open-index/open-wikipedia-markdown huggingface dataset:
HD 83443

**HD 83443** ye una estrella de magnitú aparente +8,24 na constelación de Vela, la vela del Navío Argos.
Visualmente alcontrar a 10 minutos d'arcu de la brillosa HD 83548 (y Velorum), y alcuéntrase a 134 años lluz del Sistema Solar.
Dende 2000 conozse la esistencia d'un planeta estrasolar n'órbita alredor d'esta estrella.

## Carauterístiques físiques
HD 83443 ye una nana naranxa de tipu espectral K0V.
Tien una temperatura efectivo de 5511 ± 45 K y la so lluminosidá ye inferior a la del Sol nun 15%.
El so radiu ye práuticamente igual al radiu solar —diverses fontes señalen un tamañu ente un 2% y un 5% más grande— y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de namái 1,3 km/s.

Ye daqué menos masiva que'l Sol, con una masa de 0,95 mases solares, y tien una incierta edá entendida ente 2940 y 5840 millones d'años.

## Composición química
HD 83443 ye una estrella bien rica en metales, siendo la so bayura relativa de fierro 2,2 vegaes mayor que la del Sol ([Fe/H] = +0,35).
Ello ye que ente más de 450 estrelles asemeyaes, bien poques —ente elles HD 115585 y HD 181433— tienen una metalicidá comparable.
La mayor parte de los elementos evaluaos son sobreabundantes en rellación a los niveles solares —bariu, circoniu y europiu son la esceición—, y nel casu del siliciu, el so conteníu ye 3,2 vegaes más eleváu que nel Sol.

Col fin d'estudiar la composición d'hipotéticos planetes terrestres, evaluáronse les rellaciones C/O y Mg/Si en HD 83443.
La rellación C/O ye 0,78, lo qu'implica que, al igual que na Tierra, el siliciu sólido fundamentalmente atoparíase formando cuarzu y silicatos.
Sicasí, la rellación Mg/Si —que controla la composición exauta de los silicatos de magnesiu— ye 0,98, valor inferior al del Sol; ello, trai que, d'esistir planetes terrestres, éstos puedan ser del tipu «Tierres riques en siliciu».

Presenta un baxu conteníu de litiu (logє[Li] < 0,52), lo que concuerda cola circunstancia reparada de que les estrelles qu'alluguen sistemes planetarios son más probes en litiu que les que nun tienen planetes.

## Sistema planetariu

El planeta estrasolar, llamáu HD 83443 b, foi afayáu pol equipu de Busca de Planetes Estrasolares de Xinebra.
Tien una masa mínimo igual al 40% de la masa de Xúpiter.
Muévese nuna órbita práuticamente circular a 0,041 UA de la estrella, malapenes un 11% de la distancia esistente ente Mercuriu y el Sol.
El so periodu orbital, unu de los más curtios conocíos, ye de 2,99 díes.

Nel momentu del descubrimientu de HD 83443 b, l'equipu descubridor anunció la esistencia d'un segundu planeta más esternu, que la so esistencia foi darréu refutada.

## Ver tamién
* Llista de planetes estrasolares

## Referencies
HD 85390

**HD 85390** ye una estrella de magnitú aparente +8,55 na constelación de Vela, la vela del Navío Argos.
Visualmente alcontrar a 3º15' al sur de HD 85622 (m Velorum), y alcuéntrase a 106 años lluz del Sistema Solar.
Dende 2009 conozse la esistencia d'un planeta estrasolar n'órbita alredor d'esta estrella.

## Carauterístiques físiques
HD 85390 ye una nana naranxa de tipu espectral K1.5V.
Tien una temperatura efectivo de 5186 ± 54 K y la so lluminosidá ye menos de la metá de la del Sol.
El so radiu ye un 16% más pequeñu que'l radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de namái 1 km/s.
Ello fai que'l so periodu de rotación seya de 44 ± 5 díes.
Ye daqué menos masiva que'l Sol, con una masa de 0,76 mases solares, y tien una edá averada de 7200 millones d'años.
Nun amuesa actividá cromosférica.

## Composición química
HD 85390 tien una metalicidá bien paecida a la del Sol ([Fe/H] = -0,07).
Elementos como carbonu, siliciu y magnesiu presenten bayures relatives similares a les solares.
Col fin d'estudiar la composición d'hipotéticos planetes terrestres, evaluáronse les rellaciones C/O y Mg/Si en HD 85390.
La rellación C/O ye 0,98, lo qu'implica que, a diferencia del Sistema Solar, el carbonu atoparíase formando grafitu y carburos (carburu de titaniu y carburu de siliciu).
Coles mesmes, la rellación Mg/Si igual a 0,95, trai la esistencia de piroxeno, fierro metálicu y feldespatos.

## Sistema planetariu

El planeta estrasolar descubiertu, llamáu HD 85390 b, tien una masa mínimo igual al 13% de la masa de Xúpiter o 42 mases terrestres.
Muévese nuna órbita escéntrica (y = 0,41) a una distancia media de 1,52 UA de la estrella.
El so periodu orbital ye de 788 ± 25 díes.

Esiste cierta evidencia de que puede esistir un segundu planeta adicional.

## Ver tamién
* Llista de planetes estrasolares

## Referencies
HD 87883

**HD 87883** (HIP 49699 / SAO 61890 / BD+34 2089) ye una estrella na constelación de Leo Minor que s'alcuentra 1º al sur de 21 Leonis Minoris.
De magnitú aparente +7,57, nun ye visible a simple vista.
Dende 2009 conozse la esistencia d'un planeta estrasolar n'órbita alredor d'esta estrella.

HD 87883 ye una nana naranxa de tipu espectral K0V —una estrella de la secuencia principal similar al Sol pero más fría y tenue— distante 59,0 años lluz del Sistema Solar.
Les sos propiedaes físiques son asemeyaes a les de 12 Ophiuchi o Gliese 75, magar, a diferencia d'éstes, nun esiste constatación de que HD 87883 seya variable.
Con una temperatura superficial de 4980 K, la so lluminosidá equival al 32% de la lluminosidá solar.
Tien un radiu menor que'l del Sol —un 76% del mesmu— y una masa de 0,82 mases solares.
Rota con una velocidá de 2,2 km/s y emplega aproximao 41,2 díes en dar una vuelta completa.
La so edá envalórase en 9800 millones d'años, más del doble de la edá del Sol.

HD 87883 tien un conteníu relativo de fierro mayor que la solar ([Fe/H] = +0,093).
Les bayures d'oxíxenu, magnesiu y titaniu son comparables a les de la nuesa estrella, namái'l conteníu de siliciu paez ser más eleváu.

