Astronomy & Science

Curiosity Readies To Climb “Mount Sharp”

Sky&Telescope -

Now two years into its exploration of Mars, NASA's big rover has reached the base of the huge mound that scientists hope will reveal the Red Planet's history.

Soon after NASA's Mars Science Laboratory, a.k.a. the Curiosity rover, descended to the floor of Gale crater two years ago, it returned panoramas showing a towering mountain nearby that is the mission's ultimate destination. Nicknamed "Mount Sharp" by the mission team (but formally known as Aeolis Mons), the massive mound is a stack of sedimentary layers that have been laid down over billions of years of Martian history.

Approaching "Mount Sharp"

NASA's Mars Curiosity rover recorded Amargosa Valley, on the slopes leading up to "Mount Sharp" (Aeolis Mons) inside Gale crater on Mars.

But like a kid who enters a toy store intent on buying just one must-have game, the mission team has moved the rover here and there — even directing it away from the mountain for a time — to explore all the tantalizing geologic features near its landing site.

Now, finally, the rover has arrived at the mountain's base and, within the next week, begin to climb into a cluster of mounds known as the Pahrump Hills. These lie in the Murray Formation, representing the lowermost slopes of what will be a long climb. The formation is about 200 meters thick, reports Kathyrn Stack, the Curiosity rover mission scientist), potentially representing "millions to tens of millions of years of Martian history just waiting for us to explore."

Punctures in Curiosity's left-front wheel

As of August 8, 2014, Curiosity's left-front wheel showed multiple punctures and tears from rolling over angular stones along its path.
NASA / JPL / MSSS / Emily Lakdawalla

Initially the mission's 400-strong scientific team had planned to spend even more time poking around curious outcrops on the crater's floor. However, there's growing concern about holes and tears in the 0.75-mm-thick aluminum skin covering Curiosity's six wheels. The damage first became obvious about a year ago, but a visual inspection last November showed a huge gash in the left-front wheel. (Sky & Telescope contributing editor Emily Lakdawalla details the wheel damage here.)

Since then, wear and tear on the wheels has been a constant concern, and at a NASA briefing yesterday mission scientist John Grotzinger announced plans to redirect the rover away from the planned route past geologically interesting outcrops called Murray Buttes, and onto a shorter and presumably safer path. Orbital imagery suggests that the Murray Formation displays few impact craters or layers, so it's probably relatively soft ground that will minimize wheel damage.

Follow the exploits of Curiosity and other explorations of the Red Planet with Sky & Telescope's colorful, highly detailed Mars globe.

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This Week’s Sky at a Glance, September 12–20

Sky&Telescope -

Friday, September 12

Solar eruption to hit Earth around 8 a.m. EDT Friday morning, possibly causing auroras and other effects as late as Friday evening in the North American time zones. See our article: Potent Solar Flare — Auroras Friday?.

Saturn, Mars and Antares at dusk

Follow the Antares-Mars-Saturn lineup as Mars moves leftward day by day. On September 17th Mars will pass just ½° above Delta Scorpii.

In the southwestern sky at dusk, Antares, Mars, and Saturn now form an almost equally spaced straight line, as shown at right. Mars continues to move east against its starry background. Watch for it to pass ½° north of Delta Scorpii on September 17th and 3° north of Antares on the 27th and 28th.

This evening one of Saturn's moons, 10th-magnitude Rhea, will occult (cover up) a much brighter star, 7.8 magnitude SAO 159034, for much of eastern North America. Details and illustrations are in our article, See Saturn’s Moon Rhea Hide a Star.

Saturday, September 13

How soon after sunset can you make out the big Summer Triangle? Vega, its brightest star, is nearly at the zenith (for skywatchers at mid-northern latitudes). Deneb is the first bright star to Vega's east-northeast. Altair shines less high in the southeast.

Sunday, September 14

If you have a dark sky and a scope that can reach 13th-magnitude galaxies, here's an observing project you've never thought of before: Steve Gottlieb's tour of Vorontsov-Velyaminov galaxy pairs high in the evening sky. It's in the September Sky & Telescope, page 60, with charts and pictures.

Monday, September 15

Last-quarter Moon (exactly last-quarter at 10:05 p.m. EDT). The Moon rises around midnight tonight under the horn-tips of Taurus. It stands high in the south over Orion by Tuesday's dawn.

Tuesday, September 16

Arcturus is the bright star fairly high due west at nightfall. It's an orange giant 37 light-years away. Off to its right in the northwest is the Big Dipper, most of whose stars are about 80 light-years away.

Wednesday, September 17

Mars is just ½° above fainter Delta Scorpii after dusk.

Algol in Perseus, the prototype eclipsing variable star, should be at its minimum light, magnitude 3.4 instead of its usual 2.1, for a couple hours centered on 11:06 p.m. Pacific Daylight Time. It takes several additional hours to fade and to rebrighten.

Thursday, September 18

Got sharp eyes? Or glasses that turn your eyes sharp? Try Steve Gottlieb's "20 Fun Naked-Eye Double Stars" in the September Sky & Telescope, page 64.

Antares, Mars, and Saturn

Mars has now left Saturn far behind and is approaching its rendezvous with Antares.

Friday, September 19

At dawn Saturday morning, Jupiter shines upper left of the waning Moon in the east.

Saturday, September 20

Algol should be at its minimum light again for a couple of hours centered on 10:55 p.m. EDT.

In early dawn on Sunday the 21st, the waning crescent Moon shines far below Jupiter and closer to the right of Regulus.

Want to become a better astronomer? Learn your way around the constellations. They're the key to locating everything fainter and deeper to hunt with binoculars or a telescope.

This is an outdoor nature hobby; for an easy-to-use constellation guide covering the whole evening sky, use the big monthly map in the center of each issue of Sky & Telescope, the essential guide to astronomy. Or download our free Getting Started in Astronomy booklet (which only has bimonthly maps).

Pocket Sky Atlas

The Pocket Sky Atlas plots 30,796 stars to magnitude 7.6 — which may sound like a lot, but it's still less than one per square degree on the sky. Also plotted are many hundreds of telescopic galaxies, star clusters, and nebulae.

Once you get a telescope, to put it to good use you'll need a detailed, large-scale sky atlas (set of charts). The standards are the little Pocket Sky Atlas, which shows stars to magnitude 7.6; the larger and deeper Sky Atlas 2000.0 (stars to magnitude 8.5); and once you know your way around, the even larger Uranometria 2000.0 (stars to magnitude 9.75). And read how to use sky charts with a telescope.

You'll also want a good deep-sky guidebook, such as Sue French's Deep-Sky Wonders collection (which includes its own charts), Sky Atlas 2000.0 Companion by Strong and Sinnott, the bigger Night Sky Observer's Guide by Kepple and Sanner, or the beloved if dated Burnham's Celestial Handbook.

Can a computerized telescope replace charts? Not for beginners, I don't think, and not on mounts and tripods that are less than top-quality mechanically (able to point with better than 0.2° repeatability, which means fairly heavy and expensive). As Terence Dickinson and Alan Dyer say in their Backyard Astronomer's Guide, "A full appreciation of the universe cannot come without developing the skills to find things in the sky and understanding how the sky works. This knowledge comes only by spending time under the stars with star maps in hand."

This Week's Planet RoundupMoon and Jupiter at dawn

Look east at dawn for the waning crescent Moon passing Jupiter, then Regulus.

Mercury (magnitude 0.0) remains quite deep in the sunset. Scan for it with binoculars just above the west-southwest horizon about 20 minutes after sundown. Don't confuse it with twinklier Spica in the same vicinity. They appear closest together from September 19th to 21st.

Venus (magnitude –3.9) and Jupiter (magnitude –1.9) shine in the east during dawn. They continue moving farther apart each day: Jupiter is moderately high now, but Venus has sunk very low far to Jupiter's lower left. It's still below the horizon an hour before sunrise in the illustration here.

