Figura 1.- Epsilon lyrae. Órbitas aparentes
de las componentes de la "doble doble de Lira"
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ESTRELLAS Y CONSTELACIONES: LIRA
Por Miguel Guerrero
Guerrero_fran@ono.com
La Lira es una pequeña constelación
que sólo abarca 286 grados cuadrados; se encuentra sobre el borde occidental
de la Vía Láctea, al oeste del Cisne, y resulta fácil de
localizar por su estrella más brillante, Vega, la alfa de Lyr. Es bien
visible entre mayo y octubre, y en nuestras latitudes resplandece prácticamente
en el cenit en los meses de verano. Se pueden ver a simple vista unas 45 estrellas.
Nombre en latín - Lyra
Nombre en español - Lira
Nombre genitivo - Lyrae
Abreviación - Lyr
FRANJA DE OBSERVACIÓN:
90º N - 42º S
MEJOR VISIBILIDAD: 5 de Julio
APROXIMACIÓN:
La mejor manera de detectar esta constelación es partir de Bootes. Prolongando
dos veces aproximadamente la distancia entre alfa y delta de Boyero, se alcanza
Vega, la estrella más brillante de la constelación.
La Lira es una pequeña constelación que sólo abarca 286 grados cuadrados; se encuentra sobre el borde occidental de la Vía Láctea, al oeste del Cisne, y resulta fácil de localizar por su estrella más brillante, Vega, la alfa de Lyr. Es bien visible entre mayo y octubre, y en nuestras latitudes resplandece prácticamente en el cenit en los meses de verano. Se pueden ver a simple vista unas 45 estrellas.
Según la mitología griega, la Lira, fue inventada por Hermes, quién la cedió a Orfeo, para que deleitara a la humanidad con su sonoridad. Orfeo fue convocado por Jasón, para la búsqueda del vellocino de oro en los confines de la tierra conocida. Orfeo, hijo de Apolo, dios de la adivinación y de la musa de la poesía épica, Caliope, fue parte de la tripulación de los argonautas (llamados así por navegar en el navío Argos) y partió en esta empresa singular. Orfeo obtiene protagonismo en la travesía, cuando con los sonidos producidos por la lira, encanta a la hidra de siete cabezas, guardiana del vellocino de oro, para que Jasón pueda robárselo. Terminada la travesía, Orfeo se casa con la ninfa Eurídice, quien muere picada por una serpiente. Orfeo, disgustado, baja a los infiernos y en su afán de retornarla a la tierra, conviene con los guardianes del averno - Hades y Persefone - que Eurídice tornará a la vida cada vez que él toque la lira, pero que nunca podrá verla a los ojos. En un castigo sin parangón, Eurídice sólo podría seguirlo, caminando detrás de él. Orfeo, profundamente enamorado, no puede cumplir lo prometido y en un descuido, mira a Eurídice, quien se desvanece para siempre ante sus ojos. Orfeo vaga durante meses tocando su lira y muere a manos de una banda de mujeres ebrias, seguidoras del culto a Dionisio. Su cuerpo es desmembrado y su cabeza es enviada a la isla griega de Lesbos. El resto de su cuerpo es enterrado en Thrace, razón por la cual se dice que el canto de sus pájaros es tan melodioso. En profundo abatimiento, Apolo, tomó la lira y la colocó en el cielo como tributo a su hijo muerto.
La lira, uno de los instrumentos más antiguos del mundo, ya era tocado en la civilización sumeria, hace 5.000 años para deleitar a la realeza de las ciudades estado. En Persia se le llamaba la Lyraee de Zurah; y para los árabes era Nablon o Nablium, (el arpa fenicia), o Al Lura con el que comienza el Allore o Lahore de las Tablas Alfonsinas. El nombre griego cítara viene del nombre que le daban los antiguos poetas griegos al arpa o lira. Sin embargo Aratus le llamaba "la pequeña tortuga" o "el caparazón de la tortuga", de la leyenda de que Hermes había creado el primer poeta del caparazón vacío de una tortuga. La historia es una de las más populares de las leyendas griegas, y fue objeto de la ópera Orpheo y Eurídice de Gluck en 1792, y un ballet de Stravinsky en 1947.
