Diversidad Galáctica

NGC 3175 se encuentra a unos 50 millones de años luz de distancia en la constelación de Antlia (The Air Pump) . La galaxia se puede ver cortando a través del marco en esta imagen del Telescopio Espacial Hubble de la NASA / ESA , con su mezcla de parches brillantes de gas brillante, carriles oscuros de polvo, núcleo brillante y brazos giratorios que se unen para pintar un hermoso escena celestial

La galaxia es el miembro homónimo del grupo NGC 3175, que se ha llamado un análogo cercano para el Grupo Local . El Grupo Local contiene nuestra propia galaxia natal, la Vía Láctea , y alrededor de otras 50, una mezcla de galaxias espirales, irregulares y enanas. El grupo NGC 3175 contiene un par de galaxias espirales grandes, el tema de esta imagen, y NGC 3137, y numerosas galaxias espirales y satelitales de menor masa. Los grupos de galaxias son algunas de las reuniones galácticas más comunes en el cosmos, y comprenden aproximadamente 50 galaxias todas unidas por la gravedad.

Esta imagen comprende observaciones de la cámara de campo ancho 3 de Hubble .

Crédito:

ESA / Hubble y NASA, D. Rosario et al.

Un fallecimiento dramático

Algunos de los eventos más dramáticos en el Universo ocurren cuando ciertas estrellas mueren y explotan catastróficamente en el proceso.

Tales explosiones, conocidas como supernovas , ocurren principalmente de dos maneras: o una estrella masiva agota su combustible al final de su vida, se vuelve dinámicamente inestable e incapaz de soportar su volumen, se derrumba hacia adentro y luego explota violentamente ; o una enana blanca en una pareja estelar en órbita sifones más masa de su compañero de lo que es capaz de soportar, encendiendo la fusión nuclear fuera de control en su núcleo y comenzando el proceso de supernova . Ambos tipos dan como resultado un objeto intensamente brillante en el cielo que puede rivalizar con la luz de toda una galaxia.

En los últimos 20 años, la galaxia NGC 5468, visible en esta imagen, ha alojado una serie de supernovas observadas de los dos tipos mencionados: SN 1999cp, SN 2002cr, SN2002ed, SN2005P y SN2018dfg. A pesar de estar a poco más de 130 millones de años luz de distancia, la orientación de la galaxia con respecto a nosotros hace que sea más fácil detectar estas nuevas 'estrellas' a medida que aparecen; vemos NGC 5468 de frente, lo que significa que podemos ver el patrón espiral abierto y suelto de la galaxia con hermosos detalles en imágenes como esta del Telescopio Espacial Hubble de la NASA / ESA .

Crédito:

ESA / Hubble y NASA, A. Riess et al.

Agradecimientos: Judy Schmidt ( Geckzilla )

El Hubble observa el cometa interestelar Borisov, más allá del sol

El Telescopio Espacial Hubble de la NASA / ESA ha capturado una vez más el cometa 2I / Borisov atravesando nuestro sistema solar en su camino de regreso al espacio interestelar. A una velocidad impresionante de más de 175 000 kilómetros por hora, Borisov es uno de los cometas más rápidos jamás vistos. Es solo el segundo objeto interestelar que se sabe que pasó a través del Sistema Solar.

En octubre de 2019, Hubble observó el cometa a una distancia de aproximadamente 420 millones de kilómetros de la Tierra. Estas nuevas observaciones tomadas en noviembre y diciembre de 2019 del cometa a una distancia más cercana proporcionan una visión más clara de los detalles y dimensiones del visitante interestelar [1] . 

La primera imagen muestra el cometa frente a una galaxia espiral de fondo distante (2MASX J10500165-0152029). El brillante núcleo central de la galaxia está manchado en la imagen porque Hubble estaba rastreando el cometa. Borisov estaba aproximadamente a 326 millones de kilómetros de la Tierra en esta exposición. Su cola de polvo expulsado se extiende hacia la esquina superior derecha.