Mars and Saturn (magnitudes +0.7 and +0.6, respectively) glow in the southwest at dusk, moving farther apart day by day. Saturn is the one on the right. To Mars's left is its starry namesake, Antares ("Anti-Mars" in Greek).

Uranus (magnitude 5.7, in Pisces) and Neptune (magnitude 7.8, in Aquarius) are high in the southeast and south, respectively, by 11 or midnight. See our Finder charts for Uranus and Neptune online or in the September Sky & Telescope, page 50.

All descriptions that relate to your horizon — including the words up, down, right, and left — are written for the world's mid-northern latitudes. Descriptions that also depend on longitude (mainly Moon positions) are for North America.

Eastern Daylight Time (EDT) is Universal Time (UT, UTC, or GMT) minus 4 hours.

“This adventure is made possible by generations of searchers strictly adhering to a simple set of rules. Test ideas by experiments and observations. Build on those ideas that pass the test. Reject the ones that fail. Follow the evidence wherever it leads, and question everything. Accept these terms, and the cosmos is yours.”

— Neil deGrasse Tyson, 2014.


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Potent Solar Flare Today — Auroras Tomorrow?

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This afternoon a powerful X-class flare ripped through the Sun's lower atmosphere and sent a blast wave directly toward Earth that should arrive on Thursday.

Solar flare on September 14, 2014

The Sun erupted with an X-class solar flare on September 10, 2014, as captured by an X-ray imager aboard NASA's Solar Dynamics Explorer. (Blue color is artificial.)
NASA / Goddard Space Flight Center

Solar physicists believe that the Sun's current 11-year-long activity cycle peaked weakly last year and has already started to decline. But today our star sent a powerful reminder that, paraphrasing Monty Python, "I'm not dead yet!"

Hours ago, the Sun erupted with a powerful flare that peaked at 1:48 p.m. Eastern Daylight Time. From its perspective in space, NASA's Solar Dynamics Observatory captured the titanic explosion, which covered an area several times larger than Earth.

SDO time-lapse images show the blast wave rippling across the entire solar disk:

According to NOAA's Space Weather Prediction Center, the flare was an X-class event — the most powerful — and it unleashed a torrent of relativistic particles and X-rays that swept over Earth minutes later.

Meanwhile, observer Steven Souza (Williams College) happened to witness the flare while viewing the Sun through a telescope equipped with a hydrogen-alpha filter. "He called me a little after 1:30 to say I should hurry upstairs," recalls his colleague, solar expert Jay Pasachoff. "Looking through the telescope, I could see the normal red disk of the Sun, but in its midst I saw a tremendously bright 'S' shape. It was on the left side of a dark spot, presumably the underlying sunspot, and there was an arc more-or-less completing a circle on the right side. The S-shape reminded me of the 'sigmoids' that my Caltech post-doc advisor, Harold Zirin, had proposed as a sign of flare-worthy active regions."

A half hour later, the bright regions were still visible but less prominent. It was, Pasachoff notes, "the brightest H-alpha flare I have ever seen (in contrast with the rest of the solar disk)."


Solar physicists have been monitoring Active Region 2158, and its potential for dramatic flares, ever since it rotated into view 5 days ago.
NASA / Goddard Space Flight Center

The eruption came from a sunspot group known as Active Region 2158, situated very near the center of the solar disk. "It's pretty clear there was a large coronal wave," notes C. Alex Young, an associate director in the Heliophysics Science Division at NASA's Goddard Space Flight Center, with a coronal mass ejection (CME) directed squarely at Earth.

Based on the SDO imagery, Young estimates that the CME could have a velocity of up to 2,000 miles (3,000 km) per second, super fast as solar storms go. If confirmed by additional imagery from the Solar and Heliospheric Observatory (SOHO), a solar blast wave moving that fast could easily reach Earth within 24 hours and, perhaps, trigger widespread auroras over locations roughly northward of latitude 45° north.

AR 2158 was also responsible for a lower-intensity eruption yesterday. Although not headed directly at Earth, that predecessor could create a partial clearing in the interplanetary medium that would allow today's blast to reach us sooner that it otherwise would.

Check back soon for late updates to this story.

Could Earth ever fall victim to a "solar superstorm"? Gets the odds of that happening — and the consequences if it does — in this issue of Sky & Telescope.

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The Quasar Main Sequence

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A new diagram suggests two physical properties — how efficiently the black hole feeds and the system's orientation — lie behind quasars' diversity.

Astronomers are edging closer to understanding why some quasars look different from others. Quasars are the most powerful active galactic nuclei, blazing beacons in distant galaxies’ centers powered by supermassive black holes chowing down gas. Their visible-light emission comes from two main sources: the hot accretion disk around the black hole, and gas clouds orbiting nearby that are ionized by the radiation coming from the disk.


No one's ever seen a quasar up close, so artists can only guess at what we'd see. Though we know a brilliant accretion disk feeds the supermassive black hole at its center, astronomers aren't even sure how big the disk would be.
Credit: ESO / M. Kornmesser

The spectral lines emitted by the clouds often look different from quasar to quasar. These lines’ appearance is connected to what’s going on in the physical environment around the black hole. But astronomers are still working to unite what they observe with whatever physical causes underlie what they see.

Essentially, what quasar researchers want is the equivalent of the Hertzsprung-Russell diagram. The HR diagram plots stars by their color and luminosity, and in doing so reveals stars’ age, temperature, mass, and size. Stars fusing hydrogen in their cores lie along a curving line called the main sequence. The diagram is the cornerstone of modern stellar astronomy. (As one of my professors intoned ad infinitum, “You must be one with the HR diagram.”)

Building off decades of work in the astronomical community, Yue Shen (Carnegie Observatories and Peking University, Beijing) and Luis Ho (Peking University) have now taken a step toward identifying a quasar main sequence — although, as quipped by astronomer Michael Brotherton (University of Wyoming), their main sequence looks more like a “main wedge.”

The duo looked at about 20,000 quasars from the Sloan Digital Sky Survey. They divided the sample based on two observed characteristics, the width of an emission line called hydrogen beta (Hβ) and the strength of emission from singly ionized iron (Fe II) atoms relative to the strength of Hβ.

Hβ’s width relates to the orbital velocity of gas along our line of sight. Fe II’s strength is a proxy for something called Eigenvector 1.

Eigenvector 1 is not a single property; rather, it’s a set of correlations between several observed properties that all seem to vary together. (Think of it like a box of if-this-then-thats all tied together.). According to the Eigenvector 1 trend, first identified by Todd Boroson and Richard Green in 1992, quasars with strong optical Fe II emission have weak emission from doubly ionized, rarefied oxygen ([O III]). These properties in turn connect to changes in the width of the Hβ line, the excess of soft X-rays, and so forth.

The systematic correlations suggest that a single physical parameter drives Eigenvector 1. Astronomers strongly suspect it’s the Eddington ratio, the ratio of how fast the black hole is accreting mass to the maximum rate it could theoretically achieve. Another way to think of it is the luminosity divided by the mass.

Drawing the Main Sequence

Shen and Ho’s work has two main parts. First, they plotted all the quasars on a grid, with the relative Fe II strength on the x-axis and the width of Hβ on the y-axis. The dots drew a solid wedge on the graph.

Second, they set about confirming what Hβ and Fe II actually tell us about quasars. After various crosschecks, they conclude that Hβ’s width reveals the orientation of the quasar’s disk to our line of sight, with a wider line corresponding to a more edge-on disk. They also confirmed that the Eddington ratio lies behind Eigenvector 1 (and its Fe II proxy).

