[11] LAS CONSTELACIONES DE CISNE Y LIRA como nunca la has visto: EL ALA DERECHA DEL CISNE: ζ, λ, μ, υ Cyg

 

El cisne vuela hacia el sur y Albireo es su cabeza, el Ala derecha contiene además de la estrella Giennah [épsilon (ε) cygni], ya tratada en el número 4 de esta serie, las estrellas Bayer: Zeta (ζ) cygni, Lambda (λ) cygni, Mu (μ) cygni y Upsilon (υ) cygni, objeto de esta entrada.

TIANJINNAN        Zeta (ζ) cygni

Prolongando el ala derecha del Cisne, desde Sadr [Gamma (γ) cygni] y a través de Giennah [Épsilon (ε) cygni] encontramos la brillante Zeta (ζ) cygni.

El Grupo de Trabajo de la IAU sobre Nombres de Estrellas adoptó el nombre Tianjinnan ("nan", que significa sur) para Zeta Cygni A el 16 de julio de 2026, el asterismo de Tianjin de la astronomía tradicional china, es una barca que permite el paso de los amantes, del cuento de la Tejedora (Vega) y el Pastor (Altair) en su encuentro anual.

Zeta (ζ) cygni es un sistema doble y Tianjinnan es la componente más brillante del par, denominada Zeta (ζ) cygni A.

Tiene una magnitud visual aparente y conjunta de +3,26 y, situada a unos 143 años luz de distancia tiene una magnitud absoluta conjunta de -0.05, lo que nos indica que Tianjinnan es una estrella gigante.

Ambas estrellas son muy jóvenes, de alrededor de 600 millones de años y que ya han pasado por diversas fases evolutivas, al punto de que la componente B es actualmente una enana blanca, la última fase de evolución tras haber pasado por la rama asintótica de las gigantes. 

Zeta (ζ) cygni A 

El componente principal, ζ Cyg A, es una estrella gigante con un tipo espectral G8  IIIp. Su estado más probable es el de una gigante de la rama roja, una estrella evolucionada que ha comenzado la fusión de helio en su núcleo. Tiene alrededor de tres veces la masa del Sol y se ha expandido hasta alcanzar aproximadamente 15 veces el radio del Sol. Irradia 112 veces el brillo del Sol desde su atmósfera exterior a una temperatura efectiva de 4.910 K. A esta temperatura, la estrella brilla con una fuerte tonalidad amarilla y está calificada como una estrella de bario suave.

Esta estrella posee una sobreabundancia de bario, así como de otros metales en su atmósfera, procedentes de su compañera, hoy, enana blanca, que mientras estuvo en su etapa de rama asintótica gigante (AGB) sintetizó estos materiales que posteriormente fueron expulsados ​​en su viento estelar y captados por la gigante Tianjinnan que pasó de tener 2,5 veces la masa del Sol a tener las actuales 3 veces la masa del Sol.

Por otro lado, la compañera AGB poseía entonces 3 masas solares y al pasar a enana blanca, quedó con 0.6 masas solares.

Zeta (ζ) cygni B

El componente secundario, ζ Cyg B, es una enana blanca de tipo DA4 (D por Dwarf (enana) y espectro tipo A, estrella blanca). El par orbita uno alrededor del otro cada 17,8 años. La enana blanca no puede observarse, su magnitud aparente estimada es de +13,2. La temperatura efectiva es de 12.000 K

Lambda (λ) cygni

 

Para localizar Lambda cygni, tomamos el centro de la cruz, la estrella Sadr y saltamos hasta Giennah, trazando una línea imaginaria entre Giennah y Deneb, se encuentra relativamente cerca (1º) la estrella Lambda cygni.

Lambda Cygni (λ Cyg) es una estrella de clase B5V. Es la típica estrella azul de la secuencia principal en el diagrama HR. Su magnitud aparente es +4,54 y se encuentra aproximadamente a 770 años luz de distancia. 

