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.
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⊙.
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