If these connections to the Hβ and Fe II emission hold up, then the orderly diagram confirms that a quasar’s Eddington ratio and orientation determine most of the observed variation in these objects’ emission. But more fundamentally, the diagram reveals what a quasar’s Eddington ratio and orientation are, based on where the quasar lies in the plot — in other words, observe the Hβ and Fe II lines, and you’ll know something about the quasar’s orientation and accretion. Add in the quasar’s luminosity (figured out from its spectrum), and you can also estimate the black hole’s mass.

“This paper presents the most compelling picture I have seen so far that makes sense of what has been measured,” Boroson says. But he cautions that there are still many unanswered questions, plus additional tests to be done. For example, the authors looked at radio-loud quasars to confirm that a more edge-on quasar has broader Hβ lines. Astronomers need to look at other types of quasars and check that the interpretation holds up. “But these authors have certainly clarified the way forward,” he concludes.

Brotherton has a similar assessment in his perspective piece in the September 11th Nature, in which Shen and Ho’s article appears. “Clearly, the main sequence of quasars needs further testing, and only time will tell whether its utility is equal to that of the stellar main sequence,” he writes. But if it does, it would be “an invaluable tool.”


Reference: Y. Shen and L. C. Ho. "The Diversity of Quasars Unified by Accretion and Orientation." Nature. September 11, 2014.

Teaching a class? Check out our lab exercises on quasars, pulsars, and more.

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Meet My Variable Friend SS Cygni

Sky&Telescope -

Get acquainted with SS Cygni, the sky's brightest cataclysmic variable star. It's guaranteed to keep you on your toes.

Use this map and the directions below to make a visit to one of late summer's most mercurial variable stars. Bob King / Source: Chris Marriott's SkyMap

Use this map and the directions below to drop in on SS Cygni, one of the season's most mercurial and exciting variable stars. Click for a large version.
Bob King / Source: Chris Marriott's SkyMap

I got hooked on variable stars in the '80s when I bought a new, expensive telescope and promised myself I'd "do some science" with the thing instead of just poking around the sky. Not that there's anything wrong with poking around the sky.

I soon joined the American Association of Variable Star Observers (AAVSO) and discovered I was drawn to stars with wild, unpredictable swings in brightness. So-called cataclysmic variable stars soon became my focus and one in particular, SS Cygni, an all-time favorite.

Round and round it goes till friction makes it glow

In a typical dwarf nova, a Sun-like star orbits a planet-sized but massive white dwarf which draws material from the companion into a spinning accretion disk.

Cataclysmics, also known as dwarf novae, are binary stars in close orbit about one another. One of them is Sun-like, the other a compact white dwarf star with an appetite. Their embrace is so tight — 100,000 miles for SS Cygni according to some estimates — that the dwarf's powerful gravity strips material from its companion and feeds it into a spinning whirlpool of glowing hydrogen gas called an accretion disk.

Changes in the rate of flow of material into the disk can cause it to suddenly burn much hotter and brighter. Not only does the disk radiate more light, but it can heat the surface of the companion star, causing it to glow more brightly, too.

Some dwarf novae such as U Geminorum can jump from magnitude 15 to 9.5 in just 1-2 days. After an outburst, the star slowly returns to its original quiet state and then flares up again weeks or months later.

SS Cygni's two stars whirl like stellar Tilt-A-Whirls around their center of gravity once every 6.5 hours. Most nights, the system simmers away at magnitude 12, but during an outburst its light increases 40-fold to about magnitude 8, bright enough to spot in 50-mm binoculars! In the same way we're drawn to the beautiful symmetry of Orion's Belt stars, many of us are captivated by SS Cygni's striking and unpredictable moods.

SS Cyg flips on and off

Amateur astronomer Bob Modic captured SS Cygni in both quiescent and outburst states in photos taken August 28, 2010 (left) and and nine nights later on September 6th.
Bob Modic

After all, it has everything going for it. This temperamental star is bright enough to follow in a from minimum to maximum in a scope as small as 4.5 inches, it's relatively easy to find, and it undergoes an outburst every 4 to 10 weeks with a duration of a week or more.

Heartbeat of a dwarf novae

Here's a light curve of SS Cygni for the year 2005. Each spike represents an outburst or brightness maximum. Notice that the length of time between maxima varies, as do the peak and minimum brightness.

Seeing SS Cygni in outburst after several weeks of quiescence makes for a delicious thrill. It's as if the star has been transformed from a lump of coal into a diamond. And to think you're witnessing this vampire-like interaction between two distant stars from your own front yard.

Here's the current AAVSO chart for SS Cygni. Click for a full-sized version you can print out. has additional charts. Numbers shown are magnitudes with the decimal omitted, ie. 86 = magnitude 8.6. AAVSO

Here's the current AAVSO chart for SS Cygni. Click for a large version. Numbers shown are magnitudes with the decimal omitted, ie. 86 = magnitude 8.6.

You don't need ideal skies or even good seeing. Heck, it can be mostly cloudy.  Variables aren't picky. I've popped the scope out to catch my favorites between cloud banks. I make a quick brightness estimate for the AAVSO using one of their free, online charts, note the time and get in before the rain starts falling.

Of course you can observe for fun and not worry about making brightness estimates, but if you'd ever like to contribute a bit to our scientific understanding of the inner workings of cataclysmic variables, the AAVSO welcomes your observations.

Last year, amateur astronomers' careful monitoring of SS Cygni's brightness proved crucial in helping an international team of radio astronomers finally determine an accurate distance (372 light-years) to the star.

The previous estimate of 520 light-years made with the Hubble Space Telescope didn't jibe with our understanding of the brightness of accretion disks. The new distance resolves the issue while showing how amateurs can make a difference.

SS Cygni pas de deux

A model of the SS Cygni system based on radio telescope work by the International Center for Radioastronomy Research (ICRAR). Click to watch a video of the stars in motion.
J. Miller-Jones (ICRAR), using software created by R. Hynes

As I write this, SS Cygni only days ago underwent a brief outburst to magnitude 8.4. It's since dropped to the mid-nines as it returns to quiescence. Or will it? That's what makes this star so fun — it's predictable to a degree but doesn't always perform as expected.

To find our featured star, start with Deneb at the head of the Northern Cross. About 10° to star's east (and 3° south of the bright, loose open cluster M39), stop at the 4th-magnitude star Rho Cygni. Follow the zigzag of stars below Rho some 3° south to 5th-magnitude, red-hued 75 Cygni. You'll find SS Cygni less than 1/2° to the northwest at the south end of a triangle of 9th-magnitude stars. Once there, the AAVSO chart above will help you estimate its brightness.


Find a comprehensive and handy list of double stars in Sissy Haas's catalog Double Stars for Small Telescopes.


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Next-Gen Adaptive Optics

Sky&Telescope -

The Subaru Telescope has donned a new pair of glasses called Raven, a multi-object adaptive optics system that enables astronomers to correct for atmospheric turbulence over an unprecedented field of view.

Adaptive optics has often been described at the poor man’s Hubble telescope. Instead of launching into space to avoid the blurring effects of Earth’s atmosphere, AO-equipped telescopes combat the blur by continuously monitoring the atmosphere’s ever-changing turbulence and then deforming their mirrors to compensate. These adaptations dramatically improve the resolution of the final image.

Laser beam from Subaru Telescope

A powerful laser shot from the Subaru Telescope generates an artificial guide star at a height of 60 miles (90 km) in the upper atmosphere. Click here for a larger view.

Yet, AO systems' overall utility has been hampered by some technical challenges. Those limitations are quickly being overcome as astronomers develop the next generation of high resolution imaging systems, with an eye towards the largest telescopes ever constructed.

Adaptive optics, or AO, technology has been around for a couple of decades now. AO images have helped astronomers track stars zipping around our galaxy’s central black hole, capture planets in the process of forming, and spy on our nearest galactic neighbors. Recently, the MagAO camera was installed on the Clay Telescope at the Magellan Observatories in Chile and produced images of higher resolution than those from the Hubble Space Telescope. The accessibility benefits of ground-based AO vs. space-based scopes are clear as well: if your AO system breaks, you don’t need to go to orbit to fix it.

