[17] LAS CONSTELACIONES DE CISNE Y LIRA como nunca la has visto: LAS ÚLTIMAS ESTRELLAS BAYER DE LA LIRA (3.ª parte): ν, π. ρ Lyr

 

Para localizar Nu Lyrae, R Lyr y 17 Lyr

El mapa original de Bayer, Uranometría  (1603): Se detuvo en la letra Nu (ν). No utilizó las letras siguientes (Xi y Ómicron) porque ya las había usado en zonas densas de las constelaciones vecinas de Cygnus y Hercules para evitar confusiones visuales. 

La adición de Flamsteed (1725): Al confeccionar su propio catálogo un siglo después, Flamsteed consideró que el armazón superior y los límites de la Lira necesitaban más estrellas de referencia para estar completos. 

En lugar de inventar un sistema totalmente nuevo para esas estrellas medianamente brillantes, tomó las letras griegas Pi (π) y Rho (ρ) y se las asignó directamente a estos astros.

Johann Bayer se plantó en ν Lyrae. Cuando John Flamsteed observó el cielo un siglo después, registró minuciosamente estas estrellas secundarias por su orden de ascensión recta (de oeste a este). En su catálogo oficial (Historia Coelestis Britannica) publicado póstumamente en 1.728 (Flamsteed fallecío en 1.719) aparecieron registradas como 13 Lyrae y 16 Lyrae.

π Lyrae es la estrella 13 Lyrae y también R Lyrae.

ρ Lyrae es la estrella 16 Lyrae.

Y así es como habitualmente son nombradas estas estrellas, por otro lado, algunos astrónomos usan los nombres del catálogo de Henry Draper que comienza por HD y le acompaña un número secuencial.

Carta estelar de acercamiento hacia Nu Lyrae 1|2

Nu (ν) Lyrae

Bayer propuso el nombre de ν Lyrae a dos estrellas que aparecen juntas, a menos de 1º, en el área meridional a la estrella Sheliak (β Lyrae).

A la estrella más septentrional la denominó ν¹ Lyrae y a la más meridional ν² Lyrae.

                     Nu-1 (ν¹) Lyrae  (8 Lyr)

ν¹ Lyrae está muy lejos, se encuentra a unos 1.210-1.230 años-luz  aproximadamente, brilla con una magnitud visual de +5.91, en el límite de lo que habitualmente se ve a simple vista, se recomienda al menos prismáticos y un cielo oscuro para poderla localizar, al sur de Sheliak y a menos de 1º (2 lunas seguidas). La magnitud absoluta es de -1.73 lo que nos indica que es una estrella muy luminosa y posiblemente gigante.

Tras el análisis espectral, encontramos que es una estrella joven, blanco-azulada, subgigante y de la secuencia principal con una clasificación estelar B3 IV. 

Se sospecha que es variable.  

La estrella tiene casi siete veces la masa del Sol y, una edad estimada de unos 40 millones de años, girando rápidamente con una velocidad de rotación proyectada de 145 km/s. Irradia 1460 veces la luminosidad solar y tiene una  temperatura efectiva de 14.534 K.  

ν¹ Lyrae tiene cinco compañeras visuales débiles listadas en el Catálogo de Estrellas Dobles de Washington, la más cercana es una estrella de magnitud +13,0 a una separación angular de 33,7" de arco a lo largo de un ángulo de posición de 76°, a partir de 2015.

                 Nu-2 (ν²) Lyrae  (9 Lyr)

15.8' de arco separan ν¹ Lyrae de ν² Lyrae, lo que viene a ser media luna de distancia angular, podemos observar con binoculares ambas estrellas en un mismo campo, también con un pequeño telescopio usando un ocular de x 25 o mayor abertura.

ν² Lyrae es una estrella solitaria y se encuentra a unos 234 años luz del Sol. Con una magnitud visual aparente de +5,23, con buena vista y cielo oscuro es posible ser vista a simple vista, sin embargo, para localizarla, es preferible que uses binocular. Su magnitud absoluta es +0.97

Esta es una estrella de secuencia principal de tipo A de tonalidad blanca con una clasificación estelar de A3  V. Con una edad estimada de 214 millones de años, está girando con una velocidad de rotación proyectada de 128  km/s. Esto le da a la estrella una forma oblonga con un bulbo ecuatorial que es un 5% más grande que el radio polar. 

