[6] Las constelaciones de CAPRICORNIO, ACUARIO y PEZ AUSTRAL como nunca las has visto: Astrometría y astrofísica de las estrellas brillantes de ACUARIO

 

α Aquarii — Sadalmelik (α Aqr)

Sadalmelik es una estrella supergigante amarilla de magnitud V ≈ 2.94. Distancia ≈ 690 años-luz Clase: G2 Ib. Masa ≈ 6 M⊙; radio ≈ decenas de R⊙ (mediciones interferométricas que dan un radio grande); Teff ≈ 5.300–5.400 K. Luminosidad ≈ 3.900 L⊙. No es realmente una variable importante y tiene una compañera visual muy débil (no ligada, es par óptico). Curiosidad: estrella con viento estelar notable y deficit relativo en rayos X para su clase. 

β Aquarii — Sadalsuud (β Aqr)

Sadalsuud es una estrella supergigante amarilla, como Sadalmelik con una magnitud V ≈ 2.87 y es la más brillante del asterismo. A una distancia ≈ 540–610 años-luz. Su clase espectral es: G0 Ib con una masa ≈ 5–6 M⊙; radio ≈ 48 R⊙. Teff ≈ 5.600 K. Luminosidad ≈ 2.000 L⊙. 

γ Aquarii — Sadachbia (γ Aqr)

Magnitud V ≈ 3.85. Distancia ≈ 164 ly. Clase: A0 ; sistema binario (binaria visual / espectroscópica según fuentes). Masa del primario típica ~2 M⊙ (orden de magnitud); Teff ≈ 10.000–10.500 K. Luminosidad y radio acorde a una estrella de tipo A de secuencia principal/subgigante. Curiosidad: miembro candidato de un supercúmulo (Hyades stream) en algunas listas. 

δ Aquarii — Skat (δ Aqr)

Magnitud V ≈ 3.28. Distancia ≈ 113 ly. Clase: A3 Vp (químicamente peculiar). Masa ≈ 3.2 M⊙; radio ≈ 4.2 R⊙; Teff ≈ 8.650–9.000 K; L ≈ 100 L⊙. Es sistema binario (compañero tipo G y detectado por interferometría) y presenta leves peculiaridades químicas; posible ligera variabilidad muy pequeña. 

ε Aquarii — Albali (ε Aqr)

Magnitud V ≈ 3.77. Distancia ≈ 205–210 años-luz. Clase: A1 V (estrella A de secuencia principal) — sistema binario cercano con periodo corto. Masa primaria ≈ 3 M⊙; radio primaria indicada ≈ 2.5–4 R⊙ (según fuente); Teff ≈ 10.000–10.200 K; L elevada (decenas a centenares L⊙ según componente). No parece ser variable apreciable. 

ζ¹ Aquarii - Sadaltager (ζ Aqr)

Zeta Aquarii es un sistema triple: dos componentes visibles (ζ Aqr A y ζ Aqr B) — a veces llamadas también ζ² Aqr y ζ¹ Aqr — más un tercero “invisible” (una componente astrométrica), es por lo que se considera que es un sistema múltiple o triple con dos componentes principales A y B (magnitudes ~4.4 y 4.5) con una órbita amplia y una subcomponente en A con periodo más corto. Distancia ≈ 92–95 años-luz. Tipos espectrales aproximados A: ~F3V, B: ~F6IV. Masas aproximadas ~1.4 M⊙ para ambas estrellas ; temperaturas efectivas de 6700 K para A y 7000 K para B, sobre los radios de ambas estrellas no hay mediciones fiables. Se conoce este sistema y hay seguimiento del mismo  desde el s. XIX. 

η Aquarii - Hydor (η Aqr)

Magnitud V ≈ 4.04. Distancia ≈ 168 ly. Clase: B9–B8 V  Masa ≈ 3 M⊙; radio ≈ 2.8 R⊙; Teff ≈ 10.000–11.000 K; L ≈ 100 L⊙. Asociada a un radiante de lluvia de meteoros en algunas referencias. No figura como variable significativa. Su rotación es extremadamente rápida.

