[15] LAS CONSTELACIONES DE CISNE Y LIRA como nunca la has visto: LAS ÚLTIMAS ESTRELLAS BAYER DE LA LIRA (2.ª parte): κ, λ, μ Lyr

 

En esta entrada se exponen las estrellas siguientes:

Kappa (κ) Lyrae

Lambda (λ) Lyrae

ALATHFAR    [Mu (μ) Lyrae]

                      Kappa (κ) Lyrae   (1 Lyr)

Situados en Vega, imaginamos un segmento que la une a δ² Lyrae (Jiantai), giramos ese segmento en el sentido contrario al movimiento de las agujas de un reloj, pasamos desde las 8 hasta las 4. La estrella tiene un débil brillo y su magnitud aparente es +4.33, al distar 252 años-luz, su magnitud absoluta es -0.11, por lo que se interpreta que κ Lyrae es una estrella gigante y además, es una estrella solitaria.

El tipo espectral de  κ Lyrae es K2-IIIabCN0.5 y paso a comentaros su significado.

1. K2 — Clase espectral y Temperatura 

K: Indica que es una estrella de tipo K (estrella naranja). Estas estrellas son más frías que nuestro Sol. Su espectro se caracteriza por tener líneas de absorción metálicas muy fuertes (especialmente de hierro, calcio y titanio neutro) y por la ausencia de líneas de hidrógeno molecular o de óxido de titanio (TiO), típicas de las estrellas M aún más frías.

2: Es la subdivisión numérica del 0 al 9. El 0 es el subgrupo más caliente y el 9 el más frío. Una estrella K2 tiene una temperatura superficial aproximada de entre 4,300 K y 4,500 K.2. 

IIIab — Clase de Luminosidad 

III: Clasifica a la estrella dentro de la categoría de las gigantes normales. Esto significa que es una estrella evolucionada que ya ha agotado el hidrógeno de su núcleo y se ha expandido considerablemente en tamaño.

ab: Es una sutil división que refina su brillo intermedio. La letra "a" denota a las gigantes más brillantes y la "b" a las menos brillantes dentro de su clase. Al combinarse como ab, nos indica que la estrella tiene una luminosidad intermedia dentro del grupo de las gigantes.

3. CN0.5 — Peculiaridad Química (Anomalía de Cianógeno)

CN: Se refiere a una estrella con anomalías en el cianógeno (CN-rich star). Significa que en su espectro los rasgos y bandas de absorción de la molécula de cianógeno (un radical de carbono y nitrógeno, medido habitualmente cerca de los 388.9 y 421.6 nanómetros) son anormalmente altos en comparación con una estrella gigante K2 ordinaria. 

Esto suele indicar que la estrella ha experimentado procesos internos de mezcla (como el ciclo CNO) que han arrastrado nitrógeno procesado a su atmósfera.

0.5: Es el índice de exceso de CN. Esta escala mide qué tan fuerte es la anomalía en incrementos de 0.5 (donde 0 es completamente normal y un número alto como 4 roza las propiedades de una estrella de carbono). Un valor de 0.5 indica un exceso marginal o leve de cianógeno, algo muy característico, por ejemplo, de las estrellas gigantes de cúmulos abiertos como las Híades.

Resumen: K2-IIIabCN0.5 describe a una estrella gigante naranja de brillo intermedio, con una temperatura superficial de unos 4,400 K, cuyo espectro revela una atmósfera ligeramente enriquecida con cianógeno en comparación con otras gigantes de su misma temperatura.

κ Lyrae es 18 veces más voluminosa que el Sol e irradia 127  veces la luminosidad solar. Su temperatura efectiva es de 4.638  K. 

κ Lyrae es una gigante roja de cúmulo, lo que se interpreta que forma parte de la rama horizontal de las gigantes en el diagrama HR y está generando energía a través de la fusión de helio en el núcleo. Se sospecha que es una estrella variable de pequeña amplitud.

Magnífica fotografía de la constelación de Lyra (Credito: Roberto Mura; Venezuela)

                Lambda (λ) Lyrae  (15 Lyr)

Muy cerca de Sulafat (γ Lyrae) está la estrella Lambda (λ) Lyrae brillando muy escasamente con una magnitud aparente de +5. 

