open-index/open-wikipedia-markdown huggingface dataset:
AN Columbae

**AN Columbae** (AN Col / HD&nbsp;35165) ye una estrella de la constelación de Columba de magnitú aparente +6,06.
Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos (2,27 ± 0,55 milisegundos d'arcu), a 1440 años lluz de distancia del Sistema Solar.

AN Columbae ye una subxigante blancu-azulada de tipu espectral B5IVnpe.
La so temperatura efectivo ye de 21.500 K y la so lluminosidá bolométrica —en toles llonxitúes d'onda— ye 7950 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Xira sobre sigo mesma bien apriesa, siendo'l so velocidá de rotación proyeutada de 350 ± 30 km/s.
La so masa ye de 8,9 mases solares, polo que ta cuasi na llende percima del cual les estrelles rematen la so vida españando violentamente en forma de supernova.
Tien una edá averada de 22 millones d'años.

AN Columbae ye, amás, una estrella variable que'l so rellumu varia ente magnitú +6,03 y +6,11.
Catalogada como estrella Be —Merope (23 Tauri) o φ Andromedae A son dos estrelles Be asemeyaes—, tamién foi catalogada como una «estrella con envoltura» clásica.

## Referencies
Alula Borealis

**Alula Borealis** (ν *Ursae Majoris* / ν *UMa* / 54 *Ursae Majoris*) ye una estrella na constelación del sietestrellu de magnitú aparente +3,49. La pallabra *Alula* remanez d'una fras árabe que significa «el primer saltu», ente que la pallabra *Borealis* fai referencia a la so posición al norte al respective d'Alula Australis (ξ *Ursae Majoris*). 
Esta estrella ye medianamente bona d'acolumbrar a la llende del norte dende l'hemisferiu sur nel mes d'abril.

A una distancia de 421 años lluz, Alula Borealis ye una estrella binaria que la so estrella principal, **Alula Borealis A**, ye una xigante naranxa de tipu espectral K3III con una temperatura superficial de 4100 K. Con una lluminosidá 1355 vegaes superior a la del Sol, el so radiu ye equivalente a 66 vegaes el radiu solar, esti últimu valor llográu a partir de la midida direuta del so diámetru angular. La so masa envalórase cuatro vegaes mayor que la masa solar.

Visualmente a 7,4 segundos d'arcu alcuéntrase **Alula Borealis B**, una estrella de magnitú +10,1; la so separtación con Alula Borealis A caltúvose cuasi constante mientres los postreros 175 años, lo qu'implica una rellación real ente dambes estrelles. Alula Borealis B ye una nana mariella de tipu G1V que la so lluminosidá ye un 30% mayor que la del Sol y que tien una masa llixeramente mayor que la d'ésti. La so separtación con Alula Borealis A ye de siquier 950 UA.

## Referencies

* Aula Borealis (SIMBAD)
* Alula Borealis (Stars, Jim Kaler)
Ancha

**Ancha** (θ Aquarii / θ Aqr / 43 Aquarii), ye una estrella na constelación d'Acuariu asitiada a 191 años lluz del Sistema Solar.

## Nome
El términu **Ancha**, «cadril» nel llatín medieval, tien el so orixe na posición que la estrella ocupaba na figura d'Acuariu, el portador de l'agua; sicasí, na mayor parte de los atles modernos apaez asitiada na cinturón delantre de la figura.

Per otra parte, según dellos autores, na antigua China recibía'l nome de **Lei**, «la llárima».

## Carauterístiques
Ancha ye una xigante mariella de tipu espectral G8III con una temperatura efectivo de 4909 K.
Tien un diámetru 15,4 vegaes más grande que'l del Sol, cifra calculada a partir de la midida direuta del so diámetru angular —1,85 milisegundos d'arcu—.
De magnitú aparente +4,17, la so lluminosidá ye 83 vegaes mayor que la lluminosidá solar.

Ancha tien una metalicidá daqué mayor que la del Sol ([Fe/H] = +0,10), siendo la so bayura relativa de fierro un 25% mayor que la d'ésti.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 3,94&nbsp;km/s.
Tien una masa envalorada de 2,8 mases solares y paez tener una edá entendida ente 440 y 580 millones d'años.

## Referencies
Anser (estrella)

**Anser** ye'l nome de la estrella **α Vulpeculae** (α Vul / 6 Vulpeculae / HD 183439), la más brillosa de la constelación de Vulpecula —la rapiega— con magnitú aparente +4,44. El so nome, proveniente del nome tradicional de la constelación en llatín *Vulpecula cum Ansere*, fai referencia al gansu (*Anser*) que d'antiguo figuraba na constelación xunto a la rapiega. **Llucida Anseris** ye otru nome utilizáu pa designar a esta estrella.

Anser ye una xigante colorada de tipu espectral M0III con una temperatura superficial de 3850 K. D'un tamañu 53 vegaes mayor que'l radiu solar —valor llográu a partir de la midida del so diámetru angular—, la so lluminosidá ye equivalente a 390 soles. Un altu conteníu de nitróxenu —casi'l doble que nel Sol— suxer que los subproductos procedentes de la fusión termonuclear d'una capa d'hidróxenu alredor d'un nucleu inerte, tán algamando la superficie. Otra manera, la bayura de metales más pesaos ye baxa, siendo'l so conteníu de fierro equivalente a 2/3 del que tien el Sol. 

Anser forma una estrella doble óptica con 8 Vulpeculae, una xigante naranxa de tipu espectral K0III y magnitú +5,82. Anque visualmente dambes tán dixebraes namái 7 minutos d'arcu, 8 Vupeculae tópase un 60% más alloñada que Anser. Esta postrera alcuéntrase a 297 años lluz de nós.

## Referencies
Anwar al Farkadain

**Anwar al Farkadain** (η Ursae Minoris / η UMi / 21 Ursae Minoris) ye una estrella na constelación boreal de la Osa Menor. De magnitú aparente +4,95, alcuéntrase a 97 años lluz del Sistema Solar. El so nome, d'orixe árabe, significa «el más brillosu de los dos magüetos/tenrales», en contraposición a Alifa al Farkadain, «el más tenue de los dos magüetos», denominación que recibe la estrella ζ Ursae Minoris. Curiosamente Alifa al Farkadain ye más brillosu que Anwar al Farkadain.
Esta postrera ye tamién conocida pol nome de **Alasco**.

Anwar al Farkadain ye una estrella nana blancu-mariella de tipu espectral F5V —non bien distintu del Sol— anque más caliente qu'él, con una temperatura de 6400 K. La so lluminosidá, equivalente a 7,4 soles, ye mayor de lo que cabría esperar pa una estrella del so tipu espectral y temperatura, polo que se piensa que ta próxima a convertise nuna subxigante, esto ye, una estrella que remató la combustión del hidróxenu.
Con un diámetru dos veces mayor que'l del Sol, la so masa envalórase en redol a 1,4 mases solares.