θ Aquarii — Ancha (θ Aqr)

Magnitud V ≈ 4.17. Distancia ≈ 191 ly. Clase: G8 III–IV (subgigante/gigante). Masa ≈ 2.4–2.8 M⊙; radio ≈ 12 R⊙; Teff ≈ 4.860 K; L ≈ 72–83 L⊙. No variable importante; por su cercanía a la eclíptica puede ser ocasionalmente ocultada por la Luna. 

ι Aquarii (ι Aqr)

Magnitud V ≈ 4.28. Distancia ≈ 211 años-luz. Clase: B8 V (subgigante/secuencia principal). Es un sistema binario descubierto por estudios de velocidad radial; masa primaria ≈ 3 M⊙; radio ≈ 2.7 R⊙; Teff y L típicos de B9–B8 (~9.500–11.000 K; L decenas × L⊙). 

κ Aquarii — Situla (κ Aqr)

Magnitud V ≈ 5.03. Distancia ≈ 214 ly. Clase: K2 III (gigante). Masa ≈ 2.55 M⊙; radio ≈ 13 R⊙; Teff ≈ 4.580 K; L ≈ 60 L⊙. Es probablemente un sistema binario amplio (compañero débil ~mag 8, separación grande → binaria visual). 

λ Aquarii — Shatabhisha (λ Aqr)

Magnitud variable V ≈ 3.57–3.80 (variable lento irregular Lb). Distancia ≈ 365 años-luz. Clase: M2.5 III (gigante AGB). Masa ≈ 3.6 M⊙ ; radio ≈ ~100 R⊙; Teff ≈ 3.700 K; L ≈ 1.600–1.700 L⊙. Curiosidad: estrella AGB con variaciones irregulares y períodos múltiples detectados; tiene campo magnético detectado y posible compañero débil descubierto con técnicas interferométricas. 

μ Aquarii  - Albulán I (μ Aqr)

Magnitud V ≈ 4.73. Distancia ≈ 157 años-luz. Clase: A3m (estrella Am, tipo A metálica) / sistema binario espectroscópico candidato. Masa primaria ≈ 2.06 M⊙; radio ≈ 3.15 R⊙; L ≈ 25–26 L⊙; Teff acorde a A3 (~8.000–9.000 K). 

ν Aquarii (ν Aqr) - Albulán II (ν Aqr)

Magnitud V ≈ 4.52. Distancia ≈ 162 años-luz. Clase: G8 III (gigante). Masa ≈ 2.35 M⊙; radio ≈ 8 R⊙; Teff ≈ 4.920 K; L ≈ 37 L⊙. 

ξ Aquarii — Bunda (ξ Aqr)

Magnitud V ≈ 4.69. Distancia ≈ 179 años-luz. Clase: A7 V (secuencia principal) — sistema binario espectroscópico con componente secundaria menor. Masa primaria ≈ 1.7–1.9 M⊙; radio ≈ ~4 R⊙; Teff ≈ 7.900–8.200 K; L ≈ 36 L⊙. 

ο Aquarii — Sadalmulk (ο Aqr)

Magnitud V ≈ 4.70–4.71. Distancia ≈ 430–470 años-luz. Clase: B7 IVe (estrella tipo Be, subgigante B con emisión). Masa ≈ 4.0–4.2 M⊙; radio ≈ 4 R⊙; Teff ≈ 11.000–11.500 K; L ≈ 300–380 L⊙. Es variable del tipo γ Cassiopeiae (variabilidad asociada a disco de gas circumestelar — estrella Be). 

Estrella tipo Be  Una estrella de tipo Be es una estrella caliente, azul y masiva del tipo espectral B que presenta líneas de emisión en su espectro —de ahí la “e” en Be. Normalmente, las estrellas muestran líneas de absorción, pero en las Be aparecen líneas de hidrógeno en emisión, producidas por un disco circumestelar de gas caliente que rodea al astro.

Estas estrellas son muy rápidas rotadoras, alcanzando velocidades cercanas al límite en el que comenzarían a desintegrarse por la fuerza centrífuga. Esa rotación extrema hace que parte del gas de la superficie sea expulsado al espacio, formando un disco en torno a la estrella. Este disco es el responsable de las líneas de emisión y también explica que muchas Be sean variables, ya que el disco puede crecer, disminuir o cambiar de densidad con el tiempo. Suelen tener masas entre 3 y 20 masas solares, temperaturas superiores a 10.000 K y una luminosidad muy alta. Además, son estrellas relativamente jóvenes y se encuentran en fases tempranas de su evolución. En resumen, una estrella Be es una estrella caliente de tipo B que gira tan rápido que forma un disco de gas alrededor de ella, produciendo líneas de emisión características y comportamientos variables propios. Su variabilidad es del tipo γ Cassiopeiae y se debe al disco circumestelar.