La segunda imagen es la nueva visita del cometa del Hubble cerca de su aproximación más cercana al Sol. Allí fue sometido a un mayor grado de calentamiento que nunca antes, después de pasar la mayor parte de su vida en el frío extremo del espacio interestelar. El cometa está a 298 millones de kilómetros de la Tierra en esta foto, cerca del borde interior del cinturón de asteroides. El núcleo, una aglomeración de hielos y polvo, todavía es demasiado pequeño para ser resuelto. La parte central brillante es un coma compuesto de polvo que sale de la superficie. El cometa hará su aproximación más cercana a la Tierra a fines de diciembre, cuando estará a una distancia de 290 millones de kilómetros.

"El Hubble nos da la mejor medida del tamaño del núcleo del cometa Borisov, que es la parte realmente importante del cometa", dijo David Jewitt, profesor de ciencias planetarias y astronomía en la Universidad de California en Los Ángeles, cuyo equipo ha capturado el mejores y más nítidas imágenes de este primer cometa interestelar. “Sorprendentemente, nuestras imágenes del Hubble muestran que su núcleo es más de 15 veces más pequeño de lo que las investigaciones anteriores sugirieron que podría ser. El radio es menor a medio kilómetro. Esto es importante porque conocer el tamaño nos ayuda a determinar el número total y la masa de tales objetos en el Sistema Solar y en la Vía Láctea. Borisov es el primer cometa interestelar conocido, y nos gustaría saber cuántos otros hay ".

El astrónomo aficionado de Crimea Gennady Borisov descubrió el cometa el 30 de agosto de 2019. Después de una semana de observaciones de astrónomos aficionados y profesionales de todo el mundo, el Centro de Planetas Menores de la Unión Astronómica Internacional calculó una órbita para el cometa que mostró que provenía del espacio interestelar. Hasta ahora, todos los cometas catalogados provienen de un anillo de escombros helados en la periferia de nuestro Sistema Solar, llamado cinturón de Kuiper, o de la nube de Oort, un caparazón de objetos helados que se cree que se encuentra en las regiones más externas de nuestro Sistema Solar, con su borde más interno a aproximadamente 2000 veces la distancia entre la Tierra y el Sol.

2I / Borisov puede representar solo el comienzo de una serie de descubrimientos de objetos interestelares que hacen una breve visita a nuestro Sistema Solar. Puede haber miles de tales objetos interestelares aquí en cualquier momento dado; la mayoría, sin embargo, son demasiado débiles para ser detectados con los telescopios actuales. 

Las observaciones de Hubble y otros telescopios han demostrado que los anillos y las capas de escombros helados rodean a las estrellas jóvenes donde se está formando el planeta. Una interacción gravitacional entre estos objetos similares a cometas y otros cuerpos masivos podría hacer que se precipiten profundamente en el espacio donde van a la deriva entre las estrellas.

Notas

[1] Estas observaciones se obtuvieron bajo la asignación de tiempo discrecional del director del telescopio espacial Hubble GO 16009

Nucleosíntesis estelar

NUCLEOSINTESIS ESTELAR

es el conjunto de reacciones nucleares que tienen lugar en las estrellas durante el proceso de evolución estelar anterior al colapso gravitatorio​ Para información sobre otros procesos de síntesis de elementos ver nucleosíntesis.

Estos procesos empezaron a entenderse a principios del siglo XX cuando quedó claro que solo las reacciones nucleares podían explicar la gran longevidad de la fuente de calor y luz del Sol. Aproximadamente el 90% de la energía producida por las estrellas vendrá de las reacciones de fusión del hidrógeno para convertirlo en helio.²​ Más del 6% de la energía generada vendrá de la fusión del helio en carbono. Mientras que el resto de fases de combustión apenas si contribuirán de forma apreciable a la energía emitida por la estrella a lo largo de toda su vida.

