[13] LAS CONSTELACIONES DEL ÁGUILA Y DEL ESCUDO como nunca la has visto: Estrellas novae o temporarias recurrentes

 

La constelación del Águila (Aquila) y del Escudo (Scutum) se encuentran en una región del firmamento densamente poblada por campos estelares de la Vía Láctea, lo que las convierte en una zona excelente para el estudio de estrellas variables, explosivas, sean novae o temporarias recurrentes.

VARIABLES CÉLEBRES DEL ÁGUILA

• Eta Aquilae (η Aql): Es una de las variables cefeidas más brillantes y famosas del cielo nocturno. Descubierta por Edward Pigott en 1.784, su brillo oscila de forma estrictamente regular entre la magnitud +3,5 y +4,4 cada 7,17 días. Sirve como referencia clave para medir distancias cósmicas.

Para mayor información sobre esta estrella consulta la entrada: [9] LAS CONSTELACIONES DEL ÁGUILA Y DEL ESCUDO como nunca la has visto: Las estrellas de las alas del Águila, desde cuyo índice situado en la barra lateral izquierda puedes llegar directamente con un clic.

• V603 Aquilae (Nova Aquilae 1918): Fue la nova más brillante del siglo XX, alcanzando una magnitud de -0,5 (superando a la estrella Vega). Hoy en día es una variable cataclísmica (un sistema binario interactuando) que se mantiene en una magnitud débil en torno a +11,5, pero sigue bajo constante monitoreo.

• R Aquilae: Es una variable tipo Mira (gigante roja pulsante). Destaca en la astrofísica porque su período de pulsación se está acortando de manera drástica y medible en escalas de tiempo humanas: ha pasado de unos 350 días en el siglo XIX a menos de 270 días en la actualidad debido a reajustes térmicos internos.

• V1343 Aquilae (SS 433): Uno de los objetos exóticos más estudiados de la galaxia. Es un microquásar binario de rayos X eclipsante. El sistema consta de una estrella masiva que pierde materia hacia un objeto compacto (agujero negro o estrella de neutrones), expulsando chorros de materia (jets) a un 26% de la velocidad de la luz.

VARIABLES CÉLEBRES DEL ESCUDO

Para mayor información sobre estas estrellas consulta la entrada: [9] LAS CONSTELACIONES DEL ÁGUILA Y DEL ESCUDO como nunca la has visto: Las últimas estrellas del Escudo y sus variables más famosas, desde cuyo índice situado en la barra lateral izquierda puedes llegar directamente con un clic.

• R Scuti: Es el prototipo de las variables tipo RV Tauri. Es una supergigante amarilla que muestra pulsaciones complejas con alternancia de mínimos de brillo profundos y superficiales. Su magnitud fluctúa de forma semirregular entre 4,2 (visible a simple vista) y 8,6 (invisible a simple vista).

• UY Scuti: Es una de las estrellas más grandes conocidas en el universo. Es una supergigante roja variable semirregular cuya magnitud oscila entre +8,2 y +10,5 (observable a través de instrumentos ópticos). Su radio es tan descomunal que, si se colocara en el centro de nuestro Sistema Solar, engulliría la órbita de Júpiter y posiblemente la de Saturno.

• Delta Scuti (δ Sct): Da nombre a toda una clase de estrellas variables (variables tipo Delta Scuti). Son estrellas jóvenes que pulsan debido a mecanismos internos de helio en sus atmósferas. Su variación de brillo es muy pequeña (de magnitud 4,6 a 4,79) y ocurren en periodo ultracorto de apenas 4,6 horas.

• Stephenson 2-18 (RSGC1-F18): Situada en el cúmulo masivo Stephenson 2 en Scutum, es otra supergigante roja extrema que compite directamente con UY Scuti por el título de la estrella de mayor volumen descubierto. Varía sutilmente de brillo y su radio se estima en más de 2.100 veces el del Sol.

                      ESTRELLAS NOVAS

Todas las novas son estrellas binarias, con una estrella donante orbitando una enana blanca. Las dos estrellas están tan cerca una de la otra que la materia se transfiere de la estrella donante a la enana blanca. Debido a que la separación entre las estrellas es comparable al tamaño de la estrella donante, estas estrellas suelen ser binarias eclipsantes. Hay transferencia de materia si en la región del espacio alrededor de una estrella en un sistema binario en la que el material orbitante está ligado gravitacionalmente a dicha estrella y esta se expande más allá de su lóbulo de Roche entonces el material exterior al lóbulo es atraído por la otra estrella donde puede caer formando un disco de acrecimiento. La entrada de nuevo material a la secundaria produce inestabilidad y si esta materia es cuantiosa, la secundaria reacciona estallando y emitiendo materia al espacio formando nebulosa, este estallido es tan violento que el brillo que se forma se multiplica por millones de veces su valor.

NOVAS HISTÓRICAS EN EL ÁGUILA

Históricamente, destacó por su gran brillo las siguientes estrellas novas, temporarias o recurrentes, cuyo origen es galáctico, es decir, no se tratan de estrellas supernovas surgidas en otras galaxias.

•Nova Aquilae del año 389: Una nova de la antigüedad excepcionalmente brillante registrada por observadores históricos. Llegó a alcanzar el brillo del planeta Venus y permaneció visible durante semanas.

•V606 Aquilae (Nova Aquilae 1899): Descubierta fotográficamente por Williamina Fleming tras alcanzar una magnitud visible a simple vista de 5.5.

•V603 Aquilae (Nova Aquilae 1918): Es la nova más brillante de la era moderna (desde la invención del telescopio). Descubierta el 8 de junio de 1918, alcanzó una espectacular magnitud máxima de −1.4, llegando a superar en brillo a la estrella Altair y rivalizando directamente con Sirio. Su remanente galáctico se encuentra a unos 1.100 años luz.

• CI Aquilae (1917 / 2000): Clasificada como una nova recurrente galáctica. Tuvo una erupción documentada en 1917 (alcanzando magnitud 8.6) y volvió a estallar en el año 2000 con un comportamiento muy similar.