Despite its advantages, the overall utility of AO has been limited. Most notably, AO images are generally quite small, usually only a few tens of arcseconds on a side. While this size is suitable for some astronomical inquiries — such as tracking stars in the Milky Way’s core — it curtails studies of larger objects, such as galaxies and open clusters. It also limits the overall efficiency of observing: it takes time to stitch together a bunch of tiny images. Furthermore, the next generation of large telescopes, such as the Giant Magellan Telescope and Thirty Meter Telescope, will have large multiple mirrors with large fields of view, which require the ability to produce AO corrections over a wide field of view. Until recently, AO corrections on this scale were not feasible.

To address this problem, astronomers developed Multi-Object AO systems, or MOAO for short. The first MOAO-enabled image was obtained in 2010 on the 4.2-meter William Herschel Telescope in the Canary Islands. The system was a successful technical demonstration of the concept, but it wasn’t meant to do astronomical science, says David Andersen (National Research Council, Herzberg, Canada).

Raven adaptive optics

Images taken with the Raven Multi-Object Adaptive Optics (MOAO) system on the night of May 14, 2014 at the Subaru Telescope. Raven is equipped with five probe arms that can patrol the telescope's field of view, three for guide stars and two for science targets. Left: Three arms pick up the light of three natural guide stars (labeled NGS in red, green, and blue) to measure the atmospheric turbulence, while two arms collect the light of two distinct science targets (labeled in yellow). Right: Without AO correction, atmospheric turbulence blurs stellar images (top), but after correction the image is more pinlike.
Credit: Lardière / UVic

Recently, a team of astronomers installed Raven, a MOAO system co-developed by Andersen, on the 8-meter Subaru Telescope on Mauna Kea. This system will function as a test bed for the development of MOAO systems on even larger telescopes. Astronomers at the Adaptive Optics Lab of the University of Victoria led Raven’s development, in partnership with the National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ), NRC Herzberg, and Tohoku University.

Raven has some unique abilities. It uses measurements from multiple guide stars, which are stars monitored to detect changes in the atmosphere so that the system can provide AO corrections in response. Raven has three sensors for tracking natural guide stars over a 3.5-arcminute field, each on a motorized “pick-off” arm; it also has a fourth that’s designed to work with the telescope’s laser guide star. These state-of-the-art correction abilities enable the system to compensate for atmospheric turbulence using any stars in the field brighter than magnitude 14.

Raven also has two motorized pick-off arms for observing targets, each with a field of view of 4 arcseconds. These can also be pointed anywhere in the 3.5-arcminute field. Raven’s deformable mirrors then sharpen the light from these two targets simultaneously and send the corrected images on through — in this case, to the telescope’s spectrograph, enabling astronomers to take high-resolution spectra of two targets at the same time.

Raven’s MOAO system delivers images with roughly 0.15-arcsecond resolution — better than the typical 0.5-arcsecond achievable without AO, but not diffraction-limited. The resolution is a little worse than the 0.05-arcsecond resolution of Keck, which observes in near-infrared as Subaru does and is often the gold standard for AO results. However, the new system's designers chose to create something that would work with Subaru's existing spectrograph, not produce the highest-resolution images possible. Raven successfully concentrated 30% of a star’s incoming light into a 150-milliarcsecond-wide spectrograph slit, which is what the team was hoping to achieve.

This technology is absolutely critical for the next generation of large (> 20-meter) class telescopes to function at their best. Raven is merely a technology demonstrator; full-fledged MOAO instruments dedicated for long-term science investigation might have on the order of eight laser guide star sensors and 20 science pick-off arms, Andersen says. Although the improved vision is only good for the targets caught in the science arms’ fields of view, astronomers don’t really need to see the “black space” between targets with such acuity. Fortunately, Raven and others will pave the way, and they will ensure that when the new ground-based telescopes come online, they will be peering into space with the sharpest vision available.

Plan your own observing with Sky & Telescope's 2015 Observing Wall Calendar.

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El Sistema Solar - Jápeto

eltamiz -

A estas alturas estaba seguro de que su destino final era Jápeto.

Arthur C. Clarke, 2001: Una odisea en el espacio.

Estamos a punto de terminar nuestro viaje por el subsistema de Saturno en nuestro largo trayecto por El Sistema Solar. En el último artículo de la serie visitamos Hiperión, la caótica luna con aspecto de esponja. Hoy nos vamos mucho más lejos del gigante Saturno para conocer la última de las lunas principales de Saturno –aún nos queda un artículo más para explorar algunas pequeñas lunas exteriores–: Jápeto.

Por si no conoces El Sistema Solar, en esta serie recorremos cada objeto que orbita nuestro Sol, desde dentro hacia fuera. De paso, intercalando la información con artículos específicos sobre diversos objetos o dentro de los propios artículos, intentamos dar nociones de planetología sin aburrir demasiado. No puedo garantizar que salgas de aquí sabiendo mucho, pero sí que te llevarás a la mochila unos cuantos fondos de pantalla dignos de babeo profuso. Para muestra, un botón: una delicia de Cassini para abrir boca.

Jápeto, visto por Cassini
La superficie de Jápeto, fotografiada por Cassini [NASA].

Además de por el disfrute de la foto en sí, he querido empezar con una imagen tomada por Cassini para honrar al científico cuyo nombre lleva la sonda, Giovanni Domenico Cassini, ya que nuestra historia comienza con él. La razón es, por supuesto, que el italiano fue precisamente su descubridor, y además mostró una intuición e inteligencia magníficas al estudiar la luna, como veremos luego.

Aunque ya sepas la historia, permite que te refresque brevemente la memoria: el primer satélite de Saturno en ser descubierto fue el gigantesco Titán, como no podría ser de otro modo por su tamaño descomunal. Recuerda que Titán tiene un diámetro más de tres veces mayor que el siguiente satélite de Saturno en tamaño, Rea. Titán fue descubierto en 1655 por el holandés Christiaan Huygens, y la siguiente luna saturniana tardaría dieciséis años en ser descubierta.

Giovanni Domenico Cassini
Giovanni Domenico Cassini (1625-1712).

No sería Rea, sin embargo, a pesar de ser la segunda en tamaño: sería nuestra protagonista de hoy, Jápeto. La razón es que Rea y Jápeto tienen tamaños muy similares, pero Jápeto está muchísimo más lejos de Saturno que Rea, lo cual hace mucho más fácil verla con un telescopio decente que a su hermana “abrazada” al enorme planeta. Jápeto fue descubierta en 1671 por Giovanni Cassini en su recientemente inaugurado observatorio de París –que abrió en ese mismo año–. Dicho de otro modo, el italiano demostró a su mecenas, el Rey Sol, que la inversión en ese observatorio merecía la pena.

De hecho, Cassini le demostró a Luis XIV esto una y otra vez: en 1671 descubrió Jápeto, en 1672 Rea y en 1684 Tetis y Dione. Como ya sabes si eres tamicero añejo, Cassini tenía clarísimo quien le daba de comer y llamó a los cuatro satélites saturnianos que había descubierto sidera lodoicea (Estrellas de Luis), emulando a Galileo y sus sidera medicea de Júpiter –y si no sabes de que hablo, ¡a leer!–. Todo esto, por supuesto, a pesar de que Cassini tenía absolutamente clara la naturaleza de estas “estrellas”.

Observatorio de París
Grabado del Observatorio de París en época de Cassini.

El nombre de Jápeto, por cierto, no le fue dado por Cassini, y seguro que también sabes por qué: los nombres de los satélites saturnianos basados en los de los titanes se los debemos a John Herschel, el hijo de William. En este caso el titán honrado es Jápeto, hijo de Urano y Gaia, hermano de Crono y padre de Atlas, Prometeo, Epimeteo y Menecio. Antes de Herschel este satélite recibía el anodino nombre de Saturno V.

