Sur Astronómico

Lunes 24 de julio de 2017 22:32 UT - Día Juliano 2457959

Dobles en Orion (región central)

Estrellas dobles en Orion

Eduardo Balanzino

Selección de estrellas dobles en la constelación de Orion (región central) para su observación visual utilizando telescopios pequeños y medianos. El listado se encuentra ordenado por Ascensión Recta (AR).

La región del "cinturón" de Orión, claramente definida por las estrellas Delta, Epsilon y Zeta Orionis (denominadas Mintaka, Alnilam y Alnitak) es especialmente atractiva cuando se la observa a bajo poder, por ejemplo con binoculares de 10 x 50 o a través de telescopios de gran campo (como refractores de 80 o 100 mm de relación focal f:5).

Aunque estas estrellas aparecen cercanas en el cielo, en realidad están muy separadas en el espacio; las mediciones de Hipparcos determinan una distancia aproximada de 900, 1300 y 800 años luz para Delta, Epsilon y Zeta, respectivamente.

En realidad, Epsilon se ubica en el centro de un cúmulo estelar conocido como Collinder 70, que contiene unas 130 estrellas en un diámetro angular de 140 minutos de arco.

La mayoría de las estrellas de esta región pertenecen a la asociación estelar "Orión OB1b" que contiene mayoritariamente gigantes y supergigantes de los tipos espectrales O y B, de muy elevada temperatura y luminosidad, y muy jóvenes ya que la edad promedio es de 8 millones de años.

Delta Orionis (Σ I 14) es una doble que puede ser fácilmente separada con binoculares de alto poder, o con telescopios pequeños. Con un aumento de 20x, ya pueden observarse las componentes brillantes y azuladas en una región de gran riqueza. La componente principal es una binaria espectroscópica formada por dos estrellas de brillo similar, una de tipo espectral O9.5 II y una temperatura superficial de 30.000 Kelvin, la otra de tipo B2 V, ambas con una masa aproximadamente 20 veces mayor y una luminosidad 90.000 veces mayor que la del Sol. Este par de estrellas masivas orbitan en tan sólo 5,73 días, observándose fluctuaciones de 0,2 magnitudes cuando una de las estrellas pasa enfrente de la otra, por lo que Mintaka también es una variable eclipsante tipo Algol.

Zeta Orionis (Σ 774) es otra doble muy notable, que sorprende al observador por el brillo y la proximidad de los componentes. En este caso la separación es difícil y debe emplearse al menos 150x para detectar la secundaria, ya que las estrellas están muy cercanas. Muchos observadores describen esta doble incluso más difícil que Eta, ya que el brillo de la principal deslumbra a la secundaria. También se observa otra componente débil y alejada, que posiblemente no forme parte del sistema. En 2000, un grupo de astrónomos del Observatorio Lowell descubrió, empleando interferometría óptica, que la componente principal esta en realidad formada por dos estrellas muy próximas, designadas como "Aa" y "Ab". Zeta Orionis Aa es una supergigante azul de clase espectral O y luminosidad tipo Ib. Esta estrella puede tener una masa 28 veces mayor y una luminosidad 100.000 veces mayor que la del Sol, considerando que con una temperatura superficial de 31.000 Kelvin, emite principalmente radiación ultravioleta. Según menciona el astrofísico Jim Kaler en su página web, Alnitak Aa es la estrella más brillante del tipo espectral O del cielo.

Las componentes "Ab" y "B" son también estrellas de clase espectral O y B de elevada temperatura y luminosidad, aunque de masa menor que Zeta Orionis Aa. La componente B orbita la principal con un periodo aproximado de 1.500 años.

DesignaciónAR
(2000.0)
Dec
(2000.0)
MagSeparación
(segundos)
AP°EspectroAñoHipparcos
Σ 725 05 29 43.98 -01 05 31.83 4.69 – 9.70 12.7 86 K5III 2005 25737
Σ I 14 (AC) 05 32 00.40 -00 17 56.74 2.41 – 6.83 52.8 359 O9.5II 2008 25930
Σ 734 (AC) 05 33 05.59 -01 43 15.58 6.67 – 8.35 29.5 243 B8 2010 24016
Σ 734 (AB) 05 33 07.34 -01 43 02.50 6.67 – 8.22 1.7 357 B4Vn 2008 26020
H V 118 05 34 03.89 -01 02 08.59 6.22 – 11.20 27.6 265 B2.5V 2000 26106
Σ 741 05 34 56.49 -00 07 22.26 7.14 – 10.03 10.1 286 B5 2000 26188
Σ 751 05 35 48.00 -00 59 12.00 8.02 – 8.96 15.8 123 B8V 2003 -
Σ 757 (AB) 05 38 06.52 -00 11 03.48 7.96 – 8.33 1.5 240 B6V 2008 26494
Σ 758 (AC) 05 38 09.23 -00 10 55.78 7.96 – 8.69 51.4 87 B9 2003 26500
Σ 758 (AD) 05 38 09.23 -00 10 55.78 7.96 – 8.52 41.5 79 B9 2002 26500
Σ 761 (AB) 05 38 36.50 -02 33 12.00 7.86 – 8.39 66.7 203 B5V 2008 -
Σ 761 (AC) 05 38 36.50 -02 33 12.00 7.86 – 8.55 71.4 209 B5V 2008 -
Σ 761 (AD) 05 38 36.50 -02 33 12.00 7.86 – 11.2 32.6 309 B5V 2002 -
Σ 762 (AB-C) 05 38 44.76 -02 36 00.24 3.76 – 8.79 11.4 238 O9.5V 2008 26549-51
Σ 762 (AB-D) 05 38 44.76 -02 36 00.24 3.76 – 6.56 12.0 84 O9.5V 2011 26549-51
Σ 762 (AB-E) 05 38 44.76 -02 36 00.24 3.76 – 6.34 42.2 62 O9.5V 2008 26549-51
Σ 774 (AB) 05 40 45.52 -01 56 33.28 1.88 – 3.70 2.5 165 O9.5Ib SB 2010 26727
Σ 774 (AC) 05 40 45.52 -01 56 33.28 1.88 – 9.55 58.0 10 O9.5Ib SB 2006 26727
Σ 782 (AB) 05 42 55.90 +00 01 28.00 8.60 – 8.83 46.4 306 K0 2004 -

Dobles en Orion (sur)

Mapa: Eduardo Balanzino / Stellarium.

 
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