• V368 Aquilae (Nova Aquilae 1936 No. 2): Descubierta en octubre de 1936 tras haber alcanzado una magnitud máxima de 5.0 a finales de septiembre, mostrándose con un intenso color rojo. Su compañera binaria eclipsante tarda unas 16.5 horas en orbitar la enana blanca.

• V500 Aquilae (Nova Aquilae 1943): Descubierta en septiembre de 1943, alcanzó una magnitud de 6.1. El telescopio descubrió décadas más tarde su caparazón remanente expandiéndose por el espacio.

• V1370 Aquilae (Nova Aquilae 1982): Capturada por el astrónomo Minoru Honda en enero de 1982 con una magnitud inicial entre 6 y 7, justo cuando la constelación emergía en el cielo matutino.

• V1494 Aquilae (Nova Aquilae 1999): Descubierta el 1 de diciembre de 1999 por el astrónomo aficionado Alfredo Pereira. Su brillo se multiplicó súbitamente por 70,000 veces, escalando desde la magnitud 16 hasta la 3.9, haciéndose visible fácilmente a simple vista. El sistema binario está compuesto por una enana blanca masiva de oxígeno-neon-magnesio.

• V1723 Aquilae (2010): Una nova galáctica clásica registrada a finales de la primera década del siglo XXI.

Y este verano que acabamos de pasar también ha surgido una nueva estrella en el Águila.

•Nova Aquilae 2026 (AT 2026rdg): Descubierta recientemente en julio de 2026, detectada originalmente con una magnitud visual atenuada por el polvo interestelar, pero confirmada espectroscópicamente como una nova clásica altamente enrojecida debido al polvo del plano galáctico.

         NOVAS HISTÓRICAS EN EL ESCUDO

El misterio de los registros previos a 1900: A diferencia de constelaciones vecinas como el Águila (Aquila) o Sagitario (Sagittarius), donde se documentaron novas brillantes antes de 1900, en Scutum no existen registros fiables de novas clásicas en los siglos XVIII o XIX. Esto se debe principalmente a dos factores:

1. Falta de estrellas gigantes: Las novas de Scutum de esta época ocurrieron en sistemas binarios muy lejanos y débiles, por lo que ninguna llegó a ser lo suficientemente brillante como para ser detectada a simple vista por astrónomos de la antigüedad.

2. Creación tardía de la constelación: Johannes Hevelius delimitó Scutum oficialmente en 1.684. Cualquier estrella nueva observada en esa misma porción de cielo antes de esa fecha habría sido catalogada por los astrónomos antiguos como parte de la constelación del Águila (Aquila) o de la Serpiente (Serpens).

• V363 Scuti (1927): Fue una de las novas más esquivas de ese período debido a la enorme cantidad de polvo interestelar que bloqueaba su luz en esa dirección de la Vía Láctea. Aun así, los astrónomos lograron registrar su pico en la magnitud +11.7.

• TY Scuti (1936): Fue un evento astronómico de brillo moderado que alcanzó una magnitud máxima de +11.5. A pesar de requerir telescopios profesionales para su detección.

• V443 Scuti (1943): Descubierta en pleno transcurso de la Segunda Guerra Mundial, concretamente en septiembre de 1943. El estallido fue captado en placas fotográficas y alcanzó una magnitud máxima de +8.5. Destacó por ser una nova relativamente lenta, tardando bastantes meses en regresar a su estado original de enana blanca de magnitud inferior a +13.2.

• Nova Scuti 1949: Capturada en agosto de 1949 en el Observatorio Astronómico de Córdoba (Argentina) y estudiada mediante prismas de objetivo. Se monitorearon sus cambios espectrales cuando el objeto brillaba con una magnitud fotovisual de +8.3.

• Nova Scuti 1952: Registrada en julio de 1952 por el prolífico astrónomo belga Sylvain Arend desde el Observatorio Real de Bélgica. El evento alcanzó una magnitud máxima en torno a +11.0, requiriendo telescopios medianos para su correcto seguimiento.

• FV Scuti (Nova Scuti 1960): Descubierta independientemente por la astrónoma soviética M. V. Savel'eva y por los astrónomos de la Universidad Case Western Reserve. Alcanzó una magnitud máxima de +9.1 y destacó por un descenso moderadamente rápido, perdiendo tres magnitudes en algo más de un mes.

• V368 Scuti (1970): Detectada a mediados de 1970. Fue un estallido astronómico muy seguido en su época debido a las fluctuaciones en su curva de luz durante las semanas posteriores al pico de brillo.

. V373 Scuti (Nova Scuti 1975):  Fue anunciada el 15 de junio de 1975 por Paul Wild en el Observatorio de Zimmerwald , Suiza. En ese momento la magnitud era de aproximadamente +7,9. La magnitud máxima de 7,1 ocurrió un mes antes, el 11 de mayo. 

• V475 Scuti (Nova Scuti 2003): Registrada en 2003. Su estallido captó el interés de la comunidad astronómica internacional al alcanzar una magnitud máxima de +8.4, permitiendo detallados seguimientos espectroscópicos para analizar la composición de los gases expulsados por la enana blanca.

• V613 Scuti (2018): Descubierta el 29 de junio de 2018. Esta nova clásica alcanzó un brillo máximo de +10.3. Su curva de luz sirvió para modelar las dinámicas de acreción en sistemas binarios cerrados.

• V659 Scuti (Nova Scuti 2019): Detectada el 29 de octubre de 2019 por el programa automatizado ASAS-SN. Tuvo un pico de brillo notable de magnitud +8.36. El telescopio TIGRE realizó observaciones muy complejas debido a que el objeto explotó cuando la constelación se encontraba visualmente muy cerca del Sol.

[12] LAS CONSTELACIONES DEL ÁGUILA Y DEL ESCUDO como nunca la has visto: Las estrellas del Eje del Águila (2.ª parte)

 

Las estrellas que faltan por ser descritas y cuya nomenclatura es Bayer griega están relativamente cerca del Eje del Águila que lo componen las estrellas Altair - Alshain y Tarazed, sin embargo, algunas quedan más retiradas, pero no me ha quedado más remedio que agruparlas lo mejor que he podido.