ν² Lyrae tiene una masa estimada de 1,9 veces la del Sol y aproximadamente 1,5 veces el radio solar, irradiando 32 veces su luminosidad solar, la temperatura efectiva es de alrededor de 8.912  K. 

   NIANDAO  R Lyrae (π Lyrae) (13 Lyr)

En este mapa aparece como la estrella 13 de Lira, pero también es R Lyrae y Pi Lyrae

El pasado 18 de junio de 2026 el Grupo de Trabajo de la IAU sobre Nombres de Estrellas (WGSN) adoptó el nombre NIANDAO para esta estrella

En la astronomía china , esta estrella forma parte del asterismo Niǎn Dào (Pasaje Imperial,辇道), de ahí su nombre propio actual.

En 1856, Joseph Baxendell anunció que la estrella, entonces llamada 13 Lyrae, es una estrella variable. Siendo la primera estrella variable descubierta en la constelación de la Lira, en 1.907 apareció con su designación de estrella variable con la letra R Lyrae en el Segundo Catálogo de Estrellas Variables de Annie Jump Cannon . Su variabilidad no es constante ni regular, pues se han reportado períodos de 46, 64, 378 y 1000 días, siendo el período de 46 días el más intenso.

La estrella es localizable cómadamente en la región septentrional de la Lira.

Se encuentra aproximadamente a 300 años luz de la Tierra . Es visible a simple vista variando entre +3.9 y +5.0, siendo la magnitud absoluta en su máximo brillo de -1.1 

Es una estrella gigante roja del tipo espectral M5 III,  en la última etapas de su evolución. Es mucho más grande y brillante aunque más fría, que el Sol. En la banda J del infrarrojo cercano es más brillante que la cercana Vega.

R Lyrae era una estrella de 2,0 M☉ en la secuencia principal, similar a Sirius A en la actualidad. Ahora es una estrella de la rama gigante asintótica rica en oxígeno, con capas de hidrógeno y helio fusionándose. Debido a la pérdida de masa estelar , R Lyrae ahora tiene una masa de 1,8 M☉ .  

Presenta un radio 195 veces mayor al solar y una luminosidad de 4.130 veces la luminosidad solar. Su temperatura efectiva es de 3.313 K.

                                16 Lyrae (ρ Lyr)

16 Lyrae se encuentra separada del asterismo principal de Lyra y se puede localizar a partir de Fawaris (δ Cygni) y κ Cygni con quienes forma prácticamente, un triángulo rectángulo.

Por otro lado, se encuentra al norte de R Lyrae (13 Lyr) separado unos 2.5 º

Se sospecha que 16 Lyrae podría ser un sistema binario. Esta estrella se encuentra a 126 años-luz de distancia.  Es visible a simple vista como una estrella tenue de color blanco con una magnitud visual aparente de +5,00, aunque recomiendo el uso de prismáticos para localizarla.

Se está alejando de la Tierra con una velocidad radial heliocéntrica de +4,36 km/s y es probable que forme parte del grupo de estrellas de la corriente de la Osa Mayor.

Cowley et al. (1969) encontraron una clasificación estelar de A7  V   que define a una estrella de secuencia principal de tipo A, blanco-azulada que está generando energía a través de la fusión de hidrógeno en su núcleo. 

Abt y Morrell (1995) en cambio enumeraron una clase de A6  IV lo que sugiere que ha abandonado la secuencia principal y se ha convertido en una estrella subgigante.

16 Lyrae es un 72% más masiva que el Sol e irradia 10,5 veces su luminosidad. Tiene 401  millones de años y una alta velocidad de rotación, mostrando una velocidad de rotación proyectada de 85 km/s. La rápida rotación hace que esta estrella sea ligeramente achatada, con un radio ecuatorial de 1,644 R☉ y un radio polar de 1,622 R☉. Su temperatura efectiva también varía a lo largo de su superficie debido a la rotación, desde  8.200 K  en los polos a 8.000  K en el ecuador. 

Este sistema es una fuente de emisión de rayos X con una luminosidad de105,3 × 10 20 W  , que muy probablemente proviene del compañero invisible.