Historia

En 1920, Arthur Eddington, basándose en las precisas mediciones de los átomos realizadas por F.W Aston, fue el primero en sugerir que las estrellas obtenían su energía a partir de la fusión nuclear del hidrógeno en helio. En 1928, George Gamow dedujo el llamado factor de Gamow, una fórmula mecánico-cuántica que da la probabilidad de encontrar a una temperatura determinada dos núcleos suficientemente próximos como para que puedan saltarse la barrera coulombiana. El factor de Gamow fue usado en esa década por el astrónomo inglés Atkinson y el físico austríaco Houtermans y más tarde por el propio Gamow y por Teller para calcular el ritmo con el que las reacciones nucleares se producían a las altas temperaturas existentes en los interiores estelares.

En 1939, en un artículo titulado "Energy Production in Stars", el estadounidense Hans Bethe analizó las diferentes posibilidades para que se diera la fusión del hidrógeno a helio. Seleccionó dos procesos que creyó debían ser la principal fuente de energía de las estrellas. El primero de ellos fueron las cadenas protón-protón, que son las reacciones dominantes en estrellas pequeñas con masas no mucho más grandes que la del Sol. El segundo proceso fue el ciclo carbono-nitrógeno-oxígeno, el cual fue también hallado independiente y simultáneamente por el alemán Carl Friedrich von Weizsäcker en 1938, este grupo de reacciones es más importante en las estrellas masivas y es igualmente equivalente a la fusión de cuatro protones para formar un núcleo de helio-4.

Más tarde, fueron añadidos importantes detalles a la teoría de Bethe. Por ejemplo, supuso un importante avance la publicación de un relevante artículo en 1957 por Margaret Burbidge, Geoffrey Burbidge, Fowler y Hoyle. Este trabajo posterior recogió y refinó las investigaciones anteriores en un marco coherente que dio explicación a las diferentes abundancias de los elementos.

Reacciones importantes

Las reacciones más importantes en la nucleosíntesis estelar son:

• Quema del hidrógeno:
  • La cadena protón-protón.
  • El ciclo CNO.
• Quema del helio:
  • El proceso triple alfa
• Quema de metales:
  • Proceso de combustión del carbono.
  • Proceso de combustión del oxígeno.³​
  • Proceso de combustión del neón.
  • Proceso de combustión del silicio.
• Producción de elementos más pesados que el hierro:
  • Captura de neutrones:
    • El proceso s

Quema de metales

El pico del hierro marca el final de la vida de las estrellas. Como se ve en el diagrama el rendimiento a cada nueva etapa de fusión disminuye rápidamente. Llegados al hierro ese rendimiento es negativo y las reacciones de fusión se detienen.

Si al agotarse el helio en el núcleo de la estrella, la masa de la estrella es lo suficientemente grande, el núcleo será capaz de comprimirse y calentarse lo suficiente como para emprender la fase siguiente de fusión del carbono. Habrá pues dos nuevas capas de fusión, una de helio y otra de hidrógeno encima de esta. Tal y como ocurría en la transformación a supergigante roja, ahora la presión ejercida por esas nuevas capas hará que la cubierta externa de la estrella se expanda otra vez. Las masas mínimas para estos procesos no están bien determinadas ya que se desconocen bastante los ritmos de reacción, las secciones eficaces y los ritmos de expulsión de masa por viento solar de las estrellas más masivas. El inicio de las reacciones del carbono se sitúan indicativamente en un mínimo de 8 masas solares pero podría producirse a menores masas. Se puede asegurar que con esa masa se llega a quemar el carbono pero el mínimo real quizá estuviese entre 4 y 8. Por lo que respecta a los demás ciclos aquí los datos son todavía más inciertos aunque se puede afirmar que una estrella de más de 12 veces la masa del Sol debería pasar por todas las fases de combustión posible hasta llegar al hierro. A medida que se suman fases de combustión se añaden más capas de fusión formando una especie de núcleo con estructura de cebolla. Deberían producirse cambios a cada fase pero la del carbono es la última que dura un tiempo significativo por lo que las demás etapas de combustión no cambian excesivamente la constitución de la estrella porque ocurren tan rápido que no da tiempo a la estrella a adaptarse a cada nueva situación. Así, la etapa de supergigante roja es, realmente, la última transformación significativa, tras ella, y en posteriores fases de combustión, la estrella se volverá cada vez más inestable convirtiéndose, muy probablemente, en una variable antes de su destino final como objeto compacto.

