En las alas del Águila encontramos la mayor parte de las estrellas más brillantes.
Partiendo del ala izquierda están θ Aquilae, η Aql, ι Aql, δ Aql y c Aql.
En el ala derecha están ε Aquilae, ζ Aquilae, ω¹ Aql, ω² Aql, A Aql, b Aql.
Por otro lado, aún se conservan rastros de la antigua nomenclatura Bayer en el uso de letras del alfabeto latino, tanto minúsculas como mayúsculas y que han quedado en las constelaciones más pobladas de estrellas brillantes.
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| Delimitación entre las constelaciones del Águila y la desaparecida de Antinoo |
ANTINOUS Theta (θ) Aquilae (65 Aql)
El 22 de febrero de 2.025 la WGSN de la UAI nombró la estrella Theta Aquilae con el nombre propio de Antinous, en referencia a la antigua constelación de Antinoo que existía insertada en el cuerpo del águila y que los astrónomos romanos mandaron designar en el cielo en honor al amante del emperador Adriano quien desgraciadamente lo perdió en un accidente cuando Antinoo cayó accidentalmente al río Nilo mientras navegaba y se ahogó.
Esta estrella, junto con η Aql, δ Aql, ι Aql , κ Aql y λ Aql , constituían la desaparecida constelación de Antinoo (Antinous).
Otro nombre tradicional y de origen árabe para esta estrella es el de Al Mizan III.
Al Mizān era el título de tres estrellas: δ Aql como Al Mizān I , η Aql como Al Mizān II y θ Aql como Al Mizān III.
Antinous es una estrella ecuatorial y brilla con una magnitud aparente de +3.26, además, es una estrella binaria.
Es la cuarta estrella más brillante del Águila y la más brillante de la antigua Antinoo.
Se encuentra a una distancia de 286 años-luz siendo su magnitud absoluta de -1.39 y +0.14.
Theta Aquilae es una binaria espectroscópica de doble línea lo que indica que los componentes individuales no se han observado a través de un telescopio; en cambio, lo que se puede observar es su espectro combinado con las características de las líneas de absorción individuales desplazándose de un lado a otro a lo largo de una órbita debido al efecto Doppler.
Su órbita tiene un período de 17,1 días con una gran excentricidad orbital de 0,60. A la distancia estimada de este sistema, la separación angular de 3,2 miliarcosegundos corresponde a una separación física de aproximadamente 0,24–0,28 U.A.
Ambas estrellas tienen una clasificación estelar de B9.5 III, lo que sugiere que son estrellas gigantes masivas de tipo B que han agotado el suministro de hidrógeno en sus núcleos y han evolucionado lejos de la secuencia principal.
θ Aql A tiene una masa estimada de 3,6 veces la solar, un radio de 4,8 veces el del Sol y 278 veces su luminosidad.
θ Aql B tiene 2,9 veces la masa del Sol, 2,4 veces su radio y 68 veces su luminosidad.
Posteriores estudios consideran que la componente principal es una estrella subgigante mientras que el componente secundario es una estrella típica de la secuencia principal, por otro lado, clasificada como Am y una sobreabundancia de circonio y bario.
PAGRU Eta (η) Aquilae (55 Aql)
El 21 de junio de 2.026 la WGSN de la UAI nombró la estrella Eta Aquilae con el nombre propio de Pagru, nombre que recibía esta agrupación de estrellas en tiempos de los acadios y cuyo significado es «el hombre muerto».
Otro nombre tradicional y de origen árabe para esta estrella es el de Al Mizan II.
Al Mizān era el título de tres estrellas: δ Aql como Al Mizān I , η Aql como Al Mizān II y θ Aql como Al Mizān III.
Se trata de un sistema estelar triple y la primaria es una estrella variable cefeida que varía entre +3,49 y +4,3. Se hallan a una gran distancia, 890 años-luz y la magnitud absoluta conjunta es de -3.7, lo que envidencia que son estrellas gigantes.
La estrella primaria η Aql A es, con diferencia, la más brillante y domina el espectro. Un exceso ultravioleta en la distribución de energía espectral sugiere la presencia de una débil compañera caliente, η Aql B, que se ha ajustado a un tipo espectral B8.9 V.
Aunque un estudio de 2022 que utilizó mediciones de velocidad radial no pudo encontrar un ajuste satisfactorio para la órbita de η Aql Ab, en 2024, investigando observaciones históricas llega a la conclusión de que el período orbital es de 50 años.