π Aquarii — Seat (π Aqr)

Otra estrella Be es Seat, cuya magnitud varía entre ≈ 4.42–4.87. Es considerada una estrella variable de la clase γ Cassiopeiae. A una distancia de  ≈ 1.000–1.100 años-luz, su clase espectral : B1 III–IVe lo que la califica como una estrella masiva del tipo B con emisión. Masa primaria ≈ 11 M⊙; radio ecuatorial ≈ 5.8 R⊙ (elipsoidal por su alta rotación); L ≈ 8.000+ L⊙. Sistema binario (periodo ≈ 84 d); componente secundaria probablemente compacta (hipótesis: en algunos estudios se propone en torno a enanas blancas magnéticas o estrellas de baja masa) y actividad X asociada. Curiosidad: ha mostrado transiciones entre fase Be y fase sin disco; está siendo objeto de estudios recientes. 

ρ Aquarii (ρ Aqr)

Magnitud V ≈ 5.34. Distancia ≈ 750 años-luz.  Clase: B8. Es un sistema binario espectroscópico. Masa ≈ 4.6 M⊙; radio ≈ 5.5 R⊙; Teff ≈ 12.450 K; L elevada (~1.000 L⊙). Está cerca de la eclíptica por lo que suele ser ocultada por la Luna. 

σ Aquarii (σ Aqr)

Magnitud V ≈ 4.81. Distancia ≈ 206 años-luz. Clase: A0 IVs (subgigante A con líneas finas). Masa ≈ 2.9 M⊙; radio ≈ 2.9 R⊙; Teff ≈ 10.100 K; L ≈ 105 L⊙. Ha sido catalogada como posible astrométrica binaria; en algunas listas figura como químicamente peculiar (Am) aunque esto es discutido. 

τ¹ Aquarii (τ¹ Aqr) 

Es una estrella de magnitud visual ≈ 5,66, relativamente cerca de la eclíptica, siendo candidata a ser ocultada por la Luna. Su clase espectral es A0, es una estrella blanca y caliente. Está a una distancia de  ~150–160 años luz, es una estrella de la secuencia principal, relativamente masiva comparada con el Sol, ~2 M⊙ y un radio aproximado de ~2 R⊙. La temperatura efectiva de la superficie (Teff) es del orden de 9.500–10.500 K, lo que concuerda con su clasificación espectral. Su luminosidad es del orden de ~20–25 L⊙.

τ² Aquarii (τ²  Aqr)

τ² Aquarii (Tau² Aqr) es una estrella de magnitud visual ≈ 4,0, más brillante que su compañera τ¹ Aqr, situada en la constelación de Acuario. Su clasificación espectral se encuentra generalmente entre M0–M1 III, lo que indica que es una gigante roja. Esto la hace muy diferente de τ¹ Aqr, que es una estrella blanca de tipo A. La distancia a τ² Aquarii se estima en torno a ~140–150 años luz según paralaje de Gaia, con cierta incertidumbre. La estrella tiene un radio muy grande, típico de una gigante roja, del orden de ~35–40 R⊙, y su temperatura efectiva es relativamente baja, aproximadamente 3.700–3.800 K, lo que explica su color rojo-anaranjado. Su luminosidad es considerable, de aproximadamente 200 L⊙, acorde con su tamaño y temperatura.

υ Aquarii (υ Aqr)

Magnitud V ≈ 5.21. Distancia ≈ 75 años-luz. Clase: F7 V (estrella tipo F, secuencia principal) — sistema con disco de escombros (exceso en infrarrojo) y compañera detectada. Masa ≈ 1.32 M⊙; radio ≈ 1.45 R⊙; Teff ≈ 6.606 K; L ≈ 3.6 L⊙. Curiosidad: disco de escombros detectado; recomendado para búsqueda de exoplanetas. 