[16] LAS CONSTELACIONES DE CISNE Y LIRA como nunca la has visto: EL CUELLO DEL CISNE: η, χ, φ Cyg

Entre Sadr y Albireo transcurren las estrellas de la constelación del Cisne que forman parte de su cuello.

Hay 3 estrellas Bayer en este sector, son las siguientes:

ALMIGHZAL      Eta (η) Cygni                        mag. +3.89            

                             Ji (Chi) (χ) Cygni                 mag. +3.33 max

                             Fi (Phi) (φ) Cygni                 mag. +4.7

ALMIGHZAL      Eta (η) Cygni  (21 Cyg)

Al-Mighzal ( المِغْزَل ), el Huso de Lana , es un nombre árabe para la " Cruz del Norte " de Cygnus, utilizado tradicionalmente en el centro de la península arábiga. El pasado 16 de julio de 2026 El Grupo de Trabajo de la IAU sobre Nombres de Estrellas (WGSN) adoptó el nombre Almighzal.

Almighzal es una estrella fácil de localizar debido a que forma parte del asterismo principal del Cisne «La cruz del Norte», a medio camino entre Sadr (en el centro de la cruz) y Albireo (en la cabeza del cisne o parte inferior de la cruz).

Se encuentra a una distancia de 138,5 años luz y su magnitud absoluta es +0.74 (su magnitud aparente es de +3.89).

Es una estrella gigante roja muy evolucionada con una clasificación estelar K0 III. Actualmente se encuentra en la rama horizontal y genera energía mediante la fusión nuclear de helio en su núcleo. La estrella tiene aproximadamente 0,9 veces la masa del Sol y se ha expandido hasta alcanzar 10 veces el radio del Sol. Irradia 60 veces su luminosidad y tiene una temperatura efectiva de su fotosfera de 4.780 K.

Almighzal (Eta cyni)

Almighzal tiene cinco compañeras visuales, de las cuales solo la componente B parece estar físicamente asociada. Esta estrella de magnitud +12,0 se encuentra a una separación angular de 7,80"de arco a lo largo de un ángulo de posición de 206°, a partir de 2007.

Ji (Chi) (χ) Cygni 

En su brillo máximo, Ji cygni es visible a simple vista pudiendo alcanzar la magnitud +3.30

En el mínimo alcanza magnitudes telescópicas de hasta +11.8 

En español, la letra griega χ se translitera como «Ji», mientras que en inglés, se translitera como 'Chi'.

χ Cygni fue descubierta por Gottfried Kirch como estrella variable en 1.686 y durante un largo periodo de 404,5 días (1 año 1 mes 1 semana 1 día y 6 horas) realiza cambios drásticos en su brillo, de un máximo de +3.33 pasa a un mínimo de hasta + 14.2; lo que implica que durante gran parte del tiempo permanece invisible ante la vista humana y solo es visible a través de un telescopio y con grandes aumentos.

Efectivamente, se trata de una estrella variable tipo Mira y es de carácter semiirregular, pues cada ciclo varia tanto amplitud como periodo de manera improvisada.

Curva de luz de Ji cygni. Créditos a Lithopsian (wikipedia)

Por otro lado, es una estrella bastante peculiar, pues su espectro es de la clase S cuyo espectro es S6.

Una estrella de tipo S6 es un tipo de gigante roja fría que se encuentra en una etapa avanzada de su evolución (en la rama asintótica gigante) y se caracteriza por una temperatura superficial baja de aproximadamente 2.300 K a 2.600 K y un espectro dominado por bandas de óxido de circonio (ZrO).

Características Espectrales y Químicas: Abundancia de circonio: A diferencia de las estrellas comunes de clase M (que muestran óxido de titanio), su atmósfera ha sido enriquecida mediante convección profunda con elementos pesados del proceso-S, mostrando líneas intensas de óxido de circonio (ZrO), bario, lantano y tecnecio.

Relación Carbono/Oxígeno: Es una estrella de transición intermedia. Su relación C/O es casi idéntica (cercana a 1), posicionándose justo entre una gigante roja normal y una estrella de carbono. 

Propiedades Físicas 

Temperatura: El dígito 6 indica su subclase de temperatura dentro de la escala S (del 1 al 9). Al ser un número alto, indica que es una de las variantes más frías y enrojecidas de su tipo.