Combustión del carbono ( > 8 M_Sol )

Terminada la fusión del helio el núcleo vuelve a comprimirse y a elevar su temperatura. De los tres elementos que mayoritariamente componen el núcleo en este estadio, carbono y oxígeno en un 90% más un poco de neón, es el carbono el que tiene la temperatura de fusión más baja, unos 600 millones de grados (6·10⁸ K). Llegados a esta temperatura y a una densidad de unos 2×10⁸ kg/m³, (unos 200 mil kg/cm³) los átomos de carbono empiezan a reaccionar entre sí dando lugar diversos elementos más pesados a través de una serie de canales de salida distintos. La duración de esta etapa será del orden de unos cientos de años pudiendo llegar a los 1.000 años. Las reacciones más probables son las que salen recuadradas en el diagrama. La del sodio-23 tiene un 56% de ocurrencia y la del neón-20 un 44%. Los protones y las partículas alfa emitidas en sendas reacciones serán rápidamente recapturados por el carbono, el oxígeno, el neón y el propio sodio. Estas reabsorciones apenas si tienen efectos energéticos significativos pero en cuanto a la nucleosíntesis sí lo son ya que el harán que el sodio no esté presente entre los elementos residuales de la combustión del carbono. Por lo que respecta al oxígeno, si bien se forma bastante poco se suma al que ya se había formado durante el proceso triple alfa. Todo esto hará que quede un núcleo de oxígeno-16, neón-20, magnesio-24 y algunas trazas de silicio-28. La composición de las cenizas de esta etapa es fundamentalmente la siguiente:

Fracciones de masa: ${\displaystyle X_{O}\sim 0,59\qquad X_{Ne}\sim 0,28\qquad X_{Mg}\sim 0,05}$

Fotodesintegración del neón

Terminado el carbono del núcleo central este vuelve a contraerse hasta llegar a la temperatura de 1,2·10⁹ K, momento en el cual vuelve a detenerse el colapso durante unos pocos años, una década a lo sumo. A esas temperaturas los fotones radiados por el centro del núcleo son tan energéticos que logran fotodesintegrar el neón-20. Este proceso aunque es endotérmico (consume energía) consigue que de sus subproductos se derive otra reacción que sí es exotérmica. El balance global de ambos procesos es positivo y el resultado es que la estrella logra sostenerse mientras quede neón por fotodesintegrar en el núcleo.

${\displaystyle \gamma +{}^{20}Ne\rightarrow {}^{16}O+\alpha \qquad Q=-4,73MeV}$
${\displaystyle \alpha +{}^{20}Ne\rightarrow {}^{24}Mg+\gamma \qquad Q=9,31MeV}$

Como se ve en las reacciones adjuntas, las cenizas de esta fase serán las mismas que en la anterior menos el neón que se habrá consumido. Se incrementará la cantidad de oxígeno y magnesio a la vez que siguen creándose nuevas capas de fusión. Ahora, aparte del núcleo de combustión de neón hay una capa de carbono, otra de helio y una de hidrógeno. Los vientos solares son ya muy intensos y desprenden grandes cantidades del hidrógeno más externo poco ligado ya a la estrella.

Combustión del oxígeno

Finalizada la etapa del neón el núcleo de la estrella se vuelve a calentar y contraer hasta 1,5 a 2·10⁹ K y 10⁷ g/cm³ temperatura y densidad a partir de las cuales se alcanza la ignición del oxígeno. La reacción de fusión nuclear del oxígeno produce diversos canales de salida, unos más probables que otros, del mismo modo que ocurría en la fusión del carbono. La etapa dura unos pocos meses, quizá un año, y sus cenizas son sobre todo silicio-28 acompañado de silicio-30, azufre-34, calcio-42 y titanio-46. Muchos de estos elementos son subproductos de las reacciones con protones, neutrones o alfas recapturados. Las tres reacciones más probables son las que están recuadradas. Resultará azufre-31 un 18% de las veces fósforo-31 un 61% y silicio-28 un 21%.