φ Aquarii (φ Aqr)

Magnitud V ≈ 4.22. Distancia ≈ 202–227 años-luz. Clase: M1.5 III (gigante roja). Masa ≈ 1.0 M⊙ (o cercana a solar, siendo un gigante viejo); radio ≈ 35 R⊙; Teff ≈ 3.715 K; L ≈ 208 L⊙. Curiosidad: en septiembre de 2019 tuvo una conjunción aparente cercana con Neptuno. Es sistema binario espectroscópico de largo periodo. 

χ Aquarii (χ Aqr)

Magnitud V ≈ 5 (≈5.0). Distancia ≈ 530 años-luz. Clase: M3 III (gigante roja), variable semi-regular (SRb) con pequeños amplitudes y múltiples periodos (≈32–45 días identificados). Radio muy grande (∼140 R⊙) y L alta (∼2.600 L⊙). 

ψ¹ Aquarii (91 Aqr)

91  Aquarii, también conocida como ψ¹ Aquarii tiene una magnitud visual de aproximadamente +5,27 y se encuentra a unos 485 años luz de distancia. Su clase espectral es K0 III, lo que indica que se trata de una gigante de tipo K, una estrella que ha agotado el hidrógeno en su núcleo y se ha expandido. Posee una masa cercana a 1,2 veces la del Sol y un radio de unas 10 veces el solar. Su temperatura efectiva es de aproximadamente 4.800 K, y su luminosidad ronda las 52 veces la luminosidad del Sol. Se destaca porque alberga al menos un exoplaneta confirmado, 91 Aquarii b, detectado mediante variaciones en la velocidad radial. Su caso contribuye a la comprensión de cómo los planetas pueden coexistir con estrellas que entran en etapas avanzadas de evolución.

ψ² Aquarii (93 Aqr)

Es una estrella Be y variable tipo λ Eridani, es de mag ≈ 4.4. Requiere ser estudiada pues carece de datos astrofísicos robustos.

ψ³ Aquarii (95 Aqr)

Es una estrella binaria visual de mag ≈ 4.98). Requiere ser estudiada pues carece de datos astrofísicos robustos.

ω¹ Aquarii  (ω¹ Aqr)

Es una estrella subgigante blanca de mag ≈ 4.96; de clase espectral A3V; masa ≈ 1.9 M⊙; radio ≈ 2.0 R⊙; Teff ≈ 7.500 K; L ≈ 17.5 L⊙. Se desconoce su distancia.

ω² Aquarii  (ω² Aqr)

De mag ≈ 4.6 (≈), es una subgigante blanca de Teff ≈ 10.500 K; distancia ≈ 149–156 años-luz; masa ≈ 2.6 M⊙; radio ≈ 1.94 R⊙; L ≈ 37 L⊙. 

Aspecto general del cielo nocturno mirando al sur a principios de cada otoño

[5] Las constelaciones de CAPRICORNIO, ACUARIO y PEZ AUSTRAL como nunca las has visto: Astrometría y astrofísica de las estrellas brillantes de CAPRICORNIO

 

La constelación de Capricornio, aunque es relativamente tenue, cuenta con varias estrellas observables a simple vista de las que describo a continuación sus principales características astrofísicas y astrométricas.

Destaca el sistema múltiple Alpha Capricorni (también llamado “Algedi”), Beta Capricorni (“Dabih”), Gamma Capricorni (“Nashira”), Zeta Capricorni, así como Omega Capricorni, entre otras.

La mayoría de las estrellas más brillantes de Capricornio no son meras estrellas solitarias y estables —varias son múltiples (Alpha, Beta, Zeta, Theta) y varias presentan variabilidad de distinto tipo: δ Capricorni es un eclipsante tipo Algol, γ es clasificada como variable tipo α² CVn y otras como α², ζ y ω aparecen en catálogos como sospechosas de variabilidad (pequeñas fluctuaciones o variabilidad poco confirmada). Las clases espectrales en estos objetos cubren desde A (estrellas blancas calientes) hasta G y K (gigantes amarillas/rojas), y hay casos de peculiaridades químicas (Am/Ap en γ, estrella de Bario en ζ) y de compañeras degeneradas (enana blanca acompañando a la gigante ζ Capricorni).

