[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.