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

 

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

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

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

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

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

Rho (ρ) Lyrae ➜ 17 Lyrae                     Mag   +5.23

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

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

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

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

Encontramos a 

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

Que son objeto de exposición en esta entrada.

                    ALADFAR [Eta (η) Lyrae]

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

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

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

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

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

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

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

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

Theta Lyrae y Eta Lyrae en el mismo campo de visión

NINNISIG        Theta (θ) Lyrae

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

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

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

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

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

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

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

Iota (ι) Lyrae

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

LA TÉCNICA DE LA PARALAJE

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

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

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

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

CÁLCULO DE LA PARALAJE DE 61 CYGNI

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

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

sen φ =  ST 

               SE

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

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

Entonces:   SE =  .   ST      .

                                 sen φ  

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

sen 0,00027 = 0,00000471238

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

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

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

212.206,6 / 63.072 = 3,3645 años-luz 

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

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

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

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

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

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

sen (0,0000871) = 0,00000152

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

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

= 10, 43 años-luz. 

Valor muy similar al conocido actualmente.

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

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

sen (0,00007978) = 0,00000139

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

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

= 11, 41 años-luz. 

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

LOCALIZAR 61 CYGNI

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

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

CARACTERÍSTICAS ASTROMÉTRICAS DE 61 CYGNI

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

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

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

CARACTERÍSTICAS ASTROFÍSICAS DE 61 CYGNI

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

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

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

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

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

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

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

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

Además, ambas estrellas son variables.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

 

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

TIANJINNAN        Zeta (ζ) cygni

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

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

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

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

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

Zeta (ζ) cygni A 

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

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

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

Zeta (ζ) cygni B

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

Lambda (λ) cygni

 

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

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

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

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

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

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

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

Mu (μ) cygni

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

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

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

Upsilon (υ) cygni

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

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

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

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

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

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

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

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

 

Al-Asma' u l-Husnà

Alá posee 3.000 nombres

1.000 nombres fueron revelados a sus ángeles

1.000 nombres fueron revelados a sus profetas

300 nombres están en los Zahur, los Salmos de David

300 nombres están en la Torah

300 nombres están en los Evangelios

y 

99 nombres están en el Sagrado Corán

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

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

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

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

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

Mezquita Azul (Sultanamed) en Estambul

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

Alhambra de Granada

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

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

No hay nada como Él.

Y no hay Nada que le sea imposible.

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

Él es el Eterno sin principio, Permanente sin final.

Nunca perecerá, ni fenecerá.

No acontece sino lo que Él desea.

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

Él es diferente a cualquier ser creado.

Viviente y no muere, Inmanente y nunca duerme.

Creador sin necesidad alguna, Proveedor sin ningún esfuerzo.

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

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

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

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

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

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

Ha creado la creación con Su sabiduría.

Y les determinó su predestinación.

Asignó para ellos sus plazos.

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

Les encomendó obedecerle, y les prohibió desobedecerlo.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Componentes de la palabra Alá

ٱ + ل + لّٰ + ه = ٱللّٰه:

1. alif

2. hamzat waṣl (همزة وصل)

3. lām

4. lām

5. shádda (شدة)

6. alif sobrescrita (ألف خنجرية)

7. hāʾ

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

 

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

SHELIAK                            Beta (β) Lyrae

SULAFAT                           Gamma (γ) Lyrae

JIANTAI                              Delta (δ²) Lyrae

SHELIAK                            Beta (β) Lyrae (10 Lyr)

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

Sheliak es un sistema estelar múltiple.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Clase espectral y temperatura

Estrella                                          Clase                   Temperatura

β Lyrae Aa¹     SHELIAK             B6-8 II                      13.300 K

β Lyrae Aa²                                      B                          30.000 K 

β Lyrae B                                        B7V

β Lyrae C                                        B2

β Lyrae D                                       K3V

β Lyrae E                                        Ap

β Lyrae F                                        Am                                            

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

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

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

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

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

SULAFAT                     Gamma (γ) Lyrae (14 Lyr)

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

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

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

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

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

                    Delta-1 (δ¹) Lyrae (11 Lyr)

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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