[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                                       ?                                   ?           

[8] LAS CONSTELACIONES DE CISNE Y LIRA como nunca la has visto: LA CRUZ DEL NORTE Y SUS ESTRELLAS

 

De la Cruz del Norte, asterismo que tipifica la constelación del Cisne ya os he expuesto información astrofísica sobre la estrella Deneb que se encuentra en la parte superior de esta cruz.

Las otras cuatro estrellas son:

ALBIREO                           [Beta-1 (β-1) Cygni] (6 Cyg)

SADR                                 [Gamma (γ) Cygni] (37 Cyg)

FARAWIS  o RUKH         [Delta (δ) Cygni] (18 Cyg)

ALJANAH o GIENNAH  [Épsilon (ε) Cygni] (53 Cyg)

La constelación del Cisne contiene numerosos objetos de cielo profundo debido a que la Vía Láctea atraviesa a esta constelación

ALBIREO                  [Beta-1 (β-1) Cygni] (6 Cyg)

Aunque Bayer la denominó como la Beta de la constelación, no es la segunda estrella más brillante del Cisne, sino que es la quinta estrella detrás de Deneb, Sadr, Giennah y Fawaris, es decir, de la Cruz del Norte, es la menos brillante, brillando con una magnitud de +3 y está situada en el pico del Cisne. Como ya os expliqué, su nombre es producto de numerosos errores de traducción y transliteración, finalmente apareció latinizado como Ad Bireo o arabizado como Al Biraw quedando finalmente así.

Albireo es una estrella doble, su compañera, fácil de observar con pequeños telescopios, es una de las favoritas de los aficionados a la observación astronómica, su compañera está separada a 35" y forma un fuerte contrate de color que la hace especialmente bella, pues Albireo es anaranjada y su compañera, azul, brillando con una magnitud visual de +5.

Sin embargo, no está aún completamente verificado que Albireo y su compañera en realidad estén formando un sistema estelar doble y hay dudas, creyéndose que podría ser un efecto de perspectiva o lo que se conoce como par óptico.

Caso de ser un sistema físico, se supone un periodo orbital muy extenso, en torno a los 75.000 años, lo que tardaría B en orbitar a A. Y el sistema está situado a 385 años-luz.

En 1976 se descubrió que la estrella Albireo, la principal, tiene una compañera menor, denominándose respectivamente Aa y Ac, gracias a la técnica interferométrica de moteado, recientemente, en 2020, pudo calcularse su periodo orbital en 120 años.

Es imposible, con los telescopios disponibles hoy en día, poder observar el sistema Aa | Ac.

Debido a que el seguimiento orbital del sistema A no cuadra con los cálculos, hay varias suposiciones, en primer lugar, que las respectivas masas de las estrellas sean más livianas o más graves, por otro lado, se especula con Ac, que posea una compañera: Ac1 y Ac2 y que Aa tenga a su vez, otra compañera: Ad. También, en cálculos realizados recientemente, hay como un defecto de masa, una masa perdida en las mediciones, lo que hacen especular de la posible existencia de un agujero negro en este sistema. Queda mucho por investigar en esta región del espacio, por lo que todos los datos obtenidos se han de tomar como provisionales.

La componente principal Albireo Aa|Ac es una gigante luminosa naranja de tipo espectral K3 y 4.400 K de temperatura. 950 veces más luminosa que el Sol, tiene un diámetro 50 veces más grande que el diámetro solar. Su compañera es una estrella caliente de la secuencia principal de tipo B9V y 11.000 K de temperatura. La luminosidad de esta última es 100 veces superior a la luminosidad solar. La separación media entre ambas estrellas es de 40 UA —la órbita es muy excéntrica— y el período orbital es de cerca de 120 años.

Albireo B es similar a la componente menos brillante del par A, una estrella de la secuencia principal de tipo B8 con una temperatura de 12.100 K. 190 veces más luminosa que el Sol, gira rápidamente sobre sí misma con una velocidad de rotación de al menos 250 km/s, siendo su período de rotación inferior a 14,4 horas. Como frecuentemente sucede en estrellas que rotan a gran velocidad, Albireo B es una estrella Be, estando rodeada por un disco de gas y polvo resultante de la pérdida de material estelar.

Sadr delante de una región plagada de nebulosas a gran distancia en el espacio

SADR (SADIR)        [Gamma (γ) Cygni] (37 Cyg)

Sadir es una estrella supergigante situada a una gran distancia, unos 1520 años-luz y tras ella, a 3800 años-luz hay un enorme complejo de nebulosas tanto de emisión como de absorción, por lo tanto, esta estrella no forma parte de esas nebulosas.

Sadir está en el centro de la imagen del Cisne y es la estrella central de la Cruz del Norte.

Tiene magnitud +2.23 y absoluta de -6.12  

El nombre Sadr proviene de la palabra árabe صدر (şadr, ‘pecho’), vocablo que también sirve para designar a la estrella Schedar (α Cassiopeiae).

