MAR DE LA SERENIDAD (3)

Mascon Mare Serenitatis (GRAIL)

 

   

Lunar Prospector

Mare Serenitatis (1) es un mar situado en el hemisferio norte de nuestro satélite, de alrededor de 675 km de diámetro.  Su belleza es sobrecogedora.

En la imagen podemos observar la mayor parte de éste, los Montes Caucasus (2), de 443 km, que hacen de frontera con Mare Imbrium (3), y hacia el este Mare Serenitaris se derrama hacia el Lacus Somniorum (4), el hermoso Lago de los Sueños.

Son muy vistosos los cráteres Aristóteles (5), de 88 km, y Eudoxus (6), de70 km, al norte, Posidonius (7), de más de 100 km de diámetro al sur de Lacus Somniorum y, en el medio de Mare Serenitatis, el pequeño Bessel  (8), de poco más de 15 km, traspasado por un rayo posiblemente procedente de Tycho.  También es muy bonito de ver el curioso Cassini (9), de 56 km.

A la izquierda, casi fuera de la imagen, Vallis Alpes (10).

En el centro de Mare Serenitatis se ha identificado una anomalía gravitacional (mascon, mass concentration), característica que comparte con algún otro mar de la Luna, y de la que hemos hablado en otras entradas.

El norte está a la izquierda.

Maksutov Cassegrain 127

Cámara QHY 5II M

Barlow x2

Procesado con Registax 6

DESPUÉS DEL ECLIPSE

Durante la Luna llena no se pueden apreciar los detalles del relieve de nuestro satélite debido a la falta de contrastes que ofrece la luz solar cayendo de plano sobre el terreno. Sin embargo, es buena ocasión para observar los espectaculares eyectos de los cráteres y las diferencias del terreno entre los mares y las tierras altas.
Por no hablar de la belleza que siempre transmite.

Hay tanta soledad en ese oro.

La luna de las noches no es la luna

que vio el primer Adán. Los largos siglos

de la vigilia humana la han colmado

de antiguo llanto. Mírala. Es tu espejo.

                                      Borges.


Maksutov Cassegrain 127
Móvil Huawei P9

ECLIPSE ENERO 2019

Por supuesto, hoy no podía faltar el eclipse.

Maksutov Cassegrain 127
Teléfono móvil Huawei 9 P lite a foco primario.

MI TELESCOPIO

Hoy os presento a mi telescopio. Se trata de un Maksutov Cassegrain de la marca Celestron, con una apertura de 127 mm, distancia focal de 1500 mm, y relación focal f:12.
Montura altazimutal computerizada.
Los MC, como cualquier tipo de telescopio, tienen ventajas e inconvenientes, dependiendo de lo que quieras observar.
Ventajas:
- Perfectos para observación lunar y planetaria.
- Muy buen comportamiento en estrellas dobles
- Fáciles de transportar y manejar.
Inconvenientes:
- Regular para cielo profundo.
Los MC son telescopios relativamente poco luminosos, sobre todo si los comparamos con los reflectores, así que si te encanta hacer observación de galaxias, nebulosas, etc, no lo dudes, hazte con un Newton.
Evidentemente, con un ocular de 35 o 40 mm la cosa cambia, pero aún y así son mejores ahí los reflectores.
Llevo ya bastantes años con esta afición, y he tenido varios aparatos. El primero fue un Dobson de 150 mm. Posteriormente me hice con un Newton de 200 mm de montura ecuatorial.
La verdad es que acabé un poco cansado de éste último, porque a partir de 150 mm, con la montura ecuatorial, ya pesan lo suyo y son complicados para el transporte. Pero tengo gratos recuerdos del Dobson.
Ahora, con el MC, estoy muy contento. Desde mi terraza (vivo en un ático en las afueras de mi ciudad) he tomado todas las imágenes del blog.
Otra cosa son los accesorios. Cualquier tipo de telescopio requiere unos accesorios (oculares, filtros, software...) que pueden llegar a ser bastante caros. Y con las cámaras CCD ni te cuento.
Así que otro día hablaré de los accesorios que manejo.