Mu (μ) Aquilae se encuentra formando un triángulo rectángulo cuyo vértice apunta hacia el S. entre Altair y Tarazed, la hipotenusa es el segmento Tarazed - μ Aql y vienen a ser unos 3º aproximadamente.

Rho (ρ) Aquilae queda lejos, asomándose a la constelación del Delfín a unos 5º en dirección NW desde Altair, también nos podemos ayudar con establecer un segmento entre los asterismos del Delfín y la Flecha, viniendo a estar en medio.

Sigma (σ) Aquilae está en la parte superior del cuerpo del Águila entre Guqi y Altair, viene a estar en medio. También llega a formar un triángulo casi equilátero entre Alshaín y Tarazed con esta estrella.

Tau (τ) Aquilae queda cerca de Alshain a 1º en dirección NW.

Úpsilon (υ) Aquilae queda cerca de Altair formando un triángulo rectángulo orientado hacia el S. entre Altair y Alshain, el vértice meridional es esta estrella, por otro lado, forma otro triángulo equilátero junto con σ Aquilae y μ Aquilae.

Mu (μ) Aquilae   (38 Aquilae)

Mu (μ) Aquilae se encuentra formando un triángulo rectángulo cuyo vértice apunta hacia el S. entre Altair y Tarazed, la hipotenusa es el segmento [Tarazed - μ Aql] y vienen a ser unos 3º aproximadamente. En el mapa, está casi a mitad de camino entre Tarazed y Guqi en dirección S., esta estrella brilla con una magnitud de +4.45 siendo visible a simple vista si el cielo es lo suficientemente oscuro, barriadas poco iluminadas del extrarradio o directamente en el campo, siendo siempre conveniente el uso de binoculares para localizarla.

Se encuentra a 110 años-luz de distancia y su magnitud absoluta es de +1.80.

La clasificación estelar de Mu Aquilae es K3-IIIb  Fe0.5,  lo que indica que se trata de una estrella gigante evolucionada con una ligera sobreabundancia de hierro en su espectro. 

Mu Aquilae

Pertenece a una subcategoría de gigantes denominada de cúmulo rojo, lo que significa que genera energía mediante la fusión de helio en su núcleo. 

En comparación con el Sol, tiene el 116% de su masa y se ha expandido hasta alcanzar 7,7 veces su tamaño. Esta envoltura exterior inflada tiene una temperatura efectiva de 4.567 K y emite 24,5 veces la luminosidad del Sol. A este calor, Mu Aquilae brilla con el tono anaranjado de una estrella de tipo K. Tiene aproximadamente siete mil millones de años, es mucho más vieja que nuestro Sol.

Rho (ρ) Aquilae   (67 Aquilae)

Rho (ρ) Aquilae queda lejos, asomándose a la constelación del Delfín a unos 5º en dirección NW desde Altair, también nos podemos ayudar con establecer un segmento entre los asterismos del Delfín y la Flecha, viniendo a estar en medio.

El movimiento propio relativamente alto resultó en que la estrella cruzara el límite de Aquila a Delphinus en 1992.  Por lo que esta estrella se encuentra en la constelación del Delfín aunque mantenga su nombre.

Esta estrella no es visible a partir de la latitud 75º S.

Tiene magnitud +4.94 y se encuentra a 150 años-luz de distancia.

Rho Aquilae es una estrella de secuencia principal de tipo A con una clasificación estelar A2  V. 

Tiene una temperatura superificial de 8.870 K. Es una estrella de características similares a Alfecca Meridiana (α Coronae Australis) y, en menor medida, a Sirio (α Canis Majoris). 

Su diámetro es 1,95 veces mayor que el del Sol y su luminosidad equivale a 21 veces la luminosidad solar. Su velocidad de rotación es de al menos 165 km/s, lo que conlleva un período de rotación inferior a 14 horas.

La teoría de estructura estelar adjudica una masa de 2,1 masas solares para Rho Aquilae y muestra que es una estrella muy joven con una edad comprendida entre 50 y 165 millones de años, lo que supone una parte muy pequeña del tiempo que empleará fusionando hidrógeno —unos 1000 millones de años—. Como otras estrellas similares como es el caso de Denébola (β Leonis) al parecer está rodeada por un disco circunestelar de polvo mostrando emisión en infrarrojo.

HRU  Sigma (σ) Aquilae   (44 Aquilae)

Sigma (σ) Aquilae está en la parte superior del cuerpo del Águila entre Guqi y Altair, viene a estar en medio. También llega a formar un triángulo casi equilátero entre Alshaín y Tarazed con esta estrella.

Oficialmente tiene el nombre propio de HRU, palabra procedente del sánscrito y que determina el nombre de una constelación balinesa en el área del Águila con forma de flecha (Ten en cuenta que hay una pequeña constelación con forma de flecha al norte del Águila, se trata de Sagitta). El Grupo de Trabajo de la IAU sobre Nombres de Estrellas adoptó este nombre Hru para esta estrella el 18 de junio de 2026. Para poder pronunciar adecuadamente este nombre es intentar decir «Jru» con una jota muy suave.

Sigma Aquilae o Hru es un sistema estelar binario eclipsante con una magnitud visual aparente de +5,17 encontrándose a una distancia aproximada 780 años luz (240 pársecs) siendo su magnitud absoluta -1.69.

Esta sistema binario es espectroscópico de doble línea y que está compuesto por dos estrellas de la secuencia principal de tipo B de masa intermedia; cada una tiene una clasificación estelar de B3 V. Son componentes separadas, lo que significa que las dos estrellas están lo suficientemente distantes entre sí como para que ninguna llene su lóbulo de Roche, no existiendo transferencia de materia entre ellas. Su órbita circular es cercana y tiene un período de 1,95 días con un semieje mayor de 14,3 veces el radio del Sol.

