[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                          [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.