Alpha Lirae, Vega. Su nombre deriva del árabe Al Nasr al Waki (el águila que desciende en picado); y también se le nombra en cartas medievales como Waghi, Vagieh y Veka, donde la estrella y su constelación era representada como un águila, buitre o alcón, siempre portando un arpa o lira en sus picos o en sus garras.
En Japón, la estrella Vega se llama Orihime Boshi (princesa que teje), y la Altair a menudo se llama Kengyuu Boshi o Hiko Boshi (tirador de las vacas). Un día, la hija del emperador, Orihime, se sentaba al lado del río del cielo (Vía Láctea). Ella había estado tejiendo porque su padre, el Emperador amaba las ropas hermosas que ella hacía. En este día particular, ella estaba muy triste porque estaba tan ocupada que no tenía tiempo para enamorarse. Un día que Orihime fue cerca del río a coger seda de los árboles, vio a Kengyuu, un joven pastor de vacas, del que quedó enamorada a primera vista. Su padre, Tentei, rector de los cielos sintió pena y apesadumbrado cedió a los pedidos de ella y dispuso la unión con Kengyuu (quien vivía al otro lado del río de la Vía Láctea). Su unión fue dulce y feliz desde el comienzo y día a día crecieron después de eso más felices y más felices. Pero Tentei llego a estar muy enojado, porque pasaban mucho tiempo en su unión feliz, y Orihime descuidaba su tejer. Tentei decidido a separar la pareja, los puso de nuevo en sus lugares originales, separados por la Vía Láctea. Y solamente por una noche del año el permitiría que se encontraran, el 7º día del 7º mes. Cada año en ese día, de la boca del río (la Vía Láctea), el barquero de la luna conduce a Orihime junto a su Kengyuu querido. Pero si Orihime no ha hecho sus tejidos con lo mejor de sus habilidad y capacidad, Tentei puede hacer que caiga la lluvia. Cuando llueve, la barca no vendrá (porque se inunda el río). Sin embargo, en tal caso, Kasasagi (un grupo de urracas) puede volar sobre la Vía Láctea haciendo un puente para que Orihime cruce.
Vega es la quinta estrella más brillante del cielo, anteriormente ocupaba la cuarta posición pero más tarde se ha demostrado que es algo más débil que Arturo. Es la estrella más brillante de las tres que forman el triángulo de verano. De color blanco azulado (A0) y una temperatura de 9.200º k, su magnitud aparente es de 0,04. Dista de nosotros unos 27 años luz y tiene actualmente una luminosidad de 28 veces la de nuestro sol (magnitud absoluta +0.5). Es el doble de caliente que el Sol y su masa es también tres veces superior, siendo su densidad 0,2 de la solar. Posee un disco de polvo y gas descubierto por el satélite IRAS a mediados de la década de los 80. Esto significa que o bien tiene planetas o bien pronto se pueden formar.
A causa de la precesión de los equinoccios, Vega fue la estrella Polar hace unos 14.000 años y volverá a serlo dentro de 12.000 años. Mediante el método interferométrico ha sido posible medir el diámetro angular de las estrella (el ángulo que ocupa su diámetro real visto desde la Tierra), y el resultado ha sido de 0,0037". Conocida la distancia, es fácil calcular que el diámetro real es unas tres veces superior al del Sol. Hay que recordar que Vega fue la primera estrella fotografiada por el observatorio de Harvard la noche del 16 al 17 de Julio de 1850 con el telescopio de 15 pulgadas y con una exposición de 100 segundos.