Como ya he dicho antes, la razón probable de que Cassini descubriese Jápeto antes que Rea es la distancia a Saturno. Rea tiene un radio orbital de unos 527 000 km, mientras que el de Jápeto es de unos 3 560 000 km, ¡casi siete veces más! De hecho, fíjate en la tremenda distancia a Saturno comparada con el resto de lunas que hemos visitado: casi todas las principales estaban bastante juntas entre los 185 000 km de Mimas y los 527 000 de Rea. Hace falta ir mucho más lejos para alcanzar el siguiente grupo, la pareja Titán-Hiperión, entre 1 200 000 y 1 500 000 km. Y ahora llegamos a la última de las lunas principales, Jápeto, a tres millones y medio de kilómetros de Saturno: la luna más solitaria de todas las principales.

Órbita de Jápeto
Órbita de Jápeto, en rojo [The Singing Badger / Creative Commons Attribution-Sharealike License 3.0].

Dado que Jápeto está mucho más lejos que el resto de lunas que hemos visto, su período orbital es también mucho mayor: tarda casi ochenta días en dar una vuelta al planeta. Esto significa, por supuesto, que para poder percibir su movimiento orbital desde la Tierra es necesario esperar bastante tiempo e ir mirando hacia la luna noche tras noche hasta observar una órbita completa. También es posible, claro, esperar un mes o dos y mirar de nuevo, y la encontraremos en un lugar apreciablemente diferente de su órbita.

Esto mismo exactamente hizo Cassini tras descubrirla, y se topó con algo rarísimo. El italiano vio la luna a la izquierda de Saturno con el telescopio, y tras unas cuantas noches se dio cuenta de que el período era bastante largo. Tras estimar el período orbital a partir de unas cuantas observaciones, Cassini esperó un par de meses: Jápeto se encontraría entonces al otro lado de Saturno, el derecho, y el astrónomo tenía una idea razonablemente buena de hacia dónde mirar para verlo entonces.

Pero no vio absolutamente nada.

Tras la espera de rigor, cuando Jápeto debería encontrarse de nuevo a la izquierda de Saturno visto desde la Tierra, Cassini dirigió su telescopio hacia el lugar donde debería estar… y allí estaba Jápeto, inconfundible y brillante. Otra larga espera para que la luna pasara a la derecha de Saturno… y Jápeto desapareció del mapa de nuevo durante mes y medio.

¿Qué diantres estaba pasando? Era como si Jápeto estuviera ahí, visible clarísimamente, a la izquierda de Saturno, pero nunca jamás apareciese al otro lado. Esto no era explicable diciendo que algo tapase a Jápeto en la mitad derecha de su órbita: evidentemente la luna pasaría de vez en cuando tras Saturno, ¡pero debería aparecer al otro lado! ¿Por qué sólo era visible a la izquierda? ¿Es que sólo realizaba media órbita? ¡Absurdo!

Dado que no había explicación posible para la desaparición de Jápeto, Cassini hizo lo que le pareció más lógico: mirar con más detenimiento donde debería estar el satélite durante su semiórbita “de la derecha”. El satélite, según pensaba el italiano, muy probablemente sí estaba allí, pero por alguna razón estaba oculto. Gracias a la generosa ayuda de Luis, Cassini construyó mejores telescopios en París y finalmente, treinta y cuatro años después de descubrir Jápeto, lo vio a la derecha de Saturno exactamente donde debería estar de acuerdo con su movimiento orbital, pero dos magnitudes más tenue que en la otra mitad de su órbita.

Esto puede sonar poco impresionante, pero es porque la magnitud aparente es logarítmica: cada punto de diferencia implica 2,5 veces más o menos brillo aparente. Si una estrella tiene una magnitud 7 y otra tiene una magnitud 8, por ejemplo, la primera es 2,5 veces más brillante que la otra. Si una tiene magnitud 7 y otra 9, dado que cada unidad de diferencia multiplica o divide por 2,5, la primera es 2,52 veces más brillante, es decir, 6,25 veces más brillante.

De manera que Cassini determinó en 1705 que en una mitad de su órbita Jápeto disminuía su brillo aparente más de seis veces. Y esto era muy difícil de explicar. Giovanni tenía bien claro que el brillo de cualquier satélite no es propio, sino la reflexión de parte de la luz solar, de modo que no podía ser que Jápeto emitiese más luz unas veces que otras, ¡no emitía ninguna luz, simplemente la reflejaba!

Tampoco era aceptable pensar que se tratase de dos lunas diferentes, una brillante y otra tenue, compartiendo órbita: la luna brillante nunca aparecía a la derecha de Saturno, y la tenue nunca aparecía a la izquierda, ¡y cada una aparecía cuando la otra desaparecía en Saturno! No, tenía que ser el mismo satélite, pero ¿cómo era posible que su apariencia fuera tan distinta a un lado y otro?

La conclusión de Cassini me parece de una intuición sorprendente. Era posible explicar este extraño comportamiento suponiendo dos cosas:

  • La luna era una sola, pero tenía mitades de dos colores diferentes, una mitad clara y otra oscura.

  • El período rotacional de la luna era exactamente igual que su período de traslación alrededor de Saturno, de modo que siempre presentaba la misma cara al planeta.

Suponiendo estas dos cosas, un hemisferio claro y otro oscuro y la coincidencia de períodos orbital y rotacional, todo quedaba explicado. En una mitad de su órbita, Jápeto presentaba hacia nosotros su hemisferio oscuro, y en la otra su hemisferio claro. De ahí el cambio de magnitud aparente: todo dependía de qué hemisferio estuviésemos mirando.

Naturalmente, esto suponía además dos coincidencias curiosas que, hasta donde yo sé, Cassini nunca mencionó:

  • Que la división entre los dos hemisferios era a lo largo de meridianos, es decir, no eran hemisferios “norte y sur”, sino “este y oeste”, de diferentes colores.

  • Que la transición entre los dos dos hemisferios enfrentados hacia la Tierra se producía aproximadamente en el paso por Saturno –frente al planeta o tras él, según el caso–.

Ninguna de las dos coincidencias lo son, por cierto: ambas pueden deducirse lógicamente del comportamiento de Jápeto, y ambas están relacionadas. Luego hablaremos de ellas, pero sabes ya la suficiente planetología –aunque no seas consciente de ello– para aventurar una hipótesis ya, antes de seguir leyendo, si es que te atreves a comparar tu intuición con la del genial Cassini.

No alabaría la intuición de Cassini si no estuviera bien encaminada, claro. Efectivamente, Jápeto es una luna bicolor, con un hemisferio muchísimo más blanco que el otro. La región oscura es casi negra, con un albedo de 0,05, y la clara tiene un albedo de hasta 0,6, más de diez veces más que la otra. La consecuencia es justo lo observado por Cassini: una magnitud aparente de 10,2 para el lado claro y 11,9 para el oscuro. Dado que los mejores telescopios del XVII no podían detectar magnitudes mayores (más tenues cuanto más grande el número) que alrededor de 11, Cassini no pudo ver la cara oscura de Jápeto en el momento de descubrir la luna ni hasta varias décadas después.

En honor a la inteligencia de Cassini, la región oscura de Jápeto se llama Cassini Regio. La región más clara recibe dos nombres de los que hablaremos luego, pero ninguno tan importante como el que honra al italiano y su hipótesis magistral.

Desde luego, hizo falta esperar muchísimo tiempo para que la hipótesis bicolor de Cassini se sustanciara. Cuando las Voyager alcanzaron el subsistema saturniano en 1980 y 1981, nos proporcionaron múltiples fotografías de Jápeto desde diferentes ángulos, revelando el peculiar aspecto de la luna sin lugar a dudas. Por ejemplo, en esta imagen se ven ambos hemisferios y el tremendo contraste entre ellos:

Jápeto, fotografiado por Voyager
Jápeto, fotografiado por una Voyager (no sé cuál de las dos) [NASA].