## Sistema planetariu

El planeta que xira en redol a HD 87883, denomináu HD 87883 b, ye un planeta de llargu periodu orbital —7,54 años— y muévese nuna órbita bien escéntrica; la so separación al respective de la estrella bazcuya ente 1,69 y 5,51 UA.

## Ver tamién
* Llista de planetes estrasolares

## Referencies
HD 88955

**q Velorum** (q Vel / HD 88955 / HR 4023) ye una estrella na constelación de Vela de magnitú aparente +3,84. 
Nun tien de ser confundida con Q Velorum (HD 88206).

Asitiada a 103 años lluz de distancia del Sistema Solar, q Velorum ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A2V.
Tien una temperatura superficial de 8707 K y un radiu 2,2 vegaes más grande que'l del Sol.
Rota con una velocidá proyeutada —valor mínimu que depende del enclín del so exa de rotación— de 103 km/s.
La so lluminosidá ye 22 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Les sos carauterístiques físiques son bien paecíes a les d'Alfecca Meridiana (α Coronae Australis) o ι Delphini, siendo la so masa 2,2 vegaes mayor que la del Sol.
La so edá envalórase en 300 millones d'años.

A diferencia de delles estrelles de tipu A, q Velorum nun ye una estrella químicamente peculiar y amuesa una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos que'l heliu— similar a la del Sol ([Fe/H] = +0,06).
Los conteníos de carbonu, oxíxenu, siliciu y calciu son igualmente cercanos a les solares, pero esta semeyanza sume pa elementos como sodiu, escandiu, itriu o estronciu, muncho más abondosos en q Velorum.
Por exemplu, la bayura relativa de estronciu ye 4,5 vegaes más elevada que nel Sol.

## Referencies
HD 89307

**HD 89307** (HIP 50473) ye una estrella na constelación de Leo de magnitú aparente +7,06. Alcuéntrase a 106 años lluz de distancia del Sistema Solar. En 2004 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar n'órbita alredor d'esta estrella.

HD 89307 ye una nana mariella de tipu espectral G0V que la so temperatura superficial ye de 5961 ± 34 K.
Ye una análoga solar con unes carauterístiques físiques bien similares a les del Sol.
Tien una lluminosidá un 24% mayor que la solar y una masa apenes un 1% mayor que la del Sol.
El so radiu ye un 10% más grande que'l radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 2,9 km/s.
Tocantes a la so edá, pue ser daqué más antigua que'l nuesu Sol, con una edá averada de 4900 ± 2900 millones d'años.

HD 89307 presenta un conteníu metálico un 25% inferior a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,12.
Los niveles de siliciu, titaniu, sodiu y níquel son tamién inferiores a los del Sol.
En cuanto al litiu, la bayura relativa d'esti elementu (logє[Li] = 2,10) ye inferior al valor cósmicu.

## Sistema planetariu

En 2004 dar a conocer la esistencia d'un planeta xigante, denomináu HD 89307 b, n'órbita alredor de HD 89307, con una masa envalorada 2 vegaes la masa de Xúpiter. A diferencia d'otros exoplanetes descubiertos que s'atopen mui cerca de la estrella, la separación media ente HD 89307 b y la estrella ye de 3,34 UA. Consiguientemente el periodu orbital, ye de 2199 díes.

## Ver tamién
* Llista de planetes estrasolares

## Referencies
HD 89744

**HD 89744** (HR 4067 / HIP 50786 / GJ 9326) ye una estrella na constelación del sietestrellu de magnitú aparente +5,73, visualmente asitiada cerca de Tania Australis (μ Ursae Majoris). Alcuéntrase a 130 años lluz de distancia del Sistema Solar. En 2000 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar en redol a esta estrella.

HD 89744 ta catalogada como una nana mariella de tipu espectral F7V; sicasí, el so gravedá superficial y la so posición nel diagrama de Hertzsprung-Russell indiquen que la estrella yá evolucionó dende la secuencia principal. Con una temperatura superficial de 6200 K, ye unos 420 K más caliente que'l Sol. El so diámetru ye 2,1 vegaes más grande que'l del Sol y la so masa ye aproximao un 50% mayor que la masa solar.
Tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos que'l heliu— un 38% mayor que la del Sol.
Ye destacable el so altu nivel d'europiu ([Eu/H] = +0,23), elementu representativu del llamáu «procesu-r» pol que se formen elementos pesaos por captura neutrónica rápida.
HD 89744 ye una estrella antigua con una edá envalorada de 8090 millones d'años.

HD 89744 paez tener una tenue acompañante dixebrada unes 2460 UA, con una masa entendida ente 0,073 y 0,077 mases solares.
Dicha masa asítialo na llende percima del cual una estrella ye capaz d'empecipiar la fusión nuclear del hidróxenu; per debaxo del mesmu, l'oxetu ye una nana marrón.

## Sistema planetariu

En 2000 dar a conocer la esistencia d'un planeta (HD 89744 b) que la so masa mínimo ye 8 vegaes mayor que la de Xúpiter. Muévese nuna órbita altamente escéntrica que la so distancia a la estrella nel periastru ye de 0,29 UA —daqué mayor que la distancia esistente ente Mercuriu y el Sol— ente que nel apastro ye de 1,49 UA. El periodu orbital ye de 256,6 díes.

## Ver tamién
* Llista de planetes estrasolares

## Referencies
HD 90156

**HD 90156** (HIP 50921 / SAO 178771 / GJ 3597) ye una estrella de magnitú aparente +6,95.
Ta encuadrada na constelación d'Hidra cerca de la llende con Antlia, a pocu más de 1,5º al norte de α Antliae.
Distante 72 años lluz del Sistema Solar, dende 2009 conozse la esistencia d'un planeta estrasolar n'órbita alredor d'esta estrella.

## Carauterístiques físiques

HD 90156 ye una nana mariella de tipu espectral G5V; ye, poro, una estrella de la secuencia principal como'l Sol pero daqué más fría y tenue qu'ésti. 
La so temperatura efectivo ye de 5599 ± 12 K y relluma con una lluminosidá equivalente al 72% de la lluminosidá solar.
Ello ye consecuencia de la so menor masa, un 16% inferior a la masa solar.
Les sos carauterístiques son asemeyaes a les de 82 Eridani o 61 Virginis, ésta última tamién con un sistema planetariu.

El radiu envaloráu de HD 90156 ye un 10% más pequeñu que'l del Sol.
La so velocidá de rotación proyeutada ye de menos de 1 km/s, siendo el so periodu de rotación de 26 ± 3 díes.
El so metalicidá ye pocu más de la metá de la que tien el Sol ([Fe/H] = -0,24 ± 0,01).
Tocantes a la so edá, ésta envalórase en 4400 millones d'años, magar otra fonte señala una antigüedá significativamente menor de 2600 millones d'años.