Lambda Cygni es una estrella múltiple, con componentes A, B y C, conocidas desde el siglo XIX; 

El componente principal, A, es en sí mismo un sistema binario espectroscópico (no es observable por medios ópticos): Aa tiene magnitud +5.4 y Ab magnitud +5.8, ambas orbitan en un período de 12 años.

El componente B es de tipo B7V, magnitud +6.26 y separación 0.77" (aproximadamente 180 UA según paralaje).

El componente C es de tipo K2III-IV (estrella subgigante anaranjada) con una magnitud aparente +9.65 y separación  85". 

Observaciones recientes indican la presencia de compañeras más pequeñas adicionales D (aproximadamente 50" de A), E (aproximadamente 8" de C) y F (aproximadamente 40" de C) todas alrededor de magnitud aparente +14.

Mu (μ) cygni

Mu (μ) Cygni es una estrella binaria que se encuentra a 72 años-luz de distancia, alejándose de nosotros a razón de  +17 km/s como componente radial de su velocidad. El par tiene un período orbital de alrededor de 800 años. La temperatura efectiva es de 6.000 K aproximadamente para cada una de las componentes.

La primaria, Mu (μ¹) Cygni, de magnitud +4.69 es una estrella de secuencia principal de tipo F con una clasificación estelar de F6 V (estrella enana amarilla, algo más grande que el Sol). Tiene un 35 % más de masa que el Sol y el 188 % de su radio. Girando a una velocidad de rotación de  9,6  km/s. 

La secundaria, Mu (μ²) Cygni, de magnitud +6.12 es una estrella de secuencia principal de tipo G con una clase de G2 V, es una estrella muy similar al Sol, aunque con una masa ligeramente mayor. 

Upsilon (υ) cygni

Para localizar υ Cygni, también conocida como OΣ 433, nos posicionamos en Giennah ε Cyg prolongando la distancia aparente entre Giennah y Sadr λ Cyg, un poco más de 2 veces en dirección Este o respecto a τ Cyg, unos 20º a la izquierda del segmento que la una a Giennah.

Estrella de magnitud +4.43, está a una distancia de 660 años-luz y tiene magnitud absoluta de -2.03 lo que nos informa de que se trata de una estrella gigante. 

Su espectro, de la clase B2  Vne, es una estrella azul de la secuencia principal, con la característica de ser una estrella Be (de ahí que el sufijo e esté añadido) y por otro lado, el sufijo n (Nebulous) significa que las líneas de absorción en su espectro aparecen anchas y difusas (borrosas). Esto está provocado por el efecto Doppler debido a una rotación extremadamente rápida que se ha calculado en 230 km/s en consecuencia, es una estrella achatada tal y como aparece en la imagen.

Las estrellas Be son achatadas, tal es el caso de Achernar /ákernar/

Upsilon Cygni tiene 9,3 veces la masa del Sol y 4,7 veces su radio. Su rápida rotación le da una forma achatada con un radio ecuatorial un 18 % más ancho que el radio polar.  Irradia 7305 veces la luminosidad solar desde su atmósfera exterior a una temperatura efectiva de 22 000  K. 

La estrella muestra variaciones en su luminosidad, incluyendo pulsaciones no radiales de corta duración con periodos de 2,95 y 2,6 por día, así como estallidos aleatorios que ocurren cada pocos años. Estos últimos podrían estar asociados con episodios de pérdida de masa. 

Se sospecha que se trata de una binaria espectroscópica, pero no se ha detectado ninguna compañera mediante interferometría de moteado. Las variaciones medidas en la velocidad radial podrían deberse a una compañera con un periodo orbital de aproximadamente 11,4 años, pero es por ahora, hipotético.