Se ha resuelto visualmente una compañera estelar exterior a una separación angular de 0,7 segundos de arco, lo que corresponde a una separación proyectada de 191 unidades astronómicas.
La magnitud absoluta de la compañera , suponiendo que sea una estrella de la secuencia principal , es consistente con un tipo espectral A5V-F3V y una masa de 1,4–1,9 M ☉.
Posteriormente se demostró que la estrella se había desplazado 4,1° en una escala de tiempo de 7,5 años, lo que sugiere un período orbital de al menos 659 años.
A la distancia de Eta Aquilae (272 pc ), su brillo aparente se ve disminuido en 0,74 magnitudes debido a la extinción causada por el polvo interestelar entre la Tierra y las estrellas.
Pagru (η Aquilae A) es una estrella variable cefeida. Descubierta por Edward Pigott en 1.784. Tiene una magnitud aparente que varía de +3,49 a +4,3 en un período de 7,177 días.
Junto con Delta Cephei , Zeta Geminorum y Beta Doradus , es una de las cefeidas más prominentes a simple vista; es decir, tanto la estrella en sí como la variación en su brillo pueden distinguirse a simple vista. Algunas otras Cefeidas como Polaris son brillantes pero tienen solo una variación muy pequeña en brillo.
Esta estrella masiva, con una edad de entre 100 y 200 millones de años, ha consumido el hidrógeno de su núcleo y ha evolucionado hasta convertirse en una supergigante, lo que le otorga una clasificación estelar base de F6 I ab. Las pulsaciones periódicas de esta estrella hacen que su clase estelar varíe entre F6.5Ib y G2Ib a lo largo de cada ciclo.
En comparación con el Sol, Pagru tiene aproximadamente seis veces la masa, 52 veces el radio y está irradiando 2850 veces más luminosidad. Esta energía se emite desde la envoltura exterior a una temperatura efectiva que varía entre 5.410 y 6.310 K, lo que le da el brillo de tonalidad amarillo-blanquecina de una estrella de tipo G.
El radio de la estrella varía en 4,59 × 10⁶ km (0,007 R☉) durante el transcurso de un ciclo de pulsación. En comparación con las estrellas de su vecindario, esta estrella tiene una alta velocidad peculiar de 16,7 ± 6,9 kilómetros por segundo.
AL THALIMAIN (POSTERIOR)
Iota (ι) Aquilae (41 Aql)
Al Thalimain se encuentra entre el ala izquierda y la cola del Águila, a unos 2º de delta aquilae, en el centro del asterísmo.
No es dificil de localizar, que aunque brilla con magnitud +4.36 está en un campo estelar pobre.
Su nombre proviene del árabe الظليمین al-ẓalīmayn que significa «Los dos avestruces», nombre que comparte con la estrella Lambda Aquilae, por ello y para ser distinguidas la una de la otra, a Lambda Aquilae se la conoce como Al Thalimain Prior, mientras que Iota Aquilae es Al Thalimain Posterior, también conocidas como Thalimain I para ι Aquilae y Thalimain II para λ Aquilae.
A una distancia de 580 años-luz, la magnitud visual de la estrella se ve disminuida en un 15 % debido a la extinción causada por el gas y el polvo interestelar interpuesto. Su magnitud absoluta es -1.01.
Su clasificación estelar es B5 III, que sugiere que ha agotado su suministro de hidrógeno en el núcleo y ha evolucionado a una gigante azul . Sin embargo, los modelos estelares de 2002 indican que tiene alrededor de 100 millones de años y que hasta ahora ha pasado el 91% de su vida útil asignada en la secuencia principal. En 2024, un estudio de estrellas estándar sugirió que Iota Aquilae se clasificara como B6 IV, correspondiente a una estrella subgigante.
Iota Aquilae tiene casi cinco veces la masa del Sol y ocho veces su radio, emitiendo 851 veces la luminosidad del Sol desde su atmósfera exterior a una temperatura efectiva de
14.500 K, lo que le da el tono blanco azulado de una estrella de tipo B. La velocidad de rotación proyectada de esta estrella es de 55 km/s.
