На цветной фотографии края планетарной туманности из созвездия Лиры красновато-малиновые, а центральная часть — зеленоватая. Окраска эта вызвана газами, составляющими туманность. Излучение это «холодное» — газы туманности люминесцируют под влиянием света центральной звезды.

Центральное «ядро» туманности Лиры — звезда с исключительными характеристиками. Температура ее поверхности близка к 75 000К, и потому по праву она считается одной из самых горячих звезд. Ее мощное ультрафиолетовое излучение заставляет люминесцировать газы туманности, и при этом туманность Лиры в несколько десятков раз ярче, чем ее удивительное «ядро». Найти планетарную туманность легко, она находится почти посередине между звездами γ и β Лиры. В школьный телескоп она покажется маленьким как бы искрящимся овальным туманным пятнышком. Действительные размеры этого объекта весьма внушительны: средний поперечник туманности Лиры близок к 70 000 а. е., то есть почти в 700 раз больше поперечника Солнечной системы.

Судя по спектру, туманность Лиры расширяется во все стороны от центральной звезды со скоростью, близкой к 19 км/с.

Установлено, что ядра планетарных туманностей имеют температуру от 50000 до 200000 Кельвинов. Светимость их, однако, невелика, так как ядра всех известных нам планетарных туманностей белые или голубые карликами. Возраст планетарных туманностей вряд ли превышает 10 000 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,lm). 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. Телескоп 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.

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 легко отыскать 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. Блеск RR Лиры меняется в пределах от 7,lm 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.

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. Эта переменная звезда, кажущаяся невооруженному глазу одиночной, на самом деле состоит из двух очень близких эллипсоидальных звезд. Большая из них -горячая голубовато-белая гигантская звезда с температурой поверхности около 15 000К. Меньшая звезда вдвое холоднее (спектральный класс F),и ее излучение теряется в тех мощных потоках света, которые излучаются главной звездой. Вращение спутника вокруг главной звезды и инертность газов приводят к тому, что часть выброшенных главной звездой газов удаляется от звезд, образуя в пространстве исполинскую газовую спираль. Газовый шлейф непрерывно рассеивается в пространстве, но он же и непрерывно пополняется теми новыми порциями газов, которые выбрасывает главная звезда. Создается так называемое динамическое равновесие, и газовый шлейф виден постоянно, вуалируя спектр β Лиры.

Сейчас обнаружены газовые шлейфы и вокруг ряда других звезд, причем иногда эти шлейфы имеют форму газового кольца, и звезда с близкого расстояния должна отдаленно напоминать Сатурн. Правда, газовые кольца, как и газовый шлейф β Лиры, неустойчивы, и их существование поддерживается лишь теми потоками газов, которые непрерывно извергаются звездами. На примере созвездия Лиры мы видим, что иногда и весьма небольшое созвездие содержит значительное количество интересных объектов, легко доступных для наблюдения даже в школьные телескопы.