Установлено, что ядра планетарных туманностей имеют температуру от 50 000 до 200 000 кельвинов. Светимость их, однако, невелика, так как ядра всех известных нам планетарных туманностей оказались белыми или голубыми карликами. Возраст планетарных туманностей вряд ли превышает 10000 лет. По одной из гипотез они образуются, по-видимому, при плавном отделении оболочки звезды на стадии сверхгиганта.
В небольшом созвездии Лиры есть несколько очень интересных звезд. Прежде всего обращает на себя внимание Вега — самая яркая звезда северного полушария неба (0,1m). Направьте на нее телескоп (с малым увеличением), и вы увидите сияющее в глубине неба далекое голубое солнце; при таких наблюдениях «солнцеподобность» ярких звезд из умозрительного вывода превращается в нечто почти физически ощутимое. Вега — горячая белая звезда — в 2,5 раза превосходит в поперечнике наше Солнце. Еще в 1837 г. В.Струве успешно определил расстояние до Веги и получил значение, близкое к современному (8 пк). По своим физическим свойствам Вега похожа на Сириус, но только несколько крупнее и горячее его.
Рядом с Вегой есть замечательная кратная звезда ε Лиры. Зоркий глаз отлично видит здесь две звездочки пятой величины, разделенные промежутком в 3'28". Особенно эффектна эта пара при наблюдении в бинокль. Телескоп же обнаруживает, что каждый из компонентов ε Лиры в свою очередь двойная звезда (расстояния между их компонентами 2,8" и 2,3"). Все четыре звезды—белые звезды, напоминающие Сириус. И эти четыре Сириуса образуют физически взаимосвязанную систему из четырех солнц! В каждой из пар периоды обращения несравненно короче того исполинского промежутка времени, за который обе пары совершают полный оборот вокруг общего центра масс.
Весьма интересны некоторые переменные звезды созвездия Лиры. Недалеко от Веги на северной окраине созвездия видна полуправильная переменная R Лиры. Это — холодный красный гигант, меняющий блеск в пределах от 4,0m до 5,0m. Средний период близок к 50 дням, хотя в отдельных случаях между очередными максимумами и минимумами интервалы времени могут быть иными.
К востоку от этой переменной звезды отыщите в бинокль другую переменную RR Лиры. Это — цефеида, но, так сказать, другого сорта, чем δ Цефея. Переменная RR Лиры возглавляет класс короткопериодических цефеид, у которых период изменения блеска меньше суток. Наоборот, «классические» цефеиды типа δ Цефея называют долгопериодическими цефеидами, и у них периоды превышают сутки.
Блеск RR Лиры меняется в пределах от 7,1m до 8,0m. Ее пульсации совершаются очень быстро, с периодом 0,57 суток. За это время меняется не только блеск, но спектральный класс звезды (от А2 до F0) и, разумеется, температура.
Различие между короткопериодическими и долгопериодическими цефеидами не ограничивается только величиной периода. Здесь оно гораздо глубже. В частности, звезды типа RR Лиры встречаются на всевозможных расстояниях от галактического экватора, тогда как классические цефеиды типа δ Цефея обнаруживают явную концентрацию к средней экваториальной плоскости Галактики. Другими словами, цефеиды типа RR Лиры — звезды сферических подсистем, тогда как цефеиды типа δ Цефея принадлежат к звездам плоских подсистем. Этот факт свидетельствует о различном происхождении цефеид двух классов, несмотря на все внешнее сходство формы кривых изменения их блеска.
Однако самой замечательной переменной созвездия является уникальная во многих отношениях переменная β Лиры. Эта звезда, переменность которой была обнаружена еще Гудрайком, возглавляет особый подкласс затменных переменных звезд. В отличие от Алголя, β Лиры непрерывно меняет свой блеск в границах от 3,4m до 4,3m с периодом в 12,91 суток. Четко выражен и вторичный минимум (3,8m), расположенный посередине между главными.
Казалось бы, наблюдаемая картина изменения блеска хорошо объясняется схемой двух эллипсоидальных звезд разной светимости, обращающихся вокруг общего центра масс. Суммарная площадь частей поверхности двух компонентов β Лиры, обращенная к наблюдателю, непрерывно меняется.— отсюда и непрерывные колебания блеска звезды. Однако весьма сложный вид спектра β Лиры и его странные изменения вовсе не соответствовали этой чересчур простой схеме. Пришлось затратить немало труда, прежде чем действительная природа β Лиры была разгадана.