Astronomía

Determina las lunas de Júpiter a través de un telescopio.

Determina las lunas de Júpiter a través de un telescopio.



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Anoche estaba haciendo mi propia "exploración espacial" con un telescopio. Siendo un novato espacial, no puedo determinar visualmente estrellas o planetas (aunque conozco la luna), pero me concentré en uno particularmente brillante cuando vi 4 "estrellas" más pequeñas en cada lado. ¡Después de un rápido Google me enteré de que había descubierto las lunas de Júpiter!

Ahora sé que las lunas que podía ver eran Io, Europa, Ganímedes y Calisto. ¿Pero cual es cual?

¿Existe una manera fácil de determinar qué luna de Galilea es cuál?


Utilice un planetario que le permita especificar una época y un punto de vista específicos. Hay algunos bastante elegantes en línea, por ejemplo, este Alcance del Sistema Solar:

Lo que hace en esta herramienta en particular es hacer clic en la barra de calendario a continuación e ingresar la fecha y hora de su observación (si lo olvidó, es muy probable que su fotografía tenga una marca de tiempo, ya sea en el archivo o en sus datos EXIF). También puedes ajustar la época más adelante. Luego haga doble clic en Júpiter, luego su Orbita , luego haga clic en el enlace Visto desde la tierra a continuación, luego haga clic en Regresa y use la rueda del mouse para alejar la imagen para que se muestren las cuatro lunas galileanas. Luego compárelo con la fotografía que tomó. Tenga en cuenta que puede ser necesario un poco de rotación para que la imagen se alinee perfectamente. Yo uso el viejo técnica de torcer y girar el cuello, pero las herramientas de edición de fotos o incluso las pantallas giratorias funcionarán igual de bien, si no mejor.

Tenga en cuenta que esta herramienta mencionada ofrece configuraciones para cambiar entre planetario y modelo realista y tamaños grandes y realistas de cuerpos celestes mostrados. Pero existen muchas herramientas de este tipo en línea o descargables tanto para computadoras como para teléfonos inteligentes. Creo que incluso esta está disponible como una aplicación para teléfonos inteligentes de forma gratuita, pero la última vez que intenté instalarla, no funcionó para mí. Quizás lo arreglaron. Verifique porque es mucho más fácil si puede verificar la alineación orbital de las lunas galileanas como se ve desde la Tierra directamente en el campo, mientras realiza sus observaciones.

¡Tenga cielos despejados y le deseo feliz caza de planetas y lunas de nuestro sistema solar y más allá!


La forma más sencilla es buscarlo, p. Ej. aquí: http://www.skyandtelescope.com/observing/a-jupiter-almanac/
Debido a que las posiciones de las lunas cambian y son demasiado pequeñas para distinguirlas con un telescopio pequeño, no existen reglas generales.


Una opción es dibujar (o fotografiar) sus posiciones aproximadas al comienzo de la noche y nuevamente 4-5 horas después, si es posible. Luego repita la noche siguiente. Debería ser fácil identificar al menos a Io y Europa de esa manera (son los que se mueven más rápido).

(¡Por cierto, esa es una imagen bastante buena para un principiante!)


In-the-Sky.org tiene un calendario dedicado a las lunas galileanas. ¡Sin embargo, parece que no puedo reconciliar tu imagen con la trama de los últimos días!


Como se mencionó anteriormente, para estar seguro, debe registrar el día y la hora de la imagen y compararla con un programa o una tabla de posiciones de la luna.

Aparte de hacer eso, las de la extrema derecha y la izquierda parecen ser las lunas más pequeñas (IO y Europa), mientras que las dos del medio parecen ser Calisto y Ganímedes (baso esto en el tamaño aparente de las lunas).

Si me obligaras a adivinar, Yo diría que fueron (de izquierda a derecha) Io, Calisto, Ganímedes y Europa.


Bueno, si "anoche" significa alrededor del 22/04/2015 a las 22:30 GMT, el orden de izquierda a derecha es: Europa, Io, Ganímedes, Calisto.

Aquí hay una instantánea de Stellarium de (aproximadamente) esta configuración. La instantánea no etiqueta las lunas, pero hice clic en cada una de ellas individualmente para confirmar el orden anterior.


El que está más lejos es Ganímedes, el más brillante es Europa, pero no mucho para los demás (desde cualquier ángulo). Sin embargo, encontré un diagrama que se alinea bastante bien con tu imagen.


Puedes usar Herramienta interactiva de Sky and Telescope para observar las lunas de Júpiter. Este sitio web describe cómo usarlo para determinar las posiciones de las lunas galileanas.

Funciona en el pasado o en el futuro.


Averiguar qué lunas de Júpiter vi a través de mi telescopio

Hace tres días (domingo 11 de marzo) en Londres con mi nuevo telescopio pude ver Júpiter y tres de sus lunas. Fue muy claro y fácil de detectar. ¿Cómo puedo determinar los nombres de las lunas que vi (y cuál era cuál)? Asumiría que eran las lunas galileanas, ya que son las más grandes, lo que las hace fácilmente visibles, sin embargo, no estoy seguro de qué lunas habría visto.

Así es como se alinearon a través del ‘alcance:

Cualquier ayuda sería apreciada.


1 respuesta 1

En primer lugar, no es el aumento lo que determina si puedes ver las lunas de Júpiter: es la apertura (diámetro de la lente principal o del espejo). Lo mismo ocurre en general en astronomía: ¡la apertura gana!

Hay dos problemas con las lunas más pequeñas de Júpiter. Primero, son pequeños, por lo que no reflejan mucha luz. En segundo lugar, están cerca de uno de los objetos más brillantes del cielo, por lo que tienden a ser borrados por el brillo de Júpiter. Por lo tanto, necesita una gran apertura para ver incluso las pequeñas manchas de luz, y luego una óptica de alto contraste y buena calidad que no se vea abrumada por la luz parásita de Júpiter.

Las lunas galileanas varían en brillo de 4,6 a 5,6 de magnitud. Las siguientes lunas más brillantes son Amaltea (14.1) e Himalia (14.6). Las estrellas de magnitud 14,1 a 14,6 requieren al menos una apertura de 250 mm (10 pulgadas) para ser visibles, e incluso entonces requieren cielos perfectamente oscuros, gran aumento y un ojo entrenado. Amaltea orbita muy cerca de Júpiter, 181.400 km en comparación con 421.800 km de Io, por lo que estará completamente abrumado por Júpiter excepto en los telescopios más grandes. Himalia orbita mucho más lejos, 11,461,000 km, casi 10 veces más lejos que Callisto (1,883,000 km). Como resultado, Himalia es la luna no galileana observada con mayor frecuencia. Todas las demás lunas de Júpiter son de magnitud 16 o más débiles, lo que las hace muy difíciles de ver visualmente. La mayoría se han descubierto fotográficamente.