0 AL-ASMA' U L-HUSNÀ: LOS MÁS BELLOS NOMBRES DE ALÁ

 

Al-Asma' u l-Husnà

Alá posee 3.000 nombres

1.000 nombres fueron revelados a sus ángeles

1.000 nombres fueron revelados a sus profetas

300 nombres están en los Zahur, los Salmos de David

300 nombres están en la Torah

300 nombres están en los Evangelios

y 

99 nombres están en el Sagrado Corán

1 nombre, el de su Esencia, lo ha mantenido para Sí mismo y está oculto en los escritos coránicos.

Muhammad dijo: «Hay 99 Hermosos Nombres de Allah por mediación de los cuales se nos ha ordenado suplicarle. Aquel que se los aprenda de memoria y los recite constantemente, entrará en el paraíso».

Al-Junayd de Bagdag (c. 830-910), místico musulmán dijo: «Sólo Alá se conoce bien a Sí mismo. Por eso Él sólo ha comunicado a las mejores de sus criaturas los Nombres por los que Él se ha ocultado».

En las madrasas, las escuelas coránicas, los niños aprenden estos nombres y son recitados usando un rosario con 33 cuentas, dándole 3 vueltas, se alcanza a recitar todos los nombres de Alá.

Cualquier construcción islámica, sea una mezquita, un palacio, un lugar de reunión, todas ellas tienen decorados geométricos y grafía donde se indican nombres sagrados y pasajes del Corán.

Mezquita Azul (Sultanamed) en Estambul

Santa Sofía (Aya Sofia), fue museo y ahora es mezquita en Estambul.

Alhambra de Granada

Al-Tahawi, en su escrito Al-'Aquidah al-Tahawiah realiza esta definición sobre la naturaleza mística de Dios.

Al-lāh es el único Dios, sin copartícipe alguno.

No hay nada como Él.

Y no hay Nada que le sea imposible.

No hay otra divinidad [que merezca la adoración] que Él.

Él es el Eterno sin principio, Permanente sin final.

Nunca perecerá, ni fenecerá.

No acontece sino lo que Él desea.

No hay imaginación que Lo pueda concebir, ni intelecto que Lo pueda abarcar.

Él es diferente a cualquier ser creado.

Viviente y no muere, Inmanente y nunca duerme.

Creador sin necesidad alguna, Proveedor sin ningún esfuerzo.

Da la muerte sin temor, Resucitador de la vida sin dificultad alguna.

Él ha existido siempre con Sus atributos antes de la creación, al originar la creación no aumentó en nada Su esencia que ya existía [pues Él siempre ha sido Perfecto]. De la misma manera que Sus atributos siempre han existido: no dejará de tenerlos por toda la eternidad.

No ha sido que después de haber creado se Le llame «el Creador», ni después de haber originado la creación se Le nombre «el Originador».

De Él ha sido el Señorío incluso antes de existir un subordinado, como ha sido el Creador incluso antes de existir algo creado.

De la misma manera que es el Vivificador de los muertos, después de haberles concedido la vida, era merecedor del nombre antes de habérselas otorgado, así como merecía el nombre del Creador antes de haberlos creado.

Porque es una realidad que Él es sobre todas las cosas Poderoso, todas las cosas dependen de Él, cualquier asunto Le es fácil, no necesita de nada, No hay nada ni nadie como Él, y Él es Omnioyente, Omnividente.

Ha creado la creación con Su sabiduría.

Y les determinó su predestinación.

Asignó para ellos sus plazos.

Nada sobre ellos fue oculto para Él antes de haberlos creado, y sabía todo lo que iban a hacer antes de crearlos.

Les encomendó obedecerle, y les prohibió desobedecerlo.

Todas las cosas ocurren conforme a Su predestinación y a Su voluntad. Su voluntad es destino, los siervos no tienen voluntad excepto la que Él ha querido para ellos, lo que ha querido para ellos: sucede, y lo que no ha querido: no sucede.

Guía a quien le complace, los protege y los salvaguarda por Su generosidad. Extravía a quien quiere, los desampara y los aflige dentro de Su justicia.

Todos, conforme a Su voluntad, alternan entre Su generosidad y Su justicia.