## Sistema planetariu

El planeta descubiertu, HD 90156 b, orbita a una distancia media de 0,25 UA al respective de la estrella, emplegando casi 50 díes en completar el so órbita.
Esti planeta foi consideráu un «Neptunu caliente» —asemeyáu a los planetes del tipu «Xúpiter caliente» pero de menos masa—, siendo la so masa mínimo 17,98 vegaes mayor que la de la Tierra.

## Ver tamién
* Llista de planetes estrasolares

## Referencies
HD 93129

**HD 93129** (CPD-58 2618) ye un sistema estelar na constelación de Carina asitiáu a unos 7 500 años lluz de distancia de la Tierra. Alcuéntrase naNebulosa de Carina (NGC 3372) cerca d'Eta Carinae, dientro del cúmulu estelar Trumpler 14.

HD 93129 ye unu de los sistemes estelares más masivos que se conocen, formáu por siquier trés estrelles azules bien lluminoses. La estrella principal, **HD 93129 Aa**, ye una estrella azul superxigante de tipu espectral O2 If*. Nótese qu'a pesar de la so clase de lluminosidá de superxigante (I) créese que HD 93129Aa ta inda na secuencia principal, esto ye, quemando hidróxenu nel so nucleu. Ye una estrella bien caliente, con una temperatura efectivo cercana a los 45 000 K. La so masa ye d'aproximao 100-120 mases solares y la so edá envalórase en menos de 2 millones d'años.

Observaciones llevaes a cabu a partir del 2002 col Telescopiu Espacial Hubble punxeron de manifiestu que HD 93129 Aa tien una estrella compañera, **HD 93129 Ab**, asitiada a menos de 0,1 segundos d'arcu (230 UA). La distancia nel cielu ente les dos estrelles d'esti sistema ta menguando, pasando nuna década d'unos 0,070 segundos d'arcu a unos 0,040 segundos d'arcu de resultes del so movimientu orbital. HD 93129Ab podría tener una masa cercano a les 70 mases solares. La interpretación de recién observaciones d'ondes de radio y rayos X de HD 93129 Aa+Ab paez indicar que los vientos estelares de dambes estrelles tán topetando.

La otra componente del sistema, **HD 93129 B**, ye tamién una estrella azul de tipu espectral O3.5 V, 1 millón de vegaes más lluminosa que'l Sol y con una masa en redol a les 80 mases solares. La separación ente HD 93129 Aa+Ab y HD 93129B ye de 8000 UA.

## Ver tamién
* Llista de les estrelles más lluminoses
* Llista de les estrelles más masives

## Enllaces esternos
* 

## Referencies
HD 98618

**HD 98618** (HIP 55459 / BD+59 1369) ye una estrella na constelación del sietestrellu de magnitú aparente +7,66, abondo brillosa pa podela reparar con prismásticos dende'l hemisferiu norte. Les sos carauterístiques facer casi idéntica al Sol. Alcuéntrase a 126 años lluz del Sistema Solar, la mesma alloña que nos dixebra de la brillosa Dubhe (α Ursa Majoris), tamién na mesma constelación.

HD 98618 ye un ximielgu solar, una nana mariella como'l Sol, pero amás con unos parámetros de temperatura, metalicidá y edá indistinguibles de les solares. El so tipu espectral ye G5V y solamente la so lluminosidá llevemente cimera, 1,06 ± 0,05 vegaes la del Sol, estremar de la nuesa estrella. El so diámetru ye igual al del Sol, y el so periodu de rotación, 24 díes, tamién ye análogu. La so edá, envalorada en 4210 ± 900 millones d'años, ye apenes un 10% inferior a los 4600 millones d'años d'edá del Sol.
El so índiz de metalicidá ([Fe/H] = +0,03) revela una composición elemental bien paecida a la del Sol, ser acotáu poles bayures relatives tantu d'elementos llixeros —carbonu, oxíxenu, siliciu, azufre y sodiu— como d'elementos pesaos —cromu, manganesu, cobre, itriu y bariu—, con valores bien cercanos a les solares.

Envalórase que son menos del 2% les estrelles de nuesa galaxa que tienen carauterístiques bien similares al Sol. La mayor parte de los científicos consideren que la perspeutiva d'atopar planetes habitables nun ximielgu solar ye mayor que n'otres estrelles. Hasta'l momentu, nun hai planetes conocíos alredor de HD 98618, lo cual puede ser positivu una y bones los planetes más fáciles de detectar son planetes xigantes bien próximos a la estrella, y la gravedá d'un planeta asina podría esbaratar la órbita d'un planeta terrestre. 18 Scorpii, 37 Geminorum o Asterion (β Canum Venaticorum) son otros exemplos de ximielgos solares.

## Ver tamién
* 18 Scorpii
* 37 Geminorum
* Asterion (β Canum Venaticorum)

## Referencies
HD 93250

**HD 93250** (HIP 52558 / SAO 238423 / GC 14791) ye una estrella na constelación de Carina de magnitú aparente +7,50. Asitiada a unos 7500 años lluz del Sistema Solar, alcuéntrase na Nebulosa de Carina (NGC 3372) dientro del cúmulu estelar Trumpler 16.

HD 93250 ye una estrella azul de tipu espectral O3.5V. Con una masa averada ente 83,3 y 118 mases solares, ta considerada una de les estrelles más masives qu'esisten, comparable a η Carinae o a les componentes de HD 93129. Ye una estrella estraordinariamente caliente, con una temperatura efectivo cercana a los 45.000 K.
Tien un diámetru ente 15,9 y 19,9 vegaes más grande que'l diámetru solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá proyeutada de 107 km/s.
Entá siendo 1 millón de vegaes más lluminosa que'l Sol, piénsase que HD 93250 inda nun abandonó la secuencia principal, esto ye, sigue fundiendo hidróxenu nel so nucleu.
Como otres estrelles asemeyaes, pierde masa a un ritmu bien eleváu; según la fonte consultada ésta perda se cuantifica ente 3,45 × 10-6 y 5,42 × 10-7 vegaes la masa solar per añu.

HD 93250 nun amuesa variaciones fotométriques nin na so velocidá radial, polo que ye considerada una estrella sola ensin nenguna compañera estelar. Sicasí, reparóse emisión de radio non térmica, carauterística xeneralmente considerada como evidencia del choque de vientos estelares en estrelles binaries de tipu O. 

## Ver tamién
* Llista de les estrelles más lluminoses
* Llista de les estrelles más masives

## Referencies

## Enllaces esternos
* El catálogu d'estrelles O
HE 0437-5439

**HE 0437-5439** (HVS3) ye una estrella fuxitiva na constelación austral de Doráu que s'atopa a unos 200.000 años lluz de distancia del Sistema Solar. Afayóse en 2005 col telescopiu Kueyen de 8,2 m que forma parte del proyeutu VLT (*Very Large Telescope* n'inglés) del ESO.