A diferencia del Sol, que la so velocidá de rotación ye de 2 km/s, Anwar al Farkaidan tien una velocidá de rotación enforma mayor, de siquier 76 km/s, emplegando menos de 1,4 díes en completar una vuelta, tiempu enforma menor que'l periodu de rotación solar d'aproximao 27 díes.

## Referencies
AO Canum Venaticorum

**AO Canum Venaticorum** (AO CVn / 20 Canum Venaticorum / HD 115604 / HR 5017) ye una estrella variable de la constelación de Canes Venatici, la cuarta más brillosa de la mesma. Entá teniendo magnitú aparente +4,72 nun tien denominación de Bayer. 

A 286 años lluz de distancia del Sistema Solar, AO Canum Venaticorum ye una xigante blancu-mariella de tipu espectral F3III. Con una temperatura efectivo de 7046 K, ye 88 vegaes más lluminosa que'l Sol. Tien un radiu 5,8 vegaes mayor que'l radiu solar. El so conteníu de fierro ye casi'l doble que'l del Sol. Con una masa de 2,5 mases solares, la so edá envalórase en 600 millones d'años.

Los sos parámetros físicos son similares a la estrella δ Scuti, anque la so lluminosidá ye mayor que la d'ésta. Tamién comparte la so condición de variable pulsante con esta estrella, una y bones AO Canum Venaticorum tamién ye una variable Delta Scuti. L'amplitú de la so variación ye bien pequeña —apenes 0,05 magnitúes—, tando clasificada como una variable Delta Scuti de baxa amplitú. Anque la mayor parte de les estrelles d'esti subtipo son estrelles de la secuencia principal y estrelles de cúmulos abiertos, AO Canum Venaticorum nun axunta nenguna de los dos condiciones. El so periodu d'oscilación ye de namái 2,92 hores.

## Referencies
AO Cassiopeiae

**AO Cassiopeiae** (AO Cas / HD 1337 / HR 65 / HIP 1415) ye una estrella binaria eclipsante na constelación de Cassiopeia de magnitú aparente +6,10. Conocida tamién como **Estrella de Pearce**, alcuéntrase a unos 7000 años lluz de distancia del Sistema Solar.

AO Cassiopeiae ye un sistema estelar doble, notable en dellos aspeutos. De primeres, ye unu de los sistemes más masivos y lluminosos que se conocen. Los dos componentes son estrelles masives del pocu frecuente tipu espectral O, azules y bien calientes. La mayor d'elles tien una masa 32 vegaes mayor que la masa solar, un radiu 23 vegaes más grande que'l radiu solar y una lluminosidá averada de 300.000 soles. La segunda componente, daqué más pequeña, tien una masa de 30 mases solares y un radiu 15 vegaes más grande que'l del Sol.

De segundes, les dos estrelles tán bien próximes ente sigo, completando una órbita alredor del centru de mases común en namái 3,5 díes. La distancia ye tan pequeña que tán bien aburuyaes y les sos superficies práuticamente tóquense, esistiendo intercambiu de materia ente dambes. La so separación ye del orde de 2,5 - 3 vegaes el radiu de la estrella mayor. 

Cuando una de les estrelles empiece a espandise escontra una superxigante colorada, la otra estrella va encloyar la so capa esterior.

## Referencies
Alhena

**Alhena** o **Almeisan** (Gamma&nbsp;Geminorum / γ&nbsp;Gem / 24&nbsp;Geminorum) ye la tercera estrella más brillosa de la constelación de Xéminis. Con magnitú aparente +1,93, ye superada en rellumu por Pólux (β&nbsp;Geminorum) y Cástor (α&nbsp;Geminorum).

## Nome

**Alhena**, procedente del árabe الهنعه Al Han'ah, «la marca del camellu», ye un términu que d'antiguo designaba a delles estrelles asitiaes nel estremu suroeste de l'actual constelación de Xéminis.

**Almeisan**, según les sos variantes **Almisan** y **Almeisam**, provienen del árabe *Al-Maisan*, «la brillosa».

En Babilonia, esta estrella señalaba la décima constelación eclíptica, **Mash-amshu-sha-Ris ū**, «los ximielgos del pastor»; xunto a Tejat Prior (η Geminorum), probablemente yera **Mas-tab-ba-tur-tur**, «los pequeños ximielgos».

## Carauterístiques físiques

Asitiada a 105 años lluz del Sistema Solar, Alhena ye una estrella binaria espectroscópica. La componente visible, **Alhena A**, ye una subxigante blanca de tipu espectral A0IV y temperatura superficial de 9230&nbsp;K.
Ye 160 vegaes más lluminosa que'l Sol y tien una masa de 2,8 mases solares.
El so radiu, calculáu a partir de la midida direuta del so diámetru angular, ye unes cinco veces mayor que'l radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 15 km/s.
Tien una composición química similar a la del Sol.

Alhena ye la estrella más brillosa a la que se-y reparó la tapecimientu por un asteroide, (381) Myrrha, en 1991. Ello dexó conocer que **Alhena&nbsp;B** ye una nana mariella de tipu espectral G y masa similar a la del Sol, 200 vegaes menos lluminosa que la so compañera.
Los dos componentes tópense dixebraes una distancia media de 8,5 UA, y percuerren una órbita escéntrica que rique 12,6 años pa ser completada.

## Referencies
Ankaa

**Ankaa** ye'l nome propiu de la estrella **α Phoenicis**, la estrella más brillosa de la constelación del Fénix. Otros nomes que tamién recibe son *Nair al-Zaurak*, d'orixe árabe, que'l so significáu ye "el rellumu del barcu"; *Cymbae* o *Llucida Cymbae*, traducción llatina de l'anterior frase árabe; o tamién *Cabeza del Fénix*. La so magnitú aparente ye de 2,37 y la so distancia a la Tierra ye d'unos 77 años lluz.

Ankaa ye similar a munches de les estrelles visibles a güeyu nel cielu nocherniegu, siendo una estrella subxigante anaranxada de clase K0 III. Esta clase implica una estrella de tamañu relativamente grande, con una masa d'unes 2,5 mases solares y unos 13 radios solares, amás d'una temperatura superficial de 4.800 K. La so lluminosidá ye de 62 vegaes la del Sol, lo cual facer tener una magnitú absoluta de 0,52.