Mi amigo Alan Whitman ha observado a Himalia con un newtoniano de 400 mm (16 pulgadas). (RASC Observer's Handbook 2011, página 230).


Observando los planetas inferiores a través de un telescopio

Los planetas interiores son un poco más difíciles de observar porque orbitan muy cerca del sol. Desde nuestro punto de vista en la Tierra, nunca están demasiado lejos de nuestra estrella de origen. Lo siguen a través de la Eclíptica (una línea imaginaria en el cielo que marca la trayectoria anual del sol). Por esta razón, es mucho más fácil observar esos planetas durante su & # 8220 mayor alargamiento & # 8221, que es el momento en el que están más alejados del sol.

Objetivo de bonificación: La luna.

La luna

La Luna está en rotación sincrónica con la Tierra, lo que significa que el mismo lado siempre está mirando hacia la Tierra.

Descubra cómo puede observar Luna a través de un telescopio.

Mercurio

Este planeta se encuentra entre los más difíciles de observar, ya que no se desvía mucho del Sol y, a menudo, se encuentra bajo en el horizonte. Su mayor alargamiento es de solo 28 °

Mira como puedes ver Mercurio a través de un telescopio.

Venus

Dependiendo de la época del año, Venus se puede observar temprano en la mañana o temprano en la noche. Se trata de los planetas más brillantes debido a que al cerrarlo orbita alrededor del sol. En realidad, este planeta se puede observar durante el día con un telescopio, siempre que sea más prudente que su campo de visión no se acerque demasiado al sol. Venus muestra fases, al igual que la luna, y muchos astrónomos aficionados intentan capturar una imagen de cada fase por la que atraviesa este planeta.


La vista desde el telescopio de Galileo

El 7 de enero de 1610, Galileo vio por primera vez a Júpiter a través de su telescopio. Lo que llamó su atención no fue el planeta en sí, sino tres estrellas brillantes que estaban dispuestas en una línea perfecta a cada lado del planeta. Galileo dibujó a Júpiter y las tres estrellas, pensando al principio que eran simplemente una alineación casual. Algunos de sus bocetos originales se encuentran a continuación.

Sobre : Bocetos de Galileo de las lunas de Júpiter realizados en las noches del 3 y 4 de febrero de 1610. (O yo significa Oriente, u Oriente, Occ Occidente u Occidente). Crédito de la imagen: Octavo Corp./Warnock Library)

A la noche siguiente, Galileo decidió volver a comprobar Júpiter. Estaban las tres estrellas, pero ahora en diferentes posiciones con respecto al planeta mismo. La noche siguiente estuvo nublada, pero el día 10 vio una cuarta estrella en la misma línea. Mientras continuaba estudiando Júpiter en noches sucesivas, Galileo se dio cuenta de que estos cuatro puntos de luz no eran estrellas de fondo, sino mini planetas que orbitaban alrededor de Júpiter. La existencia de cuatro nuevos mundos fue asombrosa en sí misma, pero el descubrimiento ayudaría a provocar una revolución en la astronomía y nuestra comprensión del cosmos.

¿Era la Tierra o el Sol el centro del Universo? El debate fue rabioso en la primera década del siglo XVII. ¿Se mueve el Sol alrededor de una Tierra estacionaria, o la Tierra, simplemente como otro planeta, se mueve alrededor de un Sol estacionario? Ninguno de los bandos tenía pruebas contundentes para respaldar su caso, pero los partidarios centrados en la Tierra tenían un argumento sólido. Si la Tierra se moviera, ¿no dejaría atrás a la Luna? (Recuerde, esto es antes de que comprendiéramos la gravedad). Galileo, un partidario del universo centrado en el Sol, ahora podría contrarrestar ese argumento: si Júpiter puede moverse y llevarse sus lunas consigo, entonces seguramente la Tierra también puede llevar su Luna a través del espacio. Aunque no es una prueba de que la Tierra se movió, fue una prueba significativa que ayudaría a allanar el camino para la aceptación de un universo heliocéntrico (centrado en el Sol).

Sobre : Imagen del MicroObservatorio de las lunas de Júpiter. Observe que el planeta en sí está sobreexpuesto para mostrar las lunas más débiles.

¿Qué viste con MicroObservatory?

¿Cómo aparecen las Lunas de Júpiter en tus imágenes tomadas por MicroObservatory? Para ver las imágenes con más detalle, es posible que desee abrir su imagen en nuestro software de procesamiento de imágenes MicroObservatory.

En la imagen de archivo de arriba, el planeta en sí se ve manchado porque está sobreexpuesto para mostrar las lunas más débiles. ¿Puedes ver que las posiciones de las lunas cambian con respecto a Júpiter? Las lunas interiores se mueven en sus órbitas más rápido, por lo que mostrarán más cambios. Si solicitó más de una imagen de las lunas de Júpiter, puede combinar las imágenes en una animación para ver cómo se mueven las lunas.

Las lunas de Júpiter - 400 años después

Las lunas de Júpiter se ven hoy como mundos únicos por derecho propio. El sistema joviano, que comprende las cuatro lunas galileanas y (según el último recuento) 23 lunas más pequeñas, ha sido visitado por siete sondas espaciales desde 1973. La misión más importante, apropiadamente llamada Galileo, estudió a Júpiter y sus lunas durante ocho años entre 1995 y 2003. ¿Qué sabemos ahora sobre las lunas de Júpiter?