I. LAS ALGIEDI

En cuanto a Alpha Capricorni, se trata en realidad de un doble óptico visible a simple vista: la componente más brillante, Alpha-2 Capricorni, brilla con magnitud aparente +3.57, y está situada a unos 101 años-luz del Sol mientras que su compañera, Alpha-1 Capricorni, con magnitud alrededor de +4.24, se encuentra mucho más lejos, a unos ~686 años-luz. 

Ambas estrellas son conocidas desde la antigüedad como las “Al Giedi”, del árabe, «cabra». α¹ Capricorni en sí misma es un sistema binario dominado por una estrella muy luminosa de tipo G3 Ib (supergigante). Temperatura efectiva: 5 119 K. Masa: 5.3 M☉ y Radio: 36 R☉.

α² Capricorni es una estrella de tipo G8.5III–IV (gigante/ subgigante) y es  sospechosa de variabilidad aunque requiere mayores comprobaciones y así establecer de qué tipo de variable se trata. Temperatura efectiva: 5 030 K. Masa:  2.05 ± 0.29 M☉ y Radio: 8.38 ± 0.58 R☉.

                                    II. LAS DABIH

Beta Capricorni, “Dabih”, que de hecho es un sistema múltiple formado por al menos dos pares (β¹ y β²), siendo β¹ un conjunto múltiple con componentes designadas Aa, Ab1, Ab2 y β² también una binaria; las componentes abarcan estrellas de tipo A/B (β¹ incluye una primaria de tipo A5 peculiar) y el sistema en conjunto es catalogado como múltiple; además, en algunas medidas se reporta variabilidad pequeña o clasificación como posible estrella variable. β¹ Capricorni, la principal, tiene una magnitud aparente de +3.05 y se encuentra a unos ~344 años-luz de distancia.  El sistema incluye al menos varias estrellas: la primaria es una gigante de clase espectral K; la secundaria visible es una estrella B de secuencia principal; más allá, hay componentes adicionales. Su temperatura efectiva es de 4 870 K para β¹ y de 11 188 K para β². Las masas respectivas son 3.69 ± 0.20 M☉ y 2.53 M☉, los radios correspondientes son 31.4 R☉ y 1.98 R☉ respectivamente, ciertamente es un par de estrellas de gran envergadura.

                                III. NASHIRA

La estrella Gamma Capricorni, “Nashira”, se distingue por ser relativamente brillante y visible a simple vista con magnitud +3.67. Se encuentra a unos ~139–157 años-luz del Sol.  Su tipo espectral indica una estrella peculiar (tipo químico “Am”), con un índice de color B–V ≈ +0.32, temperatura alrededor de 7.520 K, masa unas ~2.4 veces la del Sol y un radio de ~2.35 radios solares.  Además, presenta una velocidad radial de aproximadamente –31 km/s, lo que indica que se aproxima al Sol. Nashira es una estrella  variable del tipo α² Canum Venaticorum (α² CVn) con amplitud pequeña (~0.03 mag) atribuida a manchas magnéticas o inhomogeneidades superficiales; se discute además la posibilidad de que algunas variaciones detectadas correspondan a un sistema binario espectroscópico. Temperatura efectiva: 7 520 K. Masa: 2.44 M☉. Radio: 2.35 R☉.

                        IV. DENEB ALGIEDI

La figura más llamativa de Capricornio la forma δ Capricorni —Deneb Algedi—, que es en realidad un sistema binario eclipsante (tipo Algol) cuya magnitud media es ≈ +2.8; la componente primaria es una estrella de secuencia principal caliente (tipo A5 / clasificación Am en algunas fuentes) y la compañera es de masa mucho menor; las curvas de luz muestran eclipses con un periodo de ~1.0228 días, lo que la clasifica claramente como variable eclipsante. La principal tiene una temperatura efectiva de 7300 K, mientras que la secundaria es más fría: 4500 K. Las masas respectivas son 2  y 0,73 masas solares y los radios respectivos: 1.91 y 0.9 radios solares.