Él es Exaltado y está más allá de tener opositores o equivalentes.

No hay quien pueda evitar Su decreto, ni quien pueda retrasar Su decisión, y no hay quien predomine sobre Su orden.

Creemos en todo esto y tenemos la certeza que todo proviene de Él.

Al-Junayd de Bagdad (Abu al-Qasim al-Junayd ibn Muhammad al-Baghdadi, c. 830–910 d. C.) fue el maestro más importante del sufismo clásico y la referencia indiscutible en la formación de esta tradición mística.

Vivió y enseñó en Bagdad durante el califato abasí, trabajaba como comerciante de vidrio y seda antes de dedicarse por completo a la Fe. 

Sus discípulos y cofradías posteriores lo llamaron Sayyid al-Ta'ifa «el Señor de la Comunidad» y el «Sultán de los místicos».

Defendió que el estado místico más alto no es el éxtasis desbordante o la pérdida de conciencia, sino el retorno a la sobriedad lúcida dentro del mundo tras la experiencia divina.  

Sostuvo que cualquier experiencia espiritual debía subordinarse estrictamente al Corán y a la Sunna (tradición profética). 

Desarrolló la doctrina del fana (la aniquilación del ego en Dios) combinada con el baqa (la subsistencia espiritual en Él), influyendo en generaciones de filósofos y poetas sufíes.

Componentes de la palabra Alá

ٱ + ل + لّٰ + ه = ٱللّٰه:

1. alif

2. hamzat waṣl (همزة وصل)

3. lām

4. lām

5. shádda (شدة)

6. alif sobrescrita (ألف خنجرية)

7. hāʾ

[10] LAS CONSTELACIONES DE CISNE Y LIRA como nunca la has visto: ESTRELLAS DEL ROMBOEDRO DE LA LIRA

 

Formando el romboedro de la Lira, además de Zeta (ζ) Lyrae, URQUCHILLAY que ya ha sido expuesta en la apartado anterior, están:

SHELIAK                            Beta (β) Lyrae

SULAFAT                           Gamma (γ) Lyrae

JIANTAI                              Delta (δ²) Lyrae

SHELIAK                            Beta (β) Lyrae (10 Lyr)

SHELIAK, cuyo nombre procede del árabe : الشلياق (ash-Shiliyāq) que es uno de los nombres tradicionales con que fue conocida la constelación de la Lira.  

Sheliak es un sistema estelar múltiple.

Se han descubierto hasta seis estrellas formando un sistema físico y cuyas magnitudes son +14 y superior, resoluble en telescopios de observatorio.

La magnitud aparente de Sheliak es variable entre +3.25 y +4.36 debido a que se trata de un sistema triple (β Lyrae A) del que el par central es eclipsante y lo circunda una tercera estrella.

β Lyrae Aa es el par binario eclipsante y β Lyrae Ab, la tercera estrella solitaria que los circunda.

Las dos componentes del par binario se denominan Beta Lyrae Aa1 y Aa2. Los cinco componentes adicionales, denominados Beta Lyrae B, C, D, E y F, se consideran actualmente estrellas solitarias.

Todas estas estrellas que están unidas gravitacionalmente se encuentran a 1.000 años-luz aproximadamente.

Beta Lyrae Aa¹ (Sheliak) es la estrella primaria de clase estelar B6-8 y la secundaria, Beta Lyrae Aa² que probablemente también sea de tipo B, ambas blanco-azuladas y gigantes. 

Beta Lyrae Aa² evolucionó tempranamente, al salir de la secuencia principal se hinchó y transformó hasta convertirse en una estrella gigante y que, debida a la escasa distancia que separan a ambos componentes, su lóbulo de Roche se rellenó y ello produjo la transferencia de masa desde la secundaria hacia la principal.