Io la luna más interna de Galilea, es quizás la luna más asombrosa del sistema solar. Con aspecto de pizza desordenada, su superficie de color amarillo anaranjado está cubierta de volcanes y lagos de lava que eructan azufre. La geología de Io es tan activa porque la pobre pequeña luna se estira y aprieta por la gravedad de Júpiter y las otras lunas galileanas exteriores, calentando y derritiendo su superficie. (Crédito de la imagen: NASA)

Calisto es la segunda luna más grande de Júpiter y tiene aproximadamente el mismo tamaño que el planeta Mercurio. Mientras que Io tiene la superficie más joven del Sistema Solar, Calisto tiene la más antigua. Su corteza se remonta a 4 mil millones de años, poco después de la formación del sistema solar. Su historia antigua es evidente por tener la superficie con más cráteres de todas las lunas del sistema solar. (Crédito de la imagen: NASA)

Ganimedes es la luna más grande de Júpiter. Si orbitara alrededor del Sol en lugar de Júpiter, se clasificaría como un planeta. Al igual que Calisto, Ganímedes probablemente esté compuesto por un núcleo rocoso con corteza de roca y hielo. Ganimedes ha tenido una historia geológica compleja. Tiene montañas, valles, cráteres y coladas de lava. La corteza oscura de Ganímedes está moteada con puntos brillantes donde los recientes impactos de meteoritos han expuesto hielo limpio y brillante desde debajo de la superficie. (Crédito de la imagen: NASA)

Europa se encuentra entre las lunas más brillantes del sistema solar, como consecuencia de la luz solar reflejada en una corteza helada relativamente joven. Su superficie también se encuentra entre las más suaves y carece de la apariencia de cráteres característicos de Calisto y Ganímedes. Las líneas y grietas envuelven el exterior sugieren una capa sólida de hielo sobre un océano de agua líquida. El agua líquida se encuentra solo en otro cuerpo del sistema solar: la Tierra. (Crédito de la imagen: NASA)

2009 es el Año Internacional de la Astronomía, elegido para conmemorar el 400 aniversario de los descubrimientos de Galileo con el telescopio. Descubra qué más está sucediendo visitando estos sitios web:

El sitio nacional de los Estados Unidos para el Año Internacional de la Astronomía.

Obtenga más información sobre la Misión Galileo, en:

Para obtener más información sobre los planetas del Sistema Solar, visite:

Las sondas espaciales que han visitado Júpiter son Pioneer 10 (1973), Pioneer 11 (1974), Voyager 1 y Voyager 2 (1979) Galileo (1995) y New Horizons (2007). Para leer sobre todas las misiones de la NASA, vaya a http://www.nasa.gov/missions/index.html

Eche un vistazo a la lista completa de objetos en la actividad de Galileo del MicroObservatorio y vea cómo ha evolucionado nuestra comprensión durante los últimos cuatro siglos.


Contenido

Júpiter es el planeta más grande del sistema solar, con más del doble de la masa de todos los demás planetas combinados. [3] La consideración de enviar una sonda a Júpiter comenzó ya en 1959. [4] El Grupo Asesor Científico (SAG) de la NASA para Misiones del Sistema Solar Exterior consideró los requisitos para los orbitadores de Júpiter y las sondas atmosféricas. Señaló que la tecnología para construir un escudo térmico para una sonda atmosférica aún no existía, y las instalaciones para probar una en las condiciones encontradas en Júpiter no estarían disponibles hasta 1980. [5] La administración de la NASA designó el Laboratorio de Propulsión a Chorro (JPL). como centro líder del proyecto Jupiter Orbiter Probe (JOP). [6] El JOP sería la quinta nave espacial en visitar Júpiter, pero la primera en orbitarlo, y la sonda sería la primera en entrar en su atmósfera. [7]

Una decisión importante que se tomó en ese momento fue utilizar una nave espacial del programa Mariner como la que se usó para la Voyager para el orbitador Júpiter, en lugar de una Pioneer. Pioneer se estabilizó haciendo girar la nave espacial a 60 rpm, lo que dio una vista de 360 ​​grados de los alrededores y no requirió un sistema de control de actitud. Por el contrario, Mariner tenía un sistema de control de actitud con tres giroscopios y dos juegos de seis propulsores de chorro de nitrógeno. La actitud se determinó con referencia al Sol y Canopus, que fueron monitoreados con dos sensores primarios y cuatro secundarios. También había una unidad de referencia inercial y un acelerómetro. Esto le permitió tomar imágenes de alta resolución, pero la funcionalidad tuvo un costo de mayor peso. Un Mariner pesaba 722 kilogramos (1592 libras) en comparación con solo 146 kilogramos (322 libras) de un Pioneer. [8]

John R. Casani, que había dirigido los proyectos Mariner y Voyager, se convirtió en el primer director de proyecto. [9] Solicitó sugerencias para un nombre más inspirador para el proyecto, y la mayoría de los votos fueron para "Galileo" después de Galileo Galilei, la primera persona en ver Júpiter a través de un telescopio. Su descubrimiento en 1610 de lo que ahora se conoce como las lunas galileanas que orbitan alrededor de Júpiter fue una evidencia importante del modelo copernicano del sistema solar. También se señaló que el nombre era el de una nave espacial en el Star Trek programa de televisión. El nuevo nombre se adoptó en febrero de 1978. [10]

El Laboratorio de Propulsión a Chorro construyó el Galileo nave espacial y gestionó el Galileo misión para la NASA. Messerschmitt-Bölkow-Blohm de Alemania Occidental suministró el módulo de propulsión. El Centro de Investigación Ames de la NASA manejó la sonda atmosférica, que fue construida por Hughes Aircraft Company. [2] En el lanzamiento, el orbitador y la sonda juntos tenían una masa de 2.562 kg (5.648 lb) y medían 6,15 m (20,2 pies) de altura. [2] Las naves espaciales normalmente se estabilizan girando alrededor de un eje fijo o manteniendo una orientación fija con referencia al Sol y una estrella. Galileo hizo ambos. Una sección de la nave espacial giró a 3 revoluciones por minuto, manteniendo Galileo estable y con seis instrumentos que recopilaron datos de muchas direcciones diferentes, incluidos los instrumentos de campos y partículas. [11] De vuelta en tierra, el equipo de operaciones de la misión utilizó un software que contenía 650.000 líneas de código en el proceso de diseño de la secuencia de la órbita 1.615.000 líneas en la interpretación de telemetría y 550.000 líneas de código en la navegación. [2] Todos los componentes y repuestos de la nave espacial recibieron un mínimo de 2.000 horas de pruebas. Se esperaba que la nave espacial durara al menos cinco años, el tiempo suficiente para llegar a Júpiter y realizar su misión. [12]