HE 0437-5439 ye una estrella azul de la secuencia principal con una masa nueve veces mayor que la masa solar y una edá envalorada de namái 30 millones d'años. Alcuéntrase nel halo galácticu, lo que ye sorprendente nuna estrella tan nueva, una y bones les estrelles de halo suelen tar ente les más vieyes de la galaxa. Pero lo realmente notable ye que s'alloña de nós a la estraordinaria velocidá de 723 km/s, una velocidá tal que va escapar de l'atraición gravitatoria de la Vía Lláctea.

Primeramente plantegóse qu'esta aceleración tan enorme pudo ser causada pola aición del furacu prietu supermasivu del centru de la nuesa galaxa sobre un sistema estelar binariu —una de les estrelles cai al furacu prietu ente que la otra ye expelida—, pero la edá de la estrella ye insuficiente pa viaxar dende ellí hasta la so posición actual. Otra interpretación provién de la so posición nel espaciu, al tar más cerca de la Gran Nube de Magallanes que de nuesa mesma galaxa. La esplicación puede ser que l'aceleración causar un furacu prietu supermasivu esistente na Gran Nube de Magallanes, hasta agora desconocíu, dende onde sigo podría llegar HE 0437-5439 mientres la so curtia vida.

Sicasí, un estudiu publicáu en 2010 y realizáu con ayuda del Telescopiu espacial Hubble refuga qu'HE 0437-5439 venga de la Gran Nube de Magallanes y, nel so llugar, paez nacer nel centru de la nuesa galaxa. El so eyección tuvo llugar hai 100 millones d'años, de lo que se deduz pola so mocedá que ye una «estrella arrezagada azul» remocicada tres la fusión de dos estrelles previes.

Acordies con dicha investigación, pudo haber dos estrelles y dos furacos prietos, o bien un sistema estelar triple con dos estrelles nuna órbita bien cercana y otra más distante xirando alredor d'éstes. Nesti postreru supuestu, la estrella más distante averóse demasiáu al furacu prietu supermasivu del centru galácticu y foi espulsada de la so órbita, siendo absorbida pel furacu prietu, lo que daría a les otres dos velocidá abonda p'abandonar la Vía Lláctea. Nos millones d'años trescurríos de magar, la evolución estelar prosiguiría, y la estrella más grande acabaría por absorber a la más pequeña formándose l'arrezagada azul que vemos agora.

## Referencies
HE 1327-2326

**HE 1327-2326** (SPM3.2 4266486) ye una estrella na constelación d'Hidra de magnitú aparente +13,15. Ta a una distancia máxima de 4000 años lluz del Sistema Solar. Descubierta en 2005, ye la estrella conocida con menor bayura relativa de fierro.

HE 1327-2326 ye una estrella subxigante o de la secuencia principal, catalogada na base de datos SIMBAD como estrella de carbonu. La presencia de llinies CH nel so espectru son carauterístiques d'una estrella CH.

HE 1327-2326, con una edá envalorada de más de 12.000 millones d'años, ye la estrella conocida más antigua de la Vía Lláctea.
Piénsase qu'esta reliquia cósmica pue tar en gran midida formada por elementos creaos nel gas caliente qu'esistió apenes 15 minutos dempués del Big Bang.
Ye un miembru de la Población estelar II, con una rellación ente fierro y hidróxenu ([Fe/H]) de -5,6. Dichu valor supón un conteníu de fierro 300.000 vegaes menor que nel Sol. El so conteníu de carbonu, bien alto en rellación al de fierro, ye aproximao una décima parte de la solar, [C/H] = -1,0. Coles mesmes, tratándose d'una estrella tan antigua, presenta una inesperada baxa bayura de litiu y una sobreabundancia d'estronciu. Una posible esplicación ye qu'HE1327-2326 seya un sistema binariu; si la hipotética acompañante evolucionara enantes, sintetizaría metales más pesaos —incluyíu'l estronciu— que darréu, al desfacer de les sos capes esteriores, contaminaríen a HE 1327-2326.

## Ver tamién
* HE 0107-5240

## Referencies
HE 1523-0901

La estrella más antigua del universu afayada hasta 2007. Alcuéntrase allugada na Vía Lláctea a 7.500 años lluz de la Tierra. estableciéndose en 13,2 mil millones d'años, que ye casi la edá mesma del universu (13,7 mil millones d'años). 

El descubrimientu foi publicáu'l 10 de mayu de 2007 na revista *[[Lalein'news]]* por Anna Frebel y otros 

## Carauterístiques
La estrella ye parte del catálogu Hamburg/ESO Survey.

Determinóse que la estrella tien una antigüedá de 13.200 millones d'años, apenes 500 millones d'años menos que l'orixe del universu (13.700).

La estrella ta allugada a 7.500 años lluz de la tierra, na mesma galaxa na que s'atopa la Tierra, la Vía Lláctea, y puede ser vista con un telescopiu aficionáu. Ta allugada na zona de la constelación de Llibra.

Foi la primer estrella que la so edá foi determinada por perda de radioactividá de los sos elementos (uraniu y toriu), rellacionándolos cola midida de dellos elementos de Captura neutrónica.

Considérase un fósil galácticu.

## Referencies

## Enllaces esternos
Hen 3-759

**Hen 3-759** (TYC 8978-4440-1 / GSC 08978-04440) ye una estrella de magnitú aparente +11,3 na constelación de la Cruz del Sur.

## Carauterístiques
Hen 3-759 foi catalogada primeramente como una estrella de Wolf-Rayet, magar la intensidá y nitidez de ciertes llinies del so espectru favorecíen la so clasificación como estrella de tipu Of.
Per otra parte, el so espectroscopia nel ultravioleta suxería un tipu B-tempranu, polo qu'un catálogu fotométricu del hemisferiu sur foi-y asignáu'l tipu Be.
Anguaño Hen 3-759 ye considerada una superxigante azul de tipu espectral O8Iaf, asemeyáu a HD 151804.
Formaría parte del raru subgrupu d'estrelles Of en que'l so espectru apaez la llinia d'emisión H*β*, implicando unes condiciones de perda de masa estremes.

Hen 3-759 tien una temperatura efectivo de 30.500 K y la so lluminosidá equival a casi 800.000 vegaes la lluminosidá solar.
Tien un diámetru 32,1 vegaes más grande que'l diámetru solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 100 km/s.
Piénsase que la so masa inicial yera de 60 mases solares pero, yá que pierde masa estelar a razón de 10-5,17 mases solares per añu, la so masa actual envalórase 40 vegaes mayor que la del Sol.
La so edá ta entendida ente los 2700 y 3900 millones d'años, dependiendo del modelu evolutivu consideráu.