λ Lyrae está muy lejos, se ha calculado que se encuentra a 1.300 a 1.400 años-luz, pero al calcular la magnitud absoluta, su valor es de -3.75, lo que nos informa de que es una estrella gigante.

Se sospecha que es una doble espectroscópica, pero aún no ha sido confirmado.

El espectro de esta estrella es K2.5III:Ba0.5

El espectro K2.5III:Ba0.5 describe una estrella gigante naranja con una ligera abundancia anómala de bario y cierta incertidumbre en su clasificación de luminosidad. 

K2.5 — Tipo espectral y Temperatura

K: Señala que es una estrella de tipo K (anaranjada), fría en comparación con el Sol, con un espectro dominado por líneas de absorción metálicas. 

2.5: Es la subdivisión numérica de temperatura. Al usar un decimal (.5), indica un punto intermedio exacto entre la clase K2 y K3, con una temperatura superficial aproximada de unos 4,350 K a 4,400 K.  

— Clase de luminosidad III: Corresponde a una estrella gigante, lo que implica que ha abandonado la secuencia principal tras agotar el hidrógeno de su núcleo y se ha expandido.  

— Signo de incertidumbreos dos puntos (:): En el sistema de clasificación Morgan-Keenan (MK), este símbolo se emplea inmediatamente después de la clase de luminosidad para indicar que la asignación de la clase III es incierta o dudosa, ya sea porque el espectro es de baja resolución o porque la estrella presenta características limítrofes difíciles de acotar con precisión. 

Ba0.5 — Peculiaridad química (Estrella de bario)

Ba: Identifica a una estrella de bario (Barium star). Su espectro muestra líneas de absorción del bario ionizado  más fuertes de lo normal. Esto ocurre porque la atmósfera ha sido "contaminada" con elementos pesados creados por el proceso lento de captura de neutrones (proceso s). 

0.5: Es el índice de intensidad del bario. Un valor de 0.5 significa que es una estrella de bario leve o marginal, donde el exceso de este elemento apenas destaca frente a una estrella gigante normal. Este fenómeno suele ser la huella de un sistema estelar binario donde una compañera evolucionada (convertida hoy en enana blanca) transfirió materia a la estrella visible en el pasado.

Podríamos imaginar que λ Lyr forma parte del asterismo del cuadrilátero 

Posiblemente λ Lyrae podría tener una compañera enana blanca. Habiendo agotado el suministro de hidrógeno en su núcleo, se ha enfriado y expandido fuera de la secuencia principal. Ahora tiene un radio que es 105  veces el radio solar. 

Su masa es 6 veces la masa solar e irradia más de 4.300 veces lo que irradia el Sol. 

La temperatura efectiva es 4.361  K.

               ALATHFAR  Mu (μ) Lyrae  (2 Lyr)

ALATHFAR [Mu (μ) Lyrae] se encuentra muy cerca de Vega, justo a 2º en dirección a Hércules.

Su nombre procede del árabe الأظفار al - ʼaẓfār  «Las garras del águila que se abalanza», un nombre que comparte con Eta Lyrae aunque esta última se escribe como ALADFAR.

Es una estrella blanca que brilla débilmente con una magnitud visual aparente de +5,11 y se encuentra aproximadamente a 412 años luz, tiene una magnitud absoluta de -0.53.

Este objeto ha evolucionado fuera de la secuencia principal  convirtiéndose en una subgigante con una clasificación estelar A0  IV. 

Tiene una velocidad de rotación bastante alta, mostrando una velocidad de rotación proyectada de 165  km/s.  Esto le está dando a la estrella un bulbo ecuatorial que es un 17% más grande que el radio polar. 

La estrella tiene tres veces la masa del Sol y aproximadamente 5,8 veces el radio del Sol. Está irradiando 200 veces la luminosidad del Sol desde su fotosfera a una temperatura efectiva de 9.016  K. 

[14] LAS CONSTELACIONES DE CISNE Y LIRA como nunca la has visto: EL ALA IZQUIERDA DEL CISNE: θ, ι, κ, ψ Cyg

 

En el centro de la cruz del norte, la estrella Sadr y en dirección a Fawaris (o Rukh), la delta del Cisne y más allá, llegamos hasta Iota (ι) cygni, Kappa (κ) cygni, Theta (θ) cygni y Psi (ψ) cygni que aparecen arremolinadas en la parte final del ala izquierda del cisne.