El 19 de diciembre de 1985, partió del JPL en Pasadena, California, en la primera etapa de su viaje, un viaje por carretera al Centro Espacial Kennedy en Florida. [12] [13] Debido al transbordador espacial Desafiador desastre, la fecha de lanzamiento de mayo no se pudo cumplir. [14] La misión fue reprogramada el 12 de octubre de 1989. El Galileo La nave espacial sería lanzada por la misión STS-34 en el transbordador espacial. Atlantis. [15] Como fecha de lanzamiento de Galileo grupos antinucleares cercanos, preocupados por lo que percibían como un riesgo inaceptable para la seguridad del público debido al plutonio en el Galileo generadores termoeléctricos de radioisótopos (RTG) y módulos de fuente de calor de propósito general (GPHS), solicitaron una orden judicial que prohíba Galileo lanzamiento. [16] Los RTG eran necesarios para las sondas del espacio profundo porque tenían que volar a distancias del Sol, lo que hacía que el uso de la energía solar fuera poco práctico. [17]

El lanzamiento se retrasó dos veces más: por un controlador del motor principal defectuoso que obligó a un aplazamiento hasta el 17 de octubre, y luego por las inclemencias del tiempo, que requirieron un aplazamiento para el día siguiente, [18] pero esto no fue una preocupación ya que la ventana de lanzamiento se extendió hasta el 21 de noviembre. [19] Atlantis finalmente despegó a las 16:53:40 UTC el 18 de octubre y entró en una órbita de 343 kilómetros (213 millas). [18] Galileo fue desplegado con éxito a las 00:15 UTC del 19 de octubre. [14] Después de la quema de IUS, el Galileo La nave espacial adoptó su configuración para vuelo en solitario y se separó del IUS a las 01:06:53 UTC del 19 de octubre. [20] El lanzamiento fue perfecto, y Galileo pronto se dirigió hacia Venus a más de 14.000 km / h (9.000 mph). [21] Atlantis regresó a la Tierra de manera segura el 23 de octubre. [18]

El subsistema CDH era activamente redundante, con dos buses del sistema de datos en paralelo funcionando en todo momento. [22] Cada bus del sistema de datos (también conocido como cadena) estaba compuesto por los mismos elementos funcionales, que consistían en multiplexores (MUX), módulos de alto nivel (HLM), módulos de bajo nivel (LLM), convertidores de potencia (PC), memoria masiva (BUM), memoria masiva del subsistema de administración de datos (DBUM), cadenas de tiempo (TC), bucles de bloqueo de fase (PLL), codificadores Golay (GC), decodificadores de comando de hardware (HCD) y controladores críticos (CRC). [23]

El subsistema CDH era responsable de mantener las siguientes funciones:

  1. decodificación de comandos de enlace ascendente
  2. ejecución de comandos y secuencias
  3. ejecución de respuestas de protección contra fallas a nivel del sistema
  4. recopilación, procesamiento y formateo de datos de telemetría para transmisión de enlace descendente
  5. movimiento de datos entre subsistemas a través de un bus del sistema de datos. [24]

La nave espacial estaba controlada por seis CPU con microprocesador RCA 1802 COSMAC: cuatro en el lado girado y dos en el lado despun. Cada CPU tenía una frecuencia de aproximadamente 1,6 MHz y estaba fabricada en zafiro (silicio sobre zafiro), que es un material endurecido por radiación y estática ideal para la operación de naves espaciales. Este microprocesador fue el primer chip de procesador CMOS de bajo consumo, bastante a la par con el 6502 de 8 bits que se estaba construyendo en la computadora de escritorio Apple II en ese momento. [25]

El Sistema de Control de Articulación y Actitud de Galileo (AACSE) fue controlado por dos Computadoras Aerotransportadas de Tecnología Avanzada (ATAC) de Itek, construidas con 2901 endurecidos por radiación. El AACSE podría reprogramarse en vuelo enviando el nuevo programa a través del Subsistema de Comando y Datos. [26]

Galileo El software del sistema de control de actitud fue escrito en el lenguaje de programación HAL / S, [27] también usado en el programa Space Shuttle. [28] La capacidad de memoria proporcionada por cada BUM era de 16K de RAM, mientras que los DBUM proporcionaban cada uno 8K de RAM. Había dos BUM y dos DBUM en el subsistema CDH y todos residían en el lado girado de la nave espacial. Los BUM y DBUM proporcionaron almacenamiento para secuencias y contienen varios búferes para datos de telemetría y comunicación entre bus. Cada HLM y LLM se construyó alrededor de un único microprocesador 1802 y 32K de RAM (para HLM) o 16K de RAM (para LLM). Dos HLM y dos LLM residían en el lado hilado mientras que dos LLM estaban en el lado despun. Por lo tanto, la capacidad de memoria total disponible para el subsistema CDH fue de 176 K de RAM: 144 K asignados al lado hilado y 32 K al lado despun. [29]

Cada HLM era responsable de las siguientes funciones:

  1. procesamiento de comandos de enlace ascendente
  2. mantenimiento del reloj de la nave espacial
  3. movimiento de datos a través del bus del sistema de datos
  4. ejecución de secuencias almacenadas (tablas de eventos de tiempo)
  5. control de telemetría
  6. recuperación de errores, incluida la supervisión y respuesta de protección contra fallas del sistema. [29]

Cada LLM fue responsable de las siguientes funciones:

  1. recopilar y formatear datos de ingeniería de los subsistemas
  2. proporcionar la capacidad de emitir comandos codificados y discretos a los usuarios de naves espaciales
  3. reconocer condiciones fuera de tolerancia en las entradas de estado
  4. realizar algunas funciones de protección contra fallas del sistema. [29]

El subsistema de propulsión constaba de un motor principal de 400 N y doce propulsores de 10 N, junto con tanques de propelente, almacenamiento y presurización y tuberías asociadas. Los propulsores de 10 N se montaron en grupos de seis en dos brazos de 2 metros. El combustible para el sistema eran 925 kg (2039 lb) de monometilhidrazina y tetróxido de nitrógeno. Dos tanques separados contenían otros 7 kg (15 lb) de helio a presión. El subsistema de propulsión fue desarrollado y construido por Messerschmitt-Bölkow-Blohm y proporcionado por Alemania Occidental, el principal socio internacional del Proyecto. Galileo. [25]

En ese momento, los paneles solares no eran prácticos a la distancia de Júpiter del Sol, la nave espacial habría necesitado un mínimo de 65 metros cuadrados (700 pies cuadrados) de paneles. Las baterías químicas también serían prohibitivamente grandes debido a limitaciones tecnológicas. La solución fueron dos generadores termoeléctricos de radioisótopos (RTG) que impulsaron la nave espacial a través de la desintegración radiactiva del plutonio-238. El calor emitido por esta desintegración se convirtió en electricidad a través del efecto Seebeck de estado sólido. Esto proporcionó una fuente de electricidad confiable y duradera que no se vio afectada por el ambiente frío y los campos de alta radiación en el sistema joviano. [25] [30]