## Situación y distancia
Hen 3-759 alcuéntrase a 6500 ± 1600 pársecs (21.190 años lluz) del Sistema Solar, nun brazu de la galaxa llamáu «Saxitariu-Carina», cerca del círculu solar aproximao a 7500 pársecs del centru galácticu.
Nun mora en nengún cúmulu estelar nin asociación OB, lo que ye interesáu pa una estrella tan masiva.
Al nun tener una alta velocidá radial, cabría esperar que tuviera cerca del so cúmulu natal, que tendría de tener una masa mínimo de 6000 mases solares.
Una esplicación alternativa ye qu'estrelles tan masives como ésta tamién puedan formase en cúmulos de relativamente baxa masa; un cúmulu d'estes carauterístiques puede ser malo d'identificar a la distancia a la que s'atopa Hen 3-759.

## Ver tamién
* Llista de les estrelles más lluminoses
* Llista de les estrelles más masives

## Referencies
Heze

**Heze** ye'l nome de la estrella ζ Virginis (ζ Vir / 79 Virginis), de magnitú aparente +3,37. Ye la cuarta estrella más brillosa de la constelación de Virgu, dempués d'Espiga (α Virginis), Porrima (γ Virginis) y Vindemiatrix (ε Virginis). Desconozse l'orixe del so nome.

Heze ta asitiada mui cerca del ecuador celeste, apenes mediu grau al sur y, xunto a α Sextantis, ye una referencia útil p'alcontralo.

## Carauterístiques
Heze ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A3V que s'atopa a 73 años lluz del Sistema Solar. La so temperatura superficial de 8400 K y la so lluminosidá, 18 vegaes mayor que la del Sol, dexen envalorar la so masa y radio. La so masa ye 1,9 vegaes mayor que la masa solar y el so radiu ye'l doble que'l radiu solar. Tien una edá averada de 510 millones d'años, lo que supón que percorrió'l 54% del so trayeutu dientro de la secuencia principal.
Con una velocidá de rotación nel so ecuador de siquier 222 km/s, realiza un xiru completu en menos d'un día.
El so conteníu metálico ye sensiblemente inferior a la solar ([Fe/H] = -0,26).

## Compañera estelar
En 2010 afayóse que Heze tien una tenue compañera estelar que'l so rellumu ye unes 7 magnitúes inferior —en banda H— al de la estrella primaria.
Modelos d'evolución estelar dexen envalorar la so masa en 0,17 mases solares.
Asumiendo que dambos oxetos tienen la mesma edá, la so masa suxer que ye una nana colorada de tipu espectral M4V - M7V, lo que foi confirmáu por midíes espectroscópicas.
El semiexe mayor de la órbita ye de, siquier, 24,9 UA y el so periodu orbital ye cimeru a 124 años.
La escentricidá de la órbita ye igual o mayor de 0,16.

## Referencies
HIP 106924

**HIP 106924** (G 231-52 / BD+59 2407 / Ross 659) ye una estrella de magnitú aparente +10,39 asitiada na constelación de Cepheus.
Alcuéntrase a 214 años lluz del Sistema Solar.

A diferencia de la mayor parte de les estrelles de la nuesa redolada, que son estrelles del discu galácticu, HIP 106924 provién del halo galácticu, la rexón del espaciu qu'arrodia la Vía Lláctea.
Les llamaes estrelles del halo exhiben una metalicidá bien baxa ([M/H] ≤ -1,6), según velocidaes de rotación alredor del centru de la galaxa claramente retrógrades.
Polo xeneral, considerar estrelles bien antigües.

La cinemática de HIP 106924 ye distintiva d'una estrella del halo.
El radiu mediu del so órbita galáutica ye de 150,75 kilopársecs, ente que la so máxima distancia respectu al planu galácticu ye de 49,767 kilopársecs.
La escentricidá de dicha órbita (ε = 0,998) indica ensin batura a duldes que ye una visitante ocasional cruciando'l discu galácticu.

El analís elemental de HIP 106924 sigue les pautes atopaes n'otres estrelles del halo. Amuesa una metalicidá desaxeradamente baxa ([Fe/H] = -1,81), equivalente al 1,5% de la que tien el Sol. Dellos elementos como aluminiu, magnesiu o titaniu nun son tan escasos, pero'l manganesu representa un casu estremu, pos el so conteníu apenes algama'l 0,4% del valor solar.

HIP 106924 tien tipu espectral G1, siendo'l so temperatura efectivo de 5370 - 5400 K, más baxa de lo que cabría esperar nuna estrella de discu del so mesmu tipu. La so lluminosidá equival al 32% de la del Sol y tien una masa de 0,47 mases solares.

## Referencies
HD 98800

**HD 98800** (TV Crateris / TV Crt / TWA 4) ye un sistema estelar múltiple de magnitú aparente +9,11. Alcuéntrase naconstelación de Crater a aproximao 150 años lluz de distancia, y pertenez a l'Asociación estelar de TW Hydrae. La edá de HD 98800 envalórase nunos 10 millones d'años. 

## Sistema estelar

El sistema consiste en cuatro estrelles T Tauri de tipu espectral K que formen dos sistemes binarios, denominaos **HD 98800 A** y **HD 98800 B**, dixebraos ente sí 50 UA. Alredor de HD 98800 B afayóse un discu protoplanetariu, ente que paez nun esistir un discu similar en redol al otru par estelar.

## HD 98800 B

### Discu protoplanetariu

Cola ayuda del Telescopiu Espacial Spitzer afayóse que'l discu consiste en dos zones estremaes. Una cinturón esterior estiéndese a unes 5,9 UA del centru del sistema, casi la mesma distancia qu'hai ente Xúpiter y el Sol. Los científicos suponen qu'esta cinturón ta formáu por cometes y asteroides. Una cinturón interior alcuéntrase a una distancia ente 1,5 y 2 UA del centru de mases y piénsase que probablemente ta formáu por pequeñu granos.

### Posible planeta

Anque la división del discu protoplanetariu davezu débese a la formación de planetes estrasolares, nesti casu l'acción gravitatoria del vecín HD 98800 A fai que les partícules de polvu tean suxetes a fuercies complexes que varien a lo llargo del tiempu, polo que la esistencia d'un planeta estrasolar ye especulativa. El polvu xeneráu pol choque d'oxetos predresos na cinturón esterior tendría d'emigrar escontra el cinturón interna. Sicasí, nel casu de HD 98800 B, les partícules de polvu nun enllenen uniformemente'l discu internu según esperar, lo que puede debese a la esistencia de planetes o bien a la influencia gravitatoria qu'exerz l'otru par estelar dende la distancia de 50 UA.