Debido a que el plano orbital se encuentra cerca de la línea de visión con la Tierra, forman un sistema binario eclipsante. [ 5 ] Los dos componentes se distorsionan por la gravedad de la otra estrella, y sus formas implican que la magnitud del sistema estelar varía constantemente incluso fuera de los eclipses, una disposición conocida como variable Beta Lyrae. 

El brillo del par disminuye durante cada eclipse , que ocurre con una frecuencia determinada por su período orbital de casi dos días. Durante el eclipse del componente primario, la magnitud disminuye en -0,20 a un valor neto de +5,37; el eclipse del componente secundario resulta en una disminución de magnitud de -0,10 a un valor neto de +5,27, por lo tanto la amplitud de variación de brillo es de +0.10.

El componente primario tiene 5,8 veces la masa del Sol y 3,7 veces el radio del Sol. Irradia 1.862 veces la luminosidad del Sol desde su fotosfera a una temperatura efectiva de 18.493  K.

El componente secundario, más pequeño, tiene 4,6 veces la masa solar y 3,3 veces su radio, Su luminosidad es 524 veces la luminosidad del Sol. Su atmósfera exterior tiene una temperatura efectiva de 15.848  K.  Esta estrella tiene una alta velocidad de rotación, mostrando una velocidad de rotación proyectada de 120  km/s.

TIANFU     Tau (τ) Aquilae  (63 Aquilae)

Tau (τ) Aquilae queda cerca de Alshain a 1º en dirección NW brillando débilmente con una magnitud aparente de +5.7, recomiendo binoculares y un cielo oscuro para poderla localizar.

Esta estrella se encuentra a una distancia de 535 años-luz y su magnitud absoluta es -0.24.

El Grupo de Trabajo de la IAU sobre Nombres de Estrellas aprobó el nombre Tianfu para esta estrella el 16 de mayo de 2024, tomando como referencia la astronomía china tradicional donde Tianfu (天桴) era una antigua constelación china compuesta por cuatro estrellas cuyo significado es «almacén celestial». τ Aquilae fue la primera estrella de una versión temprana de esta constelación, anterior a la dinastía Tang (iniciada a finales del siglo VII a.C. -618).

El espectro de Tau Aquilae coincide con una clasificación estelar K0  III, con la clase de luminosidad III, lo que sugiere que se trata de una estrella gigante evolucionada que ha agotado el suministro de hidrógeno en su núcleo y ha abandonado la secuencia principal de estrellas como el Sol. 

Con una edad estimada de mil millones de años, los modelos estelares dan una probabilidad del 90 % de que actualmente se encuentre en la rama horizontal y esté fusionando helio en su núcleo. Basándose en esta suposición, tiene 2,15 veces la masa del Sol y se ha expandido hasta alcanzar 18 veces su circunferencia. La envoltura exterior está irradiando energía al espacio con una temperatura efectiva de 4.660 K, lo que le confiere el brillo anaranjado de una estrella de tipo K.

Úpsilon (υ) Aquilae   (49 Aquilae) 

Úpsilon (υ) Aquilae queda cerca de Altair formando un triángulo rectángulo orientado hacia el S. entre Altair y Alshain, el vértice meridional es esta estrella, por otro lado, forma otro triángulo equilátero junto con σ Aquilae y μ Aquilae.

De magnitud +5.91, esta tenue estrella se encuentra a una distancia de 173 años-luz de nosotros, siendo su magnitud absoluta de +2.24.

Esta es una estrella subgigante con una clasificación estelar A3  IV.  La atmósfera exterior irradia energía al espacio con 10,5 veces la luminosidad del Sol desde su fotosfera a una temperatura efectiva de 7.906  K, lo que le da el brillo blanco incandescente de una estrella de tipo A. 

Tiene 361  millones de años con 1,68 veces la masa del Sol y tiene una velocidad de rotación relativamente alta con una velocidad de rotación proyectada de 22,5  km/s. Se ha informado de un exceso infrarrojo, aunque no se ha resuelto ningún disco circunestelar.

El águila de Hevelius

[11] LAS CONSTELACIONES DEL ÁGUILA Y DEL ESCUDO como nunca la has visto: Las estrellas del Eje del Águila (1.ª parte)

El eje del Águila es la alineación de las tres estrellas más brillantes de esta constelación: Altair en el centro, Ashain al sur y Tarazed al norte. Cerca de este asterismo encontramos una serie de estrellas débiles que voy a describiros a continuación, se trata de las siguientes estrellas de la nomenclatura Bayer y su localización aproximada.

ξ   Aquilae               0.5º al W de Altair

ο   Aquilae               1º al N de Altair

π   Aquilae               1º al NW de Tarazed

φ   Aquilae               2º al NW de Altair

χ   Aquilae               1º al NE de Tarazed

ψ  Aquilae               2º al N de Tarazed

LIBERTAS     Xi  (ξ)  Aquilae    (59 Aquilae)

En 2008, se anunció la presencia de un compañero planetario para la estrella Xi Aquilae, basándose en los resultados de espectroscopia Doppler del Observatorio Astrofísico de Okayama. Este objeto, designado como Xi Aquilae b , tiene al menos 2,8 masas de Júpiter y una órbita a una distancia estimada de 0,68 unidades astronómicas de la estrella con un período de 136,75 días. 

Xi Aquilae en el pasado entró en la etapa de gigante y se expandió hasta prácticamente esta órbita, si hubo algún planeta orbitando a menor distancia de las 0,68 U.A., ha desaparecido consumido por la estrella.

El planeta descubierto ha sido nombrado como FORTITUDO (fortaleza) propuesto por un grupo de estudiantes de la Universidad Hosei de Japón, que lo propusieron en inglés Fortitude y que la UAI cambió a latín, como idioma vehicular para las denominaciones astronómicas. De igual manera, la estrella también fue nombrada como Liberty y finalmente denominada LIBERTAS. Esto fue aceptado a través del concurso NameExoWorlds resultando ganador el grupo de estudiantes japoneses antes mencionado.