Como siempre, la calidad de las fotos de estas primeras sondas no es demasiado buena si la comparamos con las de Cassini –que hacen babear al más templado–, pero me siguen poniendo la carne de gallina. Aquí tienes una serie de fotos de Voyager desde diferentes perspectivas:

Jápeto, fotografiado por Voyager
Jápeto, fotografiado por las Voyager [NASA].

Gracias a las Voyager pudimos conocer con enorme detalle la órbita de Jápeto y sus características físicas principales. Ya hemos visto antes que la órbita de esta luna es desproporcionadamente grande comparada con las de las que hemos visto antes, pero hay otra diferencia que tal vez sea incluso más importante: su inclinación sobre el plano ecuatorial de Saturno.

Como recordarás, todos los demás satélites saturnianos que hemos estudiado hasta ahora tienen órbitas que están prácticamente sobre el plano ecuatorial de Saturno, como sucede también con los anillos. Todo esto no es sorprendente, ya que pensamos que se trata de objetos que proceden originalmente de la misma masa en rotación.

Otra manera de ver esto es pensar así: si te encontrases en cualquier otra luna de Saturno, apenas podrías ver los anillos, ya que son delgadísimos y estarías viéndolos siempre “de canto”… salvo que estuvieras en Jápeto. La órbita de Jápeto tiene una inclinación de unos 15º sobre el ecuador de Saturno; puedes ver el contraste con el resto de lunas principales en esta imagen en la que todas las órbitas están más o menos de canto:

Órbita de Jápeto
Órbita de Jápeto, en rojo [The Singing Badger / Creative Commons Attribution-Sharealike License 3.0].

Naturalmente, visto desde Jápeto todo es al revés: verías el resto de órbitas inclinadas, y también los anillos, de modo que esta luna te permitiría disfrutar de la vista en todo su esplendor. Desgraciadamente, al estar a tres millones y medio de kilómetros del planeta –unas diez veces más lejos que nuestra Luna de la Tierra– el tamaño de Saturno sería diminuto comparado con la vista de las lunas interiores: tendría tan sólo cuatro veces el tamaño de nuestra Luna vista desde la Tierra.

Las Voyager también revelaron la causa de las dos coincidencias que mencioné antes. La razón es simplemente que el hemisferio claro y el oscuro no están situados de cualquier manera: el hemisferio claro es el trasero, y el hemisferio oscuro el delantero, en el movimiento de Jápeto alrededor de Saturno. Como en el resto de lunas saturnianas, Jápeto tiene el mismo período orbital que rotacional, de modo que siempre presenta la misma cara hacia el planeta; es lo mismo que le pasa a nuestra Luna, y fue en aquel artículo en el que explicamos el porqué, de modo que no voy a repetirlo aquí.

También este comportamiento tiene una causa, y también espero que seas capaz de deducirla tú mismo con lo que has aprendido en esta serie: Jápeto era originalmente casi blanco. Sin embargo, tras millones de años recorriendo una región razonablemente sucia del espacio que rodea a Saturno, la luna se fue ensuciando por delante, lo mismo que un coche que hace un largo viaje por la autopista suele tener la parte delantera mucho más sucia que la trasera.

Es posible que también sospeches correctamente por qué Jápeto era de un color tan claro al principio. No hace falta más que medir el diámetro de la luna y su tirón gravitatorio para estimar así su volumen, su masa y, con ellos, su densidad. Ya he dicho antes que el diámetro de Jápeto es prácticamente igual que el de Rea, unos 1 500 km (el de nuestra Luna es de unos 3 500 km). Su volumen es por tanto unas trece veces menor que el de Selene. Sin embargo, la masa de Jápeto es de unos 1,8·1021 kg, cuarenta veces menos que la de nuestra Luna.

Esto significa que Jápeto es mucho menos denso que nuestra Luna: unas tres veces menos. La densidad de la luna saturniana es muy parecida a la del agua, unos 1 080 kg/m3, lo cual a su vez quiere decir que en su mayor parte se trata de una bola de hielo con rocas embebidas en él. El aspecto rocoso de la cara oscura no es más que una ilusión: un barniz no demasiado espeso que cubre el hielo del interior, con trozos de roca dentro como las pasas de un bizcocho. No es sino una bola de nieve sucia.

Este fenómeno de “ensuciamiento de la cara delantera” lo sufren muchos satélites, pero en el caso de Jápeto el contraste de color es tremendo, y no estamos completamente seguros de por qué. El modelo más aceptado ahora mismo, ya que las simulaciones realizadas por ordenador con las premisas que voy a contarte predicen lo que vemos con bastante exactitud, es bastante complejo.

Imagina la luna al principio, toda ella casi blanca excepto por la ocasional roca oscura (una de las “pasas” del bizcocho). Imagina ahora el polvo y rocas externos depositándose preferentemente sobre la cara frontal de Jápeto en su movimiento. Tras cierto tiempo, la región delantera sería algo más oscura que la trasera. Pero esto a su vez significa que la región delantera reflejaría menos luz solar, y se calentaría más.

Este efecto es evidente, pero muy pequeño en casi cualquier luna: la duración de un día es tan pequeña para las lunas cercanas a Saturno que apenas da tiempo a que la diferencia de temperatura se haga demasiado grande. Pero dado que Jápeto tarda unos 80 días en dar una vuelta a Saturno, el Sol impacta durante mucho tiempo sobre cada parte de la superficie de la luna antes de desaparecer. Esto hace que la diferencia de color suponga una enorme diferencia de temperatura entre ambas regiones.

Si Jápeto fuera una bola de hielo sin más, la consecuencia sería simplemente que una región sufriría mayor deshielo diurno –como no hay atmósfera se trata de sublimación de hielo a vapor de agua– y ese vapor de agua se depositaría mediante sublimación inversa en la región trasera, más blanca y por tanto más fría. Pero Jápeto no sólo está hecho de hielo.

Según el hielo de la zona más caliente se sublima, revela las capas inferiores, que también contienen esas “pasas de bizcocho” de polvo y roca, que son oscuras. De modo que, tras la desaparición de una capa de hielo, el polvo y rocas siguen quedando allí, mientras que el hielo se ha ido. Esto significa que lo que queda es una mezcla de polvo y rocas del interior de la luna y polvo y rocas que la ensuciaron originalmente: oscuridad y más oscuridad. Sin embargo, el polvo y rocas interiores nunca se ven en la cara trasera, ya que ésta sufre el efecto contrario: la deposición constante de hielo sublimado desde la cara delantera.

Es más, incluso aunque la cara trasera sufre el impacto ocasional de polvo y rocas oscuras, la deposición constante de hielo de la delantera las va cubriendo y apenas los vemos. Como puedes darte cuenta, todo es un efecto en cadena que amplifica la diferencia de color entre ambos hemisferios.

Todo esto se hizo mucho más claro –y más bello– en 2004, cuando la sonda Cassini alcanzó el subsistema saturniano. Más aún en 2007, cuando Cassini hizo su pasada más cercana a la luna, a unos 1 200 km de la superficie (¡menos del diámetro de la propia Jápeto!). Para dar una perspectiva de lo reciente de esto, El Tamiz lo dio como noticia, ya que por entonces ya existía el blog: Cassini se encuentra con Jápeto, publicado casi exactamente hace siete años.

Como siempre, la belleza de las fotos de Cassini hace inútiles las palabras (aunque no haga que yo me calle):

Jápeto, fotografiada por Cassini
Jápeto, fotografiada por Cassini en 2004. La imagen es la composición de cuatro fotos diferentes. Versión a 1380x1378 px [NASA].