La estrella secundaria, ahora más masiva, está rodeada por un disco de acreción resultante de esta transferencia de masa, con estructuras bipolares en forma de chorro que se proyectan perpendicularmente al disco bloqueando la visión  de la propia estrella secundaria, disminuyendo su luminosidad aparente y dificultando a los astrónomos la identificación de su tipo estelar. 

La cantidad de masa que se transfiere entre las dos estrellas es aproximadamente la totalidad de una masa solar cada 50.000 años, lo que resulta en un aumento del período orbital de aproximadamente en 19 segundos por año. 

El espectro de Beta Lyrae muestra líneas de emisión producidas por el disco de acreción. El disco produce alrededor del 20 % del brillo del sistema. 

En 2006, un estudio de óptica adaptativa detectó una tercera compañera, Beta Lyrae Ab con una separación angular de 0,54" y una magnitud de +4,53. La clase espectral se encuentra en el rango B2-B5 V. 

El par Beta Lyrae A eclipsa periódicamente y ello se produce gracias a que el ángulo en perspectiva desde la Tierra así lo permite, ello hace que la magnitud fluctúe de +3,2 a +4,4 durante un período orbital de casi 13 días. Forma el prototipo de una clase de binarias eclipsantes elipsoidales de contacto, de tal modo que es imposible separar ambas componentes de manera óptica y se considera una binaria espectroscópica.

Sin embargo, nuevas técnicas interferométricas permitieron verlas separadas y ello, ayudó a calcular los elementos orbitales.

Clase espectral y temperatura

Estrella                                          Clase                   Temperatura

β Lyrae Aa¹     SHELIAK             B6-8 II                      13.300 K

β Lyrae Aa²                                      B                          30.000 K 

β Lyrae B                                        B7V

β Lyrae C                                        B2

β Lyrae D                                       K3V

β Lyrae E                                        Ap

β Lyrae F                                        Am                                            

β Lyrae B, a una separación angular de 45,7", es de tipo espectral B7V y tiene una magnitud aparente de +7,2. Es posible su observación a través de prismáticos. Es aproximadamente 80 veces más luminosa que el Sol. 

β Lyrae E tiene magnitud  +10,1var y una separación de 67".

β Lyrae F tiene magnitud  +10,6var y una separación de 86".

Ambas estrellas son condiseradas peculiares desde un punto de vista de su composición química y sus espectros son de estrellas blancas, la componente E es del tipo Ap (p por peculiar) y la componente F es del tipo Am (m por presencia de metales).

Este sistema séxtuple en realidad forma parte de un grupo estelar más extenso con más de un centenar de elementos y que se conoce con el nombre Gaia 8, todos tienen un mismo movimiento propio en la galaxia, este grupo de estrellas es muy joven y se ha calculado una edad entre 30 y 100 millones de años.

SULAFAT                     Gamma (γ) Lyrae (14 Lyr)

La segunda estrella más brillante de la Lira, tras Vega, es Sulafat que se encuentra en el vértice opuesto a Vega, dentro del asterismo del romboedro. El nombre recibido procede del árabe السلحفاة al-sulḥafāt «tortuga» debido a que los árabes consideraban la Lira como una tortuga, existiendo una conexión con el mito de Hermes, que para construir una lira, tuvo que hacerse con la concha de una tortuga. También recibió el nombre latino de «Iugum» (Yugo) que aparece referido en los átlas estelares antiguos.

Su magnitud aparente es de +3.24 y la absoluta es de -3.14, se encuentra a una distancia de entre 620 y 650 años-luz, lo que en principio, parece ser una estrella gigante.

Analizando su espectro, es del tipo B9  III, una estrella gigante blanco-azulada, su temperatura superficial es de 10.000 K.

Tiene casi 6 veces la masa del Sol y su radio equivale a 15 veces el radio solar.

Con una extraordinaria luminosidad, equivalente a 2.430 veces la luminosidad del Sol, no es de extrañar, que esta estrella, a pesar de encontrarse tan lejos, destaque en esta constelación.