GUQI Delta (δ) Aql (30 Aql)
También conocida tradicionalmente por su nombre árabe de Al Mizan I, título que ostenta junto con las estrellas η Aql (Al Mizan II) y θ Aql (Al Mizan III). Nombre que en árabe se escribe como ألميزان y cuyo significado es «el rayo de la escala».
Guqi es una estrella de magnitud +3.4 fácilmente localizable en el centro del Águila y formando parte del asterismo principal uniendo en un segmento λ Aquilae con Tarazed (β Aql) atravesando toda la figura.
Se encuentra a una distancia de 50,6 años-luz y su magnitud absoluta es de +2.46.
La naturaleza binaria de este sistema fue reportada por primera vez por HL Alden en el Observatorio de Yale en 1.936. Se trata de una binaria astrométrica donde los dos componentes orbitan entre sí con un período de 3,422 años y una excentricidad de aproximadamente 0,36. Este es un tipo de sistema estelar binario donde la presencia del componente secundario se revela por su perturbación gravitacional sobre el primario. Los componentes individuales no han sido resueltos con un telescopio.
El miembro principal, denominado componente Aa, es una estrella subgigante envejecida con una clasificación estelar de F0 IV, donde la clase de luminosidad IV indica que está en proceso de agotar el suministro de hidrógeno en su núcleo y evolucionar hacia una estrella gigante. La masa de la estrella es un 65% mayor que la del Sol y se ha expandido a más del doble de su radio irradiando alrededor de 8,5 veces la luminosidad solar desde su atmósfera exterior a una temperatura efectiva de 6.958 K lo que le da el tono blanco amarillento de una estrella de tipo F.
Delta Aquilae A es una variable Delta Scuti que exhibe variaciones en la luminosidad causadas por pulsaciones en su envoltura exterior. Gira rápidamente con una velocidad de rotación proyectada de aproximadamente 87 km/s.
El componente secundario Ab es una estrella más pequeña con aproximadamente el 67% de la masa del Sol y un radio estimado del 61% del Sol. Podría ser una estrella de tipo K.
c Aquilae (35 Aquilae)
Muy cerca de Delta Aquilae está c Aquilae, generalmente su nombre está sustituido por la nomenclatura Flamsteed y es 35 Aquilae.
Estrella situada a 200 años-luz aproximadamente, su magnitud aparente está en el límite de la visibilidad a simple vista, por lo que recomiendo el uso de binoculares para poderla localizarla, siendo +5.8, lo que en términos absolutos es de magnitud +1.94.
35 Aquilae es una estrella blanca de la secuencia principal de tipo espectral A0V cuya temperatura efectiva es de aproximadamente 10.325 K. Brilla con una luminosidad 22 veces mayor que la del Sol, siendo su radio 2,2 veces más grande que el radio solar. Su velocidad de rotación proyectada es de 110 km/s.
Es una estrella notablemente pobre en metales; su contenido relativo de hierro apenas supone un 7% del encontrado en el Sol. Tiene una masa de 2,9 masas solares y parece ser una estrella muy joven de sólo 10 millones de años de edad.
Existe evidencia de que 35 Aquilae, al igual que otras estrellas semejantes como Denébola (β Leonis) o Merak (β Ursae Majoris) se halla rodeada por un disco de polvo.
Por otra parte, es una estrella del tipo Lambda Bootis; este heterogéneo grupo está formado por estrellas con líneas metálicas débiles que muestran una carencia de elementos pesados —particularmente del grupo del hierro— con la clara excepción de carbono, nitrógeno, oxígeno y azufre.
Está catalogada como estrella variable Alfa2 Canum Venaticorum de oscilaciones rápidas, con una pequeña variación en su brillo de 0,04 magnitudes. Recibe la denominación de estrella variable V1431 Aquilae.
ARIN-MAJLEP Épsilon (ε) Aquilae (13 Aql)
El nombre Arin-Majlep procede el marshalés, idioma hablado en las islas Marshall que junto con ε, ζ y ω Aquilae eran conocidas estas estrellas y cuyo significado es «réplica del gran ojo» siendo Altair, el gran ojo.
Sin embargo, tradicionalmente, esta estrella es conocida desde tiempos medievales como Deneb El Okab, término árabe ذنب العقاب ðanab al-ʽuqāb que significa «la cola del águila», término incorrecto, pues estamos en el ala derecha de la figura, aunque los astrónomos árabes tenían realizada otra figura distinta a la conocida actualmente.