STÖFLER Y MAUROLYCUS

Stöfler (1) y Maurolycus (2) son dos grandes cráteres situados en el accidentado hemisferio sur de nuestro satélite. El primero, de 126 km de diámetro y 2,8 km de profundidad, presenta un fondo relativamente plano con un albedo bajo, lo que le hace fácil de identificar. El borde occidental lo ha pulverizado el cráter más pequeño Faraday, de 70 km.
Maurolycus , de 114 km de diámetro, tiene 4,7 de profundidad, de paredes anchas y escalonadas. En su borde sureste está unido a Barocius. Su fondo tiene un sistema de picos centrales y un par de cratercillos.
El este está a la izquierda. Disfrutad del paisaje.

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Procesado con Registax 6.

MARE NECTARIS Y ALREDEDORES

En el centro de la imagen, Mare Nectaris, situado al este de nuestro satélite algo por debajo del ecuador, es un pequeño mar de 339 km de diámetro, rodeado por una escarpada zona que se extiende hacia el oeste y el sur.
Destacan en su borde oeste, de arriba abajo, un trío del que ya hemos hablado en anteriores entradas: Theophilus, Cyrillus y Catharina, y hacia el sur, un cráter medio inundado de lava, Fracastorius.
Otro accidente llamativo es la espectacular Rupes Altai, un acantilado de más de 500 km de largo que es, en realidad, el borde de un antiguo cráter de impacto.
El este está a la izquierda.

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Procesado con Registax 6

GRIETAS

Cercano ya el cuarto creciente, alrededor del ecuador lunar, apreciamos un torturado paisaje en el que destacan numerosos sistemas de grietas o fallas de diversas longitudes.
En la imagen podemos observar a Rima Ariadaeus (1), de más de 300 km, junto con la cercana Rima Hyginus (2), de más de 200 y, por último, Rima Triesnecker (3), también de cerca de 200 km.
Estas grietas tienen su origen en la antigua actividad volcánica de nuestro satélite, así como fracturas del manto.
En el siguiente video vemos la región del sistema de Rima Hippalus desde la sonda japonesa Kaguya. Mejor visualizarlo a pantalla completa, la luz apagada y con audio. Cerca de 8 minutos de pura belleza.
https://www.youtube.com/watch?v=OdklnFW6kss

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Procesado con Registax 6

EL SISTEMA MÚLTIPLE DE 30 ARI Y SU EXOPLANETA

30Ari es una estrella que se desdobla fácilmente con un pequeño telescopio, pero es muy interesante porque se trata de una binaria de binarias, y en una de ellas, un exoplaneta orbita a una de sus componentes.

Veamos: a 130 AL de casa se encuentra la estrella 30 Ari en la constelación de Aries. Por ahora diremos que es una binaria con componentes 30Ari-A y 30Ari-B, separadas por 1500 veces el radio de la órbita terrestre (1500 UA). Pero resulta que 30Aria-A, tiene una compañera, así 30Ari-A se transforma en 30Ari-Aa y 30Ari-Ab, girando entre ellas en un tiempo de un poco más de un día (1,1 días). Ya estamos hablando de un sistema triple, una doble alrededor de una simple.
La simple, 30Ari-B, tiene un planeta gaseoso, de unas 10 masas jovianas, orbitando su estrella hospedante en algo más de 300 días (335 días).
Pero sucede que 30Ari-B resultó tener una compañera, ahora se trata de 30Ari-Ba con su exoplaneta, girando alrededor de 30Ari-Bb.
Recordemos que en las binarias y en los planetas con sus estrellas, las componentes giran alrededor del centro de masas. O sea que tenemos un exoplaneta orbitando en un sistema cuádruple. Orbita una componente de un sistema binario. Ese sistema binario, a su vez, orbita con otra binaria.
Esto demuestra que los exoplanetas en sistemas múltiples son cada vez menos raros.