                    Delta-1 (δ¹) Lyrae (11 Lyr)

Delta-1 y Delta-2 Lyrae es un sistema estelar binario  débilmente visible a simple vista con una magnitud visual aparente combinada de +5,56. El sistema se encuentra a una distancia aproximada de 1160 años luz del Sol.

Delta (δ¹) Lyrae es en sí misma una binaria espectroscópica de una sola línea con un período orbital de 88,4  días y una excentricidad (ovalación) de 0,37.

El componente visible del par tiene un tono blanco azulado con una clasificación estelar B2.5 V, lo que indica que es una estrella de secuencia principal de tipo B que experimenta fusión de hidrógeno en su núcleo. Tiene unos pocos millones de años, su edad calculada es de 21 millones de años y su velocidad de rotación es  relativamente alta, casi 90 km/s y alrededor de 7–8 veces la masa del Sol. La estrella irradia aproximadamente 3620 veces la luminosidad del Sol desde su fotosfera a una temperatura efectiva de 20.350 K.

Hay un compañero visual de magnitud +9,93 a una separación angular de 175,30" con un ángulo de posición de 20°, a partir de 2012. Este componente fue descubierto por William Herschel.  Es una estrella gigante evolucionada de clase K2III a una distancia de alrededor de 1.760 años luz.

JIANTAI                       Delta-2 (δ²) Lyrae (12 Lyr)

Aunque JIANTAI es el nombre que en la astronomía china recibe la constelación de la Lira, asterismo formado por Sheliak (Jiantai Er o la segunda estrella de la Terraza de la Clépsidra), Sulafat o Jiantai San, la tercera estrella, Jiantai Si, la cuarta estrella que es delta-2 (δ²) Lyrae y Iota (ι) Lyrae, Jiantai Yi o la primera estrella.

El asterismo Jiàn Tái (Terraza de Clepsydra,渐台), representa la medición del tiempo con relojes de agua . 

Recientemente, el grupo de trabajo de la IAU sobre Nombres de Estrellas adoptó el nombre Jiantai para esta estrella el 18 de junio de 2026, en honor a esta constelación china.

De magnitud aparente variable +4.22 a +4.33, es más brillante que la acompañante Delta (δ¹) Lyrae y no recibe nombre propio.

Mal definido su período de variabilidad, es considerada una variable semiiregular que varía su brillo en 0,2 magnitudes, se trata de una estrella fría de la rama asintótica de las gigantes cuyo núcleo ha degenerado a carbono-oxígeno.

Posee la masa de 4,5 soles, aunque cuando estaba en la secuencia principal fui más masiva, se calcula que algo más de 5 masas solares, al eyectar su fotosfera expandiéndose hasta 290 veces el tamaño del Sol irradiando con una luminosidad de 10.200 soles.

Al enfriarse, su temperatura efectiva actual es de 3.394 K y ha adoptado un tono rojizo, propio de las estrellas gigantes rojas, grupo al que pertenece.

Es el miembro más brillante del cúmulo abierto disperso Stephenson 1 , también conocido como el cúmulo δ Lyrae. Otros miembros conocidos incluyen δ 1 Lyrae, un puñado de estrellas de magnitud 8-9 y al menos otras treinta estrellas hasta la magnitud 14.

Múltiples catálogos estelares enumeran varias compañeras de δ² Lyrae, con designaciones como ADS 11825. Dos de ellas son un par cercano de estrellas de magnitud +10 a unos 87" de δ² , designadas como componentes B y C. 

El tipo espectral del par sugiere que se encuentran a la misma distancia que δ² Lyrae, lo que podría significar que las tres estrellas forman un sistema estelar triple. 

En este caso, el par ADS 11825BC estaría a 24.000 UA de δ² Lyrae y tardaría 24.000 años en completar una órbita. 

Las dos estrellas del sistema BC tardan al menos 10.500 años en completar una órbita y están separadas por 600  UA.