Vega tiene una pequeña y azulada compañera de la 10ª magnitud a 1' de distancia. Aunque no hay una conexión real, había una separación de 43" en 1836, 56" en 1925 y 63" en 1930. También tiene otra compañera óptica de la 12ª mag. a 54" de distancia.
Beta Lyrae, Sheliak. Del árabe Al Shilya y significa "La Tortuga". Es la segunda estrella de la constelación por su luminosidad y abre además el capítulo de las estrellas variables. Probablemente sea la estrella más estudiada después de nuestro Sol ya que se trata de una variante eclipsante que se ha convertido en el prototipo de una clase de estrellas denominadas líridas. Su luminosidad varía con continuidad, desde el máximo principal (mag. 3,25) hasta el mínimo principal (4,36), para luego aumentar y descender nuevamente hasta el mínimo secundario (mag. 3,8), antes de volver a aumentar y cerrar el ciclo, en un período de 12,9 días. En realidad, el sistema es fácilmente interpretable; la primaria es una estrella blanquiazulada, pero la naturaleza de la compañera todavía no se ha establecido.Probablemente, de la estrella primaria escapa gran cantidad de materia que envuelve a la secundaria y que en parte cae en la estrella y en parte se difunde en el espacio. Beta Lyrae. es además un sistema múltiple de estrellas fijas con una estrella primaria gigante de magnitud variable y secundaria de la 8.6 a 46" de distancia en 149º A.P. con una tercera estrella de magnitud 9.9 a 67" de distancia en 318º P.A. y una cuarta de la misma magnitud a 85" en P.A. 19º.
Gamma Lyrae, Sulafat. Es una estrella doble cuya componte principal es una gigante blanca 1.500 veces más luminosa que nuestro Sol y tiene una magnitud de 3,3 y un espectro B9 III. Se encuentra a 218 años-luz de distancia. La otra componente tiene una magnitud de 12,0 y se encuentra a 13,8". Junto con Sheliak , son las dos estrellas que utilizamos cuando queremos buscar M 57 ya que este objeto se encuentra situado entre estas dos estrellas.
Delta Lyrae son dos estrellas de mag. 5,1 y espectro B3 y mag. 4,52 con espectro M4 III. Están separadas 10,22" y forman un par con un bonito contraste de colores.
Epsilon Lyrae es una estrella cuaduple. Mejor conocida como "la doble doble" una persona de visión aguda puede distinguir las dos componentes principales que se encuentran separadas por 3,5'. Si se mira por el telescopio puede verse que ambas componentes son dobles próximas. La primera está constituida por estrellas de 5m,1 y 6m,0 (separadas 2,8") y la segunda por estrellas de 5m,1 y 5m,4 (separadas 2,3") (Fig.1). Todo el conjunto se encuentra a 180 años-luz. Sus períodos respectivos son de, 1166 y de 585 años. La verdadera distancia entre las dos componentes principales es de casi 13.000 UA y su movimiento orbital es tan lento que no puede apreciarse. La distancia entre las componentes de ambas estrellas dobles alcanza un promedio de unas 160 UA.
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| Figura 1.- Epsilon lyrae. Órbitas aparentes
de las componentes de la "doble doble de Lira" |
Eta Lyrae es una pareja descompensada de estrellas donde la principal brilla con magnitud 4.38 y la secundaria 8.58 a una distancia de 28.2" de arco en 81º de A.P. Con Theta Lyrae forman una llamativa pareja a 7.5º al este de Alfa Lyraeae, Eta es la más al norte.
Zeta Lyrae es otro sistema
doble brillante de componentes 4.34 y 5.69 separadas por 44" de arco en 149º
de A.P. y están situadas al sureste de Alfa Lyrae.
Entre las estrellas
variables, destacan las mireidas y las irregulares.
Entre las de tipo Mira destaca W Lyrae - SAO66794, que completa su largo período en 197,88 días en que baja de magnitud 7.3 hasta la 13. Se localiza a 1º10' al noroeste de Kappa Lyrae en 300º de A.P.