Fotodesintegración y combustión del silicio

Capas de combustión en una estrella agonizante en sus últimos momentos antes del colapso final.

Cuando el núcleo alcanza los 2,7·10⁹ K y 3·10⁷ g/cm³ se procede a la incineración del silicio en un conjunto de complejas reacciones que sostendrán por poco más de un día a la estrella. Una parte del silicio-28 recibe el impacto de fotones ultraenergéticos que lo rompen en otros isótopos como silicio-27 o magnesio-24. En el proceso se reemiten gran cantidad de protones, neutrones y alfas que en seguida son recapturados cada vez por átomos más pesados en una aproximación asintótica hacia el pico del hierro. Asimismo, el silicio también alcanza temperaturas de fusión que lo llevan a formar níquel-56 que posteriormente se degrada hasta el hierro-56, elemento final a partir del cual la fusión nuclear deja de ser una reacción rentable y exotérmica, alcanzándose finalmente el equilibrio estadístico nuclear (Fe56+Ni56). Llegados a este punto la ya muy convulsa estrella no podrá sostenerse más por sí misma.

${\displaystyle {}^{28}Si+{}^{28}Si\rightarrow {}^{56}Ni+\gamma }$

${\displaystyle {}^{56}Ni\rightarrow {}^{56}Co+e^{+}+{\bar {\nu }}_{e}}$

${\displaystyle {}^{56}Co\rightarrow {}^{56}Fe+e^{+}+{\bar {\nu }}_{e}}$

Referencias

1. ↑ «Formación de los elementos.». Wikispaces. Archivado desde el original el 28 de octubre de 2014. Consultado el 27 de diciembre de 2017. «En el interior de las estrellas, que son enormes masas de gases, sobre todo de hidrógeno, la grandes presiones y temperaturas hacen que se produzcan reacciones termonucleares de fusión de estos átomos que originan los elementos químicos: helio, carbono, y todos los elementos de la tabla periódica más ligeros que el Hierro. Este proceso se llama nucleosíntesis estelar.»

42 eridani A tiene un planeta como en star trek

La serie de culto «Star Trek» se adelantó a su tiempo en los años 60. El autor de la saga, Gene Roddenberry, imaginó un futuro donde la gente trabajaba en cualquier lugar con ordenadores personales y tabletas, empleaba intercomunicadores que recordaban a nuestros teléfonos móviles y se hacían diagnósticos médicos sin necesidad de abrir el cuerpo, una premonición de lo que serían las tomografías y escáneres actuales. De acuerdo, nos queda pendiente el famoso asunto de los transportadores, pero quién sabe qué pasará en unas décadas...

Ahora, hay otra profecía cumplida (si uno no es demasiado exigente con toda la trama). Hace treinta años, Roddenberry y otros tres astrónomos del Centro Harvard-Smithsonian para Astrofísica, argumentaron a la revista «Sky & Telescope» que la estrella de color naranja 40 Eridani A (llamada también HD 26965), a 16 años luz de distancia, podría ser el hogar ideal de Vulcano, el mundo natal del señor Spock. La ubicación nunca se mencionó en la serie de televisión original, pero sí en la literatura relacionada. Pues resulta que tuvieron buen ojo, porque un sondeo robótico denominadoDharma Planet Survey ha descubierto que, en efecto, existe un planeta alrededor de esa estrella.

El nuevo mundo es una supertierra (tiene 8,5 veces la masa de la Tierra) que orbita su astro cada 42 días justo dentro de la zona de habitabilidad óptima, es decir, a la distancia adecuada para tener agua sobre su superficie. «Es la supertierra más cercana que orbita alrededor de otra estrella similar al Sol», dice Jian Ge, de la Universidad de Florida.

Ideal para una civilización avanzada

El sistema de 40 Eridani se compone de tres estrellas. Gene Roddenberry y sus colegas astrónomos eligieron la principal, 40 Eridani A, y no otra del mismo sistema como el sol de Vulcano por sus similitudes con la nuestra. 40 Eridani A es ligeramente más fresca y menos masiva que nuestro Sol, tiene aproximadamente la misma edad y un ciclo magnético de 10,1 años casi idéntico al ciclo de manchas solares de 11,6 años del Astro rey.

