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.

Maksutov Cassegrain 127
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.