Na actualidá créese que s'atopa metanes una curtia anque estable fase de consumu de les sos reserves d'heliu del so evolución estelar; sicasí, esta fase nun va ser demasiáu llarga en términos astronómicos primero qu'espulse les sos capes esteriores dando llugar a una nebulosa planetaria y termine asina la so vida como una nana blanca. Ye sabíu que tien una pequeña estrella compañera, polo que resulta ser un sistema binariu, orbitando a 1,7 UA de la estrella principal (una distancia similar a la que dixebra'l Sol de Marte), nun periodu de 10,5 años.

## Ver tamién
* Estrella (náutica)

## Referencies
AP Leonis

**AP Leonis** (AP Leo / HIP 54188 / BD+05 2439) ye un sistema estelar na constelación de Leo de magnitú aparente media +9,32.
Visualmente alcontrar a pocu más de 2º al sur de χ Leonis.
Alcuéntrase a 341 años lluz del Sistema Solar.

## Carauterístiques del sistema
AP Leonis ye una estrella binaria cercana que les sos componentes, al tar mui cerca la una de la otra, comparten les sos capes esteriores de gas.
El grau de «sobrecontautu» ye del 24,9% y foi clasificada ente tipu espectral F8 y G0.

La componente principal tien una temperatura efectivo de 6150 K, anque otru estudiu señala una temperatura 150 K inferior de 6000 K.
La so masa ye un 47% mayor que la masa solar y el so radiu ye un 49% más grande que'l del Sol.
Contribúi col 74% de la lluminosidá conxunta del sistema.
La componente secundaria tien apenes el 30% de la masa del so acompañante (M2/M1 = 0,297), lo qu'equival a 0,44 mases solares.
Con una temperatura de 6201 K, tien un radiu un 13% inferior al radiu solar.
Dambes componentes roten a gran velocidá, unes 100 vegaes más apriesa que'l Sol.
El periodu orbital d'esti sistema binariu ye de 0,4304 díes (10,33 hores).

## Variabilidá
La variabilidá d'AP Leonis afayóse en 1961 por Strohmeier y Knigge.
Darréu catalogada como variable W Ursae Majoris, el rellumu d'AP Leonis fluctúa ente magnitú aparente +9,32 y +9,91.
Constatóse que'l periodu escai a lo llargo del tiempu, siendo esta variación de 1,08&times;10-7 díes per añu.
Esti amenorgamientu atribuyir a dos mecanismos: de primeres, a la tresferencia de masa dende la estrella primaria a la secundaria envalorada en 5,3&times;10-8 mases solares per añu—, y en segundu llugar a la perda de momentu angular por «frenáu» magnéticu.

Coles mesmes, el periodu d'AP Leonis varia nun ciclu de 22,4 años, lo que puede tar causáu pola presencia d'un tercer oxetu nel sistema.
El periodu orbital de dichu oxetu —alredor de la binaria de contautu— sería d'aproximao 22,4 años, magar la escentricidá de la órbita ye incierta. 
La so masa paez ser bien baxa, nun contribúi al total de lluz del sistema y nun esiste evidencia espectroscópica del mesmu; ello llevó a pensar que pueda ser una nana marrón.

## Referencies
Agrupamientu bermeyu

El **agrupamientu bermeyu** () ye una de les fases tardíes de la evolución estelar de les estrelles de masa entemedio (0,5 MSol Sol) y alta metalicidá. Esta fase ta asitiada a la derecha y daqué percima nel diagrama de Hertzsprung-Russell con al respective de la parte central-inferior de la secuencia principal (onde estes estrelles empiecen la so vida), lo qu'implica que son oxetos de baxa temperatura y lluminosidá entemedia. D'ende, que los radios de les estrelles del agrupamientu bermeyu sían enforma mayores que los de les estrelles de la secuencia principal. 

Esti periodu na fase d'una estrella correspuende col quemáu d'heliu nel so nucleu y va precedíu pola fase de xigante colorada (onde se quemar hidróxenu nuna capa alredor d'un nucleu inerte d'heliu). Compárese esto cola fase de secuencia principal, na que se quemar hidróxenu nel nucleu.

Los modelos predicen que les lluminosidaes absolutes de les estrelles del agrupamientu bermeyu son relativamente independientes de la so masa y metalicidá, polo que pueden ser usaes pa envalorar la so distancia. Esti métodu aplícase con frecuencia a cúmulos asitiaos na Vía Lláctea y a oxetos asitiaos en galaxes cercanes.

## Ver tamién
* Evolución estelar
* Estrelles
* Procesu triple-alfa
* Caña horizontal

## Referencies

## Enllaces esternos
AQ Andromedae

**AQ Andromedae** (AQ And / HD 2342 / HIP 2180) ye una estrella variable na constelación d'Andrómeda. Ye una estrella distante, que la so distancia envalorada al Sistema Solar ye de 3300 años lluz.

AQ Andromedae ye una estrella de carbonu de tipu espectral CV5 con una temperatura superficial de 2660 K.
Estes clase d'estrelles esperimenten una perda de masa estelar significativa; AQ Andromedae facer a razón de 4,3 &times; 10-7 mases solares per añu.
La so lluminosidá bolométrica —considerando toles llonxitúes d'onda— ye 9700 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Por aciu interferometría midióse'l so diámetru angular, que, una vegada consideráu'l escurecimientu de llimbu, ye de 4,09 ± 0,80 milisegundos d'arcu.
Ello dexa evaluar el so diámetru real, siendo ésti 450 vegaes más grande que'l diámetru solar, cifra namái averada yá que depende de la distancia a la que s'atope AQ Andromedae.

AQ Andromedae paez tar arrodiada d'una fina envoltura de polvu dixebrada de la estrella.
Diversos modelos envaloren la temperatura del polvu nun rangu entendíu ente 28 y 49 K.
Ello correspuende a una mayor perda de masa nel pasáu —hai unos 19.000 años—, del orde de 152 &times; 10-7 mases solares per añu.
Envalórase que'l ritmu de perda de masa estelar varia cada 2000 - 5000 años.

Catalogada como variable semirregular SRB, el rellumu de AQ Andromedae varia ente magnitú aparente +7,7 y +9,5 nun periodu de 169 díes.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
AQ Puppis

**AQ Puppis** (AQ Pup / HD 65589 / HIP 38965) ye una estrella variable na constelación de Puppis, la popa del Argo Navis. 

AQ Puppis ye una cefeida clásica, al igual que RS Puppis y BN Puppis, tamién nesta mesma constelación. Estes variables son estrelles pulsantes que les sos variaciones son desaxeradamente regulares.
Nel casu d'AQ Puppis, el so rellumu bazcuya ente magnitú aparente +8,08 y +9,39 nun periodu de 30,0980 díes.
De tipu espectral mediu F5Ib, la so temperatura efectivo ye de 5304 ± 104 K.

