentro de Clavius ​​son objetos adecuados para probar la resolución de pequeños telescopios. Una interesante media luna de cráteres cruza el suelo de Rutherfurd, de tamaño decreciente: estos son Clavius ​​D, C, N, J, JA;

El área de la extremidad de la Luna adyacente al polo sur está densamente cubierta por cráteres y por grandes llanuras amuralladas. El terreno es montañoso y el escorzo cercano a la rama de la luna y sombras profundas hacen que la observación y el mapeo de esta área sean muy difíciles.

El entorno de Clavius

                                                       Los Cráteres Clavius, Moretus y su entorno

Blancanus. (63.6ºS, 21.5ºW) Giuseppe Blancani 1566 – 1624. Matemático, geógrafo y astrónomo italiano . (Cráter 105 k)
Casatus : (72,6º S – 30,5 W). Paolo Casati 1617 – 1707. Teólogo y matemático italiano. Cráter inundado (111 km).
Drygalski.: (79,7º S; 86,8º W)Erich D.Von Drygaiski. 1865 – 1949. Geógrafo alemán, geofísico y explorador polar. Montaña formando un anillo (163 km). Solo es visible durante las libraciones favorables.
Klaproth: (69,7º S; 26,0 W). Martin H. Klaproth, 1743 – 1817 Químico y mineralogista alemán.. Llano inundado con paredes. (11 km).
Le Genttil:(74,4º S; 76,5º W) Guillaume H. le Gentil. 1725 – 1792. Cráter considerablemente erosionado (113 km).

Langomontatus (49,5º S – 21,7º W). Christian S Longomontatus. 1562 – 1647. Astrónomo danés asistente de Tycho Brahe. Valle plano /125 km).

Porter. (Clavius B) 56,1º S, 10,1º W).Rusell W Porter, 1871 – 1949. Arquitecto, diseñador de grandes telescopios, incluyendo el reflector de 5 m en el observatorio de Monte Palomar. Crater ( 52 km. )

Rutherfurd. (60,9ºS, 12,1º W) . Lewis M. Rutherfurd, 1816 – 1892. Astrónomo Americano. Fotógrafo del sol y la luna. (Cráter (48 x 54 km).

Scheiner ( 60,5º s, 27,8º W)- Christoph. Scheiner 1575 – 1650. Matemático y astrónomo germano. Hizo las primeras observaciones sistemáticas del sol.

Wilson : (69,2º S, 42,4º W ).

(1). Alexander Wilson. 1714 – 1786. Astrónomo escocés, descubridor del Efecto Wilson en sunpots, amigo de Willian Herschel.

(2).- Charless T.R, Wilson. Scottis físico, 1869- 1959.Cámara de la Nube de Wilson’.

(3) Ralph E. Wilson. 1886 – 1960. Astrónomo estadounidense en el observatorio de Mt Wilson.. Cráter tremendamente erosionado (70 km).

Christopher Clavius

Nacido en Bamberg en 1538 fue un jesuita alemán de gran prestigio, reconocido como matemático, astrónomo y gran gnomonicista. Clavius entro en la orden de los Jesuitas en 1555. Curso estudios en la Universidad de Coimbra donde conoció al famoso matemático portugués Pedro Nunes. Al terminar sus estudios fue a Italia estudiando teología en el colegio Romano Jesuita de Roma, Donde sentó plaza de profesor de matemáticas (excepto dos cortos periodos que visito Nápoles en 1596 y España en 1597) durante toda su vida.

En 1579 junto a Pedro Chacón fue designado por la Santa Sede para estudiar las bases de la reforma del calendario. Contribuyo a una solución que ordenada por el Papa Gregorio XIII hoy se emplea en casi todo el mundo y es conocido como el calendario gregoriano.

En el terreno de la astronomía defendió que la Tierra era el centro del universo, siendo un acérrimo partidario de la teoría geocéntrica, y oponiéndose en todo momento a las nuevas corrientes que defendían las teorías heliocéntricas, muy defendidas por su contemporáneo Galileo Galilei.

Cuando Galileo comenzó con sus observaciones astronómicas mediante su telescopio Clavio ya bastante mayor no vio con malos ojos lo que mencionaba Galileo de sus observaciones, aunque no estando muy de acuerdo con las interpretaciones que hacía. Por ejemplo, no aceptaba la interpretación de que las manchas que Galileo veía en la Luna fueran de verdad montañas y valles. 