## Referencies


* TV Crateris (SIMBAD)
*  
* Planets with Four Parents? Spitzer Finds Evidence for Strange Stellar Family (NASA)
HE 0107-5240

**HE 0107-5240** (2MASS J01092916-5224341) ye una estrella na constelación de Fénix de magnitú aparente +15,17. Ye una estrella bien alloñada del Sistema Solar, tando asitiada a unos 36.000 años lluz. Descubierta en 2002 mientres un sondéu de la Universidá de Hamburgu/ESO, ye una de les estrelles conocíes con menor conteníu metálico.

## Carauterístiques físiques

HE 0107-5240 ye una estrella xigante del halo galácticu con una temperatura efectivo de 5100 ± 150 K.
Considérase que pue ser una estrella post-AGB de la Población estelar II —similar a ciertos tipos d'estrelles RV Tauri— con una masa de 0,8 mases solares.
El so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos que'l heliu nuna estrella— ye de namái 1/200.000 de la que tien el Sol ([Fe/H] = -5,2 ± 0,2).
Ye una de les estrelles más antigües descubiertes hasta la fecha y piénsase que la so edá puede ser d'unos 13.000 millones d'años, envalorándose que se formaría unos 200 millones d'años dempués del Big Bang.

## Conteníu metálico

Piénsase qu'HE 0107-5240 ye una estrella de carbonu que creó'l so propiu 12C por fusión nuclear d'heliu y subsiguiente amiestu del material procesáu, presumiblemente nun flax d'heliu mientres el so pasu pola caña asintótica xigante (RAG). 
Otra posible esplicación ye que'l carbonu provenga d'una compañera más masiva, güei convertida en nana blanca, que nel pasáu evolucionó nuna estrella de carbonu.
Les relatives sobrebundancias de carbonu y oxíxenu, y posiblemente sodiu, d'HE 0107-5240, pueden esplicase por tresferencia de masa dende una compañera mientres la so fase RAG; esti escenariu de tresferencia de masa foi propuestu como la esplicación probable pa les llamaes estrelles CH probes en metales.
Sicasí, nun se repararon variaciones na velocidá radial d'HE 0107-5240 indicatives de la presencia d'esta acompañante.

Puesto que HE 0107-5240 tien pequeñes cantidaes d'elementos más pesaos, nun pertenez a la primer xeneración d'estrelles, la hipotética Población III.
Anque dellos estudios suxeren qu'esta población taba formada por estrelles bien masives d'hasta 1000 mases solares, otres investigaciones indiquen qu'ente estes estrelles había oxetos de baxa masa, comparable a la del Sol; les más masives habríen desparecido nunes decenes de millones d'años, pero les menos masives podríen ser observables na actualidá.
Estes estrelles primixenies convirtieron l'hidróxenu, heliu y litiu formaos nel Big Bang n'elementos más pesaos como carbonu, oxíxenu y distintos metales.

HE 0107-5240 probablemente formóse a partir d'una nube de gas con una bayura metálica correspondiente a [Fe/H] ≈ -5,3.
La bayura d'elementos más pesaos que'l magnesiu concuerda con una estrella de 20 - 25 mases solares qu'esplotó como una supernova de tipu II, indicando que la nube de gas a partir de la cual formóse HE 0107-5240 podría ser arriquecida por esta supernova.
Otra posible esplicación ye que se formara a partir d'una nube de gas de metalicidá cero, proviniendo'l so actual conteníu metálico de los repitíos tránsitos al traviés del discu galácticu.

## Ver tamién
* HE 1327-2326

## Referencies
HIP 112312

**HIP 112312** ye una estrella binaria encuadrada na constelación del Pez Austral a 76 años lluz del Sistema Solar.
Ta compuesta por dos estrelles variables, **WW Piscis Austrini**, de magnitú aparente +12,10, y **TX Piscis Austrini**, de magnitú +13,36. La separación visual ente dambes ye de 35,5 segundos d'arcu.

## WW Piscis Austrini
**WW Piscis Austrini** (WW PsA) ye una estrella presecuencia principal —implicando que ta na fase evolutiva previa a la so entrada na secuencia principal— de tipu espectral M4IVe.
Tien una temperatura superficial de 3391 K —3150 K según otru estudiu— y ye bien pocu lluminosa en comparanza al Sol, siendo la so lluminosidá equivalente al 7,5% de la lluminosidá solar.
Magar que la so masa apenes algama'l 31% de la masa solar, el so radiu ye igual al del Sol, consecuencia del so tempranu estáu evolutivu.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 12,1 km/s, siendo el so periodu de rotación de 2,37 díes.

WW Piscis Austrini ye una variable BY Draconis amás d'una estrella acandilante.
Les estrelles acandilantes despiden fogarales que traen un aumentu sópitu ya impredicible na so lluminosidá, medría que tien llugar en tol espectru electromagnéticu, dende rayos X a ondes de radio.
Diches erupciones tienen ente unos minutos y unes poques hores de duración.
UV Ceti, EV Lacertae o la conocida Proxima Centauri son estrelles d'esti tipu.
L'amplitú de la variación de rellumu de WW Piscis Austrini ye de 0,35 magnitúes.

## TX Piscis Austrini
**TX Piscis Austrini** (TX PsA) ye, igualmente, una estrella presecuencia principal colorada pero de tipu espectral M5IVe.
Tien una temperatura superficial de 3316 K —3000 K según otru estudiu— y la so lluminosidá ye la metá de la del so acompañante, igual al 3,2% de la lluminosidá solar.
La so masa ye igual al 17% de la masa solar y el so radiu ye en redol a un 20% más pequeñu que'l de WW Piscis Austrini.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de 17 km/s.

TX Piscis Austrini ye coles mesmes una estrella acandilante que'l so rellumu varia 0,04 magnitúes.

## Pertenencia a l'Asociación estelar de Beta Pictoris
El sistema forma parte de l'Asociación estelar de Beta Pictoris, que la so edá averada ye de namái 10 o 12 millones d'años.
Amás de β Pictoris, que da nome a l'asociación, otros miembros de la mesma son AU Microscopii, AT Microscopii y V1005 Orionis.

## Ver tamién
*Llista d'estrelles variables

## Referencies
HIP 14810

**HIP 14810** ye una estrella na constelación d'Aries.
De magnitú aparente +8,50, alcuéntrase 1º22' al norte de la brillosa Botein (δ Arietis).
Alcuéntrase a 170 años lluz del Sistema Solar.
Conozse la esistencia de trés planetes estrasolares orbitando en redol a esta estrella.

## Carauterístiques físiques
HIP 14810 ye una nana mariella de tipu espectral G5V.
Daqué más fría que'l Sol, tien una temperatura efectivo de 5501 ± 38 K.
La so masa apenes ye un 5% inferior a la masa solar y ye una estrella antigua que la so edá se cidra ente 7200 y 7770 millones d'años.
Tien un radiu igual al del Sol y xira con una velocidá de rotación proyeutada de 1,5 km/s.