[9] LAS CONSTELACIONES DE CISNE Y LIRA como nunca la has visto: ESTRELLAS DEL TRIÁNGULO DE LA LIRA

 

Tras haber descrito a la estrella Vega, tenemos que para el resto del asterismo están las siguientes estrellas formando el triángulo junto con Vega:

KATOKI                              Zeta  [ζ¹A | ζ¹B Lyrae] (6 Lyr)

URQUCHILLAY                Zeta (ζ²) Lyrae (7 Lyr)

PONGAPONGA               Épsilon-1 (ε¹) Lyrae (4 Lyr)

DOBLE DOBLE                 Épsilon-2 (ε²) Lyrae (5 Lyr)

     KAUTOKI               Zeta (ζ¹A) Lyrae (6 Lyr)

                                     Zeta (ζ¹B) Lyrae      

Zeta lyrae es un sistema triple, dos visuales están al alcance de un telescopio de aficionado, está separado 44" y situado a una distancia de 158 años-luz. Se denominan respectivamente ζ¹ lyrae y ζ² lyrae. En Zeta-1 lyrae hay un par espectroscópico y su espectro es del tipo A (estrella blanca) 

La principal del sistema tiene como nombre tradicional: KAUTOKI. 

Es una estrella a su vez, binaria espectroscópica, su espectro es del tipo A.

KAUTOKI     Zeta (ζ¹A) Lyrae (6 Lyr)

Magnitud aparente: +4.37  

Magnitud absoluta: +0.94

Se trata de un sistema binario espectroscópico de una sola línea con un período orbital de 4,3  días y una órbita casi circular con una excentricidad de 0,01. 

La primaria, componente A, es una estrella Am con una clasificación estelar de k A5 h F0 m F2. Esta notación compleja indica que el tipo espectral determinado únicamente a partir de la línea K del calcio (k) sería A5, el tipo determinado a partir de las líneas de hidrógeno (h) sería F0 y el tipo espectral determinado a partir de otras líneas metálicas sería F2. Por lo tanto, se trata de una estrella blanca subgigante y posiblemente, acompañada de otra estrella menor tipo solar. Es una estrella joven, pues apenas alcanza la edad de 500 millones de años.

ζ¹ Lyrae parece ser ligeramente variable, con una frecuencia de 0,65256 ciclos por día y una amplitud de 0,0032 en magnitud. La estrella tiene una masa estimada de 2,36 veces la del Sol y alrededor de 2,5 veces el radio del Sol . La posición de este sistema está asociada con una fuente de rayos X con una luminosidad de 571,6 × 10²⁰ W. Tiene una luminosidad de 31 L☉. Su temperatura superficial es de 7914 ± 112 K.

URQUCHILLAY 

Zeta (ζ²) Lyrae (7 Lyr)

En la mitología inca , Urquchillay es el dios del ganado y la vida silvestre, representado como una llama multicolor y visualizado en la constelación de Lira. El Grupo de Trabajo de la IAU sobre Nombres de Estrellas adoptó el nombre Urquchillay para esta estrella el 18 de junio de 2026.

Es una estrella tenue que es apenas visible a simple vista con una magnitud visual aparente de +5,74 y es compañera de ζ¹ lyrae y ζ² lyrae, encontrándose a la misma distancia de 158 años-luz, su magnitud absoluta es de +2.34.

Esta estrella tiene una clasificación estelar F0  IVn, sugiere que es una estrella subgigante de tipo F que está evolucionando fuera de la secuencia principal a medida que se ha consumido su suministro de hidrógeno en el núcleo. 

El sufijo "n" indica líneas "nebulosas" causadas por su alta rotación. Está girando rápidamente con una velocidad de rotación proyectada de 212 km/s. Esto le está dando a la estrella una forma obalada con un bulbo ecuatorial que es aproximadamente un 29% mayor que el radio polar.  La estrella está irradiando aproximadamente 9,6 veces la luminosidad del Sol desde la fotosfera a una temperatura efectiva de aproximadamente 7000 K.  Tiene 1,7 veces la masa del Sol , el doble del radio del Sol, y su edad aproximada es de 12.000 millones de años. Se sospecha que sea variable.