Cada GPHS-RTG, montado en una pluma de 5 metros de largo (16 pies), transportaba 7.8 kilogramos (17 lb) de 238
Pu. Cada RTG contenía 18 módulos de fuente de calor separados, y cada módulo contenía cuatro gránulos de óxido de plutonio (IV), un material cerámico resistente a la fractura. [30] El plutonio se enriqueció hasta aproximadamente un 83,5 por ciento de plutonio-238. [31] Los módulos fueron diseñados para sobrevivir a una variedad de accidentes potenciales: explosión o incendio de un vehículo lanzador, reingreso a la atmósfera seguido de impacto en tierra o agua y situaciones posteriores al impacto. Una cubierta exterior de grafito proporcionó protección contra los entornos estructurales, térmicos y erosivos de un posible reingreso a la atmósfera terrestre. Los componentes de grafito adicionales proporcionaron protección contra impactos, mientras que el revestimiento de iridio de las celdas de combustible proporcionó contención posterior al impacto. [30] Los RTG produjeron alrededor de 570 vatios en el lanzamiento. La potencia de salida disminuyó inicialmente a una tasa de 0,6 vatios por mes y fue de 493 vatios cuando Galileo llegó a Júpiter. [32]

Se montaron instrumentos científicos para medir campos y partículas en la sección giratoria de la nave espacial, junto con la antena principal, la fuente de alimentación, el módulo de propulsión y la mayor parte de Galileo Computadoras y electrónica de control. Los dieciséis instrumentos, que pesaban 118 kg (260 lb) en total, incluían sensores de magnetómetro montados en una pluma de 11 m (36 pies) para minimizar la interferencia de la nave espacial, un instrumento de plasma para detectar partículas cargadas de baja energía y un detector de ondas de plasma para estudiar. ondas generadas por las partículas un detector de partículas de alta energía y un detector de polvo cósmico y joviano. También llevaba el contador de iones pesados, un experimento de ingeniería para evaluar los entornos de partículas cargadas potencialmente peligrosos por los que pasó la nave espacial, y un detector ultravioleta extremo asociado con el espectrómetro UV en la plataforma de escaneo. [2]

Los instrumentos de la sección despun incluyeron el sistema de cámaras, el espectrómetro de mapeo infrarrojo cercano para realizar imágenes multiespectrales para análisis químico atmosférico y de la superficie lunar, el espectrómetro ultravioleta para estudiar gases y el fotopolarímetro-radiómetro para medir la energía radiante y reflejada. El sistema de cámara fue diseñado para obtener imágenes de los satélites de Júpiter a resoluciones de 20 a 1000 veces mejores que Viajero es mejor, porque Galileo voló más cerca del planeta y sus lunas interiores, y debido a que el sensor CCD más moderno en Galileo La cámara era más sensible y tenía una banda de detección de color más amplia que los vidicones de Viajero. [2]

Sección Despun Editar

Imager de estado sólido (SSI) Editar

La SSI era una cámara de dispositivo de carga acoplada (CCD) de 800 por 800 píxeles. La parte óptica de la cámara era un repuesto de vuelo modificado del Viajero cámara de ángulo estrecho un telescopio Cassegrain. [33] El CCD tenía un blindaje contra la radiación de una capa de tantalio de 10 mm (0,4 pulgadas) de espesor que rodea al CCD, excepto donde la luz entra al sistema. Se utilizó una rueda de filtros de ocho posiciones para obtener imágenes en longitudes de onda específicas. Luego, las imágenes se combinaron electrónicamente en la Tierra para producir imágenes en color. La respuesta espectral del SSI varió de aproximadamente 400 a 1100 nm. El SSI pesaba 29,7 kg (65 libras) y consumía, en promedio, 15 vatios de potencia. [34] [35]

Espectrómetro de mapeo de infrarrojo cercano (NIMS) Editar

El instrumento NIMS era sensible a la luz infrarroja de longitud de onda de 0,7 a 5,2 micrómetros, superponiéndose al rango de longitud de onda del SSI. NIMS utilizó un telescopio reflector de apertura de 229 mm (9 pulgadas). El espectrómetro usó una rejilla para dispersar la luz recolectada por el telescopio. El espectro de luz disperso se centró en detectores de indio, antimonuro y silicio. NIMS pesaba 18 kg (40 lb) y usaba 12 vatios de potencia en promedio. [36] [37]

Espectrómetro ultravioleta / Espectrómetro ultravioleta extremo (UVS / EUV) Editar

El telescopio Cassegrain de la UVS tenía una apertura de 250 mm (9,8 pulgadas). Tanto los instrumentos UVS como EUV utilizaron una rejilla reglada para dispersar la luz para el análisis espectral. Luego, la luz pasó a través de una rendija de salida hacia tubos fotomultiplicadores que produjeron pulsos de electrones, que se contaron y los resultados se enviaron a la Tierra. El UVS se montó en Galileo plataforma de escaneo. El EUV se montó en la sección hilada. Como Galileo rotado, EUV observó una estrecha franja de espacio perpendicular al eje de rotación. Los dos instrumentos combinados pesaban alrededor de 9,7 kg (21 libras) y consumían 5,9 vatios de potencia. [38] [39]

Fotopolarímetro-Radiómetro (PPR) Editar

El PPR tenía siete bandas de radiometría. Uno de ellos no utilizó filtros y observó toda la radiación entrante, tanto solar como térmica. Otra banda solo permitió el paso de la radiación solar. La diferencia entre los canales solar más térmico y solo solar dio la radiación térmica total emitida. El PPR también midió en cinco canales de banda ancha que abarcaban el rango espectral de 17 a 110 micrómetros. El radiómetro proporcionó datos sobre las temperaturas de la atmósfera y los satélites de Júpiter. El diseño del instrumento se basó en el de un instrumento volado en el Venus pionera astronave. Un telescopio reflector de 100 mm (4 pulgadas) de apertura recogió la luz y la dirigió a una serie de filtros y, desde allí, los detectores del PPR realizaron las mediciones. El PPR pesaba 5,0 kg (11,0 libras) y consumía unos 5 vatios de potencia. [40] [41]