De esta forma, descartaron a su compañera Epsilon Eridani, mucho más joven, propuesta por otros amantes de Star Trek. «Las observaciones sugieren que 40 Eridani A tiene 4.000 millones de años, aproximadamente la misma edad que el Sol. En contraste, Epsilon Eridani tiene apenas mil millones de años», explicaban en su día a Sky&Telescope. «Basándonos en la historia de la vida en la Tierra, la vida en cualquier planeta alrededor de Epsilon Eridani no habría tenido tiempo de evolucionar más allá del nivel de las bacterias. Por otro lado, una civilización inteligente podría haber evolucionado a lo largo de los eones en un planeta que gira alrededor de 40 Eridani. Así que este último es el sol más probable de Vulcano», decían. De la misma forma piensa ahora Matthew Muterspaugh, de la Universidad Estatal de Tennessee: «Puede ser una estrella anfitriona ideal para una civilización avanzada», comenta en el nuevo estudio.

Además, ese ese sol de Vulcano se puede ver a simple vista (desde el hemisferio sur). «Ahora cualquiera puede mirar hacia 40 Eridani en una noche clara y estar orgulloso de señalar la casa de Spock», afirma Bo Ma, investigador de la Universidad de Florida y primer autor del artículo recién publicado en la revista «Monthly Notices of the Royal Astronomical Society». (Puedes leer una preimpresión aquí

Imágenes directas de un exoplaneta en movimiento alrededor de su estrella situada a 60 años lu

Las imágenes directas de planetas fuera de nuestro sistema solar son difíciles de conseguir, el brillo de la estrella madre suele ocultar por completo la débil imagen que nos llega de algún planeta que la orbite.

La cámara GPI del Gemini South Telescope ha dado un paso más en esta bella disciplina, la animación que estamos contemplando es, ni más ni menos, que el exoplaneta Beta Pic borbitando a la estrella Beta Pictoris, el seguimiento de la órbita de un planeta situado a 60 años luz de nuestro planeta…

La animación es el resultado de una serie de imágenes capturadas entre Noviembre de 2013 y Abril de 2015 y se han convertido en la mejor vista del movimiento de un planeta extrasolar que tenemos hasta la fecha.

Recreación artística de Beta pictoris b

Beta Pic b fue descubierto en 2008 y es un gigante gaseoso de entre 10 y 20 masas jovianas. Orbita su estrella a una distancia equivalente a la de nuestro Saturno, lo que estamos presenciando son 1.5 años dentro de los 22 que tarda el planeta en dar una vuelta completa a Beta Pictoris.
Son 60 años luz de distancia y aun así podemos observar la órbita del planeta alrededor de su estrella, es algo inimaginable solo hace unos años, el avance en la precisión de estos instrumentos nos permite ser muy optimistas en un futuro no muy lejano. Todo lo referente a exoplanetas está comenzando ahora, pero va a velocidad de vértigo…

Una estrella amenaza la Vía Láctea con una explosión masiva de rayos gamma

 alrededor de 8.000 años luz de distancia de la Tierra se encuentra un sistema estelar que ningún astrónomo ha visto jamás. Y dentro de ese sistema estelar se encuentra una bomba: una gran estrella que podría algún día producir una de las explosiones más poderosas del universo, conocida como explosión de rayos gamma.

Se han observado explosiones de rayos gamma en otras galaxias, cierto es, pero nunca en nuestra galaxia. Estas poderosas explosiones podemos encontrarlas de dos tipos: de larga duración y de corta duración. Pueden emitir más energía en unos pocos segundos de lo que lo que jamás hará nuestro Sol en toda su vida. Son tan poderosas, que se cree que un estallido de rayos gamma podría estar detrás de un evento de extinción en la Tierra hace unos 450 millones de años y barrería la atmósfera si nos diera de lleno.