En sus últimos días de vida fue el astrónomo más respetado en Europa y sus libros de texto fueron empleados en las universidades de todo el mundo.

Clavius es considerado como el “Euclides del siglo XVI.

Fuentes: http://es.wikipedia.org, Libro Atlas of de Moon. Antonin Rükl.



Los Satélites de Júpiter. Fenomenos clásicos y mutuos.

Autor: Juan Manuel Tormo Mártinez

El sistema de Júpiter es sumamente vasto. Desde finales del siglo XIX, han sido descubiertas decenas de lunas jovianas, mucho más pequeñas, a las cuales se han adjudicado nombres de amantes, hijas y conquistas de los dioses Zeus (griego) y Júpiter (romano). Actualmente se le conocen 67 lunas, siendo las cuatro galileanas las mayores que orbitan en torno a Júpiter. (El total de las 63 restantes lunas y los anillos forman solo el 0,003 por % de la masa orbital total. Ocho de los satélites de Júpiter tienen órbitas casi circulares, no estando muy inclinadas con respecto al plano ecuatorial del planeta, girando aproximadamente en un mismo plano, muy próximo al ecuador del mismo. Contrariamente, las órbitas de los demás tienen Los “galileanos” orbitando a Júpiter

una excentricidad considerable, estando muy inclinadas, habiendo satélites que se mueven en sentido retrogrado. Los satélites galileanos serian considerados planetas enanos de haber estado en orbita alrededor del Sol, por ser su forma elipsoidal al tener masa planetaria. De hecho forman un minisistema solar, teniendo periodos orbitales muy breves, entre , 17 y 16.7 días, dando lugar a numerosos tránsitos , ocultaciones y eclipses por el cono de sombra de Júpiter. Al estar cada 6 años la órbita de los satélites en el mismo plano que la Tierra, se suceden entonces los llamados “fenómenos mutuos”. El estudio de estos fenómenos ayuda a precisar la orbita de los satélites.

jupitersat
          Los “galileanos” orbitando a Júpiter

Un poco de historia.

Júpiter es el planeta más grande y con mayor brillo (a excepción de Marte y Venus en contadas ocasiones).del Sistema Solar. Su magnitud es superior a – 2 y recorre su órbita en 12 años, Visto con binoculares o con telescopio es majestuoso. Tal es que adopta el nombre del dios más poderoso del Olimpo. Galileo Galilei fue el primero en observarlos con telescopio. Mediante un modesto telescopio construido por el mismo, en la noche del 7 de enero de 1610 observó la presencia de tres estrellas próximas a Júpiter. En la noche del 11 de enero, señalo a estas tres estrellas como cuerpos celestes que orbitaban a Júpiter. El cuarto satélite fue descubierto el día 13 de enero por el propio Galileo..

Galileo fue el primero en descubrir un eclipse clásico al observar en la noche del 12 de enero de 1610 la reaparición de Europa oculto por Júpiter.. A partir de este momento se multiplicaron los descubrimientos, Las órbitas de los satélites fueron descritas por el propio Galileo como circulares alrededor de Júpiter, siendo el mismo quien realizo las primeras tablas de efemérides en 1612. Adjudicándose a los satélites distintos nombres en principio, no siendo hasta 1614 que fueron bautizados con sus nombres actuales, apareciendo como tales en el “Mundus Joviales” de S. Mayer. En la actualidad, los satélites Galileanos aparecen en los anuarios de Efemérides designados como I o J1 (IO), II o J2 (Europa) , III o J3 (Calixto) y IV o J4 (Ganímedes).

La predicción de fenómenos mutuos es de gran complejidad. La trayectoria de un satélite esta regida por diversos factores. En primer lugar por el Sol y Júpiter, pero al tiempo perturbado por los otros tres satélites y por Saturno, de tal manera que sus movimientos son extremadamente complejos . Además, IO está extraordinariamente caliente debido al movimiento de marea que producen los demás satélites y Júpiter. Toda esa energía produce una aceleración de la orbita de Io dificultando el calculo de las efemérides.