De gran tamañu, inclusive comparada con otres cefeides, el so radiu ye 150 vegaes más grande que'l radiu solar.
Ye tres veces más grande que η Aquilae o U Sagittarii, dos cefeides cercanes. 
Si ocupara'l llugar del Sol, la so superficie estiéndese hasta la órbita de Venus.
Presenta un conteníu metálico inferior a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,14.
Los niveles d'aluminiu y calciu son tamién más baxos que nel Sol, ente que'l sodiu ye llixeramente más abondosu que na nuesa estrella ([Na/H] = +0,08).

AQ Puppis ye una estrella binaria que la so distancia respectu al Sistema Solar, basada na rellación ente les variaciones de color y del diámetru angular, ye d'aproximao 10.700 años lluz.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
AR Bootis

**AR Bootis** (AR Boo / GSC 01999-00011) ye una estrella variable na constelación de Boötes de magnitú aparente media +12,76.
Alcuéntrase a unos 1150 años lluz del Sistema Solar.

AR Bootis ye una binaria de contautu onde, por cuenta de la so proximidá, les dos estrelles comparten les sos capes esteriores de gas.
El sistema pertenez al subtipo W dientro de les binaries de contautu, onde la estrella primaria, de tipu espectral G9, ye más caliente pero menos masiva que'l so acompañante.
La componente principal, con una masa de 0,35 mases solares y un radiu equivalente al 65% del que tien el Sol, relluma col 32% de la lluminosidá solar.
La secundaria, de tipu K1, tien una masa de 0,90 mases solares y un radiu igual al del Sol; dobla en lluminosidá a la so compañera.
El periodu orbital del sistema ye de 0,34487 díes (8,28 hores).

Catalogada como variable W Ursae Majoris, el rellumu d'AR Bootis fluctúa ente magnitú aparente +12,70 y +13,60.
A lo llargo de 56 años constatóse que'l periodu ta aumentando; piénsase que la tresferencia de masa dende la estrella menos masiva a la más masiva ye responsable, siquier en parte, d'esta variación.
Coles mesmes, una variación cíclica con un periodu de 7,57 años puede debese a la presencia d'un tercer oxetu invisible o a la esistencia d'un ciclu d'actividá magnética na estrella secundaria.
La posible presencia de manches calientes y fríes na superficie estelar d'esta componente favorez la interpretación magnética frente a la presencia d'un tercer cuerpu.

## Referencies
AR Lacertae

**AR Lacertae** (AR Lac / HD 210334 / HR 8448) ye una estrella variable na constelación de Lacerta, asitiada na parte septentrional de la mesma, a 6 minutos en ascensión reuta de la llende cola constelación de Cygnus. Alcuéntrase a 137 años lluz del Sistema Solar.

AR Lacertae ye una binaria eclipsante compuesta por una subxigante mariella de tipu espectral G2 IV y una estrella xigante —o posiblemente tamién subxigante— clasificada como K0 III, K0 IV o K2 III. Les mases de dambes componentes son 1,23 y 1,27 mases solares, y los radios son 1,52 y 2,72 radios solares respeutivamente.

El rellumu de AR Lacertae bazcuya ente magnitú aparente +6,08 y +6,77 siguiendo l'esquema tipu de les variables RS Canum Venaticorum, con un periodu de 1,983 díes. Esti tipu d'estrelles son variables eruptives que les sos componentes tienen intensa actividá cromosférica. Dambes estrelles tán bien próximes; en AR Lacertae l'envoltoriu de gas presente nel sistema provoca una distorsión de la curva de lluz. El sistema presenta una variabilidá significativa na rexón de rayos X y nel ultravioleta estremu (EUV), probablemente debida a l'actividá de dambes componentes.

Ente les estrelles que tán a menos de 50 pársecs del Sistema Solar, AR Lacertae ye la cuarta más brillosa en rayos X, namái superada por II Pegasi, V711 Tauri y UX Arietis. La so lluminosidá —en dicha rexón del espectru— ye de 137,7×1022 W.

## Referencies
AO Mensae

**AO Mensae** (AO Men) ye una estrella na constelación de Mensa.
De magnitú aparente +9,99, nun ye observable a simple vista.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos, alcuéntrase a 126 años lluz del Sistema Solar.
Ye miembru de la nueva Asociación estelar de Beta Pictoris —que tien una edá averada de 10 millones d'años— de la que tamién formen parte, amás de β Pictoris, AU Microscopii, AT Microscopii y PZ Telescopii.

AO Mensae ye una nana naranxa de tipu espectral K4Ve con una temperatura superficial ente 4377 y 4590 K.
Relluma con una lluminosidá equivalente al 20% de la lluminosidá solar y el so radiu ye un 20% más pequeñu que'l radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de 16,4 km/s, siendo el so periodu de rotación de 2,67 díes, equivalente a 1/9 del que tien el Sol.
Tien una masa de 0,80 mases solares y presenta una bayura de litiu daqué cimeru a la solar (logє[Li] = 1,91).

Ye brillosu na rexón de rayos X, tando incluyida ente les cien estrelles más brilloses en dicha rexón del espectru distantes menos de 50 pársecs del Sistema Solar.
Catalogada como variable de tipu BY Draconis, el so rellumu fluctúa ente magnitú +9,96 y +10,18.

## Referencies
AP Columbae

**AP Columbae** (AP Col) ye una estrella na constelación de Columba, visualmente 30 minutos d'arcu al oeste de HD 42054.
De magnitú aparente +13,34, nun ye visible a simple vista, y alcuéntrase a 27,4 ± 0,2 años lluz del Sistema Solar.

## Carauterístiques
AP Columbae ye una nana colorada de tipu espectral M4.5y con una temperatura efectivo de 3250 K.
La so velocidá de rotación proyeutada ye de 11 ± 1 km/s.
Primeramente pensóse que yera una estrella de la secuencia principal con una masa en redol a les 0,25 mases solares, pero'l so rellumu en banda V ye 1,5 magnitúes cimera al que cabría esperar si tuviera na secuencia principal.
Per otra parte, refugóse la presencia de compañeres estelares que pudieren ser responsables del so mayor rellumu.

Anguaño créese qu'AP Columbae ye una «estrella presecuencia principal», la estrella d'esta clase más cercana al Sistema Solar.
Estes nueves estrelles tán na fase de contraición gravitatoria previa a la entrada na secuencia principal; apaecen más lluminoses que les estrelles del mesmu color de la secuencia principal por cuenta de que les sos fotosferes tienen una mayor superficie.

Anque nun se detectó en AP Columbae escesu nel infrarroxu —característicu d'estrelles desaxeradamente nueves de menos de 10 millones d'años d'edá—, la so bayura relativa de litiu según la so actividá cromosférica ponen de manifiestu la so mocedá.
AP Columbae tien una edá envalorada ente 12 y 50 millones d'años, y el so cinemática correspuende a la d'un miembru de l'asociación estelar de Argus / IC 2391.