Sección hilada Editar

Subsistema detector de polvo (DDS) Editar

El subsistema detector de polvo (DDS) se utilizó para medir la masa, la carga eléctrica y la velocidad de las partículas entrantes. Las masas de partículas de polvo que puede detectar el DDS van desde 10 - 16 hasta 10 - 7 gramos. La velocidad de estas pequeñas partículas podría medirse en el rango de 1 a 70 kilómetros por segundo (0,6 a 43,5 mi / s). El instrumento podía medir tasas de impacto desde 1 partícula por 115 días (10 megasegundos) hasta 100 partículas por segundo. Estos datos se utilizaron para ayudar a determinar el origen y la dinámica del polvo dentro de la magnetosfera. El DDS pesaba 4,2 kg (9,3 libras) y usaba un promedio de 5,4 vatios de potencia. [42] [43]

Detector de partículas energéticas (EPD) Editar

El detector de partículas energéticas (EPD) fue diseñado para medir el número y la energía de iones y electrones cuyas energías excedieron aproximadamente 20 keV (3,2 fJ). La EPD también podría medir la dirección de desplazamiento de dichas partículas y, en el caso de los iones, podría determinar su composición (si el ion es oxígeno o azufre, por ejemplo). El EPD usó detectores de estado sólido de silicio y un sistema de detección de tiempo de vuelo para medir los cambios en la población de partículas energéticas en Júpiter en función de la posición y el tiempo. Estas medidas ayudaron a determinar cómo las partículas obtuvieron su energía y cómo fueron transportadas a través de la magnetosfera de Júpiter. El EPD pesaba 10,5 kg (23 lb) y consumía 10,1 vatios de potencia en promedio. [44] [45]

Contador de iones pesados ​​(HIC) Editar

El HIC era, en efecto, una versión reempaquetada y actualizada de algunas partes del repuesto de vuelo del Viajero Sistema de Rayos Cósmicos. El HIC detectó iones pesados ​​utilizando pilas de obleas de silicio monocristalino. El HIC podría medir iones pesados ​​con energías tan bajas como 6 MeV (1 pJ) y tan altas como 200 MeV (32 pJ) por nucleón. Esta gama incluía todas las sustancias atómicas entre el carbono y el níquel. El HIC y la EUV compartieron un enlace de comunicaciones y, por lo tanto, tuvieron que compartir el tiempo de observación. El HIC pesaba 8,0 kg (17,6 libras) y usaba un promedio de 2,8 vatios de potencia. [46] [47]

Magnetómetro (MAG) Editar

El magnetómetro (MAG) utilizó dos juegos de tres sensores. Los tres sensores permitieron medir las tres componentes ortogonales de la sección del campo magnético. Un juego estaba ubicado al final del brazo del magnetómetro y, en esa posición, estaba a unos 11 m (36 pies) del eje de rotación de la nave espacial. El segundo conjunto, diseñado para detectar campos más intensos, estaba a 6,7 ​​m (22 pies) del eje de giro. El brazo se utilizó para retirar el MAG de las inmediaciones de Galileo para minimizar los efectos magnéticos de la nave espacial. Sin embargo, no todos estos efectos podrían eliminarse distanciando el instrumento. La rotación de la nave espacial se utilizó para separar los campos magnéticos naturales de los campos inducidos por la ingeniería. Otra fuente de error potencial en la medición provino de la flexión y torsión del largo brazo del magnetómetro. Para tener en cuenta estos movimientos, se montó rígidamente una bobina de calibración en la nave espacial para generar un campo magnético de referencia durante las calibraciones. El campo magnético en la superficie de la Tierra tiene una fuerza de aproximadamente 50.000 nT. En Júpiter, el conjunto de sensores fuera de borda (11 m) podía medir la intensidad del campo magnético en el rango de ± 32 a ± 512 nT, mientras que el conjunto interior (6,7 m) estaba activo en el rango de ± 512 a ± 16,384 nT. El experimento MAG pesó 7,0 kg (15,4 libras) y usó 3,9 vatios de potencia. [48] ​​[49]

Subsistema de plasma (PLS) Editar

El PLS utilizó siete campos de visión para recolectar partículas cargadas para análisis de energía y masa. Estos campos de visión cubrían la mayoría de los ángulos de 0 a 180 grados, desplegándose en abanico desde el eje de giro. La rotación de la nave espacial llevó cada campo de visión a través de un círculo completo. The PLS measured particles in the energy range from 0.9 to 52,000 eV (0.14 to 8,300 aJ). The PLS weighed 13.2 kg (29 lb) and used an average of 10.7 watts of power. [50] [51]

Plasma Wave Subsystem (PWS) Edit

An electric dipole antenna was used to study the electric fields of plasmas, while two search coil magnetic antennas studied the magnetic fields. The electric dipole antenna was mounted at the tip of the magnetometer boom. The search coil magnetic antennas were mounted on the high-gain antenna feed. Nearly simultaneous measurements of the electric and magnetic field spectrum allowed electrostatic waves to be distinguished from electromagnetic waves. The PWS weighed 7.1 kg (16 lb) and used an average of 9.8 watts. [52] [53]

The atmospheric probe was built by Hughes Aircraft Company at its El Segundo, California plant. [54] [55] It weighed 339 kilograms (747 lb) and was 86 centimeters (34 in) high. [2] Inside the probe's heat shield, the scientific instruments were protected from extreme heat and pressure during its high-speed journey into the Jovian atmosphere, entering at 48 kilometers per second (110,000 mph). [56] NASA built a special laboratory, the Giant Planet Facility, to simulate the heat load, which was similar to the convective and radiative heating experienced by an ICBM warhead reentering the atmosphere. [57] [58]

Batteries Edit

The probe's electronics were powered by 13 lithium sulfur dioxide batteries manufactured by Honeywell's Power Sources Center in Horsham, Pennsylvania. Each cell was the size of a D battery so existing manufacturing tools could be used. [59] [60] They provided a nominal power output of about 7.2-ampere hours capacity at a minimal voltage of 28.05 volts. [61]

Scientific instruments Edit

The probe included seven instruments for taking data on its plunge into Jupiter: [62] [63]