Los objetos responsables de este fenómeno poco comprendido son tan interesantes como los estallidos de rayos gamma. Las estrellas Wolf-Rayet son masivas, más de 20 veces las de nuestro Sol. Estos titanes viven solo unos pocos millones de años: un abrir y cerrar de ojos considerando que las estrellas como nuestro propio Sol viven durante 10.000 millones de años.

Ahora, un equipo internacional de investigadores ha revelado sus hallazgos sobre este nuevo objeto, denominado Apep en la revista Nature Astronomy.

LA X LUNAR

LA OBSERVACIÓN DE LA “X” LUNAR

Una de las características más curiosas y muy escurridizas de la observación de la superficie de la Luna es un curioso juego de sombras que se aprecia en las tierras altas lunares y que se conoce como la X Lunar . También a veces conocida como X de Werner o la cruz de Purbach es el dibujo aparente en la superficie lunar de una x. Esta curiosa forma es solo visible durante algunas lunaciones en las tierras altas lunares.

La configuración de la X es en realidad la convergencia de tres bordes de cráteres, concretamente los cráteres Purbach, Blanchinus y La Caille. La primera persona que observó la X  lunar es un misterio, pero las primeras descripciones datan de la observación del astrónomo Bill Buslers en junio de 1974.

La característica en forma de X alcanza una iluminación favorable alrededor de seis horas antes de la primera fase del cuarto creciente lunar y seis horas después de la fase del último cuarto. Es espectacular observar a la X con los primeros rayos de sol mientras el suelo de los cráteres todavía está inmerso en la oscuridad. Aproximadamente durante una hora, la X blanca plateada parecerá flotar justo más allá del terminador lunar.

Posición de la x Lunar junto al cráter La Caiile cuando la Luna se encuentra en fase de cuarto creciente.

A partir de fases más avanzadas de la Luna el juego de luces y sombras ya no nos permite observar este curioso fenómeno.

Para que la veáis os dejamos este vídeo en la que se observa la aparición entre las sombras de este curioso juego de luces de los picos altos de las montañas de los cráteres lunares. Seguramente la zona del terminador de la Luna es la más espectacular para apreciar el relieve lunar, no dejéis de observarlo.

nubes altas en jupiter

NUBES ALTAS EN JUPITER

Esta imagen captura una formación de nubes a gran altitud rodeada por patrones de remolinos en la atmósfera de la región del Cinturón Templado Norte Norte de Júpiter.

El North North Temperate Belt es una de las muchas bandas de nubes coloridas y turbulentas de Júpiter. Los científicos se han preguntado durante décadas cómo se extienden estas bandas. Las mediciones de gravedad recolectadas por Juno durante sus sobrevuelos cercanos del planeta ahora han proporcionado una respuesta. Juno descubrió que estas bandas de atmósfera fluida en realidad penetran profundamente en el planeta, a una profundidad de aproximadamente 1,900 millas (3,000 kilómetros).

La nave espacial Juno de la NASA tomó esta imagen mejorada en color a las 10:11 p.m. PDT el 15 de julio de 2018 (1:11 a.m. EDT del 16 de julio), mientras la nave realizaba su 14 ° acercamiento de Júpiter. En ese momento, Juno estaba a unas 3.900 millas (6.200 kilómetros) de las cimas de las nubes del planeta, por encima de una latitud de 36 grados.

El científico ciudadano Jason Major creó esta imagen usando datos de la cámara JunoCam de la nave espacial.

Las imágenes en bruto de JunoCam están disponibles en www.missionjuno.swri.edu/junocam para que el público las explore y procese en productos de imágenes.

Puede encontrar más información sobre Juno en línea en http://www.nasa.gov/juno y http://missionjuno.swri.edu .

El Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA administra la misión Juno para el investigador principal, Scott Bolton, del Instituto de Investigación del Suroeste en San Antonio. Juno es parte del Programa de Nuevas Fronteras de la NASA, que se gestiona en el Centro Marshall para Vuelos Espaciales de la NASA en Huntsville, Alabama, para el Directorio de Misiones Científicas de la NASA. Lockheed Martin Space Systems, Denver, construyó la nave espacial. Caltech en Pasadena, California, administra el JPL para la NASA.