Sadir es una estrella supergigante amarilla de tipo F8 Ib, aproximadamente 65.000 veces más luminosa que el Sol, cuya temperatura superficial es de 6.500 K y 12 veces la masa del Sol, siendo su radio de 150 veces el radio solar.

Su metalicidad —abundancia relativa de elementos más pesados que el helio— es un 50 % mayor que la del Sol ([Fe/H] = +0.18).

Sadr está emplazada cerca de la región HR en donde las estrellas se vuelven inestables y comienzan a pulsar, variando en su brillo y lo hace con un ciclo de 74 días. Observaciones espectroscópicas de alta resolución muestran variaciones de pequeña amplitud en su velocidad radial así como en la forma de las líneas espectrales; dichas variaciones aparecen de forma irregular en ciclos cuya duración es igual o mayor de cien días. En ocasiones, las variaciones en la velocidad radial alcanzan los 2 km/s, pero cambios mucho más pequeños se suceden continuamente. La estrella parece sufrir expansiones radiales y contracciones, junto a cambios de temperatura de aproximadamente 15 K.

Sadr aparece rodeada por la nebulosa de emisión difusa IC 1318, iluminada por estrellas jóvenes y calientes. Sadr no forma parte de la nebulosa. El cúmulo abierto NGC 6910, en el mismo campo visual, también se encuentra mucho más distante.

Esta estrella es candidata a terminar su existencia como supernova.

FARAWIS                    [Delta (δ) Cygni] (18 Cyg)

FAWARIS es la cuarta estrella más brillante de la constelación de Cygnus con magnitud aparente +2,86 y absoluta de -0.74, está situada a una distancia de 175 años-luz.

Fawaris es una sistema estelar con dos componentes bastante próximas entre sí y una tercera más alejada. La principal, δ Cygni A, es una subgigante blanca de tipo espectral B9.5IV y 9.800 K de temperatura. Con una masa entre 3 y 3,3 masas solares, tiene un radio 4,7 veces más grande que el del Sol y es 180 veces más luminosa que este. Al igual que otras estrellas calientes, su velocidad de rotación es muy elevada de al menos 135 km/s, 60 veces mayor que la del Sol.

Su compañera, δ Cygni B, es una estrella blanco-amarilla de tipo espectral F1V con una temperatura de 7.300 K y una luminosidad 6,2 veces mayor que la luminosidad solar. Su masa se estima un 60 % mayor que la del Sol. 

La separación media entre ambas estrellas es de aproximadamente 157 UA —la excentricidad de la órbita hace que la distancia entre ellas varíe entre 84 y 230 UA— con un período orbital de 780 años.

La tercera componente, δ Cygni C, de magnitud +12, está mucho más alejada. Es una enana naranja de tipo K5 V con una masa de 0,66 masas solares.

Delta Cygni será la estrella polar entre los años 11.000 y 11.500, aproximadamente, situándose a menos de 3º del polo norte astronómico.

Se ha notificado la existencia de variabilidad tanto en la componente A como en la B, pero no confirmados aún.

GIENNAH             [Épsilon (ε) Cygni] (53 Cyg)

GIENNAH, también conocida como ALJIENAH, es la tercera estrella más brillante de la constelación de Cygnus, después de Deneb (α Cygni) y Sadr (γ Cygni), con magnitud aparente +2.48. Entre Deneb, Sadr y esta estrella se localiza la nebulosa oscura «Saco de Carbón del norte».

Nebulosa del Saco de Carbón del Norte en el Cisne (Asociación astronómica de Burgos)

Es un sistema estelar doble que se sitúa a una distancia de 73 años-luz.

Giennah A, es una gigante naranja de tipo espectral K0 III, similar a Pólux (β Geminorum), con una temperatura superficial de 4.725 K. Su diámetro es doce veces mayor que el del Sol y tiene una luminosidad equivalente a 61 soles. Aunque ya está empezando a declinar y probablemente ya en su núcleo interno tiene lugar la fusión de helio, su edad se estima en tan sólo 1500 millones de años.

Giennah B es una enana roja de tipo M3V mucho menos brillante, de magnitud +13.40 y, aunque no se ha observado movimiento orbital alguno desde su descubrimiento, ambas se mueven al unísono por el espacio. Separadas visualmente 78", la distancia física entre ambas es de al menos 1700 UA, con un período orbital de 50.000 años como mínimo.

[7] LAS CONSTELACIONES DE CISNE Y LIRA como nunca la has visto: LA ESTRELLA DENEB

 

DENEB [Alfa (α) Cygni] (50 Cyg) es una estrella supergigante blanca clasificada espectralmente como A2 y tipo de luminosidad I, se encuentra a una gran distancia, entre 1400 y 1600 años-luz, su magnitud absoluta es de -7 y la magnitud aparente es de +1.25, lo que hace que sea una de las estrellas más brillantes del cielo terrestre ocupando el 19.º lugar. Junto con Vega y Altair conforma el Triángulo del Verano.