Tocantes a la so composición química, HD 14810 ye una estrella rica en metales, siendo la so bayura relativa de fierro el doble la del Sol ([Fe/H] = +0,30).
Tolos elementos evaluaos son igualmente sobreabundantes, destacando los elevaos niveles de cobaltu y escandiu; esti últimu metal ye 3,5 vegaes más abondosa que nel Sol.
Pela so parte, el so conteníu de litiu ye comparable a la solar.

## Sistema planetariu
En órbita alredor de HIP 14810 hai tres planetes confirmaos.
El descubrimientu de los dos planetes interiores, denominaos HIP 14810 b y HIP 14810 c, foi publicáu en 2007.
El descubrimientu del tercer planeta, HIP 14810 d, foi anunciáu en 2009, xunto a una revisión de los parámetros orbitales del planeta c.

## Ver tamién
* Llista de planetes estrasolares

## Referencies
HIP 57050

**HIP 57050** (GJ 1148 / LHS 3257 / G 122-40 / Ross 1003) ye una estrella de magnitú aparente +11,88.
Alcuéntrase na constelación del sietestrellu a pocu más de 1º grau al sur de 59 Ursae Majoris. Dende 2010 conozse la esistencia d'un planeta estrasolar n'órbita alredor d'esta estrella.

HIP 57050 ye una nana colorada de tipu espectral M4V con una una temperatura efectivo de 3190 K.
De carauterístiques asemeyaes a les de la Estrella de Barnard o Ross 128, relluma con una lluminosidá bolométrica —en tol espectru electromagnéticu— equivalente al 1,5% de la lluminosidá solar.
Tien una masa envalorada de 0,34 ± 0,03 mases solares.
Con un radiu aproximao igual al 40% del radiu solar, el so periodu de rotación ye de 98 díes.
Tien una metalicidá del orde de dos veces la del Sol ([Fe/H] = +0,32 ± 0,06), tando ente les más altes de la redolada solar inmediatu.

HIP 57050 ta asitiada a 35,9 años lluz del Sistema Solar y a 6,9 años lluz de Groombridge 1830 y 61 Ursae Majoris.
Al igual que Gliese 832, Gliese 849 y Gliese 581 —ésta última con seis planetes— ye una nana colorada qu'alluga un sistema planetariu.

## Sistema planetariu

En 2010 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta en redol a HIP 57050, denomináu HIP 57050 b o G 122-40 b, que la so masa ye similar a la de Saturnu.
La separación media cola estrella ye de 0,16 UA, siendo la órbita notablemente escéntrica (ε = 0,31).
Dicha órbita cai dientro de la zona habitable de HIP 57050, siendo la temperatura envalorada del planeta d'aproximao 230 K.

## Ver tamién
* Llista de planetes estrasolares

## Referencies
HIP 79431

**HIP 79431** (LP 804-27 / NLTT 42226) ye una estrella na constelación del Escorpión, visualmente a 30 minutos d'arcu de ν Scorpii.
Bien tenue, tien magnitú aparente +11,34, polo que nun resulta visible a simple vista.
En 2010 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar n'órbita alredor d'esta estrella.

HIP 79431 ye una nana colorada de tipu espectral M3V con una temperatura superficial de 3191 ± 100 K.
Les sos carauterístiques físiques son bien similares a les de Struve 2398 A, Gliese 687 o Gliese 832, pero HIP 79431 alcuéntrase a 49 años lluz de Sistema Solar, muncho más alloñada que cualesquier de les estrelles anteriores.
La so masa envalorada ye de 0,49 mases solares y la so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos que'l heliu— ye mayor que nel Sol ([Fe/H] = +0,4 ± 0,1).
Nun amuesa una actividá cromosférica especialmente alta.

## Sistema planetariu

El planeta, llamáu HIP 79431 b, tien una masa mínimo 2,1 vegaes mayor que la masa de Xúpiter, siendo unu de los planetes estrasolares más masivos descubiertos alredor d'una nana de tipu M.
Anque nun puede refugase totalmente que seya una nana marrón y non un planeta, estadísticamente esiste'l 98,5% de probabilidaes de que la masa de HIP 79431 b tea entendida ente 2,1 y 12 vegaes la masa de Xúpiter.
La separación media al respective de la estrella ye de 0,36 UA y el so periodu orbital ye d'aproximao 112 díes. 

## Ver tamién
* Llista de planetes estrasolares

## Referencies
HK Canis Majoris

**HK Canis Majoris** (HK CMa / 12 Canis Majoris / HD 49333 / HR 2509) ye una estrella variable na constelación del Can Mayor.
Catalogada como variable Alfa2 Canum Venaticorum, el so rellumu bazcuya ente magnitú aparente +6,06 y +6,09 a lo llargo d'un periodu de 2,181 díes.
Alcuéntrase a 665 años lluz de distancia del Sistema Solar.

Anque na base de datos SIMBAD HK Canis Majoris apaez clasificada como xigante de tipu espectral B7II/III, otros estudios considerar una estrella de tipu B5V de namái 18,6 millones d'años d'edá, lo que correspuende al 16% de la so vida como estrella de la secuencia principal.
Ye una estrella químicamente peculiar, que presenta sobreabundancia de siliciu pero emprobecimientu d'heliu.
Al igual qu'otres estrelles análogues, tien un intensu campu magnéticu efectivu  que, nel so casu, algama los 618 G.
La so temperatura efectivo foi envalorada ente 15.205 y 16.443 K, consecuencia de la dificultá d'evaluar esti parámetru nesta clase d'estrelles.
Con un radiu 2,7 vegaes más grande que'l radiu solar, el so periodu de rotación ye de 2,18 díes.
Relluma con una lluminosidá 340 vegaes mayor que la del Sol y ye 4,3 vegaes más masiva qu'ésti.

## Referencies
HN Pegasi

**HN Pegasi** (HN Peg / HD 206860 / HR 8314) ye una estrella de magnitú aparente +6,00 asitiada na constelación de Pegasu, al norte d'Enif (ε Pegasi), oeste de Markab (α Pegasi) y suroeste de Scheat (β Pegasi) y Matar (η Pegasi). Alcuéntrase a 60 años lluz del Sistema Solar.

HN Pegasi ye nana mariella de tipu espectral G0V. De masa práuticamente igual a la del Sol, tien un diámetru equivalente al 94% del diámetru solar y una lluminosidá un 20% mayor que la lluminosidá solar. Paez ser una estrella nueva con una edá averada de 300 millones d'años ya inda xira sobre sigo mesma rápido, con un periodu de rotación de 4,67 - 5,5 díes. La so bayura relativa de fierro ye un 76% menor que la esistente nel Sol. Dada la so mocedá, nun ye sorprendente que seya una estrella activa, tando catalogada como variable BY Draconis.