## Variabilidá
AP Columbae ye una estrella acandilante, detectándose cinco fogarals nun periodu de nueve hores; la más intensa aumentó'l rellumu de la estrella 2,5 magnitúes.
Igualmente ye activa en rayos X, reparándose col satélite ROSAT un fogaral de 12 hores qu'amontó la so lluminosidá en rayos X n'aproximao un orde de magnitú.

## Referencies

## Enllaces esternos
* AP Columbae (Solstation)
Arkab

**Arkab** (Beta Sagittarii / β Sagittarii / β Sgr) puede referise a dos sistemes estelares distintos:

* Beta1 Sagittarii o **[[Arkab Prior]]**, estrella binaria a 378 años lluz.
* Beta2 Sagittarii o **[[Arkab Posterior]]**, estrella xigante a 139 años lluz.
Arkab Posterior

**Arkab Posterior** (β2 Sagittarii / β2 Sgr / HD 181623) ye una estrella de magnitú aparente +4,28. Xunto con Arkab Prior (β1 Sagittarii) comparte la denominación de Bayer «*[[Beta]]*» na constelación de Saxitariu, anque son estrelles totalmente independientes. Arkab Posterior alcuéntrase a 139 años lluz, unos trés vegaes más cerca que Arkab Prior.
El nome *Arkab* provién del árabe *Al ʼUrḳūb*, traducíu como'l «tendón de aquiles» del arqueru.
Coles mesmes, l'astrónomu persa Zakariya al-Qazwini conocía a esta estrella, xunto a Rukbat (α Sagittarii) y Arkab Prior, como *Al Ṣuradain*, los dos *Surad* (páxaros del desiertu).

Arkab Posterior ta catalogada como una estrella xigante de tipu espectral F2III con una temperatura averada de 6900 K y una lluminosidá 27 vegaes mayor que la del Sol, cuasi toa ella en forma de lluz visible. La so masa y diámetru, respeutivamente 2 y 1,4 vegaes mayores que los valores solares, indiquen que Arkab Posterior nun ye en realidá una xigante, sinón una estrella de la secuencia principal nes sos etapes finales de fusión d'hidróxenu. Con una edá de 1200 millones d'años, a lo sumo trátase d'una subxigante.
Tocantes al so conteníu metálico, presenta 2/3 partes de la metalicidá solar ([Fe/H] = -0,17).

Arkab Posterior tien una velocidá de rotación de siquier 126 km/s, 63 vegaes mayor que la del Sol, completando un xiru en menos de 1,4 díes. Esta diferencia débese a que mientres les estrelles fríes como'l Sol (tipu espectral posterior a F5) ven frenada la so velocidá de rotación por cuenta de les sos campos magnéticos, nes estrelles más calientes esto nun asocede, xirando a una velocidá enforma mayor.

## Referencies
Arkab Prior

**Arkab Prior** (β1 Sagittarii / β1 Sgr / HD 181454) ye una estrella de magnitú aparente +3,96. Xunto a Arkab Posterior (β2 Sagittarii) comparte la denominación de Bayer «*[[Beta]]*» na constelación de Saxitariu, anque son estrelles totalmente independientes. Arkab Prior alcuéntrase a 378 años lluz, prácticamente'l triple de distancia que Arkab Posterior.
El términu *Arkab* provién del árabe *Al ʼUrḳūb*, traducíu como'l «tendón de aquiles» del arqueru.
Coles mesmes, l'astrónomu persa Zakariya al-Qazwini conocía a esta estrella, xunto a Rukbat (α Sagittarii) y Arkab Posterior, como *Al Ṣuradain*, los dos *Surad*, páxaros del desiertu descritos de distinta manera por diversos autores.

Arkab Prior ye una estrella binaria que les sos dos componentes tán visualmente separaes 28 segundos d'arcu.
**Arkab Prior A**, la más brillosa, ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B9V. La so lluminosidá, teniendo en cuenta la radiación emitida nel ultravioleta, ye equivalente a 440 soles. La so masa averada ye de 3,5 mases solares y el so radiu ye 6 vegaes más grande que'l radiu solar.

**Arkab Prior B** ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu A3V y magnitú aparente +7,4. Cola metá de masa que Arkab Prior A, la separación ente les dos estrelles ye de siquier 3300 UA —83 vegaes la distancia ente Plutón y el Sol—, con un periodu orbital de siquier 82.000 años.

## Referencies
Arneb

**Arneb** (α Leporis / α Lep / 11 Leporis) ye una estrella de magnitú aparente +2,58, la más brillosa na constelación de Lepus, la llebre. El so nome, proveniente del árabe *al-arneb*, significa «la llebre», aludiendo al conxuntu de la constelación. 

Arneb ye una superxigante mariella, non bien distinta de Canopus (α Carinae), y solamente la so distancianza —unos 1300 años lluz respectu al Sistema Solar— fai que nun apaeza más brillosu. Con una magnitú absoluta de -5,40 ye una de les estrelles intrínsecamente más lluminoses que pueden reparase a simple vista, siendo la so lluminosidá equivalente a 13.000 soles. El so diámetru ye tamién bien grande, 75 vegaes más grande que'l del Sol. Tien una temperatura superficial de 7000 K.

Na fase final de la so vida, piénsase que Arneb yá pasó la fase de superxigante colorada y ta en procesu de contraición y calentamientu, magar pudiera ser que tuviera na fase espansión escontra una superxigante colorada.
Como resultancia del procesu d'avieyamientu, presenta un conteníu de nitróxenu cinco veces mayor que la solar resultada de la fusión del hidróxenu en heliu al traviés del ciclu CNO, produciéndose nitróxenu como subproductu— y un conteníu de sodiu doble que'l del Sol.
Con una masa nel momentu de la so nacencia ente 8 y 10 mases solares, Arneb va acabar los sos díes como una trupa nana blanca de tamañu asemeyáu al de la Tierra.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles más grandes conocíes

## Referencies
Arrakis (estrella)

**Arrakis**, **Errakis** o **Alrakis** ye'l nome pol que ye conocíu'l sistema estelar μ Draconis (μ Dra / 21 Draconis) na constelación de Draco.
Dichu términu provién del árabe *ar-rāqiṣ*, «el danzante».
Alcuéntrase a 88 años lluz de distancia del Sistema Solar.