Theta (θ) cygni  (13 Cyg)

Partiendo del centro de la Cruz del Norte, en la estrella Sadr, nos dirigimos hacia el Este llegando a la estrella Fawaris y a continuación doblamos 45º hacia el Norte para encontrarnos con la estrella Theta Cygni.

Theta Cygni es una estrella poco brillante de magnitud +4.5 y que se encuentra a 60 años-luz de distancia, su magnitud absoluta es +3.14, lo que nos hace pensar que se trata de una estrella enana.

Siendo su espectro F3  V. Es una estrella amarilla como nuestro Sol y por tener la clase de luminosidad V es una estrella que forma parte de la secuencia principal y en su núcleo está fusionando hidrógeno.

Es algo más grande que el Sol, con un 38 % más de masa y un 58 % más de radio. Irradia 4,2 veces la luminosidad solar.

Su temperatura efectiva es de  6.381  K lo que aporta su coloración blanco-amarillenta.

Se le ha calculado una edad de entre 600.000.000 y 1.900.000.000 años. 

Theta cygni A es la estrella central, la estrella M de la izquierda es Theta cygni B, la estrella G9 de la derecha es Theta cygni C.

θ Cygni tiene varias compañeras débiles. La más cercana es θ Cygni B, una enana roja de magnitud +13 a unos 3" de distancia, y se cree que orbita a unas 46 UA de θ Cygni. 

θ Cygni B tiene una clasificación estelar de M3  V  y una masa estimada de aproximadamente 0,33 veces la masa del Sol.  

θ Cygni A y B viajan juntas por el espacio con un movimiento propio elevado de 0,261 segundos de arco por año, o 0,4° por siglo.  

Es posible que θ Cygni B sea en sí misma un sistema binario cercano que contiene dos enanas rojas. 

A 1' de arco y con magnitud +12 se encuentra θ Cygni C, posiblemente sea una simple compañera óptica, es decir, que no forma parte del sistema AB.

Otra compañera óptica es θ Cygni D de magnitud +12.5

Se sospecha que posea un sistema planetario equivalente a un cuerpo doblemente masivo como Júpiter y que orbita cada 150 días, sin embargo aún no ha sido ratificado.

Iota-1 (ι¹) cygni  (7 Cyg)

En la constelación del Cisne hay dos estrellas que tienen la misma designación Bayer, se trata de Iota Cygni y se diferencian por un sufijo numérico. Están separadas por menos de un grado de distancia angular y en realidad forman un par óptico, no un sistema doble.

Curiosamente, Iota-1 cygni es la menos luminosa de ambas, pues tiene de magnitud aparente +5.73 mientras que Iota-2 cygni aparece como una estrella formadora del asterismo de la Cruz del Norte, con una magnitud aparente de +3.76.

ι¹ Cygni probablemente y en sí sea un sistema binario, cerca del límite inferior de visibilidad a simple vista, recomiendo prismáticos y un cielo oscuro para poder localizarla y está situada al lado de ι² Cygni en dirección a κ Cygni.

Iota-1 cygni

El sistema se encuentra aproximadamente a 387 años luz de distancia siendo su magnitud absoluta de +0.57, su movimiento propio la aleja de nosotros a una velocidad radial de +2 km/s. 

ι¹ Cygni es una estrella candidata a binaria espectroscópica de doble línea, su clasificación estelar es  A1 V lo que la clasifica en una típica estrella de la secuencia principal de color blanco, siendo su velocidad de rotación moderada en torno a 52  km/s. Con una masa 2,6 veces la masa del Sol irradia 74 veces su luminosidad del Sol, siendo la temperatura efectiva en su fotosfera de 9.683  K. 

Iota-2 (ι²) cygni  (10 Cyg)

También denominada Iota cygni a secas, es una estrella que forma parte del asterismo del ala izquierda del Cisne. Su localización es seguir la alineación que parte desde Sadr en dirección Este, pasando por la estrella Fawaris o Rukh (δ cygni) y doblando 45º hacia el norte encontramos a esta estrella, muy cerca y visible con prismáticos está la Iota-1 del cisne.