Más información en el magnífico blog de Pablo della Paolera
https://paolera.wordpress.com/2015/03/11/el-sistema-multiple-30-ari-y-su-exoplaneta/

Maksutov Cassegrain 127
Cámara QHY 5II M
15" de exposición
Procesado con Registax 6

CASTOR

Los sistemas estelares múltiples son muy frecuentes en el universo. Y, al contrario de lo que pueda parecer, especialmente complejos.

Cástor, alfa Geminorum,  es una estrella binaria visual situada a 51 AL de nosotros, cuyas componentes, Cástor A y Cástor B, completan una órbita cada 445 años. Aunque la distancia media entre ambas es de 104 UA, la excentricidad de la órbita (ε = 0,34) hace que la separación entre ellas varíe entre 71 y 138 UA. El plano orbital está inclinado 25º respecto a la línea de visión. A su vez, cada una de las componentes es una binaria espectroscópica: las componentes de Cástor A están separadas 0,12 UA con un período orbital de 9,21 días, mientras que las componentes de Cástor B, separadas 0,03 UA, completan una órbita cada 2,93 días.

Pero Cástor es, en realidad, una estrella «séxtuple»: tiene una acompañante muy poco luminosa a unos 72 segundos de arco, Cástor C, cuyos paralaje y movimiento propio son iguales al del par Cástor AB. Cástor C es también una binaria espectroscópica y además una binaria eclipsante (denominada YY Geminorum), cuyas componentes se mueven en una órbita circular con una separación de 0,018 UA, completando una vuelta cada 19,5 horas. La distancia entre Cástor C y el par Cástor AB es tan grande (unas 1000 UA) que aún no se ha observado movimiento orbital alguno

La estrella principal de Cástor A es una estrella blanca de la secuencia principal de tipo espectral  A1 V. Tiene una temperatura superficial de 9500 K y una luminosidad 37 veces mayor que la del Sol. Por su parte, la componente principal de Cástor B es una estrella con una temperatura de 8300 K y 13 veces más luminosa que el Sol. Las masas respectivas de A y B son 2,4 y 1,9 masas solares. Las acompañantes de estas dos estrellas blancas no son bien conocidas; la compañera de Cástor A puede ser de tipo K tardío y la de Cástor B una enana roja. Ambas binarias emiten rayos X, probablemente por la actividad magnética de las compañeras invisibles. ​

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Cámara QHY 5II M

14 segundos de exposición

Procesado con Registax 6

MARE CRISIUM 2

Perfectamente visible durante toda la lunación, Mare Crisium se ve incluso a simple vista como un gran ojo oscuro en el noroeste de nuestro satélite.
Muestra claramente que los llamados mares lunares son en realidad gigantescos cráteres cuyo fondo se ha visto invadido por lava fluida.
Mare Crisium mide 570 x 620 km, y se encuentra rodeado de las paredes de su antiguo cráter, que alcanzan los 3000 m. La lava que llena el fondo se onduló al enfriarse, dando lugar a una dorsal visible en el borde este.
El este está a la izquierda.

Maksutov Cassegrain 127
Procesado con Registax 6

PETAVIUS Y SU GRIETA

Petavius (1) es un gran cráter de impacto situado al sureste de Mare Fecunditatis (2).
El mejor momento para observarlo es al tercer o cuarto día de la lunación.
Mide 177 km de diámetro y posee una profundidad de 3,4 km. Su muro exterior es inusualmente ancho en proporción a su diámetro, y en algunos puntos muestra un borde doble.
El suelo presenta un conjunto de grietas llamadas Rimae Petavius. Las grandes montañas centrales son una formación prominente con múltiples picos, que se elevan a 1,7 km del piso. Una espectacular fractura se extiende desde los picos hasta el borde suroeste del cráter.
En la imagen, un conjunto de cráteres se extienden hacia el sur, entre los que destacan Snellius (3), Stevinus (4) y Furnerius (5).
El sur está a la izquierda y el este arriba de la imagen.