Scientific instruments
Instrumento Function Masa Power consumption Principal investigator Organizations
Atmospheric structure instrument Measuring temperature, pressure and deceleration 4.1 kg (9.0 lb) 6.3 W Alvin Seiff Ames Research Center and San Jose State University Foundation
Neutral mass spectrometer Analyze the gas composition of the atmosphere 13 kg (29 lb) 29 W Hasso Niemann Goddard Space Flight Center
Helium Abundance Detector An interferometer supporting atmospheric composition studies 1.4 kg (3.1 lb) 1.1 W Ulf von Zahn University of Bonn, University of Rostock
Nephelometer Cloud location and cloud-particle observations 4.8 kg (11 lb) 14 W Boris Ragent Ames Research Center and San Jose State University Foundation
Net-flux radiometer Measuring the difference between upward and downward radiant flux at each altitude 3.0 kg (6.6 lb) 7.0 W L. Sromovsky University of Wisconsin
Lightning and radio emission detector and energetic particles instrument Measuring light and radio emissions associated with lightning, and fluxes of protons, electrons, alpha particles and heavy ions 2.7 kg (6.0 lb) 2.3 W Louis Lanzerotti Bell Laboratories, University of Florida and Federal Republic of Germany
Radio equipment Measuring wind speeds and atmospheric absorption David Atkinson University of Idaho

In addition, the probe's heat shield contained instrumentation to measure ablation during descent. [64]

The Galileo Probe had COSPAR ID 1989-084E while the orbiter had id 1989-084B. [65] Names for the spacecraft include Galileo Probe o Jupiter Entry Probe abbreviated JEP. [66] The related COSPAR IDs of the Galileo mission were: [67]


Determine the moons of Jupiter through a telescope - Astronomy

The Moons of Jupiter and Kepler’s Third Law

Though I believed them to belong to the host of fixed stars, they somewhat aroused my curiosity by their appearing to lie in an exact straight line parallel to the ecliptic, and by their being more splendid than the other stars their size. Their arrangement with respect to to Jupiter and to each other was as follows:

The following night Galileo made a similar observation. To his surprise, the arrangement of Jupiter with the three starlets had shifted:

That is, there were but two of them, both easterly, the third (as I supposed) being hidden behind Jupiter. As at the beginning, they were in the same straight line with Jupiter and arranged exactly in line of the zodiac. Noticing this, and knowing that there was no way in which such altercations could be attributed to Jupiter's motion (alone), yet being certain that these were still the same stars I had observed (before) -- in fact, no other stars were found along the line of the zodiac for a long distance on either side of Jupiter -- my perplexity was now turned into amazement. Certain that the apparent changes beloged not to Jupiter but to the obseved stars, I resolved to pursue this investigation with greater care.

I decided beyond all doubt that there existed in the heavens three stars wandering about Jupiter as do Venus and Mercury about the sun, and this became plainer than daylight from observations on occasions that followed. Nor were there just three such stars (as I was to learn) four planets do complete their revolutions around Jupiter, and I shall give a description of their alterations as observed more precisely later on.

Also I measured the distances between them by means of the telescope, using the method explained earlier. Moreover, I recorded times of observations especially when more than one was made on the same night for the revolutions of these planets are so swiftly completed that it is usually possible to note even their hourly changes.


Best time to see Jupiter

Your best chance of seeing majestic views of Jupiter is when it is &ldquoin opposition.&rdquo This essentially means that Jupiter, the Earth, and the sun are aligned. This happens roughly every 13 months. The closer you are to this point, the easier it is to see Jupiter, as it is when it is closer to and in alignment with the Earth as opposed to elsewhere in its orbit.

As of this article, the next three Jupiter oppositions will occur on 14 July 2020, August of 2021, and September of 2022. On the 14 July 2020, it is expected to be shining at magnitude &ndash2.8 and spanning 47.6 arcseconds.

Christmas star

Jupiter coinciding with Saturn in the night sky is a rare sight. You&rsquoll see this around the solstice night sky of 21 December 2020. Look for this conjunction low in the west at dusk.

Colloquially called, the Christmas Star, it&rsquos spectacular and rare to view Jupiter and Saturn together like this from Earth, an event that has not been seen for hundreds of years.

You&rsquoll see Jupiter with Saturn in the same field of view. Jupiter will be the brightest of the two, and Saturn will be in a tilted position beside it. With the right magnification, you should see the major moons of Jupiter.


Observing the Galilean Moons

Try to imagine what must have gone through Galileo Galilei's mind one January evening in 1610 when he first realized that the four points of light he saw through his new telescope were, in fact, worlds circling Jupiter. The thrill of discovery would have been magnified by the simultaneous realization that an unshakable truth — that all worlds revolved around the Earth — had just collapsed. Although viewing these same moons might not shake up your own worldview, you can at least relive some of Galileo’s excitement by discovering them for yourself with nothing more than binoculars or a small telescope.

Akira Fujii of Koriyama City, Japan, recorded Jupiter and its moons (from left to right) Ganymede, Europa being eclipsed, and Callisto.

interactive Jupiter's Moons tool . For any date and time between January 1900 and December 2100, this interactive tool shows the positions of Io, Europa, Ganymede, and Callisto. Moreover, the utility matches the view in your telescope's optical system, whether it shows the sky with north up, south up, or mirror reversed. And it tells you when the moons (and/or their shadows) are crossing the planet's disk, hidden behind it, or eclipsed by the planet's shadow.

Once you have Jupiter and its moons in view, try to make a quick sketch of their relative positions. Do this on several consecutive evenings. By placing each drawing beneath the previous night’s, your series of sketches will resemble a page out of Galileo’s notebook. With these data in hand, see if you can estimate the orbital period of each satellite. These are the same data that Galileo had to work with in 1610 — data that provided the first observational evidence supporting Copernicus’s assertion that the Earth is not the only center of motion in the solar system.


Research Box Title

Jupiter, named for the king of the ancient Roman gods, commands its own mini-version of our solar system of circling satellites their movements convinced Galileo Galilei that Earth is not the center of the universe in the early 17th century. More than 400 years later, astronomers will use NASA’s James Webb Space Telescope to observe these famous subjects, pushing the observatory’s instruments to their fullest capabilities and laying the groundwork for far-reaching scientific discovery.

A diverse team of more than 40 researchers, led by astronomers Imke de Pater of the University of California, Berkeley and Thierry Fouchet of the Observatoire de Paris, have designed an ambitious observing program that will conduct some of Webb’s first scientific observations in the solar system—studying Jupiter, its ring system, and two of its moons: Ganymede and Io.

“It will be a really challenging experiment,” said de Pater. “Jupiter is so bright, and Webb’s instruments are so sensitive, that observing both the bright planet and its fainter rings and moons will be an excellent test of how to get the most out of Webb’s innovative technology.”