RR Lyrae - SAO48421
es una espectacular variable pulsante que en tan sólo 0.5669 días
es "capaz" de oscilar entre magnitud 7.06 y 8.12, es decir, en una sola
noche de observación podremos ver (mejor con CCD) la variación del
brillo en más de una magnitud.
Para localizarla, lo mejor es tomar
como punto de partida 14 Cygni (bajo su estrella Delta) y "movernos"
2º36' al oeste, es decir, con bajo aumento, mover el telescopio tanto como
campo abarca el ocular.
Es el típico ejemplo de estrellas de espectro
A a F que sufren pulsaciones radiales con períodos de 0,2 a 1,2 días
y amplitudes de 0,2 a 2 mag. Se han observado casos de cambio de la forma de la
curva de luz así como de período. En general, se caracterizan por
tener períodos menores de un día. Tradicionalmente se denomina también
a las RR Lyrae cefeidas de corto período o variables de cúmulo.
La mayoría de estas estrellas pertenecen a la componente esférica
de la Galaxia; están presentes (en ocasiones en gran número) en
ciertos cúmulos globulares (estrellas pulsantes de la rama horizontal).
Como para las cefeidas, la velocidad máxima de expansión de las
capas superficiales de estas estrellas coincide prácticamente con el máximo
de brillo.
CIELO PROFUNDO
M 57: Descubierta por
Darquier desde Toulouse mientras observaba el cometa de 1779, es la famosa Nebulosa
del Anillo y es vista a menudo como el prototipo de nebulosa planetaria, siendo
un verdadero espectáculo en el cielo de verano del hemisferio norte. Para
los aficionados, resulta siempre un reto el identificar la tenue estrella central
del anillo.
Es muy fácil de localizar, ya que está situada entre
Beta y Gamma Lyrae, aproximadamente a un tercio de la distancia de Beta a Gamma.
Puede ser vista con binoculares como un objeto casi estelar, difícil de
identificar a causa de su pequeño diámetro aparente. En los más
pequeños telescopios de aficionados, el anillo se hace aparente a partir
de los 100 aumentos, con un centro más oscuro; una estrella de 12ª
mag. se encuentra al este de la nebulosa planetaria, a aproximadamente 1 minuto
de arco de su centro. Si se logra notar algún color, la Nebulosa del Anillo
aparece ligeramente verdosa, lo que no resulta inesperado ya que su luz se emite
en algunas pocas líneas espectrales verdes. Aún en los telescopios
pequeños puede notarse una pequeña elipsicidad, con el eje mayor
en un ángulo de posición de unos 60 grados. Con aperturas mayores,
una atenta observación y buenas condiciones de visibilidad, el anillo se
revela constituido por dos semiarcos, que se presentan más brillantes en
la zona media y se vuelven más tenues en los extremos donde se unen; el
semiarco septentrional parece más luminoso que el otro, sobre todo en la
parte central. Tambien en el eje mayor y en el extremo de esta nebulosidad, se
distinguen dos chorros laterales muy tenues, que sólo se ven con cierta
claridad cuando la noche es realmente oscura o cuando se utilizan filtros interferenciales.
Con aperturas de 300 mm. se pueden ver algunos nódulos o irregularidades
luminosas diversamente dispuestas sobre el perímetro del anillo. Con instrumentos
medios la estrella central será aparente solamente con condiciones excepcionalmente
buenas, o con la ayuda de filtros. En los grandes instrumentos y en condiciones
muy buenas se pueden detectar varias estrellas tenues en primer o segundo plano
dentro de la extensión de la nebulosa.