Lieske basándose en 8800 observaciones fotográficas y medidas de eclipses, en 1977 publicó su teoría del movimiento de los satélites galileanos. En 1982 fueron modificadas por Arlot, pudiéndose elaborar tablas muy precisas de los fenómenos mutuos.fenomenos

Si bien hacemos referencia al V satélite Amaltea, tratemos aquí únicamente de los cuatro satélites que pueden ser observados ordinariamente y cuyos movimientos determinan interesantes fenómenos fáciles de ser seguidos. Los tránsitos de estos satélites por delante de Júpiter, proyectando su sombra, e, inversamente, sus eclipses por este último, sumergidos en su cono de sombra.

                    

Nº y nombre.  

Mag.

Diámetro

Distancia*

Tiempo de inclinación

Inclinación sobre la orbita.

Autor y Fecha.

V Amaltea

11

190 Km

181

0d 11h 57 m

3º 7´

Barnard 9/11/1892

I IO

5.4

3735 Km

422

1d 18h 27m

3º 7´

Galileo 9/11/1610

II Europa

5.6

3150 Km

671

3d 13h 23 m

3º 6´

Galileo 9/11/1610

III Ganimedes

5.1

5150 Km

1070

7d 3h 43m

3º 2´

Galileo 9/11/1610

IV Calixto

6.1

5180 Km

1882

16d 16h 33 m

2º 43´

Galileo 7/11/1610

*En miles de Km.

Fenómenos clásicos y fenómenos mutuos de los satélites galileanos.

Hay que diferenciar los fenómenos clásicos y los fenómenos mutuos. Los fenómenos clásicos se producen cuando los satélites pasan por detrás del planeta siendo ocultados, o bien pasan por el cono de sombra siendo eclipsados. También cuando pasan por delante del planeta produciéndose un transito del satélite o de su sombra.

Ocultación y reaparición, pasando por detrás del planeta: En épocas cercanas a la oposición de Júpiter, se produce la ocultación seguida de una aparición de alguno de sus satélites.

Transito de un satélite: Difícil de observar. El satélite se confunde con la masa del planeta. En algunos casos puede verse una minúscula motita deslizarse con lentitud sobre la superficie de Júpiter.

Proyección de la sombra de un satélite sobre Júpiter: Excepto durante la oposición, momento en que el satélite oculta su propia sombra, es un fenómeno fácilmente observable. La sombra del satélite se desliza sobre la capa atmosférica del planeta como una bolita negra. El satélite en si, sigue siendo difícil de distinguir.

eclipseeclipseioeuropaproyeccioneuropafintransistoeuropa

Los fenómenos mutuos.

La observación de estos esquemas ayudará a una mejor comprensión de las causas que motivan los fenómenos de los satélites. Está representado a distintas escala el Sol, la Tierra y el sistema Joviano. Es muy simple pero muy orientatívo. Los fenómenos mutuos se producen entre dos satélites.

Eclipse de un satélite por la sombra del planeta. Al encontrarse Júpiter en cuadratura (entre oposición y conjunción), la sombra del planeta se desvía hacía el este o el oeste (siempre en dirección contraria al Sol). En esos momentos se producen los eclipses. Cuando Júpiter se encuentra en la oposición y su sombra queda detrás se producen simultáneamente ocultación y eclipse.

Ocultación de un satélite por otro: Este hecho solo sucede cuando hay alineados dos satélites y los planos de las órbitas de los mismos coinciden con la visual nuestra. Tales ocultaciones suceden durante un espacio de varios meses en unos periodos de 6 años. Según los casos, las ocultaciones duran entre varios segundos a varios minutos. Las ocultaciones pueden ser rasantes, parciales, anulares o totales, según el diámetro aparente de los satélites.