Los dos componentes principales del sistema son dos nanes marielles de tipu espectral F5V y F7V. Dambes de magnitú aparente +5,8, son asemeyaos a Tabit (π³ Orionis), γ Serpentis o χ Draconis A, esta postrera tamién en Draco. Al igual que'l Sol, son estrelles de la secuencia principal anque más calientes y lluminoses qu'ésti. Asina, la lluminosidá conxunta del sistema equival a 7 vegaes la lluminosidá solar.
Les dos estrelles tienen un tamañu asemeyáu, siendo'l so radiu aproximao un 50% más grande que'l radiu solar.
La masa envalorada de la estrella F5 ye un 20% mayor que la del Sol, ente que la de la so compañera ye un 10% mayor que la de la nuesa estrella.

El periodu orbital del sistema ye de 672 años, siendo la separación media ente dambes componentes de 109 UA.
Sicasí, l'acusada escentricidá de la órbita fai que la separación varie nun factor de 2,5 ente 62 y 156 UA; el postreru periastru tuvo llugar en 1949.
El planu orbital ta inclináu 35º respectu al planu del cielu.

De la mesma, la estrella de tipu F7 tien una compañera cercana. Ésta ye una nana mariella de tipu G4V similar al Sol, con una masa envalorada de 0,9 mases solares. La separación media ente estos dos estrelles ye de 4 ~ UA.
Una cuarta componente alloñada orbita alredor de les otres trés estrelles con un periodu del orde de 4000 años. De magnitú aparente +11,7, paez ser una nana colorada de tipu M3.

## Referencies
AS Draconis

**AS Draconis** (AS Dra / HD 107760) ye un sistema estelar na constelación de Draco de magnitú aparente +8,00.
Alcuéntrase a 138 años lluz del Sistema Solar.

## Componentes
En primer instancia, AS Draconis ye una binaria que la so primaria ye una nana mariella de tipu espectral G4V.
Con una temperatura efectivo de 5830 K ya igual masa que'l Sol, el so radiu ye apenes un 3% más pequeñu que'l radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 12 km/s.
La estrella secundaria ye una nana mariellu-anaranxada de tipu G9V que la so temperatura ye de 5250 K.
Tien una masa de 0,85 mases solares y el so radiu equival al 84% del que tien el Sol.
La so velocidá de rotación ye de siquier 8 km/s.

La lluminosidá conxunta de dambes estrelles ye un 15% superior a la lluminosidá solar.
Presenten un bien so conteníu metálico —equivalente namái al 19% del que tien el Sol—, ente que'l conteníu de litiu ye distintu nos dos componentes; la más caliente tien un conteníu más alto que'l Sol, ente que la más fría tener más baxu (A(Li) = 0,85).

El periodu orbital d'esta binaria ye de 5,4125 díes, siendo'l valor del semiexe mayor de la órbita 0,07 UA.
El planu orbital ta inclináu unos 72º respectu al planu del cielu.

Una tercer estrella completa'l sistema estelar.
Con una masa d'apenes el 11% de la masa solar, completa una órbita en redol a la binaria cada 6781 díes.

## Cinemática
AS Draconis destaca porque se mueve al traviés de la Vía Lláctea con una velocidá relativa respectu al Sol de 139,7 km/s.
Esta velocidá ye por demás elevada: a títulu comparativu, Etamin (γ Draconis), η Draconis y Tyl (ε Draconis), estrelles a una distancia comparable a la d'AS Draconis, mover a una velocidá relativa ente 15 y 30 km/s respectu al Sol.

## Variabilidad
AS Draconis ye una variable RS Canum Venaticorum, reparándose una variación de rellumu de 0,10 magnitúes.
El so periodu de variación correspuende al periodu orbital de la binaria (5,41 díes).
Emite enerxía en forma de rayos X, siendo la so lluminosidá en dicha rexón del espectru 0,017 × 1024 W.

## Referencies
Arundhati

Nel marcu de la mitoloxía hinduista, **Arundhatí** foi una de les nueve fíes de Kardama Prayápati y la so esposa Devajuti.
El so padre cásase col rishi (sabiu) Vásista, unu de los sapta rishi (‘siete sabios’).

## Nome

* *arundhatī*, nel sistema AITS (alfabetu internacional pa la treslliteración del sánscritu).
* अरुंधती, n'escritura devanágari del sánscritu.
* Pronunciación: /arundatí/.
* Etimoloxía: ensin datos.

## Lleenda

Según el *[[Átharva-veda]]* (fines del II&nbsp;mileniu e.C.), orixinalmente la *arundhatí* yera una enredadera melecinal. Yá nel *[[Ramayana|Ramaiana]]* (sieglu&nbsp;III e.C.) apaez la lleenda de Kardama y Arundhatí.

Identificar cola estrella de la mañana (el planeta Venus, que tamién ye la estrella de la tarde) y tamién cola estrella Alcor, que forma una estrella doble con Mizar, na constelación del sietestrellu.
Na India a Mizar se la llapada Vásishta y a Alcor, Arundhatí.
Mientres la ceremonia de matrimoniu de los hinduistes, una parte del ritual ye que'l noviu señála-y a la novia les estrelles dobles de Vásishta y Arundhatí como la pareya ideal, símbolu de cumplimientu civil y llealtá.

Puesto que esta estrella ye apenes visible, esiste la creencia de que cuando daquién ta cerca de la muerte, yá nun puede estremar la estrella Arundhatí.

Amás, por cuenta de la so debilidá, esiste'l costume d'amosala por pasos: en primer llugar amuésense estrelles cercanes más brilloses, y depués en rellación a estes diríxese l'atención a la débil Arundhatí.
En rellación a esto, hai una máxima que diz: *«Arundhatí darshana niaiá»*, qu'en sánscritu significa que s'amuesa daqué por inferencia, pasando dende los pasos conocíos a los desconocíos.

## Referencies

## Enllaces esternos
Asellus Borealis

**Asellus Borealis** (γ Cnc / γ Cancri / 43 Cancri) ye una estrella na constelación de Cáncer de magnitú aparente +4,67. L'orixe del nome rellacionar col cúmulu El Preselbe (M44), que se topa flanqueado por dos pollinos al este —*Asellus* significa «pollín» en llatín—; Asellus Borealis ye'l que s'atopa más al norte, ente que Asellus Australis (δ Cancri) ye'l más meridional.

Asitiada a 158 años lluz del Sistema Solar, Asellus Borealis apaez catalogada como una subxigante blanca de tipu espectral A1IV. Con una temperatura superficial de 9400 K —envalorada a partir del so tipu espectral—, relluma con una lluminosidá equivalente a 29 soles, siendo el so radiu'l doble del radiu solar.
A partir d'estos parámetros puede evaluase la so masa, 2,3 vegaes mayor que la del Sol, ya indiquen que más qu'una subxigante ye una estrella blanca de la secuencia principal de 780 millones d'años d'edá.
La so velocidá de rotación proyeutada, 79 km/s, trai un periodu de rotación igual o inferior a 1,3 díes; l'amiestu de gases por cuenta de la rápida rotación porta una composición química normal, escluyéndola del grupu de les estrelles peculiares.

