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.

Maksutov Cassegrain 127
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.