Eclipse de un satélite por otro: Un eclipse se produce cuando dos satélites están alineados respecto al Sol .La sombra de uno de ellos se proyecta sobre el otro y lo eclipsa. No es el satélite más externo el que eclipsa al otro, pues si están en el lado más lejano de la órbita, será el satélite interno el que eclipsará al más externo. Si el eclipse es total, un satélite desaparecerá totalmente de nuestra vista, y si es parcial, solo se oscurecerá notablemente al penetrar en la sombra que proyecta el otro satélite. Este hecho dura también unos segundos o minutos, produciéndose en la misma temporada bicíclica que el anterior

Pero no es tan fácil como en el esquema pues no está representado tridimensionalmente. Solo pueden suceder fenómenos mutuos tipo ocultaciones  cuando la Tierra está en el mismo plano que los satélites jovianos , es decir cuando la declinación jovicéntrica de la Tierra es de 0 grados.  Los eclipses se producirán cuando la declinación jovicéntrica del Sol sea 0 y por tanto estén alineados el plano de los satélites con el Sol. Las observaciones serán mas fáciles o difíciles en función de la declinación geocéntrica de Júpiter, o sea lo alto que esté en la eclíptica y por tanto en el cielo.

jupiter1jupiter2

Júpiter a las 22,45 horas del día 3 de mayo 2016. A la Izquierda se puede observar la sombra de Europa a la izquierda del planeta, la tormenta blanca un poco a la derecha de la sombra, el satélite se puede confundir con la masa del planeta se observa al final a la derecha.

En la foto derecha, se puede contemplar abandonando el planeta.- Fotos cortesía de Jordi Cornelles.

Los tránsitos de Io y de Europa el día 3 de Mayo 2016

En la tarde del día 3 de mayo Jordi Cornalles realizó un magnifico video reportaje del  transito del satélite Galileanos EUROPA. En la primera imagen se puede observar la sombra de Europa, el cual se confundía con la masa del planeta. En la segunda se ve mas claro al alejarse del planeta.

Los tiempos de los tránsitos fueron:

El tiempo es en Tiempo Universal.

IO

Transito Comienzo 14:37

Sombra comienzo 15:41

Transito Final 16:51

Sombra final 17:56

EUROPA

Transito comienzo 17:52

Sombra comienzo 20:00

Transito final 20:39

Sombra final 22:51

LOS SATELITES DE JÚPITER. .- Los Galileanos

IO: Es un satélite que sorprende por su actividad volcánica. Descubrimientos recientes han señalado la existencia de ocho volcanes activos. Su actividad volcánica, unida a la influencia de Júpiter transforman la corteza de Io. Se desconoce la existencia de agua en el satélite.

io

 

Europa: La superficie de este satélite se encuentra cubierta de hielo, con fallas de entre 15 a 40 metros rellena de una sustancia oscura. Su superficie es lisa, no existiendo cráteres en ella.

europa

Ganímedes: Se trata de un cuerpo de hielo en el que probablemente bajo la superficie se encuentra agua en estado liquido. Su superficie es antigua existiendo en ella numerosos cráteres de impacto y una compleja red de fisuras. Su tamaño es superior al de Mercurio.

ganimedes

Calíxto: Es el más oscuro de los satélites de Júpiter semejando “una bola de hielo sucio”. Su superficie es muy antigua, existiendo numerosos cráteres de impacto.

calixto




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.

Juan Manuel Tormo Martínez
Los cráteres Gassendi y Doppelmayer en el días 10 de vida. Autor:  Juan Manuel Tormo Martínez.

gassendi2

 

1  GASSENDI  (17,5º S, 39,9º W) Situado junto al Mare Humorum.

2 Rimae Gasendi  (Complejo sistema de grietas dentro de Gassendi).

 3 Gassendi A  (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  cráter  Gassendi   se  encuentra  al  sur  de  Oceanus Procellarum  y  es   más  o  menos   de forma   circular, aunque  no  tan  perfecta   como  Mare  Crisium  o Mare Serenitatis. Se cree debe su formación al impacto de un meteorito, 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.
Situación de Gassendi. Virtual Moon Atlas.

 Coordenadas Selenográficas

 Latitud                        18º  S

   Longitud                     40º  W

 

   Las paredes meridionales son menos impor-tantes que  las  septentrionales, viéndose estas interrumpidas   por   el   cráter   Gassendi   A, (la perla),  de  unos  33  km  de  diámetro. Al noroeste de  este  encontramos el Gassendi B, de unos 26 km.