Tanto la libertad como la fortaleza son virtudes inherentes al águila que es un símbolo popular de libertad y encarnación de la fortaleza: fuerza emocional y mental frente a la adversidad.. Los nombres son oficiales desde el 5 de enero de 2.016.

ξ   Aquilae  se encuentra a  0.5º al W de Altair, siendo Altair una de las tres estrellas brillantes del Triángulo del Verano.

Libertas tiene una magnitud visual aparente de +4,7 y se encuentra a 186 años-luz, con una magnitud absoluta de +0.96.

El espectro de esta estrella es G9.5  IIIb, donde G9.5 significa que pertenece a la categoría de estrellas de tipo G en su estadio final cercano a la clase K, mientras que la clase de luminosidad IIIb indica que, con una edad estimada de casi mil millones de años, es una estrella evolucionada que ha alcanzado la etapa gigante y forma parte del grupo del cúmulo rojo del diagrama HR, generando energía a través de la fusión de helio en carbono en su núcleo.

Xi Aquilae tiene una masa estimada del 174% de la del Sol. Su tamaño se ha medido utilizando interferometría en el Interferómetro Óptico de Precisión de la Armada de los EE.UU., que calcula un radio 10,17 veces mayor que el del Sol.  Está irradiando 58,5 veces la luminosidad del Sol a una temperatura efectiva de 4.841 K lo que le da el brillo dorado de una estrella de tipo G. 

Se ha detectado una estrella compañera mediante interferometría de moteado a unos escasos 0,09″ de distancia angular, sin embargo, en julio de 2.010 la posibilidad de una compañera estelar binaria puede descartarse basándose en observaciones con el programa CHARA.

      Omicron  (ο)  Aquilae    (59 Aquilae)

ο   Aquilae  se encuentra a  1º al N de Altair, brilla con una magnitud de +5.11 y se encuentra a 64 años-luz de nosotros. Es una estrella doble.

Omicron Aquilae A, es una estrella de la secuencia principal de tipo F con una clasificación estelar de F8  V. Tiene aproximadamente el 125 % de la masa del Sol y el 148 % del radio del Sol. Con una edad de aproximada de 3.3 mil millones de años gira lentamente a razón de 3 km/s.  La atmósfera exterior tiene una temperatura efectiva de 6.123  K, lo que le da el tono blanco amarillento de una estrella de tipo F.

En 1.998, Omicron Aquilae A fue una de las nueve estrellas identificadas que experimentaron una supererupción. La primera erupción observada de Omicron Aquilae A fue en 1.979, con un aumento de magnitud de +0,07 y una duración de menos de cinco días. La segunda ocurrió en 1.980, con un cambio de magnitud de +0,09 y una duración de quince días. 

Hay una compañera de movimiento propio común de magnitud +12,67 ubicada a una separación angular de 22,5 segundos de arco a lo largo de un ángulo de posición de 221°. 

Basándose en su valor de paralaje coincidente, esto corresponde a una separación proyectada de 431 unidades astronómicas . (Por lo tanto, la compañera se encuentra a esta separación o mayor). Esta se designa como WDS J19510+1025C u ο Aquilae B. Es una pequeña enana roja con una clasificación estelar M3 V. Una tercera estrella, una magnitud más débil y ligeramente más cercana a la primaria, es una compañera óptica que aparece cerca de la primaria solo por una alineación casual.

Pi (π)  Aquilae              (52 Aquilae)

π Aquilae se localiza a 1º al NW de Tarazed brillando como una estrella de magnitud +5.85, a una distancia de 511 años-luz, su magnitud absoluta es de -0.22.

Pi Aquilae es un sistema estelar binario descubierto por William Herschel en 1785. El componente primario es una estrella gigante de magnitud +6,47 con una clasificación estelar de G8 III.

La estrella compañera se encuentra a una separación angular de 1,44" de arco, muy difícil para instrumento de aficionado. El período orbital supera los tres mil años.

Es una estrella de secuencia principal de tipo A con una clasificación de A1 V. Es ligeramente más débil, con una magnitud aparente de +6,75. 

Fi (φ)  Aquilae               (61 Aquilae)

φ Aquilae es una débil estrella de magnitud +5.28 situada aproximadamente a 2º al NW de Altair, forma un triángulo equilátero con π  Aquilae y  ο Aquilae.

La estrella es doble y se encuentra a una distancia de 221 años-luz. Basándose en su movimiento a través del espacio, este sistema estelar es candidato a miembro de la cercana asociación Argus de estrellas con un movimiento común en torno a la galaxia.

φ Aquilae es un sistema binario espectroscópico de una sola línea con un período orbital de algo más de tres días. El par tiene una separación proyectada de 190,4 UA a partir de 2008. 

El componente principal es una estrella subgigante con una clasificación estelar de A1  IV. La estrella tiene una edad alrededor de 280 millones de años y está girando con una velocidad de rotación proyectada de 27  km/s. 

Tiene 2,39 veces la masa del Sol y con un radio 1,8 a 2,5 veces el radio del Sol. La atmósfera exterior tiene una temperatura efectiva de 9.509  K, lo que le da la apariencia de tonalidad blanca de una estrella de tipo A. Está irradiando 34 veces la luminosidad del Sol.

El compañero en órbita puede ser la fuente de la emisión de rayos X de este sistema, ya que las estrellas similares al componente primario generalmente no producen niveles detectables de rayos X. 

Tiene el 40% de la masa del Sol según datos fotométricos de la misión TESS, el par puede experimentar eclipses rasantes. Esto implica una inclinación orbital de al menos 79° y limita la masa del secundario a media masa solar.

Un tercer componente de este sistema fue detectado durante el estudio VAST . Este componente débil se encuentra a una separación angular de 2,83  segundos de arco, para una separación proyectada de 190 UA y un período orbital estimado en algo más de 1500 años.

 Ji (χ)  Aquilae     (47 Aquilae)        

χ   Aquilae  es localizable como una estrella de magnitud +5.29 a  1º al NE de Tarazed formando un triángulo equilátero junto con π Aquilae.