Maksutov Cassegrain 127
Procesado con Registax 6.

ENDYMION Y DE LA RUE

En los primeros días de la lunación podemos observar muy al norte, al este del Mare Frigoris, dos cráteres sobresalientes. Endymion (1), de 126 km de diámetro y 2,6 de profundidad, es perfectamente circular, aunque lo vemos ovalado por la perspectiva. Su suelo es liso, relleno de lava, lo que le da un bajo albedo.
De La Rue (2), por encima, de 136 km, es una antigua llanura amurallada, muy degradada.
Al sur de Endymion observamos Lacus Temporis (3), un pequeño mar de 117 km de diámetro y superficie relativamente lisa.
El este está a la izquierda.

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Cámara QHY 5II M
14" de exposición
Procesado con Registax 6

MINTAKA

Mintaka, Delta Orionis, pertenece al cinturón de Orion. 

Se trata de una estrella múltiple compleja; a un minuto de arco de la estrella principal se puede observar otra estrella de magnitud aparente +6,8. A la distancia de 915 AL a la que se encuentra Mintaka, la separación real entre ambas es de al menos 0,25 AL. Entre estas dos componentes existe una tenue estrella de magnitud 14. La estrella de magnitud 6,8 es además una binaria espectroscópica.

La componente principal —que llamamos Mintaka— tiene magnitud +2,23 y es también una estrella binaria, cuya duplicidad ha sido descubierta también mediante espectroscopia. Está compuesta por una estrella azul de tipo espectral O9.5II y una estrella clasificada como B0III o B2V. Cada una de ellas es 90.000 veces más luminosa que el Sol, siendo estrellas muy masivas, con una masa de 20 masas solares cada una. El periodo orbital del par es de 5,73 días, eclipsándose ligeramente la una a la otra, lo que conlleva una caída en el brillo de 0,2 magnitudes.

En 1904 Johannes Franz Hartamann, usando la luz proveniente de Mintaka, descubrió que el espacio interestelar de la galaxia no está vacío y contiene gas y polvo.

Maksutov Cassegrain 127

Cámara QHY 5II M

15 segundos de exposición

Procesado con Registax 6.

RIGEL Y SU COMPAÑERA

Esta es la segunda entrada que creo de Rigel, un sistema fascinante y complejo. Además, estoy más satisfecho de cómo ha quedado la imagen en esta ocasión.

Rigel, beta Orionis, es una supergigante situada a 860 AL de nosotros.

La principal componente del sistema es una supergigante blanco-azulada de tipo espectral B8Iab​ y con una temperatura superficial de 11.500 K. Estrella muy masiva —tiene una masa de 18 masas solares—, brilla con una luminosidad en el espectro visible 50.000 veces superior a la del Sol; si se considera la luz ultravioleta, su luminosidad aumenta hasta 85.000 veces la emitida por el Sol. Su radio es igual a 73 veces el radio solar —equivalente a 0,34 UA—, por lo que si estuviese en el lugar del Sol, se extendería casi hasta la órbita de Mercurio. Muy avanzada en su evolución, lo más probable es que en su interior exista un núcleo inerte de helio, si bien también podría estar fusionando helio en carbono y oxígeno después de haber pasado por la fase de gigante roja. ​ Estrellas de esta masa finalizan sus vidas en una explosión de  supernova.

Al moverse por una región con nebulosidades y siendo tan luminosa, Rigel ilumina varias nubes de polvo cercanas, siendo la más notable IC 2118 (la «Nebulosa Cabeza de Bruja»).​ Rigel parece también asociada a la Nebulosa de Orión, la cual, aunque situada aproximadamente en la misma línea de visión, se halla casi dos veces más alejada de la Tierra. A pesar de la diferencia de distancia, la proyección de la trayectoria de Rigel por el espacio, considerando su edad estimada —unos 10 millones de años—, la sitúa originalmente cerca de la nebulosa. Aunque Rigel es a veces clasificada como miembro de la Asociación estelar Orión OB1, parece estar demasiado próxima a nosotros para ser considerada un miembro real de la misma, a no ser que —al igual que Betelgeuse (α Orionis)— fuera expulsada de su lugar de nacimiento.