Asellus Borealis tien dos compañeres visuales a 1 y 2 minutos d'arcu respeutivamente.
La segunda d'elles, denomada **Gamma Cancri B**, ye una estrella binaria.
Sicasí, nenguna d'elles ta gravitacionalmente xunida a Asellus Borealis, a cencielles atópense na mesma llinia de visión qu'ésta.

## Referencies
Asellus Primus

**Asellus Primus** (θ Bootis / θ Boo / 23 Bootis) ye una estrella de la constelación de Boötes con magnitú aparente +4,04. El nome *Asellus* significa «pollín» en llatín, siendo trés les estrelles que lleven esti nome na constelación: d'este a oeste son Asellus Primus —la primera—, Asellus Secundus (ι Bootis) —la segunda— y Asellus Tertius (κ Bootis), la tercera y postrera. Asellus Primus alcuéntrase a 48 años lluz de distancia del Sistema Solar.

Asellus Primus ye una nana mariella de tipu espectral F7V más caliente y lluminosa que'l Sol, de carauterístiques asemeyaes a Zavijava (β Virginis). Con una temperatura superficial de 6300 K, ye 5 vegaes más lluminosa que'l Sol. El so radiu ye 1,7 vegaes más grande que'l radiu solar y la so masa ta entendida ente 1,25 y 1,5 mases solares.
Tien una metalicidá llixeramente inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,14).
Al igual que'l Sol, Asellus Primus emite rayos X, lo qu'indica que tien una corona caliente, magar nun se detectó un campu magnéticu.
La so edá envalórase en 3200 millones d'años.

Visualmente puede apreciase una tenue compañera de magnitú +11,1 a 69 segundos d'arcu de Asellus Primus. 
Ye una nana colorada de tipu M2.5V con una temperatura de 3500 K, que la so lluminosidá ye apenes el 2 o'l 3% de la solar. Anque se desconoz si tán gravitacionalmente xuníes, el so movimientu común al traviés del espaciu indica que dambes tán rellacionaes. La separación real ente los dos ye de siquier 1000 UA.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles brilloses más cercanes

## Referencies
Asellus Tertius

**Asellus Tertius** (κ Bootis / κ Boo / 17 Bootis) ye una estrella doble na constelación de Boötes. El nome *Asellus* significa «pollín» en llatín, siendo trés les estrelles que lleven esti nome na constelación: d'este a oeste son Asellus Primus (θ Bootis), Asellus Secundus (ι Bootis) y Asellus Tertius.
Los dos componentes d'esta postrera, d'oeste a este, desígnense κ1 Bootis y κ2 Bootis. Separaes visualmente 13,4 segundos d'arcu, equivalente a una separación real de más de 840 UA, constitúin una verdadera binaria que'l so periodu orbital envalórase nunos 8700 años. Alcuéntrase a 155 años lluz de distancia del Sistema Solar.

**κ<sup>1</sup> Bootis** (HD 124674 / HR 5328) ye una estrella de magnitú aparente +6,58. De tipu espectral F1V, tien una temperatura de 6835 K y ye 3,7 vegaes más lluminosa que'l Sol.
Con un radiu un 40% más grande que'l radiu solar, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 38 km/s.
De la mesma, κ1 Bootis ye una binaria espectroscópica —la so duplicidá establecida pola so espectru— con un periodu orbital de 4,9 años. La separación media ente estos dos componentes ye de 2,5 UA, menguando hasta 1,2 UA nel periastru.

**κ<sup>2</sup> Bootis** (HD 124675 / HR 5329) ye, con magnitú +4,53, la más brillosa del par. Ye una subxigante blanca de tipu A8IV con una temperatura efectivo de 7830 K.
Rota muncho más apriesa que la so compañera, con una velocidá de rotación de siquier 121 km/s, siendo el so periodu de rotación igual o inferior a 1,2 díes.
La so bayura nos distintos elementos químicos ye, polo xeneral, similar a la del Sol; solamente cromu y níquel, deficitarios, y azufre, sobreabundante, estremar d'esta llinia.
La so lluminosidá ye 27 vegaes superior a la lluminosidá solar y tien un radiu cuasi 3 vegaes más grande que'l del Sol, confirmando'l so estatus de subxigante.
Tien una masa aproximao'l doble de la masa solar.
Per otra parte, κ2 Bootis ye una variable Delta Scuti; estes variables, caracterizaes por una fluctuación nel so rellumu de décimes de magnitú, pueden ser consideraes una versión menor de les cefeides. Caph (β Cassiopeiae) ye una de les representantes más brilloses del grupu. L'amplitú na variación de rellumu de κ2 Bootis ye de 0,05 magnitúes, siendo'l periodu principal de 1,555 hores.

## Referencies
Askella

**Askella** o **Ascella** (ζ Sagittarii / ζ Sgr / 38 Sagittarii) ye una estrella de la constelación de Saxitariu de magnitú aparente +2,60. Ye la tercera más brillosa de la constelación detrás de Kaus Australis (ε Sagittarii) y Nunki (σ Sagittarii). El so nome provién del llatín y significa «axila», n'alusión a la so posición nel cuerpu del guerreru.

A 89 años lluz de distancia del Sistema Solar, Askella ye una estrella binaria que les sos dos componentes son de tipu espectral A. La estrella principal ta catalogada como una xigante blanca de tipu espectral A2III y 9000 K de temperatura. La so lluminosidá ye 31 vegaes mayor que la del Sol, con una masa de 2,2 mases solares.

La componente secundaria ta catalogada como una subxigante de tipu A2IV daqué más fría que la so compañera con una temperatura de 8500 K. 26 vegaes más lluminosa que'l Sol, tien una masa de 2,1 mases solares. Estos parámetros físicos indiquen qu'en realidá dambes estrelles son estrelles blanques de la secuencia principal, non xigantes nin subxigantes. Con una separación media ente elles de 13,4 UA —que bazcuya ente 10,6 y 16,1 UA pola escentricidá de la órbita—, el periodu orbital del sistema ye de 21,14 años.

Una tenue compañera de magnitú +9,8, denominada **Askella C**, alcuéntrase visualmente a 75 segundos d'arcu de la primaria. Desconozse si forma realmente parte del sistema estelar, o, lo que ye más probable, ta alliniada al azar.