Como puedes ver, la foto de arriba es fundamentalmente del hemisferio oscuro: Cassini Regio, con algo del polo de color más claro en la parte superior de la foto. A lo largo del resto del artículo mostraré fotos de Cassini desde otros ángulos, de modo que tengas una mejor idea de la geografía de toda la luna. El caso es que las fotos de la sonda nos revelaron una luna peculiar, no sólo por su doble color.

En primer lugar, Jápeto no es completamente esférica –y no estoy hablando de la cadena montañosa de la foto de arriba–. Esto no es sorprendente, ya que cualquier objeto estelar que gira sobre sí mismo tiende a ser un esferoide, y no una esfera. Cuánto se separa la forma de un objeto en rotación de la de una esfera depende básicamente de la velocidad con la que gira y su plasticidad.

Dado que Jápeto gira sobre su eje muy lentamente –como he dicho antes, tarda unos 80 días en dar una vuelta a Saturno y en girar sobre sí misma–, podríamos esperar que fuera una esfera casi perfecta. Sin embargo, no lo es: el radio ecuatorial es casi un 5% mayor que el polar. Esto puede parecer poco, pero piensa que en el caso de nuestra propia Tierra este valor es del 0,3%. Como dije al hablar de nuestro planeta, la Tierra es tan esférica que cumpliría las reglas oficiales del billar. Jápeto, sin embargo, está muy achatada, a pesar de que su rotación es ochenta veces más lenta que la nuestra.

Jápeto, hemisferio trasero
Hemisferio trasero de Jápeto, fotografiado por Cassini. Versión a 4100x4100 px. [NASA].

Pensamos que la respuesta a este enigma está en el pasado: cuando se formó, Jápeto era mucho más deformable que ahora, ya que estaba parcialmente líquida. En ese momento, su velocidad de rotación probablemente era mucho mayor que ahora, especialmente dado su tamaño: seguramente de unas diez horas nada más. Según pasó el tiempo, la luna se enfrió, y las fuerzas de marea fueron disminuyendo su velocidad de rotación hasta hacerla coincidir con la de traslación, pero para entonces la luna ya se había “congelado” en su forma esferoidal.

No hace falta que me detenga en detalles que, a estas alturas de la serie, ya tienes clarísimos mirando la luna: la abundancia de cráteres revela la ausencia de atmósfera. Esto lo podría ver cualquiera, pero tú puedes ver más allá aún – los cráteres son suficientemente abundantes para significar además que hace mucho tiempo que Jápeto está geológicamente muerta. También observarás que la distribución de cráteres es prácticamente homogénea por toda la luna, otro síntoma de que su interior está frío y sólido, a diferencia de otras lunas saturnianas como Encélado.

Aunque me repita: la ausencia de actividad geológica tiene una causa que también deberías poder deducir tú solo a estas alturas. Por un lado, la enorme distancia entre Jápeto y el padre Saturno hace que las fuerzas de marea sean mucho menos intensas para esta luna que para otras más cercanas. Por otro lado, como puedes ver en la imagen de la órbita desde la perspectiva polar, la órbita de Jápeto es prácticamente circular. Tiene una excentricidad de 0,03, lo cual evita cualquier calentamiento de marea intenso y ha permitido que la luna se enfríe por dentro hasta morir, geológicamente hablando.

Permite que muestre las dos fotos anteriores una junto a la otra para mostrarte los accidentes geográficos más importantes de Jápeto. En ellas se observa casi todo lo interesante que hay en la luna, y quiero intentar que recuerdes lo esencial:

Hemisferios de Jápeto
Hemisferios de Jápeto [NASA].

En el hemisferio trasero destacan tres cosas. Por un lado, la cadena montañosa que marca el ecuador de la luna, y que es tan importante que hablaremos de ella en particular más adelante. Por otro, casi toda la región es oscura, lo que quiere decir que estamos mirando Cassini Regio. Finalmente, ves dos de los principales cráteres de Jápeto. En el centro y ligeramente por encima de la cadena ecuatorial hay uno bastante grande, Falsarón, y mucho mayor que él, a la derecha y pegado al ecuador, el mayor cráter de Jápeto, Turgis.

Turgis es un cráter descomunal. Como casi todos los accidentes geográficos de Jápeto, su nombre proviene de La Chanson de Roland (El Cantar de Roldán), la primera obra literaria de la historia en francés. Hay excepciones, claro, y la más importante de todas es Cassini Regio. Turgis es el barón sarraceno de Tortosa en la Canción. En Jápeto, Turgis es un cráter de unos 580 km de diámetro (recuerda que el de la luna completa es de 1 500 km) y uno de los más grandes de todo el Sistema Solar.

Tan grande es Turgis que tiene multitud de cráteres en su interior, algunos de ellos con nombre. Aquí puedes ver el cráter Malun, dentro de Turgis y pegado a su borde:

Turgis, cráter de Jápeto
Malun, en el interior de Turgis [NASA].

En la foto de la derecha apenas se ve Cassini Regio. Puedes distinguir dos regiones de color claro, una por encima y otra por debajo de una franja algo más oscura. Por comodidad se les han dado nombres distintos a ambas: la que está por encima del ecuador se llama Roncesvaux Terra (Tierra de Roncesvalles), y la que está por debajo Saragossa Terra (Tierra de Zaragoza), dos lugares que aparecen en la Chanson.

Abajo y a la izquierda puedes ver el segundo cráter más grande del satélite, Engelier, uno de los doce Pares de Francia. En la luna es otro monstruoso cráter de unos 500 km de diámetro, algo más pequeño que Turgis. Pero lo más interesante de la foto derecha del hemisferio más claro no es lo que se ve, sino lo que no se ve: no hay apenas rastro de la cadena montañosa.

Esta cadena montañosa es una de las estructuras geológicas más peculiares de todo el Sistema Solar: una cadena montañosa que recorre parte del ecuador de la luna, y con un tamaño tan descomunal respecto al del propio satélite que le da una forma parecida a la de una nuez:

Cadena montañosa de Jápeto
La cadena montañosa de Jápeto, fotografiada por Cassini [NASA].

Vista desde lejos parece casi una muralla –y hay quien sostiene, con una gran dosis de fantasía, que probablemente es una estructura construida por una inteligencia extraterrestre–. Al acercarnos se observa, sin embargo, que es una serie de montañas. En algunas zonas hay picos aislados, en otras hay segmentos más o menos largos, de decenas o cientos de kilómetros, pero de lo que no cabe duda es de que como cordillera está prácticamente sobre el ecuador de la luna a lo largo de toda la Cassini Regio.

La cadena tiene unos 1 300 km de longitud en total, unos 20 km de anchura y unos 13 km de altura en promedio. Piensa en esa altura y luego en la de los picos más altos de la Tierra… y luego piensa en los tamaños relativos de Jápeto y la Tierra. Estamos hablando de montañas descomunales. Hay algunos picos que se alzan más de 20 km sobre las llanuras circundantes. Pocos accidentes geográficos del Sistema Solar se le pueden comparar.

Es evidente que se trata de una serie de montañas ancestrales, ya que al mirarlas de cerca se ve que están completamente cubiertas de cráteres de distintos tamaños. No podría ser de otro modo, ya que como hemos dicho antes hace mucho tiempo que el interior de Jápeto es incapaz de producir montañas de cualquier tamaño, mucho menos gargantúas como estos picos despampanantes.

Cordillera de Jápeto, de cerca
La cordillera ecuatorial de Jápeto fotografiada en la pasada más cercana de Cassini. Versión a 1024x1024 px. [NASA].

La segunda peculiaridad de la cordillera ecuatorial es que, como he dicho, apenas se ve en la cara de color blanco: sólo se perciben picos aislados, mucho más bajos sobre la llanura que los rodea que en Cassini Regio. Esto puede ser porque efectivamente la cordillera es más baja allí, pero también puede ser que sea igual en toda la luna, pero que entre Roncesvaux Terra y Saragossa Terra haya suficiente hielo depositado a lo largo de los eones que haya ido ocultando la cordillera que allí había antes. No estamos seguros.