Iota-2 cygni está en la parte más extendida del ala izquierda del cisne, cerca de Kappa cygni

ι² Cygni se percibe a simple vista como un punto de luz de tonalidad blanca y una magnitud visual aparente de +3,76. Ubicada a unos 121,3 años luz, su magnitud absoluta es +0.91.

Se está acercando a nosotros a razón de una velocidad radial de −19,5 km/s, para dentro de 783.000 años, estará a la menor distancia posible de nuestro sistema solar que será 92 años-luz.

Iota-2 cygni

Se trata de una estrella de secuencia principal de tipo A con una clasificación estelar A5 V, esta estrella actualmente está fusionando su hidrógeno central y se le calcula una edad de.  577  millones de años, que en comparación con el Sol, es una estrella bebé a su lado.

Gira rápidamente con una velocidad de rotación proyectada de 240  km/s. La estrella tiene 1,8 veces la masa del Sol y 3,8 veces su radio, irradiando 35 veces la luminosidad solar, siendo su temperatura efectiva de 8.216  K. 

Basándose en cambios rápidos en la intensidad de una línea de absorción de calcio ionizado Ca I, es probable que la estrella albergue un disco circunestelar.

Kappa (κ) cygni  (1 Cyg)

Kappa cygni se encuentra al final del ala izquierda del Cisne, para localizarla, nos podemos posicionar en el asterismo del Lozenge del Dragón (o cabeza del Dragón) donde las estrellas Grumium Xi (ξ) Draconis y ALTAIS Delta (δ) Draconis forman la base de un triángulo isosceles cuyo vértice es Kappa cygni.

A una distancia de 124 años-luz, su magnitud aparente es +3.8 y su absoluta es +0.84.

Se sospecha que podría ser una estrella variable, pero esto está pendiente de ser verificado, se ha informado variaciones de magnitud entre  +3,76 y +3,82 del orden de +0.06 magnitudes, pudiendo ser una variable semiirregular.

Kappa cygni

La clase espectral de Kappa cygni es G9  III, una estrella subgigante amarilla donde la clase de luminosidad III revela que ha consumido todo su hidrógeno nuclear y se ha expandido hacia la rama asintótica de las gigantes amarillas.

A pesar de ser más joven que el Sol, pues tiene una edad estimada de 880 millones de años, ha alcanzado su etapa evolutiva actual porque las estrellas más masivas evolucionan más rápido. 

Kappa Cygni se ha expandido hasta 8,65 veces el radio del Sol y brilla 44,5 veces su luminosidad. La envoltura exterior tiene una temperatura efectiva de 5.066  K, lo que le da el tono amarillo-anaranjado de una estrella cerca de la transición de una clasificación de tipo G a una de tipo K. 

A 5 grados al norte de esta estrella se sitúa una radiante meteórica conocida como Kappacígnidas.

Tiene como abreviatura: KCG

Se trata de una lluvia meteórica episódica que sucede entre junio y septiembre de cada año siendo más intensa durante el mes de agosto, el máximo está el 13 de agosto, coincidiendo con las perseidas.

Suele ser cada 7 años cuando se manifiesta notoriamente, esperamos que para 2027 y 2028 sean observadas nuevamente, pues se caracteriza por sus ocasionales bolas de fuego brillantes con múltiples destellos.

Psi (ψ) cygni   (24 Cyg)

Para localizar a la estrella Psi Cygni nos situamos en Iota-2 cygni y contemplamos Kappa que se encuentra a la derecha (o Este de Iota), pues a una misma distancia angular pero hacia la izquierda (u Oeste de Iota) encontramos esta estrella.

ψ Cygni es un sistema estelar triple. Tiene una magnitud visual aparente combinada de +4,92. La principal con magnitud +5.05 y la secundaria con +7.61. Se encuentran a unos 281 años luz de distancia y presentan una magnitud absoluta combinada de +0.23.

El par interior se nombran como Aa y Ab, separados a 0,10" de arco presentando un ángulo de posición de 77.6º. Se hace difícil separarlos con telescopio de aficionado.

El componente B de magnitud +7,61 tenía una separación angular de 2,87" de arco a lo largo de un ángulo de posición de 175,6° medido en el año 2010.

Psi cygni, sistema estelar triple visto como una estrella solitaria

ψ Cygni Aa, tiene un espectro A4 Vn. Estrella blanda de la  secuencia principal donde la notación 'n' indica líneas de absorción "nebulosas" debido a una rápida rotación. 