In addition to calibrating Webb’s instruments for Jupiter’s brightness, astronomers must also take into account the planet’s rotation, because Jupiter completes one day in only 10 hours. Several images must be stitched together in a mosaic to fully capture a certain area—the famous storm known as the Great Red Spot, for example—a task made more difficult when the object itself is moving. While many telescopes have studied Jupiter and its storms, Webb’s large mirror and powerful instruments will provide new insights.

“We know that the immediate atmosphere above the Great Red Spot is colder than other areas of Jupiter, but at higher altitudes, in the mesosphere, the atmosphere appears to be warmer. We will use Webb to investigate this phenomenon,” de Pater said.

Webb will also examine the atmosphere of the polar region, where NASA’s Juno spacecraft discovered clusters of cyclones. Webb’s spectroscopic data will provide much more detail than has been possible in past observations, measuring winds, cloud particles, gas composition, and temperature.

Future solar system observations of the giant planets with Webb will benefit from the lessons learned in these early observations of the Jovian system. The team is tasked with developing methods for working with Webb observations of solar system planets, which can be used later by other scientists.

All four of the gas giant planets of the solar system have rings, with Saturn’s being the most prominent. Jupiter’s ring system is composed of three parts: a flat main ring a halo inside the main ring, shaped like a double-convex lens and the gossamer ring, exterior to the main ring. Jupiter’s ring system is exceptionally faint because the particles that make up the rings are so small and sparse that they do not reflect much light. Next to the brightness of the planet they practically disappear, presenting a challenge for astronomers.

“We are really pushing the capabilities of some of Webb’s instruments to the limit to get a unique new set of observations,” said co-investigator Michael Wong of the University of California, Berkeley. The team will test observing strategies to deal with Jupiter’s scattered light, and build models for use by other astronomers, including those studying exoplanets orbiting bright stars.

The team will look to make new discoveries in the rings as well. De Pater noted that there may be undiscovered “ephemeral moonlets” in the dynamic ring system, and potential ripples in the ring from comet impacts, like those observed and traced back to the impact of Comet Shoemaker-Levy 9 in 1994.

Several features of icy Ganymede make it fascinating for astronomers. Aside from being the largest moon in the solar system, and larger even than the planet Mercury, it is the only moon known to have its own magnetic field. The team will investigate the very outer parts of Ganymede’s atmosphere, its exosphere, to better understand the moon’s interaction with particles in Jupiter’s magnetic field.

There is also evidence that Ganymede may have a liquid saltwater ocean beneath its thick surface ice, which Webb will investigate with detailed spectroscopic study of surface salts and other compounds. The team’s experience studying Ganymede’s surface may be useful in the future study of other icy solar system moons suspected of having subsurface oceans, including Saturn’s moon Enceladus and fellow Jovian satellite Europa.

In dramatic contrast to Ganymede is the other moon the team will study, Io, the most volcanically active world in the solar system. The dynamic surface is covered with hundreds of huge volcanoes that would dwarf those on Earth, as well as lakes of molten lava and smooth floodplains of solidified lava. Astronomers plan to use Webb to learn more about the effects of Io’s volcanoes on its atmosphere.

“There is still much we don’t know about Io’s atmospheric temperature structure, because we haven’t had the data to distinguish the temperature at different altitudes,” said de Pater. “On Earth we take for granted that as you hike up a mountain, the air gets cooler—would it be the same on Io? Right now we don’t know, but Webb may help us to find out.”

Another mystery Webb will investigate on Io is the existence of “stealth volcanoes,” which emit plumes of gas without the light-reflecting dust that can be detected by spacecraft like NASA’s Voyager and Galileo missions, and so have thus far gone undetected. Webb’s high spatial resolution will be able to isolate individual volcanoes that previously would have appeared as one large hotspot, allowing astronomers to gather detailed data on Io’s geology.

Webb will also provide unprecedented data on the temperature of Io’s hotspots, and determine if they are closer to volcanism on Earth today, or if they have a much higher temperature, similar to the environment on Earth in the early years after its formation. Previous observations by the Galileo mission and ground observatories have hinted at these high temperatures Webb will follow up on that research and provide new evidence that may settle the question.

Team Effort

Webb’s detailed observations will not supplant those of other observatories, but rather coordinate with them, Wong explained. “Webb’s spectroscopic observations will cover just a small area of the planet, so global views from ground-based observatories can show how the detailed Webb data fit in with what’s happening on a larger scale, similar to how Hubble and the Gemini Observatory provide context for Juno’s narrow, close-up observations.”

In turn, Webb’s study of Jupiter’s storms and atmosphere will complement Juno data, including radio signals from lightning, which Webb does not detect. “No one observatory or spacecraft can do it all,” Wong said, “so we are very excited about combining data from multiple observatories to tell us much more than we could learn from only a single source.”

This research is being conducted as part of a Webb Early Release Science (ERS) program. This program provides time to selected projects early in the observatory’s mission, allowing researchers to quickly learn how best to use Webb’s capabilities, while also yielding robust science.

The James Webb Space Telescope will be the world’s premier space science observatory when it launches in 2021. Webb will solve mysteries in our solar system, look beyond to distant worlds around other stars, and probe the mysterious structures and origins of our universe and our place in it. Webb is an international program led by NASA with its partners, ESA (European Space Agency) and the Canadian Space Agency.


Saturn Through a Telescope

Saturn is my favorite planet to observe. It is the second largest planet after the Jupiter. Saturn is 95 times more massive than Earth. Everyone knows Saturn because of his spectacular rings. And you can see them in the telescope with 25x magnification or higher. So, you can also use better binoculars to look at the rings, and you don’t need the telescope for it. I think that it is the most beautiful thing on the sky to point the telescope at. If you want to see more details like cloud bands, you will need at least 4-inch aperture. Saturn disk is 1/6 of Jupiter, so it is not easy to observe it on low magnification.

Big aperture and high magnification can reveal Cassini Division discovered in 1675 by astronomer Giovanni Cassini. It is a black division between the ring A and ring B. Cassini Divison is not an empty space but the less dense area of the rings, so it looks like a gap. Another cool feature of the Saturn rings is the shadow that rings casting on the planet. Moreover, there are many Saturn moons to see. With only 4-inch aperture, you can see the biggest moon- Titan. Titan is the only moon in our solar system that has a dense atmosphere and the only object other than Earth where evidence of surface liquid was found. To see more moons, you need aperture at least 10-inches large.


Ver el vídeo: Misterios y anomalías de las Lunas de Júpiter (Agosto 2022).