Esta estrella se encuentra bastante lejos, se ha calculado que a unos 900 años-luz aproximadamente.

Ji Aquilae es un sistema estelar binario, ambas componentes de χ Aquilae pueden separarse por espectro y se ha medido su brillo relativo, pero sus otras propiedades son inciertas. 

El componente más frío muestra un espectro intermedio entre una gigante brillante G2 y una supergigante aunque es visualmente más brillante que el componente caliente, por lo que es considerada como el primario. 

El componente caliente tiene una clasificación estelar de B5.5V, que corresponde a una estrella de secuencia principal de tipo B. 

La magnitud absoluta de la primaria es −2,1, mientras que la de la secundaria es −1. Sin embargo, se espera que la diferencia de brillo entre una supergigante G2 y una enana B5,5 sea mayor. 

No está claro si la primaria es una supergigante o si la secundaria es más brillante que una estrella de la secuencia principal. A partir de 2.004, la secundaria se encuentra a una separación angular de 0,418 segundos de arco a lo largo de un ángulo de posición de 76,7° de la primaria. Tanto la separación como el ángulo de posición están disminuyendo a lo largo del tiempo.

Psi (ψ)  Aquilae            (48 Aquilae)

ψ  Aquilae  es una débil estrella de magnitud +6.25 que requiere un cielo oscuro y ayuda óptica para poderla localizar a 2º al N de Tarazed aproximadamente, está a una distancia bastante lejana calculada en 1.150 años-luz siendo su magnitud absoluta de -1.17.

El espectro de Psi Aquilae coincide con una clasificación estelar B9  III-IV, con la clase de luminosidad III-IV indicando que el espectro se encuentra a medio camino entre el de una estrella subgigante y una gigante. La temperatura efectiva de la atmósfera exterior de la estrella es 10.167 K lo que le da el tono blanco azulado de una estrella de tipo B. Tiene casi cuatro veces la masa del Sol y 6,5 veces su radio con una velocidad de rotación proyectada de 20  km/s.

Las estrellas del Eje del Águila     

[10] LAS CONSTELACIONES DEL ÁGUILA Y DEL ESCUDO como nunca la has visto: Estrellas del cuerpo y la cola del Águila

 

Continuamos la exploración estelar del Águila en el área central, su cuerpo, y el área de la cola, en definitiva, en el área que antiguamente ocupaba la antigua constelación de Antinoo.

Del grupo Bayer griego: κ  Aql, λ Aql y ν Aquilae.

Del grupo Bayer latino: d Aql, e Aql, f Aql, g Aql, h Aql e i Aql.

y dada la obsolescencia de esta nomenclatura, pongo su correspondencia con la nomenclatura Flamsteed que les corresponde.

d Aql  ⇒  27 Aquilae

e Aql  ⇒  36 Aquilae

f Aql   ⇒  26 Aquilae

g Aql  ⇒  14 Aquilae

h Aql  ⇒  15 Aquilae

i Aql   ⇒  12 Aquilae

y además, las estrellas del grupo Flamsteed: 4 Aql, 21 Aql y 37 Aql.

En total, conforman 12 estrellas.

Kappa (κ) Aquilae   (39 Aquilae)

Para poder localizar κ  Aquilae hemos de tener en cuenta que: 

Es una estrella de 5.ª magnitud y por lo tanto, necesitamos binoculares y cielo oscuro, que esta estrella no forma parte del asterismo pero está en la región meridional del Águila y dentro de la figura, es parte del abdomen. 

Hace un triángulo isósceles junto con θ Aql y η Aql, simultáneamente, forma un triángulo rectángulo junto con η Aql y λ Aquilae.  

κ  Aquilae tiene una magnitud visual aparente de +4,957 y se encuentra muy lejos, a 1.700 años-luz de nosotros con un margen de error de 10 años-luz, más cercana o más lejana. Su magnitud absoluta es de -3.60.

El espectro de κ Aquilae coincide con una clasificación estelar de B0.5  III donde la clase de luminosidad III se asocia típicamente con estrellas gigantes evolucionadas. 

Gira rápidamente con una velocidad de rotación proyectada de 265 km/s. 

Esta es una estrella con 15,50 veces la masa del Sol y 12.5 veces su radio. Las estrellas masivas como esta son muy luminosas y esta estrella irradia 52.630 veces la luminosidad solar.

La temperatura efectiva es de 26.500 K, característica de estrellas blanco azuladas del tipo B.

Es una estrella muy joven, tiene solo 11 millones de años de edad.

AL THALIMAIN (PRIOR)

Lambda (λ) Aquilae  

(16 Aquilae)

En la parte más meridional del Águila, cerrando el asterismo y marcando la posición de la cola del ave, encontramos λ Aquilae que brilla a una magnitud aparente de +3.43 y que se encuentra a una distancia de 127 años-luz, siendo su magnitud absoluta de +0.54.

Lambda Aquilae es un sistema estelar binario. Este sistema se ha resuelto mediante interferometría en el Very Large Telescope, lo que condujo al descubrimiento de la estrella secundaria. La separación proyectada fue de 0,18 unidades astronómicas, lo que resultó en un período orbital estimado de 15 días. 

La estrella primaria, λ Aquilae A, es una estrella de secuencia principal con una clasificación estelar B9Vn, lo que significa que, al igual que el Sol , está generando energía en su núcleo a través de la fusión nuclear de hidrógeno. Es más masiva que el Sol, con aproximadamente tres veces su masa y 2,3 veces su radio. La estrella está irradiando aproximadamente 55 veces la luminosidad del Sol desde su fotosfera a una temperatura efectiva de 11.780  K.  Esta temperatura le da a Lambda Aquilae el tono blanco azulado que es característico de las estrellas de tipo B. 

La estrella está girando rápidamente con una velocidad de rotación proyectada de 103  km/s.

La estrella secundaria, λ Aquilae B,  es una enana roja, y al igual que su compañera, es también una estrella de la secuencia principal. Más pequeña y fría que la primaria, con un radio equivalente 0,6 el del Sol y una temperatura efectiva de 4.250 K. 