Parece ser un objeto giratorio con una velocidad de rotación proyectada de 207 km/s irradiando 62 veces la luminosidad solar desde su atmósfera exterior a una temperatura efectiva de 7.971  K. Esta estrella está deformada debido a su velocidad presentándose con una forma oblonga.

[13] LAS CONSTELACIONES DE CISNE Y LIRA como nunca la has visto: LAS ÚLTIMAS ESTRELLAS BAYER DE LA LIRA (1.ª parte): η, θ, ι Lyr

 

La constelación de Lira es relativamente pequeña respecto a otras constelaciones, cubre una superficie en grados cuadrados de 286,48 mientras que Cisne alcanza una superficie de 803,98 grados cuadrados.

Cuando Bayer cartografió esta constelación en su célebre atlas celestial Uranometria de 1603, utilizó la secuencia del alfabeto griego clásico para catalogar las estrellas más prominentes según su brillo aparente y sólo llego hasta la letra Nu (ν), pues no hay tantas estrellas visibles a simple vista como para complementar el alfabeto griego completo.

ν Lyrae tiene una magnitud aparente cercana a +6 en el límite de visibilidad a simple vista.

Tras la letra ν, incluyó de forma aislada las letras Pi (π) y Rho (ρ) para designar astros menores dentro de los límites visuales de la Lira, pero posteriormente, estas estrellas obtuvieron otra asignación, como la propuesta por Flamsteed basado en un número y el genitivo de la constelación, concretamente:

Pi (π) Lyrae  ➜ 13 Lyrae ➜ R Lyrae    Mag var: +3.88 - +5

Rho (ρ) Lyrae ➜ 17 Lyrae                     Mag   +5.23

Y así es cómo podrás encontrar estas estrellas en un átlas.

Las estrellas con denominación Bayer que no existen en la constelación de la Lira son las siguientes:

ξ, ο, π, ρ, τ, σ, υ, φ, χ, ψ, ω Lyrae.

Nos desplazamos desde el asterismo de la Lira en dirección al Cisne y encontramos tres estrellas visibles a simple vista (siempre que las condiciones de oscuridad del lugar nos lo permita).

Encontramos a 

• ALADFAR [Eta (η) Lyrae] 
• NINNISIG [Theta (θ) Lyrae]
• Iota (ι) Lyrae

Que son objeto de exposición en esta entrada.

                    ALADFAR [Eta (η) Lyrae]

Formando un triángulo equilátero entre Vega y Sulafat, el vértice izquierdo es Aladfar.

Eta Lyrae tiene el nombre tradicional de ALADFAR , del árabe الأظفر al-ʼuẓfur «las garras del águila que se abalanza».

Este nombre es compartido con la estrella Mu (μ) Lyrae cuyo nombre se escribe ALATHFAR para que sean distinguidas entre sí.

El Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas (WGSN)  ha aprobado el nombre Aladfar exclusivamente para el componente Aa del sistema de Eta Lyrae.

Esta estrella está muy lejana, a 1.400 años-luz brillando con magnitud aparente de +4.43, su magnitud absoluta es de -3.71 lo que nos hace deducir de que se trata de una estrella gigante.

Considerada sistema binario por HA Abt y SG Levy en 1978, siendo catalogada como una binaria espectroscópica de una sola línea. Los componentes tienen un período orbital de 56  días con una excentricidad (ovalación) de 0,5 y una pequeña variación de velocidad radial de 2,8 km/s. 

Aladfar es una estrella masiva de tipo B con una clasificación estelar de B2.5 IV, por su clase de luminosidad (IV) se considera una subgigante (mayor que el Sol) con 6 veces su masa y que irradia 19.095 veces la luminosidad que irrada el Sol, su fotosfera tiene una temperatura efectiva de 19 525  K.

Hay una estrella próxima de magnitud +8.58, catalogada como BD +38 3491 que forma un par óptico y que en el Catálogo de Estrellas Dobles de Washington es denominada Eta Lyrae B, se encuentra a una separación angular de 28,40".