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| Figura 2.- Dibujo realizado a lápiz y pasado a negativo con programa informático. Dobson de 200 mm, 95x. Marxuquera. 12-12-1995 |
M
57 fue la segunda nebulosa planetaria en ser descubierta (en enero de 1779), 15
años después de la primera, M 27. Antoine Darquier de Pellepoix,
quien descubrió la nebulosa del Anillo apenas unos días antes de
que Charles Messier la descubriera y catalogara, la describió como "una
nebulosa opaca pero perfectamente delineada, tan grande como Júpiter y
parece como un planeta que se está desvaneciendo". Esta comparación
con un planeta puede haber influido para que William Herschel, quien encontró
que los objetos de este tipo se parecían al planeta recientemente descubierto
por él, Urano, e introdujo el nombre de "nebulosas planetarias".
Herschel describió a M 57 como una "nebulosa perforada, o anillo de
estrellas"; esta fue la primera mención a su forma anillada. Extrañamente,
el inventor del nombre "nebulosa planetaria" no tuvo en cuenta a la
más prominente representante de esta clase de objetos, sino que la describió
como una "rareza de los cielos", un objeto peculiar. Herschel también
identificó a algunas de las estrellas superpuestas, y asumió correctamente
que "ninguna de ellas parece pertenecer a la nebulosa".
Investigaciones
recientes han confirmado que en realidad es, muy probablemente, un anillo (toroidal)
de material brillante que rodea a su estrella central, y no un caparazón
esférico (o elipsoidal), coincidiendo así con una presunción
original de Jhon Herschel. Vista desde un plano ecuatorial, se parecería
más entonces a la nebulosa Dumbbell M 27 o la Nebulosa Pequeña Dumbbell
M 76, en lugar de la apariencia con que la vemos desde aquí; sencillamente,
sucede que la observamos desde cerca de uno de sus polos.
La estrella central
fue descubierta en 1800 por el astrónomo alemán Friedrich Von Hahn.
(1742-1805) con un telescopio reflector FL de 20 pies. Este objeto es una estrella
enana blanca de tamaño planetario, que brilla aproximadamente en 15ª
magnitud. Es el remanente de una estrella tipo Sol, probablemente con mayor masa
que nuestra estrella, y que ha lanzado explosivamente sus capas exteriores a fines
de su fase evolutiva tipo Mira. Con sus más de 100.000 grados Kelvin actuales
(es una de las estrellas más calientes conocidas), comenzará a enfriarse
pronto, brillará como una enana blanca por varios miles de millones de
años, y finalmente se convertirá en una fría enana negra.
Como sucede con la mayoría de las nebulosas planetarias, la distancia a
la que se encuentra la Nebulosa del Anillo M 57 no es muy bien conocida. En este
caso, sin embargo, se han realizado intentos de relacionar su velocidad de expansión
angular (de aproximadamente 1 segundo de arco por siglo) con su velocidad de expansión
radial. Estos resultados, sin embargo, se basaban en presunciones erróneas
de su geometría, que suponían una forma esférica. Por lo
tanto, hasta hace poco tiempo, solamente se podían obtener estimaciones
burdas basados en varios modelos y presunciones teóricas. Se han dado los
siguientes valores para la distancia: 4.100 años luz (K. M. Cudworth 1974;
Mallas / Kreimer); 1.410 años luz (Kenneth Glyn Jones); 2 000 a 2 500 años
luz (Veherenberg); 2.000 años luz (Catálogo Celeste 2000.0); "más
de 2.000 años luz" (Catálogo del Universo de Murdin / Allen),
5.000 años luz (Guía del Cielo de Chartand / Wimmer); 3.000 años
luz (WIYN); y de 1.000 a 2.000 años luz. Todavía está por
determinarse un buen valor, por ejemplo un paralaje obtenido con el Telescopio
Espacial Hubble, pero algunas recientemente mejoradas técnicas CCD fueron
utilizadas por el Observatorio Naval de los EE.UU. para determinar un paralaje
trigonométrico para la estrella central de M 57, el que dio una distancia
de 2.300 años luz.