Esta estrella explica la emisión de rayos X que proviene de su posición en el cielo; dicha emisión es inesperada para una estrella de tipo B, pero es típica de una estrella joven de baja masa: la edad estimada de Lambda Aquilae A es de 90 millones de años.  

Cuando la estrella primaria comience a evolucionar y expandirse hasta convertirse en una gigante roja , dentro de unos 300 millones de años, se espera que se produzca una transferencia de masa entre ambas estrellas; el resultado final será un sistema de envoltura común. 

Esta estrella se encuentra a unos 5° del plano galáctico y a unos 30° de la línea de visión hacia el Centro Galáctico . Esta región del cielo está repleta de otros objetos a lo largo de la línea de visión, con al menos 55 ubicados a menos de 10 segundos de arco de la estrella. 

La sonda espacial Pioneer 11 de la NASA , lanzada en abril de 1973, abandonó el Sistema Solar en 1990 y continuó su viaje hacia Lambda Aquilae. Se estima que tardará unos 4 millones de años en alcanzar su punto más cercano a su destino, suponiendo que permanezca intacta durante todo ese largo período de tiempo.

Pioneer 11

Nu (ν) Aquilae   (32 Aquilae)

Un romboedro se forma entre Altair-Alshain-Guqi y Nu Aquilae que nos ayudará a localizar esta estrella de magnitud +4.72 y que se encuentra a una enorme distancia de nosotros, calculada en 3.700 años-luz con un margen de error de 40 años-luz más o menos. Al conocer su magnitud absoluta que es de -5.58, es evidente de que se trata de una estrella gigante.

ν Aquilae pertenece a la clase espectral F3 Ib, se trata de una estrella amarilla supergigante con aproximadamente 12,5 veces la masa del Sol y es ~71 veces la circunferencia del Sol. Es una estrella joven, su edad es de 15 millones de años y emite una luminosidad de alrededor de 7.600 veces la del Sol. Su atmósfera exterior tiene una temperatura efectiva de 6.700  K.

Muy cerca de esta estrella, a 201" de arco se encuentra una débil estrella de 9.ª magnitud que no tiene relación física alguna con Nu Aquilae, pues se encuentra a mitad de camino.

Es conveniente tener en cuenta que hay una estrella variable, denominada NU Aquilae que no es esta estrella.

4 Aquilae

Esta solitaria estrella forma un amplio triángulo equilátero entre Guqi y Al Thalimain Prior, se asoma a la constelación de la Serpiente (concretamente a su cola: Serpens Cauda).

A 408 años-luz de distancia, brilla tenuemente con una 5.ª magnitud, siendo su magnitud absoluta de -0.75.

Esta es una estrella de secuencia principal de tipo B con una clasificación estelar de B9  V.  Fue clasificada como una estrella Be por Arne Sletteback en 1982, lo que indica que tiene gas circunestelar ionizado. La estrella está girando rápidamente, mostrando una velocidad de rotación proyectada de 259  km/s,  y se está viendo casi frente al ecuador.  Tiene 3,6 veces la masa del Sol y 3  veces su radio del Sol . La estrella está irradiando 294  veces la luminosidad del Sol desde su fotosfera a una temperatura efectiva de 10.965  K. 

                  12 Aquilae  (i Aquilae)

Esta estrella situada bajo Lambda Aquilae (Al Thalimain Prior), se asoma hacia la vecina constelación del Escudo, encontrándose muy cerca de Eta Scuti y la formación del Pato Salvaje M11 formando un pequeño collar que la conduce hacia la estrella Beta Scuti.

Antiguamente y por Bayer, recibía el nombre de i Aquilae que no conviene confundir con Iota (ι) Aquilae, pero siguiendo recomendación de la UAI, es preferible usar la nomenclatura de Flamsteed para estos casos.

Pongo ambas nomenclaturas para que cuando consultes un átlas estelar puedas localizar cada estrella de manera correcta.

Brillando en 4.ª magnitud y muy cerca de Lambda Aquilae, es fácilmente reconocible. Se encuentra a una distancia de 150 años-luz y su magnitud absoluta es de +0.726.

12 Aquilae es una estrella gigante evolucionada de clase estelar K1 III. Tiene 12 veces el radio del Sol y brilla 58 veces la luminosidad del Sol. Esta energía se irradia desde su atmósfera exterior a una temperatura efectiva de 4.662 K, lo que le confiere el tono naranja frío de una estrella de tipo K.    

                   14 Aquilae  (g Aquilae)

En las inmediaciones de Lambda Aquilae encontramos un grupito de estrellas, hacia el NE: h y g Aql, al W: f Aql y al SE i Aql, que estamos viendo pormenorizadamente aquí y para poder localizarlas te adjunto esta porción del mapa de Wil Tirion (Sky atlas 2000), un clásico entre los aficionados.

14 Aquilae es g Aquilae y se encuentra al NE de Lambda Aquilae, a su derecha está la estrella 15 Aquilae (h Aql).

De magnitud +5.2, está a una distancia de 500 años-luz aproximadamente. Tiene una magnitud absoluta de -0.52.

14 Aquilae es un probable sistema estelar binario espectroscópico.

El componente visible es una estrella de secuencia principal de tipo A con una clasificación estelar de A1  V.  Tiene 3,25 veces la masa del Sol y aproximadamente el doble de su radio. La velocidad de rotación proyectada es relativamente baja: 23  km/s. La estrella está irradiando 214 veces la luminosidad del Sol desde su fotosfera a una temperatura efectiva de 9.908  K que le confiere un color blanco característico de las estrellas de tipo A.

                   15 Aquilae  (h Aquilae)

15 Aquilae es h Aquilae y se encuentra al NE de Lambda Aquilae, a su izquierda está la estrella 14 Aquilae (g Aql).

Una compañera óptica, HD 177442, está a 39 segundos de arco de distancia de ella.