PONGAPONGA     Épsilon-1 (ε-1) Lyrae (4 Lyr)

DOBLE DOBLE       Épsilon-2 (ε-2) Lyrae (5 Lyr)

Épsilon (ε) Lyrae es la estrella binaria por excelencia, donde cada uno de sus componentes son aproximadamente iguales en brillo (con magnitudes de +5 y +5,3 respectivamente). 

Las dos componentes principales llegan a separarse hasta 208" (3' 28") perfectamente visibles a través de unos prismáticos, sin embargo, la separación intrínseca en cada una de estas dos, requiere el uso de un potente telescopio de al menos 170 aumentos debido a que ε¹  Lyrae con magnitudes de +5 (A) y +6,1 (B) se encuentran separadas tan solo a 2.1". De igual modo, ε²  Lyrae con magnitudes de +5,3 (A) y +5,4(B) están separadas 2.4" de arco.

Este sistema estelar múltiple de al menos cinco estrellas está situado a unos 160 años luz de distancia. Popularmente, Herschell las denominó «Doble Doble» y la UAI (Grupo de trabajo sobre nombres de estrellas) puso el nombre de Pongaponga a ε¹ Lyr A el 18 de junio de 2026, por la tradicional denominación dada en las Islas Cook.

Las estrellas que forman parte de este sistema múltiple son las siguientes: 

ε¹  Lyrae A  PONGAPONGA

ε¹  Lyrae B  

ε² Lyrae A

ε² Lyrae B

ε² Lyrae C

El quinto componente de este sistema orbita uno de los objetos del par ε² Lyrae , detectado mediante interferometría de moteado en 1985 y confirmado en dos observaciones posteriores. Su separación máxima observada de 0,2 segundos de arco que impide su observación visual directa.

ε¹  Lyrae A  PONGAPONGA y ε¹  Lyrae B tienen un período orbital que solo se puede estimar de forma aproximada en 1200 años, lo que las sitúa a unas 140 UA de distancia entre ellas, mientras que entre ε² Lyrae A y ε² Lyrae B, el periodo orbital sería inferior a 600 años.

Entre ε¹  Lyrae y ε² Lyrae hay una separación de 0,16 años-luz.

ε² Lyrae B es una estrella variable del tipo Gamma Doradus con un período principal de 0,415 días. 

Clase espectral y temperatura

Todas las estrellas son blancas y su espectro es de tipo A, salvo la compañera de Pongaponga que es amarilla. Sus temperaturas tienen un rango entre 7000 y 8000 grados kelvin.

Estrella                                          Clase                   Temperatura

ε¹  Lyrae A  PONGAPONGA        A3V                    7.943 K

ε¹  Lyrae B                                       F0V                    7.047 K

ε² Lyrae A                                        A6Vn                 7.816 K

ε² Lyrae B                                        A7Vn             7.852 K

ε² Lyrae C                                       ?                              ?               

Masa en soles y radio en función del radio solar

Son del tipo subgigante

Estrella                                          Masa ☉                 Radio en R☉

ε¹  Lyrae A  PONGAPONGA        2.03                           2.78

ε¹  Lyrae B                                       1.61                               ?

ε² Lyrae A                                        2.11                            2.08

ε² Lyrae B                                        2.15                           2.04

ε² Lyrae C                                       ?                                   ?           

Luminosidad en soles y velocidad de rotación en km/s

Estrella                                Luminosidad ☉      Velocidad rotación

ε¹  Lyrae A  PONGAPONGA        24                          165

ε¹  Lyrae B                                         8.4                       159

ε² Lyrae A                                        29                          212

ε² Lyrae B                                        32                          233

ε² Lyrae C                                       ?                                   ?