Theta Lyrae y Eta Lyrae en el mismo campo de visión

NINNISIG        Theta (θ) Lyrae

En este mismo año, el 16 de Junio, Theta Lyrae ha sido nombrada oficialmente como NINNISIG

Ninnisig y Erragal son dos antiguas deidades sumerias asociadas con un par de estrellas, identificadas como Theta Lyrae y Eta Lyrae (Aladfar). El Grupo de Trabajo de la IAU sobre Nombres de Estrellas adoptó el nombre Ninnisig para esta estrella el 18 de junio de 2026, respetando el nombre tradicional árabe de Aladfar para la otra estrella.

En mi opinión, hubiese puesto Erragal a Eta Lyrae, pues Aladfar es un nombre compartido con Mu Lyrae y hubiese quedado bien dejar este nombre exclusivamente para esta estrella, pero yo no formo parte de la Unión Astronómica Internacional (UAI / IAU) y menos aún del WGSN (Work Group for Star Names).

Ninnisig es una estrella gigante roja en la constelación de Lyra y que se encuentra a una distancia aproximada de 760 años luz.

Theta Lyrae es una estrella gigante naranja brillante del tipo espectral K0II, posee una temperatura superficial de unos 5.000 K y es muchas veces más grande y brillante, pero a la vez más fría, que el Sol.

BD+37°3399 y BD+37°3399B son compañeras de magnitud +10 y +11 respectivamente, aunque no a la misma distancia. 

BD+37°3399 es una estrella gigante de tipo espectral K2III. Por lo tanto, tiene casi la misma temperatura que Theta Lyrae, le acompaña la estrella BD+37°3399B de magnitud +11 y de tipo espectral desconocido.

Iota (ι) Lyrae

Iota Lyra es una estrella de magnitud +5.22 que es localizable al este de la estrella Jiantai (Delta Lyrae), como prolongación del segmento ζ - δ.

Es visible a simple vista como una estrella tenue de color blanco azulado. Este objeto se encuentra aproximadamente a 910 años luz y se está acercando a razón de una velocidad radial de −26 km/s.

Es un sistema binario con un período orbital de 217  años y una excentricidad de 0,6. 

El componente primario (Iota Lyrae A) tiene una clasificación estelar B6 IV, tratándose de una estrella subgigante azul, es  una estrella Be que muestra líneas de emisión en su espectro y gira rápidamente con una velocidad de rotación proyectada de 224  km/s.

El brillo de la estrella varía desde la magnitud +5,20 hasta +5,27.

Tiene aproximadamente cinco veces la masa del Sol y está irradiando 854 veces su luminosidad. Su fotosfera está a una temperatura efectiva de 12.059 K. 

[12] LAS CONSTELACIONES DE CISNE Y LIRA como nunca la has visto: 61 CYGNI Y LA CONQUISTA DE LA DISTANCIA CÓSMICA

Tapiz donde Hércules sujeta la bóveda celeste, atribuido a George Wezeler (1530) 
 Real monasterio de San Lorenzo del Escorial

Durante milenios, la humanidad contempló la cúpula celeste como un lienzo bidimensional, una inmensa esfera de cristal en la que las estrellas estaban fijadas a una distancia infinita e inaccesible. 

Hasta el siglo XIX, se desconocía la distancia existente hacia las estrellas y una técnica relativamente sencilla, el cálculo de la paralaje fue aplicada por primera vez a la estrella 61 del cisne.

61 Cygni atrajo la atención de los astrónomos por primera vez cuando Giuseppe Piazzi demostró su gran movimiento propio en 1804, que resultó ser de 5.28″ por año, esto le hizo a Friedrich Bessel tomar a esta estrella como candidata para medir la distancia ya que con un movimiento propio tan elevado, forzosamente, la estrella es vecina nuestra y en consecuencia, el ángulo de paralaje a medir será más sencillo que en otras estrellas.

Piazzi al descubrir que 61 cygni tiene un alto movimiento propio anual, la denominó «La estrella voladora».

LA TÉCNICA DE LA PARALAJE

Supongamos que una estrella está más cerca que otras que están en el fondo del campo estelar, nos basamos en la magnitud del astro y consideramos que las otras estrellas de débil luminosidad se encuentran a distancias muy lejanas, casi en el infinito.

En este modelo teórico, establecemos la medición angular de esa estrella respecto a las demás en dos fechas del año, como por ejemplo, el 1 de enero y el 1 de julio, el planeta ha recorrido media órbita.

