Tegmine, un sistema orbital fascinante

Tegmine (Zeta Cancri) es un un sistema doble fascinante. Se encuentra solo a 83 años-luz en la constelación de Cáncer. Esa cercanía ofrece al aficionado la posibilidad de adentrarse en algunos de sus secretos mejor guardados durante algunos siglos. En este gráfico podemos ver la localización de dicha estrella.

Fue descubierta como sistema doble por Tobías Mayer en 1756, desdoblando las estrellas AB - C. En aquel momento se encontraban separadas por algo más de 6 segundos de arco.  En 1781 William Herschel fue capaz de desdoblar al sistema principal A-B separado solo por una distancia de 1 segundo de arco. Desde un primer momento, debido al rápido movimiento orbital de esta pareja principal, se pudo determinar su naturaleza. El último periodo orbital calculado asciende a 59,58 años. Esto significa que en apenas unos años podemos advertir el cambio en la posición de ambas estrellas. Para ello nada mejor que usar como referencia a la estrella C descubierta por Mayer. También está ligada físicamente al sistema con una órbita calculada de más de 1100 años, pero en el lapso de tiempo que nos ocupa su movimiento es casi inapreciable y esto es perfecto para comprobar el movimiento del sistema A-B mucho más rápido. 

La composición de imágenes muestra la evolución del sistema desde el mes de marzo de 2002 hasta febrero de 2017. Las imágenes están tomadas con diferentes equipos y técnicas, que es un reflejo de la evolución de mi equipo observacional en estos años. El cambio de posición de la estrella B respecto a la estrella A es espectacular en este periodo de tiempo. En realidad, como todos sabemos, ambas orbitan en torno al centro de masas, pero nuestra visión hace todo más fácil si tomamos como referencia a la estrella principal A. Pinchad sobre la imagen para verla a tamaño original.

Todo esto puede verse mejor en este pequeño vídeo que he realizado con las mismas imágenes. 

John Herchel, hijo de William, detectó perturbaciones en la órbita del sistema Por este motivo, Otto Struve, hijo también de otra de las sagas de observadores de estrellas dobles más importantes de toda la historia, postuló que la estrella C debía ser doble cerrada. Esto se confirmó muy poco tiempo después. Pero no fue hasta el año 2000 cuando esta cuarta estrella, llamada Cb, pudo ser detectada visualmente por el equipo de Griffin, Hutchings y Ménard usando la técnica de óptica adaptativa desde el telescopio de 3,6 metros de diámetro (CFHT) ubicado en observatorio de las islas Hawai. La separación en aquel momento entre ambas estrellas (Ca-Cb) era de 0,17". En este caso el periodo orbital de estas estrellas tan próximas entre sí es de solo 17 años.

Si nos fijamos bien en el vídeo en la primera imagen (año 2002) prácticamente las tres estrellas (A-B-C) formaban una línea recta. La imagen tomada por el equipo de Griffin es de dos años antes y si trazamos la línea entre la estrella A y C, la componente B quedaría por debajo de esta línea. Es muy gratificante visualizar la evolución desde el año 2000 hasta este mismo año. Siempre es espectacular contemplar el movimiento orbital de las estrellas dobles físicas y en este caso está a nuestro alcance constatarlo y medirlo todos los años. Os animo a intentarlo. Es algo mágico y difícil de explicar con palabras. Os garantizo que no os defraudará.

Júpiter se acerca a la oposición

El planeta Júpiter se acerca a su fecha de oposición, cuando Sol - Tierra - Júpiter se alinean en línea recta y por tanto su distancia a nosotros es menor. Tendrá lugar el 7 de abril. Es en estos momentos cuando alcanza su mayor diámetro aparente y mayor detalle podemos llegar a visualizar en nuestras imágenes.

La madrugada del 18 de febrero se encontraba a más de 719 millones de km (4,8 unidades astronómicas) alcanzando los 41" de diámetro aparente y su aspecto es realmente impresionante.

A bajos aumentos la imagen ganaba espectacularidad por la presencia de los satélites descubiertos por Galileo. A la izquierda se encontraba Io y a la derecha Europa.

Primera luz para la cámara ZWO ASI290MM

Llevo varios años usando la técnica de lucky imaging en estrellas dobles cerradas y siempre he necesitado un poco más de sensibilidad en las cámaras de las que disponía. La mayoría de las noches la turbulencia me limitaba las exposiciones a las que podía trabajar y la magnitud límite se quedaba en torno a la octava o novena. Estos sistemas dobles brillantes por lo general son muy medidos, tanto por profesionales como amateurs, y siempre son interesantes. Aunque a mí me llaman más la atención aquellas estrellas dobles débiles y cerradas que apenas tienen medidas y su dificultad reside principalmente en su debilidad (en torno a la magnitud 10-11). Pocas eran las noches que por su especial estabilidad podía llegar a ellas.

