Estrellas dobles en Orion

Eduardo Balanzino

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

Beta (β) Ori Rigel (Σ 668)

La estrella mas brillante de Orión y la séptima en brillo del cielo, es una supergigante blanco-azulada de clase espectral B con una temperatura superficial de alrededor de 11.500 K y un diámetro 74 veces mayor al del sol. Las mediciones del satélite Hipparcos determinan una distancia aproximada de 860 años-luz para esta estrella. La magnitud absoluta es de alrededor de -7,0 (85.000 veces más luminosa que el sol considerando la radiación ultravioleta emitida), por lo que Rigel es una de las estrellas mas brillantes de nuestra galaxia.

El gran astrónomo F.G.W. Struve (autor del famoso catalogo de estrellas dobles con la denominación "Σ", muchas accesibles a telescopios pequeños) la descubrió como un doble visual en 1822, y desde entonces la separación y el ángulo de posición han cambiado muy poco. Aunque el "Celestial Handbook" de Burnham indica que esta doble no es fácil, se puede separar bien con telescopios pequeños; por ejemplo, el ETX-90 (Maksutov-Cassegrain de 90 mm de abertura) la desdobla sin problemas a medio y alto poder la mayoría de las noches, a pesar de la gran diferencia de brillo de los componentes.

Empleando grandes telescopios, varios observadores encontraron que la imagen de la estrella secundaria (Rigel B) era alargada, como si fuera un sistema binario muy rápido; sin embargo, estas observaciones no pudieron ser confirmadas por otros astrónomos. Finalmente, a finales de 1939 se comprobó que Rigel B es realmente una doble espectroscópica, con un período de 9,86 días.

Rigel es una magnífica estrella, a simple vista o a través del telescopio, y es favorita de muchos observadores. Aunque es muy masiva, la estrella esta perdiendo tanta materia, que según J. Kaler en su pagina web en los próximos millones de años podría convertirse en un tipo particular de enana blanca en vez de explotar como supernova.

Eta (η) Ori (Dawes 5)

Este par fue descubierto por el famoso observador de estrellas dobles W.R. Dawes en 1848. Dawes es el autor de la regla que define el poder resolutivo de un telescopio, según la cual la mínima distancia, en segundos de arco, a la que pueden separarse dos estrellas de similar magnitud, es de 116/D, donde D es el diámetro del objetivo o espejo en mm. Aunque esta regla tiene su fundamento en física óptica, ha sido determinada en forma empírica con diversos telescopios y depende de diversos factores como la calidad del instrumento, condiciones atmosféricas, experiencia del observador, etc.

En el clásico libro "Objetos celestes para telescopios comunes", Webb menciona que este par era un excelente test para un refractor de 14 cm, cuando la separación era de 1,2 segundos de arco. La separación ha ido aumentado lentamente hasta 1,8 segundos de arco, y actualmente se resuelve bastante bien en telescopios pequeños a alto poder.

En realidad, Eta Ori es un sistema múltiple complejo, formado por cuatro o posiblemente cinco estrellas asociadas. El componente mas brillante, denominado "A" esta constituido por un sistema eclipsante (Aa y Ab) con un periodo de 7,98 días, el que a su vez forma una binaria espectroscópica con otro componente mas pequeño (Ac) esta vez con un periodo de 9,9 años. Finalmente, los componentes "A" y "B" forman el par ópticamente visible, con un periodo de unos 1470 años. Todos los componentes son estrellas de clase espectral B, de elevada temperatura y luminosidad. Las mediciones de Hipparcos sitúan este sistema a unos 900 años-luz de distancia.

Eta Ori es un excelente par para probar el poder resolutivo de un telescopio, y puede resultar algo difícil de separar considerando que los componentes se encuentran bastante próximos y difieren en alrededor de una magnitud.

Mapa: Eduardo Balanzino / Stellarium.