El radio de la órbita terrestre es de 1 unidad astronómica (U.A./A.U.) que viene a ser aproximadamente unos 150 millones de kilómetros.

Hay formado un triángulo rectángulo entre la posición del planeta, el centro del Sol (se ha supuesto la órbita circular, para reducir cálculos ya que aunque es elíptica, tiene una excentricidad tan baja que es prácticamente una circunferencia) y la estrella.

CÁLCULO DE LA PARALAJE DE 61 CYGNI

Por trigonometría, conocemos un lado y un ángulo en ese triángulo rectángulo. 

El seno del ángulo medido equivale a la razón existente entre el cateto opuesto (1 U.A.) y la hipotenusa (distancia x a la estrella)

sen φ =  ST 

               SE

ST=Distancia Sol-Tierra (1 U.A.)

SE=Distancia Sol-Estrella (x U.A.)

Entonces:   SE =  .   ST      .

                                 sen φ  

Si el ángulo es 1" (equivalente a 0,00027º) 

sen 0,00027 = 0,00000471238

Entonces SE =  1 U.A. / 0,00000471238   = 212.206, 6 U.A.

Y haciendo cálculos (300.000 x 3.600 x 34 x 365/150.000.000) obtenemos a cuánto equivale en unidades astronómicas,  1 año-luz = 63.072 U.A.

Por lo tanto, esa estrella está a una distancia de:

212.206,6 / 63.072 = 3,3645 años-luz 

A esta distancia, los astrónomos la denominan PARSEC (paralaje de un segundo de arco).

Sabemos que las estrellas generalmente están mucho más lejos, por ello, el ángulo de paralaje será ínfimo, muy menor al segundo de arco y realizar este tipo de mediciones tan precisas viene a ser tan complejo como determinar el grosor de un cabello a la distancia de la Luna, en consecuencia, llega un momento en que prácticamente, el ángulo medido es 0.

Si el ángulo medido es el de una millonésima de segundo de arco, la distancia a la estrella es de 90 parsec, equivalente a casi 28 años-luz, pero se han medido ángulos aún más pequeños y finalmente, es posible conocer qué estrellas se encuentran a distancias inferiores a los 300 años-luz o 1000 parsec.

61 Cygni es un sistema binario de 5.ª magnitud que forma parte de la historia de la astronomía al ser la primera estrella de la que pudo conocerse la distancia a la que se encuentra.

Distando 11,4 años-luz (3,5 parsec), es una estrella vecina y eso ha facilitado enormemente la realización de la medida del ángulo de paralaje que Friedrich Bessel obtuvo en 1838, que es de 313,6 milisegundos de arco, aunque actualmente, mediciones más precisas dan como resultado 287,18" milisegundos de arco.

Bessel calculó que para 313,6 milisegundos de arco, el ángulo en cuestión equivale a 313,6 / 1000 = 0,3136" y 0,3136 / 3600 = 0,0000871º.

sen (0,0000871) = 0,00000152

Entonces SE =  1 U.A. / 0,00000152   = 657.894,74 U.A.

que en años-luz es: 657.894,74 U.A / 63.072 U.A|año-luz = 

= 10, 43 años-luz. 

Valor muy similar al conocido actualmente.

Si hacemos los mismos cálculos para una medida más precisa obtenida en este siglo que es: 287,18" milisegundos de arco, tenemos que:

287,18 / 1000 = 0,2872" y 0,2872 / 3600 = 0,00007978º.

sen (0,00007978) = 0,00000139

Entonces SE =  1 U.A. / 0,00000139   = 719.424,46 U.A.

que en años-luz es: 719.424,46 U.A / 63.072 U.A|año-luz = 

= 11, 41 años-luz. 

Como has podido comprobar, los cálculos aritméticos no son superiores a los de la educación secundaria y de esta forma tan simple ha sido posible establecer las distancias de las estrellas más cercanas a nuestro sistema solar.

LOCALIZAR 61 CYGNI

Localizamos la Cruz del Norte, nos posicionamos en Deneb y realizamos un rectángulo entre las estrellas Deneb, Sadr y Giennah, el vértice que nos falta es 61 Cygni (no confundir con τ cygni).