A finales del mes de enero me atreví a preguntarle a Christopher Go que desde su observatorio de Cebu (Filipinas) es uno de los mayores expertos en cámaras y técnicas en imágenes planetarias. Le pregunté por el sensor más sensible para aplicarlo en esta técnica y sus palabras fueron claras: el imx290 era el más sensible con una gran diferencia. Así que me animé y le encargué la cámara a los amigos de Telescopiomania. Exactamente el modelo ZWO ASI290mm Mono.

Después de tenerla en casa durante varios días, como suele ser habitual, el mal tiempo se adueñó de la península y fue imposible estrenarla y por fin anoche se abrieron algunos claros. No es que fuese una gran noche porque había nubes altas que provocaban que la Luna tuviese cerco, pero los resultados fueron realmente muy prometedores.

Al tener un sensor de tamaño respetable, te permite tomar campos amplios que posteriormente serán de gran ayuda a la hora de la calibración para poder medir todas nuestras imágenes. Esta toma corresponde al promedio de 300 imágenes de 87 milisegundos de la zona central del cúmulo abierto Messier 67. Evidentemente no pretende ser una imagen bonita, solo útil para realizar todo el posterior trabajo de medir nuestras estrellas dobles. Astrometrica ha calculado una resolución de 0,21"/píxel.

Uno de los primeros sistemas que probé fue Zeta Cancri (STF 1196), mi sistema orbital preferido. En la imagen se separa correctamente el par más apretado con una separación de 1,1". La velocidad a la que se descargaron las 3000 imágenes fue inferior al minuto. Impresionante.

A 1985 está formado por dos estrellas de magnitudes 9,1 y 9,2 separada por una distancia de 1,57".  Me sorprendió que con solo 55 ms salieran con tanta señal.

Otro de los sistemas elegidos fue HDS1136, perteneciente a catálogo de estrellas dobles descubiertas por la misión Hipparcos,  formada por dos estrellas de magnitudes 11,4 y 11,5 separadas por 3". Una prueba para evaluar la sensibilidad. Con 82 ms las captaba perfectamente.

Solo ha sido una noche, pero las impresiones no pueden ser mejores. Habrá que seguir haciendo pruebas para valorar en su justa medida lo que podemos esperar de esta cámara.

El sistema de marcas radiales de Copérnico

El sistema de marcas radiales del cráter se extiende hasta 800 km a través de los marias circundantes, invadiendo los sistemas de rayos de los cráteres Aristarco y Kepler. Forman un patrón nebuloso con marcas en forma de punta. En varios lugares los rayos se encuentran en ángulos enfrentados, en lugar de formar una verdadera dispersión radial. También se puede observar un modelo de cráteres secundarios más pequeños que rodean a Copernicus. Algunos de estos cráteres secundarios forman cadenas sinuosas en el cráter eyectado.

El depósito del material de los rayos sobre otros elementos de la superficie puede ser muy útil como indicador de la edad relativa del cráter de impacto, porque con el tiempo diversos procesos tienden a borrar los rayos. En cuerpos carentes de atmósfera como la Luna, la erosión espacial causado por la exposición a los rayos cósmicos y a la caída de micrometeoritos, reduce progresivamente la diferencia de albedo entre el material eyectado y el material subyacente. Los micrometeoritos en particular producen un proceso de fundido vítreo en el regolito de superficie, reduciendo su albedo. Las marcas radiales también pueden ser recubiertas por flujos de lava, o por otros cráteres de impacto o sus materiales eyectados.

Estudios recientes sugieren que el brillo relativo de un sistema de rayos lunares no es siempre un indicador fiable de la edad de la formación, dado que el albedo también depende de la cantidad presente de óxido de hierro (FeO). Proporciones bajas de FeO dan como resultado materiales más brillantes, por lo que la formación de rayos formados a partir de este tipo de materiales pueden presentar un aspecto más brillante por un periodo de tiempo mayor. En consecuencia, es necesario conocer la composición de los materiales como un factor de importancia para que un análisis de albedo permita determinar la edad de un sistema de marcas determinado.

La misión Apolo 12 aterrizó al sur del cráter Copérnico sobre el lecho de basalto de Oceanus Procellarum, en una zona que se creía que había estado en la trayectoria de uno de los rayos del cráter. Los científicos esperaban que la exposición de los muestras del suelo a los rayos cósmicos ayudaría a determinar la edad del cráter, y aunque los resultados no fueron demasiado concluyentes, la edad estimada fue de unos 800 millones de años para la formación del cráter. Por este motivo fue escogido para nombrar al periodo geológico Copernicano que engloba un rango de edad desde hace 1100 millones de años hasta la actualidad.

Históricamente la naturaleza física de los rayos lunares ha sido un tema de especulación. Las primeras hipótesis sugirieron que eran depósitos de sal procedentes de la evaporación del agua. Posteriormente se pensó que podrían ser depósitos de ceniza volcánica o vetas de polvo. Finalmente, después de que el origen de impacto de los cráteres fuese aceptado, el astrónomo estadounidense Eugene Shoemaker sugirió durante la década de 1960 que los rayos eran el resultado de los fragmentos del material eyectado de la colisión.