Rigel es una estrella variable con pequeñas oscilaciones en su brillo, fenómeno poco común en supergigantes. El rango de variabilidad oscila entre 0,3 y 0,03 magnitudes, equivalente a una variación entre el 3% y el 30%, con un periodo de 25 días. 

Se sabe que Rigel es una binaria visual al menos desde 1831, cuando fue medida por vez primera por von Struve. Aunque la estrella acompañante, Rigel B, tiene magnitud +6,7, su proximidad a Rigel A —más de 500 veces más brillante— supone un desafío para telescopios modestos. A la distancia estimada del sistema, Rigel B está separada de la estrella primaria por más de 2500 UA; consecuentemente, no se ha detectado movimiento orbital alguno, si bien comparten movimiento propio. ​

A su vez, Rigel B es una estrella binaria, compuesta por dos estrellas de secuencia principal separadas entre sí unas 100 UA. El periodo orbital de esta binaria es de unos 400 años. Una cuarta estrella de magnitud 15 parece también estar asociada al sistema. Visualmente a 44 segundos de arco —que corresponde a una separación real de más de 11.500 UA— puede ser una enana tipo K que tarda unos 250.000 años en completar una órbita en torno al brillante trío interior.

Comparación tamaño Rigel con el Sol.

Maksutov Cassegrain 127

Cámara QHY 5II M

Exposición 15 seg.

Procesado con Registax 6

ETA CASIOPEA

Archird (Eta Cassiopeiae / η Cas), es un sistema de estrellas situado en la constelación de Casiopea.

La estrella principal del sistema, η1, es una enana amarilla con una magnitud aparente de +3,45 de la clase espectral G3V. Su luminosidad es 1,3 veces superior a la del Sol, con un diámetro apenas un 15% superior al de nuestra estrella, y sólo 1,07 veces más masiva, todo lo cual la hace muy similar a ella (que pertenece a la clase espectral G2V).  

Su compañera, η 2, es una enana naranja de la clase espectral K7V y magnitud aparente de +7,51. Su luminosidad es de 0,07 veces la solar, su radio de la mitad del Sol, y tiene 0,42 veces la masa de nuestro astro.
Las dos estrellas giran alrededor de su centro de masas en una órbita de 480 años de período, y una separación media de 71 UA, aunque la elevada excentricidad orbital hace que tal separación varíe entre 36 y 107 UA

Se sitúan a poco más de 19 AL de nosotros.

Maksutov Cassegrain 127

Cámara QHY 5 II M

Filtros Baader RGB

Exposición 40"

Procesado con Resgistax 6 y Photoshop

M42

Sin ninguna duda, la nebulosa de Orion es uno de los objetos de cielo profundo más fotografiados.
Se trata de una inmensa nube de gas ionizado por estrellas muy calientes y jóvenes, que forma parte de una estructura gaseosa mucho mayor en el centro de la constelación.
En ella se han observado un número muy alto de estrellas recién formadas, discos protoplanetarios, enanas marrones y otros objetos, todos bañados por hidrógeno y oxígeno ionizado, que es lo que vemos en las imágenes.
Se sitúa a 240 AL de nosotros.
Es una de las pocas nebulosas que podemos observar a simple vista en cielos oscuros, alejados de la contaminación lumínica de la ciudad.
El día 1 de enero me decidí a fotografiarla. Lamentablemente, mi equipo no es el más adecuado para cielo profundo, de modo que la calidad de la imagen, en blanco y negro, deja que desear (sólo hay que ver la sobresaturación de las estrellas), pero sí se pueden apreciar los filamentos del gas caliente.

Maksutov Cassegrain 127
Cámara QHY 5II mono.
90" de exposición.
Procesado con Registax 6.