Arin-majlep es un sistema estelar binario situado cerca del límite occidental de la constelación del Águila con Hércules . El sistema tiene una magnitud visual aparente de +4,02 siendo visible a simple vista.
Epsilon Aquilae se encuentra a una distancia de aproximadamente 179 años-luz (55 pársecs ) de la Tierra y se acerca a nosotros a una velocidad radial de −46 km/s.
La naturaleza binaria de este sistema fue reportada por el astrónomo alemán F. Kustner en 1.914, pero no fue confirmada hasta 1.974. Es un sistema binario espectroscópico de una sola línea; el par orbita uno alrededor del otro durante un período de 1.271 días (3,5 años) con una excentricidad de 0,27.
Hay dos compañeras visuales de Epsilon Aquilae, ambas reportadas por el astrónomo alemán R. Engelmann en 1887. El componente B es una estrella de magnitud +10,56 a una separación angular de 122,00″ a lo largo de un ángulo de posición (PA) de 184° con respecto a la primaria, a partir de 2014.
Con una magnitud de +11,25, el componente C se encuentra a una separación de 142,90″ con un PA de 159°, a partir de 2015.
El componente principal de este sistema es una estrella gigante evolucionada con una clasificación estelar K1 -III CN 0.5 mostrando una ligera sobreabundancia de cianógeno.
Tiene más del doble de la masa del Sol y se ha expandido hasta diez veces su radio. La estrella brilla 54 veces más luminosa que del Sol, que se irradia desde su envoltura exterior a una temperatura efectiva de 4.760 K. con el tono naranja de una estrella de tipo K.
Se la ha designado como una estrella de bario , lo que significa que su atmósfera está extremadamente enriquecida con bario y otros elementos pesados. Sin embargo, esto es discutido, ya que el astrónomo Andrew McWilliam (1.990) encontró abundancias normales de un proceso s.
En el proceso s, un núcleo atómico sufre captura de neutrones para formar un isótopo con una masa atómica superior. Si el nuevo isótopo es estable , puede producirse una serie de aumentos de masa; pero si es inestable , se producirá una desintegración beta, generando un elemento con el siguiente número atómico superior. Este proceso es lento y es responsable de la mayor parte de las nucleosíntesis que se producen en elementos más pesados que el hierro.
OKAB Zeta (ζ) Aquilae (17 Aql)
Aunque tradicionalmente ζ Aquilae era Deneb El Okab, título compartido con ε Aquilae, finalmente la WGSN decidió nombrar esta estrella con el nombre Okab لعقاب, que en árabe significa «Águila».
Zeta Aquilae es un sistema estelar binario. Este sistema es fácilmente visible a simple vista como un punto de luz, con una magnitud visual aparente combinada de +2,983. Se encuentra aproximadamente a 83 años luz (25 pársecs ) del Sol. Es un miembro candidato de la asociación estelar TW Hydrae.
El componente primario, designado A, tiene una clasificación estelar A0 Vn, con la clase de luminosidad 'V' que indica que es una estrella de la secuencia principal que genera energía mediante la fusión nuclear de hidrógeno en su núcleo.
Tiene más del doble de la masa del Sol y está irradiando más de 39 veces la luminosidad del Sol. La temperatura efectiva de la envoltura exterior de la estrella es de aproximadamente 9.620 K, lo que le da el tono blanco típico de las estrellas de tipo A. La edad estimada de esta estrella es de 50 a 150 millones de años.
Esta estrella gira rápidamente, con una velocidad de rotación proyectada de 306 km/s que proporciona un límite inferior para la velocidad azimutal a lo largo del ecuador. Como resultado, tiene una forma achatada , con un radio ecuatorial de 2,76 R☉ y un radio polar de 2,15 R☉ . El oscurecimiento gravitacional debido a la rápida rotación también hace que su temperatura efectiva y la gravedad superficial varíen a través de las latitudes, desde 8.680 K en el ecuador a 11.000 K en los polos.
Debido al efecto Doppler , esta rápida rotación hace que las líneas de absorción en el espectro de la estrella se ensanchen y se difuminen, como lo indica el sufijo 'n' en la clase estelar. Probablemente exhibe rotación diferencial a lo largo de diferentes latitudes. La estrella está girando casi de canto con respecto a la Tierra, con una inclinación de 85°.