Luminosidad y Estado: Son estrellas gigantes de baja densidad y gran volumen. Gran parte de ellas son variables pulsantes de largo período, como las variables tipo Mira.

Ji cygni como estrella variable de tipo Mira, llamada así por la estrella prototipo: Mira Ceti (omícrom ceti), en español «la maravillosa de la Ballena» tiene las siguientes características que le son inherentes:

Es una gigante roja en una etapa extrema de su vida que pulsa físicamente, lo que hace que su brillo cambie de forma drástica y periódica.

Su brillo visual cambia drásticamente, llegando a aumentar o disminuir hasta por un factor de más de 100 (más de 2.5 magnitudes y, a veces, hasta 11 magnitudes) a lo largo de su ciclo. En el caso de Ji cygni alcanza hasta 20.000 veces este factor de brillo entre mínimo y máximo.

Ciclos largos: Son variables de periodos largos, generalmente de más de un año, siendo el promedio de 300 días y el rango es abarcable entre 100 y 1.000 días.

Fisicamente, la estrella se expande y se contrae. Cuando se expande, se enfría y se vuelve más tenue; al contraerse, se calienta y brilla con más fuerza.

Este tipo de variables se encuentra en la Rama Asintótica Gigante (AGB). Son estrellas moribundas de masa baja a intermedia (similar al Sol o un poco mayor) que han agotado su combustible central.

Se expanden tanto que sus capas externas se enfrían enormemente, permitiendo que los gases se condensen en granos de polvo. Sus fuertes vientos estelares expulsan este material al espacio, formando nebulosas planetarias.

Carta estelar para localizar a Ji Cygni

χ Cygni dista 530 años-luz, las magnitudes absolutas calculadas están dentro del rango: -3.2 ; +7.7

Los primeros espectros de χ Cygni solo pudieron tomarse cerca del máximo de luz. Muestran líneas de absorción débiles, con líneas de emisión brillantes superpuestas y se clasificó típicamente como alrededor de M6e en el máximo brillo. 

Después de que se introdujo la clase S, χ Cygni se consideró intermedia entre la clase M y la clase S, por ejemplo, S5e o M6-M8e. 

Espectros posteriores más sensibles cerca del mínimo dieron tipos espectrales tan tardíos como M10 o S10,1e. 

Bajo el sistema de clasificación revisado para estrellas S, diseñado para reflejar mejor la gradación entre estrellas M y estrellas de carbono, χ Cygni en el máximo normal se clasificó como S6 Zr2 Ti6 o S6+/1e, considerado equivalente a MS6+. Los tipos espectrales en diferentes fases de variación variaron de S6/1e a S9/1-e aunque no se tomaron mediciones durante el mínimo de su brillo. 

En 1975 se detectaron máseres de SiO en χ Cygni y en 2010 se detectó emisión de H₂O de la atmósfera aunque no se han encontrado máseres de este tipo.

Fi (Phi) (φ) Cygni   (12 Cyg)

Fi cygni

La letra griega φ se traslitera en español como «fi», mientras que en inglés lo hace en 'phi'.

φ Cygni es un sistema estelar binario débilmente visible a simple vista con una magnitud visual aparente de +4,70. Se encuentra a una distancia de alrededor de 220 años luz  y se aleja con una velocidad radial de +4,5 km/s. Su magnitud absoluta conjunta es +0.12   

φ Cygni es un sistema binario espectroscópico de doble línea , lo que significa que las líneas de absorción de ambos componentes son visibles en el espectro. Los dos conjuntos de líneas espectrales son casi idénticos y a ambas estrellas se les asigna un tipo espectral K0 III, lo que significa que han evolucionado a gigantes. 

Se consideran gigantes de la rama roja, estrellas que han comenzado la fusión de helio en el núcleo y se encuentran en la rama horizontal , pero debido a su metalicidad y al tamaño de su envoltura de hidrógeno, se encuentran muy cerca de la rama de las gigantes rojas.

Se supone que las dos estrellas tienen la misma edad, que sería de alrededor de 650 millones de años. 

El par tiene un período orbital de algo más de 434  días o 1 año y 2 meses que orbita en una elipse muy excéntrica, de 0,56.

[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.