                 V. YEN (Zeta capricorni)

Zeta Capricorni, ζ Capricorni, (Yen) con magnitud aparente ~3.77. Es un sistema binario, cuya componente principal es una gigante luminosa (clase espectral G4) y hay una secundaria compacta (enana blanca). La distancia estimada al sistema es de aproximadamente 386–398 años-luz. ζ Capricorni es un caso notable: la componente visible es una gigante tipo G4Ib con peculiaridades de bario y el sistema tiene asociada una compañera compacta (enana blanca). Zeta capricorni (componente principal) tiene una masa de 4 soles, con una temperatura efectiva de 5300 K y se estima que tiene un radio de 29 radios solares, se trata de una estrella subgigante amarilla.

 VI. DORSUM CAPRICORNI (Theta capricorni)

En la parte superior media del asterismo de Capricornio se encuentra la estrella θ Capricorni (Theta Capricorni, “Dorsum”) es una estrella enana blanca de clase espectral A1 V y es una binaria cercana (periodo de orden centenares de días), su compañera es una estrella de menor tamaño. De la componente principal tenemos una temperatura efectiva de 10 221 K, masa 2.54 M☉ y radio 2.35 R☉.

VII. BATEN ALGEDI (Omega capricorni)

En el vértice inferior de la figura está ω Capricorni (Omega Capricorni, Baten Algedi), con magnitud +4.11. Se trata de una gigante de tipo espectral K4III, situada a cerca de 550 años-luz de distancia. Su clase espectral es de gigante roja (K4 III) se sospecha que es variable, algo habitual en las estrellas gigantes de tipo K. Temperatura efectiva: 4 474 K, masa 7.6 M☉ y radio 93 R☉.

VIII. PAZAN (Psi capricorni)

Pazan se encuentra a la derecha de Baten Algedi en la parte inferior de la figura. Psi Capricorni tiene magnitud aparente +4,14 y se halla a unos 47,9 años-luz del Sol. Es una estrella de la secuencia principal de tipo espectral F5V; su temperatura superficial ronda los 6 577 K. Su masa se estima en unas 1,33 veces la del Sol y su radio en aproximadamente 1,5 radios solares. Psi Capricorni es una estrella solitaria, sin indicios de ser múltiple, y no figura como variable.

                           IX. DAIYI (Iota capricorni)

En la parte superior del asterismo, entre Nayira y Dorsum se encuentra Daiyi, Iota capricornii que presenta magnitud +4,30 y se encuentra a ~216 años-luz. Su clase espectral es G8III, lo que indica que ya ha evolucionado a una gigante amarilla. Su temperatura efectiva se estima entre 5 107 y 5 244 K. Tiene una masa de ~2,8 masas solares y un radio de unas 13 veces el solar. Iota Capricorni es considerada una variable del tipo BY Draconis (variación de brillo debida a rotación + manchas/actividad estelar), con oscilaciones de unos 0,06 magnitudes. 

X. Las más débiles a simple vista de Capricornio: 24 y 36 capricorni

24 Capricorni se encuentra en la parte inferior de la figura, entre Baten Algedi y Yen. 24 Capricorni es visible con magnitud +4,49 y su paralaje sugiere una distancia en torno a 460 años-luz. Esta estrella ha alcanzado la fase de gigante roja avanzada: su tipo espectral es M1 III, lo que la sitúa en la rama asintótica de gigantes. Su temperatura efectiva es relativamente baja, ~3 903 K, como corresponde a una estrella roja. Su radio se ha expandido hasta aproximadamente 54 radios solares. Aunque no hay una masa firmemente establecida en fuentes accesibles recientes, su evolución como gigante sugiere que probablemente su masa no difiera enormemente de la solar (es habitual que estrellas AGB tengan masas de orden ~1–2 M☉). 24 Capricorni no figura como estrella variable de gran amplitud, aunque muchas gigantes AGB muestran cierta micro-variabilidad o variabilidad irregular. 

36 Capricorni  está situada más arriba, entre Yen y Épsilon capricorni, brilla con magnitud +4,50 y se encuentra a unos ~171 años-luz de nosotros. Su tipo espectral es K0III, lo que indica que es una gigante naranja. Su temperatura efectiva ronda los 5 100 K; su masa es aproximadamente 2,5 veces la solar y su radio unas 9,5 veces la del Sol. No se reportan compañeros ni variabilidad significativa; parece tratarse de una gigante solitaria.