## Referencies
Aspidiske

**Aspidiske** ye'l nome de la estrella **ι Carinae** (ι Car / HD 80404), la cuarta más rellumante de la constelación de Carina, de magnitú aparente +2,21. El so nome, d'orixe griegu, significa «pequeñu escudu». Otros nomes d'esta mesma estrella son **Scutulum** (proveniente del llatín) y **Turais** (d'orixe árabe), que vienen a significar lo mesmo. Nun ha de confundise cola cercana y daqué menos brillosa Azmidiske (ξ Puppis), que'l so nome ye bien similar.

Aspidiske ye una superxigante blanca de tipu espectral A8Ib. Con una temperatura efectiva de 7400 K, la so lluminosidá equival a 4900 soles y el so radiu envalórase 43 vegaes más grande que'l del Sol.

La so velocidá de rotación proyeutada, 10&nbsp;km/s, da llugar a un llargu periodu de rotación igual o inferior a 215 díes.

Per otra parte, emite rayos X, lo qu'implica cierta actividá magnética, daqué inusual nuna estrella de les sos carauterístiques.

Con una masa unes siete veces mayor que la masa solar, Aspidiske tien una edá averada de 40 millones d'años. Claramente per debaxo de la llende riquida polo que nun futuru va esplotar como supernova y rematar los sos díes como una nana blanca similar a Siriu&nbsp;B (α&nbsp;Canis Majoris B).

Aspidiske allúgase a unos 690 años lluz del Sistema Solar.

Por cuenta de la precesión de la Tierra, esta estrella va marcar el polu sur celeste aproximao nel añu 8100 de la nuesa era.

## Referencies

* Iota Car -- Variable Star (SIMBAD)
* Aspidiske (Stars, Jim Kaler)
Asterion (estrella)

**Asterion** o **Chara** (β Canum Venaticorum / β CVn / 8 Canum Venaticorum) ye una estrella na constelación de Canes Venatici, los perros de caza, asitiada nel perru más meridional. De magnitú aparente +4,26, ye la segunda estrella más brillosa de la constelación dempués de Cor Caroli (α Canum Venaticorum).

Distante 27,4 años lluz del Sistema Solar, les estrelles conocíes más próximes a Asterion son Gliese 450 y Groombridge 1830, dambes a 5 años lluz.

## Nome

**Asterion** paez ser un nome deriváu del llatín pa raigañu comestible» o «estrelláu».
L'otru nome pol que ye conocida esta estrella, **Chara**, significa «quería» o «quería pal corazón del so maestru».

D'una manera un tanto confusa, dambos términos tamién designen a los perros de la constelación; Asterion ye'l más septentrional —onde nun ta β Canum Venaticorum—, ente que Chara aplicar al más meridional.

## Carauterístiques físiques

Asterion ye una nana mariella de tipu espectral G0V de carauterístiques tan asemeyaes a les del Sol que puede ser considerada un ximielgu solar.
A diferencia de la nuesa vecina Alfa Centauri A —estrella tamién paecida al Sol—, nun tien nenguna compañera estelar brillosa.
La so masa ye un 2% menor que la del Sol, ente que'l so diámetru ye apenes un 2,5% más grande.
La so temperatura efectivo ye de 5896 K, magar ye un 25% más lluminosa que la nuesa estrella.
Asterion tamién ye detectada na rexón de rayos X del espectru electromagnéticu, implicando que, como'l Sol, tópase arrodiada por una corona caliente.
La so velocidá de rotación ye igual o mayor de 3 km/s —un 50% más rápida que la del Sol—, polo que completa una vuelta en menos de 17 díes.
Anque nel pasáu suxirióse que Asterion podía ser una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 2430 díes, posteriores analises paecen refugar esta posibilidá.

Sicasí, Asterion ye una estrella probe en metales, con una bayura relativa de fierro igual al 60% de la que tien el Sol. Los valores de tolos elementos evaluaos tán per debaxo de los valores solares; cobre, níquel y vanadiu amuesen una bayura similar a la del fierro, ente que los conteníos de siliciu, azufre, cinc y magnesiu equivalen al 70% de los de la nuesa estrella.
Paez ser una estrella con una edá de 4050 - 4680 millones d'años, comparable a la del Sol; sicasí, la so elevada lluminosidá puede ser la consecuencia d'una edá sensiblemente mayor, en redol a los 7000 millones d'años.

Asterion ye un oxetivu prioritariu na busca de planetes terrestres, siendo escoyida ente les 30 estrelles presentaes a los científicos del proyeutu de la NASA Terrestrial Planet Finder (TPF) y del proyeutu Darwin de l'Axencia Espacial Europea pa la busca de planetes habitables.
La órbita d'un hipotéticu planeta terrestre nel qu'esistiera agua líquido tendría que ser asitiada aproximao a 1,1 UA.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles brilloses más cercanes

## Referencies
AS Serpentis

**AS Serpentis** (AS Ser / AN 42.1935) ye una estrella variable na constelación de Serpens.
Alcuéntrase na rexón de Serpens Caput, la cabeza de la culiebra, ente ψ Serpentis y 10 Serpentis.
La so distancia al Sistema Solar ye de 1154 ± 17 años lluz.

AS Serpentis ye una estrella binaria que les sos componentes tán tan próximes que cuasi lleguen a tocase, compartiendo la so capa esterior de gas.
Enllenen el 99% de los sos lóbulos de Roche, polo que práuticamente constitúi una binaria de contautu.
La componente principal tien tipu espectral F2 y una temperatura averada de 7000 K.
La so masa ye un 50% mayor que la del Sol y el so radiu un 53% mayor que la d'ésti, rellumando con una lluminosidá 5 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
La estrella acompañante tien la metá de masa que'l Sol y el so radiu equival al 90% del radiu solar.
D'alcuerdu a la so masa, ésta ye una estrella de tipu M0, magar, con 1/3 de la lluminosidá del Sol, ye demasiáu lluminosa pal so tipu espectral.
La velocidá de rotación d'esta binaria ye 55 vegaes mayor que la del Sol. 

El periodu orbital del sistema ye de 0,4659 díes (11,18 hores), tando clasificada AS Serpentis como una binaria eclipsante. El so rellumu fluctúa ente magnitú aparente +11,40 y +12,00, esistiendo un eclís principal y un eclís secundariu, correspondiendo una cayida nel rellumu de 0,26 magnitúes pal primeru y 0,10 magnitúes pal segundu.
Amás reparóse que'l periodu orbital nun ye constante, sinón que bazcuya; l'amplitú d'esta oscilación ye de 0,0049 díes a lo llargo d'un periodu de 11,8 años.
Ello puede debese a ciclos d'actividá magnética de dambes componentes o a la presencia d'un tercer cuerpu non detectáu.
Nesta última hipótesis, el tercer cuerpu, de 0,28 mases solares, sería una nana colorada de tipu M5V si fuera una estrella de la secuencia principal y orbitaría a una distancia de 5,93 UA de la binaria cercana.

## Referencies