   Merece   mención  especial   Promontorium Kelvin   (Cabo Kelvin);  es   un  entrante   de tierras  altas  ubicado  en  el  sureste del mare. Se trata de  un  macizo  que  irrumpe  hacia el interior,  adentrándose  en  el  mare  unos  40 km,  con  un  ancho  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 cráteres-fantasma. 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  las primeras luces del día lunar a Kepler en Oceanus Procellarum.  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  al  total de todos  los  planetas del sistema solar   juntos  (  la  masa  de  Júpiter es = 1898×1027  Kg). Con un  diámetro ecuatorial  medio  de  142.855 km., es unas 11,14  veces   mayor  que  la Tierra. En  el  cielo Júpiter aparece   como  un   resplandeciente   astro    al  que  vemos a   simple vista como  una  estrella brillante que sobresale sobre las  demás.  Únicamente   le   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.

 

jupiter_tormenta
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
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,  además  de  poseer  una  rotación  diferencial  (como  planeta  gaseoso  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   través  de  telescopios  menores  de  300 mm., se  observan muy regulares,  cuando  realmente  son  de  diferente  anchura   y  tonalidades;  separadas   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

jup

1.-   Zona Templada Norte Norte

2.-   Zona Templada Norte

3.-   Zona Tropical Norte

4.-   Zona Ecuatorial

5.-   Zona Tropical Sur

6.-   Zona templada Sur

7.-   Zona Templada Sur Sur

8.-   Región Polar Norte

9.-   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   perturbación  de  forma   bastante   alargada, si bien con posteridad no   parece   existir   informes   de   nuevos   avistamientos  hasta  el   siglo  XIX,  en  que  se  le presupone  una    dimensión  de  unos  50.000 km. siendo denominada  “La Gran Mancha Roja”  a  causa del notable matiz que atrajo la  atención  sobre  ella en 1878.

La Gran Mancha Roja y el Ovalo Blanco. ( Foto Voyager I )
La Gran Mancha Roja y el Ovalo Blanco. ( Foto Voyager I )

 

     La   gigantesca   Gran   Mancha  Roja  de  Júpiter,  a  la  que   se   le asigna  unos 300  años de actividad, es un gran anticiclón de forma ovalada, cuyo tamaño es  tres veces mayor que el de la Tierra,  el  cual  se   encuentra   al   Sur  del  ecuador   de   Júpiter,  siendo  el  mayor   de   los   vértices   anticiclónicos   que   se  observa   en   las  nubes  del   planeta.   Una   fuerte    rotación anticiclónica  (provocada  por  vientos  periformes  de  más  de  400  km/h.) hace que  las  nubes  que  la  forman   giren  ( sobre si  misma) en  sentido antihorario,  en  un  periodo de rotación de cinco días.

   La  Gran  Mancha Roja   (  a  causa  de las diferentes temperaturas ) experimenta variaciones de intensidad y de   color,   yendo desde  el  encarnado fuerte, hasta un insignificante tono rosado.

En  2006  apareció  la Pequeña  Mancha  Roja (Red óvalos  blancos,   presentes    en  Júpiter desde lo años Spot   Junior ),  formándose  a  partir  de  tres  grandes 40   y  fusionados   en uno   solo  entre  1998  y 2000, dando lugar   a  un  único  óvalo  blanco ( denominado Övalo Blanco BA),  cuyo  color  evoluciono  hacia los mismos tonos que la mancha roja  hacia  el  año 2006.   La coloración rojiza de ambas manchas  puede  produ-cirse cuando  los  gases  de  la atmósfera interior del  planeta se elevan en  la atmósfera  y  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  depositada y  de  los  remolinos generados por  las  tormentas,  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 :          142.855 km.                   Velocidad orbital media:   47037km/hr                     

Densidad media (Tierra =) :    0.24                             Distancia mínima al Sol:  741.0 m/km

Gravedad (Tierra = 1) :            2.34                             Distancia max. Al Sol:     816.5 m/km

Periodo de rotación :           9.8 horas/0.41 días      Distancia media al Sol:    778.2 m/km

Velocidad de escape:          214297 km/hr                 Periodo de revolución:    11.86 años

Inclinación eje de rotación:   3.1º                               Inclinación orbital :         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
Autor: Joan Josep Isach Cogollos

El Entorno de Petavius

PETAVIUS: (25.3º S – 60.4º E).

Localización Petavius. Virtual Moon Atlas.
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.
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.
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)
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.

sección transversal eratóstenes

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
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
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)  Fisura, se extiende en 40 km.

Sommering:  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.
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.

Copernicus

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
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.

Virtual Moon Atlas
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.

 

Plato
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

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.

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