Esta imagen la tomé el 8 de enero de 2017 a través de un Celestron 11" y se puede apreciar perfectamente el sistema radial del cráter. Merece la pena verse a tamaño completo pinchando sobre ella.

Para desarrollar el texto me he basado en Wikipedia.

STF 314, un sistema físico en Perseo.

En la constelación de Perseo, muy cerca de Tau Persei, se encuentra la estrella SAO 23674 brillando con la magnitud 6,5 (señalada con una flecha en la figura). Un recorrido por la zona con unos prismáticos nos impresionará. Un poco hacia el norte podemos disfrutar del doble cúmulo de Perseo (formado por NGC 869 - NGC 884), algo que no debemos perdernos si tenemos la ocasión de hacerlo. 

Si observamos la anterior estrella con fuertes aumentos, veremos que es especial. Es una estrella doble cerrada. Fue descubierta por el gran Struve en 1825 y catalogada como STF 314. Está formada por dos gigantes azules de magnitudes 7 y 7,3 separadas por una distancia de 1,58". En estos (casi) dos siglos el ángulo de posición ha variado 25º y la separación entre ambas ha aumentado solo unas décimas de segundo de arco. ¿En qué año seremos capaces de calcular la primera órbita de este sistema? Solo con el paso de los años, tras varias generaciones acumulando precisas medidas de este sistema, seremos capaces de determinar un modelo realmente fiable.

Esta imagen corresponde a una observación propia el 14 de noviembre de 2016 mediante un Celestron 11", barlow 2x, filtro de paso de infrarrojo y la cámara DMK 21AU618.AS. 

La Luna el 10 de octubre

El pasado 10 de octubre pude obtener esta imagen global de la Luna. Son muchísimos los accidentes que podemos ver a media resolución, entre todos ellos destacan el cráter Copernicus, Plato o Clavius o los impresionantes Montes Apenninus. Recomiendo que hagáis clic en la imagen para verla a total resolución. 

Ocultación de la estrella Aldebarán por la Luna

El 5 de febrero de 2017 teníamos una cita ineludible con el cielo, ya que se producía la ocultación de la estrella Aldebarán por la Luna. Realmente no es un fenómeno que no haya ocurrido nunca, porque son muchos los años en los que nuestro satélite oculta dicha estrella, pero no por ello deja de ser espectacular. Esta es una simulación realizada con el programa Guide 9.0.

La meteorología ha sido hasta el último momento bastante determinante debido al paso de un frente atlántico que la noche anterior trajo consigo lluvias y fuertes rachas de viento. Afortunadamente al caer la tarde cesó el viento y aunque el cielo no se quedó limpió, nos dejó disfrutar en toda su magnitud de dicho espectáculo.

Nada más subir al observatorio para valorar si merecía la pena abrir y conectar el telescopio, pude sacar esta imagen con la cámara réflex. Aún faltaban bastantes minutos para que se produjese la ocultación.

La falta de preparación previa trajo consigo que fuese muy apurado de tiempo, aunque al final llegué en el momento justo para captar la ocultación.

Ahora quedaba poco más de una hora para la posterior reaparición, así que aproveché para sacar algún vídeo más que procesaré en los siguientes días. A la hora señalada: las 00 h 04,9 minutos, con los nervios a flor de piel debido a la incertidumbre de no saber si tenía el telescopio apuntando al sitio correcto, apareció nuestra brillante estrella, majestuosa y espectacular. Fijaros en el vídeo como la estrella permanece inmóvil en el mismo lugar y es nuestro satélite el que se mueve a una velocidad bastante clara.

Sinus Iridum

Sinus Iridum (la bahía del Arco Iris) es una de las más bellas y espectaculares de la Luna. Realmente se trata de un cráter de impacto de 250 km de diámetro. Su interior es llano, compuesto fundamentalmente por lava basáltica. Se cree que posteriormente a la formación del cráter tuvo lugar el impacto que formó la cuenca de Imbrium, este episodio destruyó su parte sur y la lava empezó a llenar la cuenca de Sinis Iridum formando la bahía que actualmente vemos. Se aprecian crestas o dorsas seguramente debido a la compresión de flujos de lava durante el enfriamiento.

Su borde exterior los forman los Montes Jura formando un semianillo de 400 km de longitud que alcanza una altura de 4000 metros. En el extremo oriental de la cordillera se encuentra el Promontorio Laplace, de 2500 m de altitud y en el extremo occidental se sitúa el Promontorio Heraclides, de 1700 m de altitud. En el centro de la cordillera se encuentra el cráter Bianchini, de 40 km de diámetro y una profundidad de 3000 m.

Hacia el sur amanece en los Mons Gruithuisen, unos importantes domos de origen volcánicos.

Un viaje sobre la Luna

A ritmo de The Luxembourg Signal decidí recopilar algunas de mis imágenes lunares para realizar este pequeño paseo lunar.