DENEB significa cola en árabe y como tal, hay muchas otras «colas» en el cielo como por ejemplo, la cola de la Ballena es Deneb Kaitos en la constelación de Cetus (Ballena) y en esta misma constelación Deneb Algenubi. 

La cola de la Cabra es Deneb Algedi en la constelación de Capricornio.

Deneb Okab I y II son dos estrellas de la constelación del Águila.

También Denébola forma parte de esta familia, estrella de la constelación del León.

Tamaño de Deneb respecto al Sol

Es circumpolar en latitudes boreales superiores a 45º N, mientras que en latitudes australes inferiores a 45º S nunca será visible.

Candidata a estrella polar, estará relativamente cerca, a 7º del polo norte celeste hacia el año 9.800

Antiguamente recibía el nombre de DENEB ADIGE, hoy en desuso y que aparece escrito en globos y antiguos mapas estelares.

El 7 de septiembre a las 21 horas, Deneb culmina su posición en el cielo, ofreciendo el azimut máximo. Podemos ver de nuevo esta posición hacia las 18 horas del día 23 de octubre.

Debido a que no hay consenso en el cálculo de la distancia de Deneb hasta la Tierra, algunos parámetros quedan inexactos, tal es el caso de la luminosidad de Deneb, se estima que su oscila entre 55 000 y 196 000 veces la del Sol .

Las estimaciones de distancia varían entre 1400 y 2600 años luz; suponiendo su valor máximo, es la estrella más lejana con una magnitud aparente superior a 2,50.

En el asterísmo de la CRUZ DEL NORTE, Deneb está situada en el extremo de la figura, al norte.

El espectro de Deneb hizo evidente la posesión de una velocidad radial variable llevando a sugerir por parte de EB Frost de que se trataba de un sistema estelar binario, sin embargo esto no es así. También se encontró cierta variabilidad de su luminosidad, pero posteriormente se verificó que se trataba de movimientos en la atmósfera estelar. Esta variación oscilaba entre +6 y −9  km/s alrededor de la velocidad radial media de la estrella.  Se encontró que otras supergigantes similares tenían velocidades variables, siendo esta estrella un miembro típico.

Deneb posee una masa que se estima en 19☉. El viento estelar provoca la pérdida de materia a una tasa promedio de una masa terrestre cada 500 años.

Deneb parece tener un diámetro de entre 100 y 200 veces el del Sol. Si se colocara en el centro del Sistema Solar se extendería hasta la órbita de Mercurio o incluso hasta llegar a la órbita de la  Tierra . Es una de las estrellas blancas de tipo espectral 'A' más grandes conocidas . 

Podría decirse que es la estrella más lejana perceptible a simple vista como estrella de primera magnitud.

Deneb pasó gran parte de su vida temprana (23 millones de años) como una estrella de secuencia principal de tipo O, pero ahora ha agotado el hidrógeno en su núcleo y se ha expandido para convertirse en una supergigante. Las estrellas en el rango de masa de Deneb eventualmente se expanden para convertirse en las supergigantes rojas más luminosas, y dentro de unos pocos millones de años sus núcleos colapsarán produciendo una explosión de supernova.

Ahora se sabe que las supergigantes rojas hasta cierta masa explotan como las supernovas de tipo II comúnmente observadas, pero las más masivas pierden sus capas exteriores para volver a ser más calientes. Dependiendo de sus masas iniciales y la tasa de pérdida de masa, pueden explotar como hipergigantes amarillas o variables azules luminosas, o pueden convertirse en estrellas Wolf-Rayet antes de explotar en una supernova de tipo Ib o Ic. 

Es posible que Deneb haya abandonado recientemente la secuencia principal y esté evolucionando hacia una fase de supergigante roja, lo que concuerda con las estimaciones de su masa actual, mientras que su composición espectral puede explicarse por el hecho de que Deneb fue una estrella de rápida rotación durante su fase de secuencia principal.

Deneb es el prototipo de las estrellas variables Alpha Cygni cuyas pequeñas amplitudes y pulsaciones rápidas e irregulares pueden hacer que su magnitud varíe entre 1,21 y 1,29. 

La causa de las pulsaciones de las estrellas variables Alpha Cygni no se comprende completamente, pero su naturaleza irregular parece deberse al batimiento de múltiples períodos de pulsación. El análisis de las velocidades radiales determinó 16 modos de pulsación armónica diferentes con períodos que van desde 6,9 ​​hasta 100,8 días. Probablemente también exista un período más largo de unos 800 días.

Se ha informado que Deneb es una posible binaria espectroscópica de línea única con un período de aproximadamente 850 días, donde las líneas espectrales de la estrella sugieren cambios cíclicos en la velocidad radial. Investigaciones posteriores no han encontrado evidencia que respalde la existencia de una compañera.