HN Pegasi alcuéntrase arrodiada por un discu circumestelar de polvu detectáu pol Telescopiu espacial Spitzer. Esti discu ta centráu a unes 6,6 UA de la estrella y puede tener una temperatura averada de 124 K.

Dende 2006 conozse la esistencia d'una nana marrón de tipu espectral L, denomada **HN Pegasi B**, reparada direutamente cola Infrared Array Camera (IRAC) del Telescopiu espacial Spitzer.
La comparanza ente la so lluminosidá y los valores predichos por modelos evolutivos teóricos suxer que la masa d'esti oxetu ye de 0,021 ± 0,009 mases solares, o aproximao 20 vegaes la masa de Xúpiter. L'oxetu ta a una distancia proyeutada de la estrella d'aproximao 795 UA, siendo una de les nanes marrones de metanu menos masives y más nuevos.

## Referencies
Hodge 301

**Hodge 301** ye un cúmulu d'estrelles visible nel hemisferiu sur de la Tierra, que s'atopa a 168.000 años lluz de distancia. Ta allugáu nuna de les galaxes satélites de la Vía Lláctea: La Gran Nube de Magallanes.

Hodge 301, xunto col cúmulu estelar R136, ye unu de los mayores cúmulos estelares asitiaos na Nebulosa de la Tarántula y ta compuestu por estrelles superxigantes azules. Esti cúmulu de 40 estrelles pudo ser creáu pola esplosión d'una supernova.

## Referencies

## Enllaces esternos
Homam

**Homam** (ζ Pegasi / ζ Peg / 42 Pegasi) ye una estrella de magnitú aparente +3,40 en constelación de Pegasu. El so nome, escritu tamién como **Homan** o **Humam**, ye d'orixe árabe; esta estrella y ξ Pegasi yeren conocíes polos antiguos árabes como «les estrelles de la suerte del héroe». 

Homam ye una estrella blancu-azulada de tipu B8V distante 209 años lluz del Sistema Solar. Con una temperatura superficial de 11.190 K, ye 227 vegaes más lluminosa que'l Sol. Tien un radiu 4 vegaes más grande que'l radiu solar y una masa entendida ente 3,3 y 3,5 mases solares, lo que concuerda más con una subxigante que con una estrella de la secuencia principal. La so edá envalórase en 260 millones d'años. Como otres estrelles B, tien una metalicidá inferior a la solar, aproximao'l 40% de la mesma. La so velocidá de rotación ye de siquier 140 km/s, dando llugar a un periodu de rotación igual o inferior a 1,4 díes.
Ye una estrella variable pulsante lenta —asemeyada a 53 Persei— que'l so rellumu amuesa una pequeña oscilación de 0,00049 magnitúes nun periodu de 22,95 hores.

Piénsase que Homam forma un sistema binariu con una estrella de magnitú 11 visualmente a 177 segundos d'arcu. L'acompañante ye una nana naranxa de tipu K6 dixebrada siquier 11.000 UA de la estrella principal. Una tercer estrella a 61 segundos d'arcu de Homam paez nun tar físicamente rellacionada con ella.

## Referencies

* Homam (SIMBAD)
* Homam (Stars, Jim Kaler)
HP Bootis

**HP Bootis** (HP Boo / HD 130948 / HR 5534 / GJ 564) ye una estrella de magnitú aparente +5,88 asitiada na constelación de Boötes, el pastor de gües.
Dos nanes marrones orbiten alredor d'esta estrella, asitiada a 59,3 años lluz del Sistema Solar.

HP Bootis ye una nana mariella de tipu espectral G2V con una temperatura superficial de 5943 K.
D'igual tamañu que'l Sol, tien una masa un 35% mayor que la masa solar y relluma con una lluminosidá un 20% mayor que la lluminosidá solar.
Estudios d'actividá cromosférica y xirocronoloxía indiquen que ye una estrella nueva con una edá averada de 790 millones d'años.
En comparanza al Sol, esta nueva análoga solar amuesa una alta velocidá de rotacion igual o superior a 6,00 km/s, con un periodu de rotación de 7,84 díes —el Sol emplega aproximao 26 díes en completar un xiru—.
Al ser una estrella cromosféricamente activa, ta catalogada como variable BY Draconis.
El so metalicidá paez ser llixeramente inferior a la esistente nel Sol ([Fe/H] = -0,04).

## Binaria de nanes marrones

A 2,6 segundos d'arcu de HP Bootis alcuéntrase un sistema binariu formáu por dos nanes marrones de tipu espectral L4, denominaes **HD 130948 B** y **HD 130948 C**; la separación ente estes compañeres subestelares ye <= 0,13 segundos d'arcu.
El periodu orbital d'esta binaria ye de 9,9 díes y la so masa conxunto 0,109 ± 0,02 mases solares.
D'alcuerdu a distintos modelos evolutivos la masa de caúna d'elles sería llixeramente cimera a 0,05 mases solares y tendríen un diámetru en redol al 10% del diámetru solar.
Dambos oxetos son bien paecíos, con una temperatura de 2000 K.

## Referencies
HR 285

**HR 285** (HD 5848 / SAO 181 / HIP 5372) ye una estrella de magnitú aparente +4,24 na constelación de Cepheus, alcontrada aproximao en posición opuesta a Polaris (α Ursae Minoris) respectu al polu norte celeste.
Cuando nel sieglu XVIII asignáronse los númberos de Flamsteed encuadrar na constelación de la Osa Menor, recibiendo'l nome de **2 Ursae Minoris**; sicasí, coles llendes modernes de les constelaciones establecíos na década de 1920, la estrella quedó finalmente integrada dientro de Cepheus.

Asitiada a 313 años lluz de distancia, HR 285 ye una xigante naranxa lluminosa de tipu espectral K2II-III. Tien una temperatura de 4400 K, con una lluminosidá 273 vegaes mayor que la lluminosidá solar. Como xigante que ye, tien un diámetru 29 vegaes mayor que'l diámetru solar, comparable al de Dubhe A (α Ursae Majoris A) o al d'Izar A (ε Bootis A). A diferencia d'éstes, HR 285 nun paez tener nenguna compañera estelar. El so conteníu metálico ye similar al esistente nel Sol y amuesa una velocidá de rotación proyeutada de 1 ~ km/s, implicando un periodu de rotación igual o inferior a 4 años. Con una masa de 3 mases solares, nel so interior, escosáu yá'l hidróxenu, tien llugar la fusión nuclear d'heliu formando carbonu y oxíxenu.

## Referencies

* HD 5848 - Star (SIMBAD)
* 2 Ursae Minoris (Stars, Jim Kaler)