Como la mayor parte de las nebulosas planetarias,
M 57 es mucho más brillante visualmente (con una magnitud de 8,8) que fotográficamente
(9,7 mag.), como consecuencia de que la mayor parte de su luz se emite en unas
pocas líneas espectrales. Asumiendo una distancia de 2 300 años
luz, esto corresponde con una magnitud absoluta visual de -0,3 (+ 0,5 fotográficamente),
o sea que tendría una luminosidad intrínseca de unas 50 a 100 veces
la de nuestro Sol. Aún la estrella central de magnitud 14,7, con el tamaño
de un planeta terrestre, es apenas más oscura que el Sol, con una magnitud
absoluta de unos +5 o +6.
Su dimensión aparente de 1,4 minutos de arco
corresponde a un diámetro lineal de 0,9 años luz (60.000 unidades
astronómicas o 8,8 billones (8,8 x 1012) de kilómetros, y el halo
se extendería por un diámetro de 2,4 años luz.
La masa
de la materia nebular ha sido estimada en unas 0,2 masas solares, y su densidad
en unos 10.000 iones por centímetro cúbico.
M 56. El mismo día en que Messier descubrió el cometa de 1779, el 19 de enero, encontró además a M56 . Se encuentra hacia medio camino entre Beta Cygni (Albireo) y Gamma Lyrae. Es uno de los globulares Messier menos brillantes, especialmente careciendo del núcleo brillante que tienen la mayoría. A pesar de ello no es muy difícil de distinguir, incluso a la gran distancia a la que se encuentra. Esto llevó a su clasificación en concentración de clase X. A su distancia de 32.900 años luz, su diámetro de 8,8 arc.min corresponde a una extensión longitudinal de unos 85 años luz. Visualmente, sólo alrededor del tercio interno de esta gran bola, de unos 3' de diámetro es visible. Mientras que NGC menciona "estrellas de 11º a 14º de magnitud", medidas más modernas han demostrado que las estrellas más brillantes en este cúmulo son de alrededor un 13º de magnitud, y la rama horizontal tiene una magnitud de 16.2 (de acuerdo con el "Deep Sky Field Guide to Uranometria 2000.0") Helen Sawyer How da una magnitud media de 15.31 para las 25 estrellas más brillantes, un tipo espectral total de F5 y un índice de color de -0.04.
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| Figura 3.- M 56. Dibujo realizado a lápiz y pasado a negativo con programa informático. Dobson de 200 mm, 95 x. Marxuquera 12-12-1995 |
Fue resuelto en estrellas por William
Herschel, y Lord Rosse lo estudió en 1855 y quedó fascinado por
las estrellas del halo, que parecían estar dispuestas en radios proyectados
desde el centro. D'Arrest lo describió como " un gran cúmulo
de innumerables estrellas, irregular y fácil de resolver". Fue encontrado
por Harlow Shapley, alargado, con una elipticidad 8 en una posición con
un ángulo de 45 grados. Sólo encontró una estrella variable
en el e incluso hasta hoy en día sólo han sido identificadas unas
doce variables en M56. También lo observaron Webb, D'Engelhardt, Benoit
y Flammarion, y todos quedaron encantados ante el espectáculo del espléndido
campo estelar que rodea a este cúmulo ya que se halla en un agradable campo
de baja energía de la Vía Láctea. Este enjambre estelar se
aproxima a nosotros a la gran velocidad de 145 km/sg.
NGC 6791 es un cúmulo abierto compuesto por 300 estrellas que le dan una magnitud 9.5. La más brillante es de magnitud 13 y tiene un tamaño de 16' de arco. Es fácilmente localizable a menos de 1º al este de Theta Lyr.
NGC 6703 es la galaxia representativa de la constelación. Es una espiral tipo SO y brilla con magnitud 11.3 y tamaño de 2.3' de arco a poco más de dos grados al noroeste de 13 Lyrae.
Bibliografía:
http://www.terra.es/personal/r2a01292/constela/lyr.htm
http://ciencia.astroseti.org/messier/articulo.php?num=2085
http://www.tayabeixo.org/const/lira.htm
Burnham's Celestial Handbook.