Un estudio de 2017 propuso que el sistema estelar está rodeado de polvo exozodiacal caliente se extiende desde 0,14 hasta 1,0 UA. Entre los escenarios que explican la presencia de este polvo se incluyen una colisión entre cuerpos en órbita o la sublimación de cometas.
El Catálogo de Componentes de Estrellas Dobles y Múltiples de Washington enumera dos compañeras de magnitud +12 a 6,5" y 160" de arco.
Omega-1 (ω¹) Aquilae (25 Aql)
Las omega aquilae se encuentran a medio camino de Okab y Tarazed. Con una magnitud visual aparente de +5,2 es una estrella tenue de tonalidad blanco amarillenta que se puede ver a simple vista en cielos oscuros.
La distancia a esta estrella se puede estimar en 395 años-luz (121 pársecs ) , con un margen de error de 3 años luz, la magnitud absoluta es -0.24.
El espectro de esta estrella se ajusta a una clasificación estelar de F0 IV. Típicamente, una clase de luminosidad IV significa que la estrella está en la etapa de subgigante. Está girando rápidamente con una velocidad de rotación proyectada de 89 km/s.
La estrella tiene 2,85 veces la masa del Sol y cinco veces su radio. Está irradiando 85 veces la luminosidad del Sol desde su fotosfera a una temperatura efectiva de 7.766 K.
ω² Aquilae tiene una magnitud visual aparente de +6.0 que está cerca del límite de detectabilidad a simple vista. Se encuentra a una distancia de 279 años luz (86 pársecs) y su magnitud absoluta es +1.48.
El análisis del espectro de esta estrella de tonalidad blanca muestra que coincide con una clasificación estelar A2 V, lo que indica que es una estrella de secuencia principal de tipo A.
Sin embargo, un estudio de 2001 encontró una clase discrepante de F0V.
Tiene aproximadamente 2,25 veces el tamaño y 2,1 veces la masa del Sol. La estrella irradia 23,4 veces la luminosidad del Sol desde su fotosfera a una temperatura efectiva de 9.245 K, lo que le da el tono blanco de una estrella de tipo A. Omega 2 Aquilae tiene 224 millones de años y gira rápidamente con una velocidad de rotación proyectada de 152 km/s.
A Aquilae (28 Aquilae)
También conocida como V1208, nomenclatura característica de las estrellas variables, es preferible usar o esta nomenclatura o la de Flamsteed, es decir, 28 Aquilae.
Tiene una magnitud visual aparente de +5,5 var (5.51 - 5.56) y se encuentra a una distancia aproximada de 340 años-luz (100 pársecs).
La variabilidad de 28 Aquilae fue descubierta por Michel Breger en 1969 siendo una estrella variable del tipo Delta Scuti con dos períodos de pulsación siendo su rango pequeño de 0.05 magnitudes. Los períodos conocidos tienen frecuencias de 6,68 y 7,12 ciclos por día.
El espectro de esta estrella coincide con una clasificación estelar F0 III. Los modelos muestran que está llegando al final de su vida en la secuencia principal a una edad de 655 millones de años.
La atmósfera exterior tiene una temperatura efectiva de 7.417 K que se encuentra en el rango de una estrella de tipo F de color blanco amarillento.
b Aquilae (31 Aquilae)
31 Aquilae tiene una magnitud visual aparente de +5,16 y se encuentra a 49,5 años luz de la Tierra.
Es una estrella variable con un cambio de magnitud inferior a 0,02 y no se le conoce compañera alguna por lo que es considerada una estrella solitaria al igual que el Sol.
Con una clasificación estelar de G8 IV, la clase de luminosidad IV indica que se trata de una estrella subgigante. Comparada con el Sol, tiene el 107% de la masa y el 135% del radio. Irradia 1,64 veces la luminosidad del Sol desde su atmósfera exterior a una temperatura efectiva de 5.617 K, lo que le confiere el tono amarillo de una estrella de tipo G.
Se ha calculado a través de técnicas astrosismológicas que 31 Aquilae es una estrella bastante vieja, tiene una edad de 9.000 millones de años y sorprendentemente es rica en hidrógeno y helio, en contra de las suposiciones de que las estrellas viejas deben de ser pobres en contenido metálico.
Ópticamente tiene dos estrellas compañeras: HD 231345 y BD+11 3833C de magnitudes aparentes respectivas: +8.56 y +10.6.