Explorando con unos binoculares es bien sencilla de localizar, pues es una estrella de 5.ª magnitud (visible a simple vista si las condiciones son favorables de oscuridad y transparencia del cielo).

CARACTERÍSTICAS ASTROMÉTRICAS DE 61 CYGNI

61 Cygni es un sistema estelar binario que consta de un par de estrellas enanas de tipo K que orbitan a razón de 659  años.  Con magnitudes aparentes de +5,20 y +6,05,  se pueden observar con binoculares en cielos urbanos o a simple vista en zonas rurales sin contaminación lumínica y tienen una separación de 29" asequible para la observación telescópica por parte de un aficionado (refractor de más de 7 cm de abertura). El ángulo de posición entre ambos astros es de 154º (Es el ángulo que se mide entre oeste (W) y en dirección sur (S) hasta donde se encuentre el astro acompañante.)

El ángulo de posición es W-S: 90º + S a 2026: 64º Total: 154º 

En 1911, Benjamin Boss publicó datos que indicaban que el sistema 61 Cygni era miembro de un grupo de estrellas comóviles. Este grupo, que contenía 61 Cygni, se amplió posteriormente para incluir 26 miembros potenciales. Entre los posibles miembros se encuentran Beta Columbae , Pi Mensae , 14 Tauri y 68 Virginis . Las velocidades espaciales de este grupo de estrellas oscilan entre 105 y 114  km/s con respecto al Sol.

CARACTERÍSTICAS ASTROFÍSICAS DE 61 CYGNI

Ambas componentes de 61 Cygni parecen ser estrellas antiguas del disco antiguo con una edad estimada mayor que la del Sol. 

Es el decimoquinto sistema estelar conocido más cercano a la Tierra y es la cuarta estrella más cercana visible a simple vista para observadores de latitud media del hemisferio norte, después de Sirio, Epsilon Eridani y Procyon A.

Hacia el año 20.000 este sistema estará a la menor distancia posible respecto al Sol, unos 9 años luz. 

Comparación de tamaños entre el Sol (izquierda) y 61 Cygni A|B (derecha)

61 Cygni A tiene aproximadamente el 70 por ciento de una masa solar , el 72 por ciento de su diámetro y aproximadamente el 8,5 por ciento de su luminosidad

61 Cygni B tiene aproximadamente el 63 por ciento de una masa solar, el 67 por ciento de su diámetro y el 3,9 por ciento de su luminosidad. 

La estabilidad a largo plazo de 61 Cygni A llevó a que fuera seleccionada como una "estrella ancla" en el sistema de clasificación Morgan-Keenan (MK) en 1943, sirviendo como el valor típico para un espectro K5 V desde entonces. 

A partir de 1953, 61 Cygni B ha sido considerada una estrella estándar K7 V.

Además, ambas estrellas son variables.

61 Cyg A es del tipo variable BY Draconis, mientras que 61 Cyg B es del tipo variable de llamarada.

El sistema 61 del cisne guarda una distancia media entre sí de 84 UA pudiendo variar entre un mínimo de 44 UA y un máximo de 124 UA.

Órbita real (izq) y Órbita aparente (dcha) de 61 Cygni

61 Cygni A tiene aproximadamente un 11% más de masa que 61 Cygni B. El cálculo de la masa aún no ha sido precisado lo suficiente debida a la lentitud en la traslación de B sobre A.

La salida del viento estelar del componente A produce una burbuja dentro de la nube interestelar local. En la dirección del movimiento de la estrella dentro de la Vía Láctea, esta se extiende hasta una distancia de 30  UA, o aproximadamente la distancia orbital de Neptuno al Sol. Esta distancia es menor que la separación entre los dos componentes de 61 Cygni, por lo que es muy probable que no compartan una atmósfera común. La compacidad de la astrosfera probablemente se deba a la baja masa de salida y a la velocidad relativamente alta a través del medio interestelar local.

61 Cygni B muestra un patrón de variabilidad más caótico que A, con llamaradas significativas a corto plazo. Existe una periodicidad de 11,7 años en el ciclo de actividad general de B. 

Ambas estrellas exhiben actividad de llamaradas estelares, pero la cromosfera de B es un 25 % más activa que la de 61 Cygni A. 

Como resultado de la rotación diferencial, el período de rotación varía según la latitud de 32 a 47 días, con un período promedio de 38 días.