De magnitud aparente +5.41 se encuentra a una distancia de 290 años-luz con un margen de error de 9 años-luz, su magnitud absoluta es de +0.414.

Con una clasificación estelar K1  III, el espectro de 15 Aquilae nos describe una estrella gigante con una edad de aproximadamente cuatro mil millones de años. En esta etapa de su evolución, la atmósfera exterior de la estrella se ha expandido hasta 14 veces el radio del Sol. Está irradiando 83 veces la luminosidad del Sol hacia el espacio a una temperatura efectiva de 4.560  K. Este calor le da el brillo anaranjado que la caracteriza.

Es muy probable que esta estrella pertenezca a la población del disco delgado de la Vía Láctea. Orbita a través de la galaxia con una excentricidad de 0,06, lo que la acerca a 24.300 años-luz  del centro galáctico y la aleja a 27.600 años-luz. La inclinación orbital la aleja a no más de 196 años-luz del plano galáctico.

                          21 Aquilae (V1288 Aql)

Situada a 2º al SE de Guqi, es una estrella variable y de ahí que reciba el nombre de V1288 Aquilae. Su variación de magnitud aparente apenas es discirnible y se encuentra en el rango +5.06 ; +5.16 (amplitud de +0.10 magnitudes) y obedece al tipo de variables Alpha2 Canum Venaticorum.

A una distancia de 680 años-luz, su magnitud absoluta es -2.12.

La clasificación estelar de esta estrella es B8  II-III, con la clase de luminosidad II-III sugiriendo que el espectro muestra elementos tanto de una estrella gigante como de una gigante brillante. Es una estrella químicamente peculiar del tipo Mercurio-Manganeso (CP3), aunque algunos catálogos consideran dudoso este estatus.

La estrella está irradiando 704 veces la luminosidad del Sol desde su fotosfera a una temperatura efectiva de 12.014 K; esto le da el brillo blanco azulado de una estrella de tipo B.

A 37" de arco se encuentra una débil estrella de magnitud +12 que no forma sistema físico alguno, simplemente es un par óptico, tratándose de un astro muy lejano y cuyo movimiento no se percata apenas.

                       26 Aquilae  (f Aquilae)

Hacia el W de Lambda Aquilae a unos 3º aproximadamente encontramos la estrella 26 del Águila (también conocida como f Aquilae).

Situada a 144 años-luz brilla con 5.ª magnitud y su magnitud absoluta es de +1.61.

Este es un sistema binario espectroscópico de línea única , lo que significa que la presencia de un compañero en órbita se revela a través de cambios en el espectro de la estrella primaria. El par orbita uno alrededor del otro con un período de 266 días a una excentricidad alta de 0,833. Se sabe poco sobre este compañero, aunque su masa se puede estimar en un 140% de la del Sol.

El componente principal tiene una clasificación estelar de G8  III-IV. La clase de luminosidad III-IV indica que el espectro se asemeja al de una estrella en un punto intermedio entre las etapas de subgigante y gigante de su evolución. Tiene más de tres veces la masa del Sol y seis veces su radio del Sol. Está irradiando 21 veces más luminosidad que el Sol desde esta envoltura exterior ampliada a una temperatura efectiva de 4.940 K.  A este calor, la estrella brilla con el característico tono amarillo de una estrella de tipo G.

                  27 Aquilae  (d Aquilae)

Trazando un segmento entre Nu Aql y Lambda Aql, a una tercera parte de esa distancia y desde Nu Aquilae encontramos la estrella 27 Aquilae (d Aql) de magnitud +5.49 se halla a una distancia de 440 años-luz aproximadamente.

El espectro de 27 Aquilae se ajusta a una clasificación estelar B9  III, donde la clase de luminosidad III suele indicar que se trata de una estrella gigante evolucionada . Dado que se encuentra dentro del campo de visión del satélite CoRoT , se han realizado observaciones detalladas de su luminosidad. La estrella muestra una variabilidad multiperiódica con al menos seis frecuencias de pulsación descubiertas. Tiene una alta tasa de rotación con una velocidad de rotación proyectada de 55 km/s. La ​​atmósfera exterior irradia energía al espacio a una temperatura efectiva de alrededor de 10.346 K lo que le da el tono blanco azulado de una estrella de tipo B.

                  36 Aquilae  (e Aquilae)

Formando un triángulo rectángulo entre Guqi y Al Thalimain Prior, localizamos esta estrella que brilla con una 5.ª magnitud y se halla a 530 años-luz.

El espectro de esta estrella coincide con una clasificación estelar K5  III. Es una estrella gigante roja con un radio 54,75 veces mayor que el del Sol que actualmente se encuentra en la rama gigante asintótica. Esto significa que la estrella genera energía mediante la fusión de hidrógeno a lo largo de una capa exterior y helio a lo largo de una capa interior concéntrica, rodeando un núcleo inerte de carbono y oxígeno. 36 Aquilae experimenta pequeñas variaciones periódicas en su luminosidad, cambiando en 0,0063  magnitudes aproximadamente 11,5 veces al día, o una vez cada 2 horas y 5,2 minutos. 

                  37 Aquilae  (k Aquilae)

37 Aquilae se encuentra a medio camino entre Al Thalimain Prior y Algiedi (alfa capricorni) formando un triángulo isósceles entre Eta aquilae y Lambda aquilae.

De magnitud 5.ª, se halla a una distancia de 456 años-luz siendo su magnitud absoluta de -0.61.

Esta es una estrella gigante envejecida con una clasificación estelar G8  IIIa. No se sabe con certeza si esta estrella está en la rama de gigantes rojas o en la rama horizontal; Reffert et al. (2015) dan una probabilidad del 57% de que sea esta última. En ese caso, su modelo muestra una edad estimada de 1.200  millones de años con 2,3 veces la masa del Sol y 23 veces su radio . Está irradiando 219 veces la luminosidad del Sol desde su fotosfera ampliada a una temperatura efectiva de 4.594  K.  Hay una fuente de emisión de rayos X, que muy probablemente esté asociado a esta estrella.