Tampoco estamos seguros de la razón de la existencia de esta cordillera. Es muy improbable que su posición casi exactamente a lo largo del ecuador sea una casualidad, pero es algo lo suficientemente peculiar para requerir una explicación: de ser algo inevitable, existiría en muchos otros cuerpos del Sistema Solar. ¿Por qué sólo en Jápeto?

Mapa de Jápeto
Mapa de Jápeto a partir de imágenes de Cassini. Versión a 6199x3407 px (ojo, que es un monstruo) [NASA].

Una de las hipótesis que pueden explicarlo tiene que ver con la velocidad de rotación y el enfriamiento de la luna. Si Jápeto giraba originalmente muy deprisa sobre su eje y sus capas exteriores se enfriaron mucho más deprisa que las interiores, sería posible que el reborde ecuatorial quedase “congelado” cuando la velocidad de rotación aún era grande y se produjo la solidificación de la corteza, mientras que el interior permaneció líquido bastante más tiempo y las fuerzas de marea fueron disminuyendo luego la rotación de la luna.

Esta hipótesis requiere una diferencia de enfriamiento entre exterior e interior muy grande. Es evidente que el exterior de algo caliente se enfría antes que el interior, como bien sabes si has abierto un pastel poco después de salir del horno. Pero esta diferencia no es suficiente para explicar el lento enfriamiento del interior de Jápeto. Tampoco lo son las fuerzas de marea a esta distancia de Saturno y con tan poca excentricidad.

La diferencia sí podría explicarse si en el interior de Jápeto existía la suficiente cantidad de isótopos radioactivos como para que su desintegración gradual continuase calentando la luna mucho tiempo después de su formación. En el caso del pastel y el horno, es como si el pastel tuviera en su interior pequeñas resistencias que siguieran emitiendo calor mucho tiempo después de salir del horno.

Otra hipótesis mucho más divertida dice que es posible que Jápeto fuera originalmente una luna con una luna. Un impacto suficientemente grande sobre Jápeto –y los cráteres como Turgis indican que los ha habido muy violentos– podría haber desgajado un trozo del satélite, que a su vez empezó a orbitar alrededor de Jápeto.

Jápeto, claroscuro
La superficie de Jápeto en ambos hemisferios [NASA].

Esto no es inusual para un planeta –y nuestra propia Luna puede haber tenido ese origen–, pero sí para un satélite, ya que el planeta suele ganar en el tirón gravitatorio. Dicho de otro modo, un trozo desgajado de un satélite suele convertirse en satélite del planeta –en este caso, Saturno–, pero Jápeto está tan lejos del gigante que es posible que el trozo desgajado se pusiera a orbitar a la luna y no al planeta.

Lo que pasó después, de acuerdo con esta hipótesis, es que el sub-satélite no tenía demasiada cohesión –algo probable dado que Jápeto es más bien endeble– y la gravedad japetiana acabó rompiéndolo en pedazos y formando un anillo. Este anillo terminaría cayendo hacia Jápeto de nuevo debido a la acción de la gravedad, y dado que tanto el sub-satélite como el anillo estarían en el plano ecuatorial de Jápeto, la deposición del anillo se produciría a su vez en el ecuador de la luna, formando la cordillera ecuatorial.

En otras palabras, no tenemos ni idea.

Es posible que Cassini tenga otra oportunidad de echar un vistazo cercano en 2015, aunque seguramente no tan cerca como lo hizo en 2007. Que yo tenga noticia no hay planes de visitar Jápeto en el futuro cercano, de modo que es posible que nos quedemos sin saber la verdad sobre el origen de esta cordillera durante mucho tiempo.

Ahora bien, en mi opinión Jápeto es un excelente candidato para establecer, en un futuro más lejano, una base de reabastecimiento para el tránsito entre las regiones interiores y las exteriores del Sistema Solar. Piénsalo y verás que tiene todas las ventajas que podamos imaginar excepto una, e incluso ésa es fácil de solventar.

  • Por un lado, está lejos de Saturno, lo cual hace más barato energéticamente hablando hacer una parada en ella, ya que no hay que descender demasiado en el pozo gravitatorio saturniano.

  • Por otro lado, es geológicamente inerte, con lo que no hay peligro de que un criovolcán destruya la base que establezcamos allí de buenas a primeras. La estabilidad está casi garantizada.

  • Finalmente, tiene abundancia de hielo de H2O, lo cual significa que no sólo hay agua, sino que tras la electrólisis –para lo cual, cierto, es, haría falta bastante energía– dispondríamos de oxígeno e hidrógeno para respirar y como combustible de fusión respectivamente.

La principal desventaja de Jápeto es que, al ser completamente sólida por dentro, no tiene un campo magnético propio que proteja su superficie del imapcto de partículas energéticas procedentes del exterior. Sin embargo, es posible atenuar este problema estableciendo una base subterránea: la estabilidad geológica de la luna y su pequeña densidad lo harían factible y, además, energéticamente barato.

No puedo terminar sin mencionar, como hice con Hiperión, la relación entre este satélite y la literatura de ciencia-ficción. En este caso no puedo decir mucho para no reventar secretos, pero te recomiendo que leas –o releas– 2001, Una odisea en el espacio, de Arthur C. Clarke, ya que Jápeto tiene una gloriosa aparición en ella. No desvelo nada en la siguiente cita:

Un hemisferio del satélite, que, como sus compañeros, siempre presentaba la misma cara hacia Saturno, era extremadamente oscuro y mostraba muy poco detalle en la superficie. El otro, en total contraste, estaba dominado por un óvalo blanco brillante, de unas cuatrocientas millas de largo y doscientas de ancho. Por el momento sólo una parte de esta impresionante formación estaba iluminada, pero ahora era obvia la razón de las extraordinarias variaciones en el brillo de Jápeto.

Arthur C. Clarke, 2001: Una odisea en el espacio.

Pero, a diferencia de Dave, nuestro destino final no es Jápeto, sino que continuaremos nuestro viaje en la siguiente entrega de la serie para alejarnos aún más de Saturno y visitar las lunas exteriores del gigante, sobre todo una de ellas. ¡Hasta entonces!

Para saber más (esp/ing cuando es posible):

Mutual Events Among Jupiter’s Satellites, 2014–15

Sky&Telescope -

For the first time since 2009, we have entered a season of Jupiter's Galilean satellites eclipsing and occulting each other. That is, their nearly identical orbital planes are now nearly edge-on to the Sun and to Earth. These events will continue until Jupiter disappears into the sunset in July 2015.

These "mutual event seasons" happen about every 6 years. For the last several such seasons, amateurs equipped for photometry have joined with professionals in carefully recording some of the events. Precise light curves of them can refine the orbits in Jupiter's satellite system. The whole system is slowly evolving in interesting ways as the Galilean satellites perturb each other and interact tidally with Jupiter and with each other.

Here is the current campaign's headquarters page, including a schedule of all the predicted events:

Here is a PowerPoint telling why and how you can join in, including the equipment you need:


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Warko Observatory

Sky&Telescope -


Warko Observatory


800 E. 52nd St.
Kansas City
Missouri  64110 USA


Joe Wright 






The Warkoczewski "Warko" Observatory is located on the roof of Royall Hall on the University of Missouri – Kansas City campus and is open on most clear Friday evenings from May 1st until October 31st starting at dusk for viewing of the moon, planets, bright star clusters and nebulae. The main telescope is a custom designed, 16” Newtonian reflector and is operated by the Astronomical Society of Kansas City for the university. Admission is free and its central location, just east of the Plaza, makes it very convenient for city residents. You may want to bring warm clothing for early spring and late fall nights, but come up and enjoy the surprise of just what astronomy is possible in the heart of Kansas City!

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