open-index/open-wikipedia-markdown huggingface dataset:
UY Centauri

**UY Centauri** (UY Cen) ye una estrella variable na constelación de Centauru.
Tien magnitú aparente media +7,04 y la so variabilidá afayóse por W. Fleming y Y.C. Pickering en 1911.
La so distancia al Sistema Solar envalórase ente 1920 y 2250 años lluz.

UY Centauri ye'l prototipu de les estrelles SC», estrelles de carauterístiques entemedies ente les estrelles S y les estrelles de carbonu.
Esta clase d'estrelles son bien pocu frecuentes; entá siendo estrelles bien fríes —la temperatura superfical de UY Centauri ye de 2400 K—, nos sos espectros práuticamente nun se reparen bandes moleculares pero sí numberoses llinies atómiques, por cuenta de que la so rellación carbonu/oxíxenu ye bien próxima a la unidá.
Amuesen escesu nel infrarroxu a 60 μm por cuenta d'episodios pasaos de perda de masa estelar y formación de polvu.
Ello ye qu'en 2005 detectar en UY Centauri un nuevu episodiu de formación de polvu acompañáu d'un amenorgamientu del so rellumu de 2 magnitúes en banda V.
Na actualidá, la so perda de masa envalórase en 1,7 × 10-7 mases solares per añu. 

Les estrelles como UY Centauri alcuéntrase nes últimes etapes de la evolución estelar y son considerablemente lluminoses.
UY Centauri tien una lluminosidá 4000 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Otra carauterística d'estes estrelles ye'l so gran tamañu; el radiu de UY Centauri ye 370 ~ vegaes más grande que'l radiu solar, equivalente a 1,74 UA.

La composición elemental de UY Centauri difier en dellos aspeutos de la del Sol, con una mayor bayura relativa de litiu que la nuesa estrella y unos conteníos de los elementos ente'l sodiu y el fierro —cola posible esceición del vanadiu— comparables a les solares.
Los elementos más pesaos que'l cobaltu, son, con delles esceiciones, más «sobrebundantes» que nel Sol.

UY Centauri ye una variable semirregular que'l so rellumu varia a lo llargo d'un periodu de 114,6 díes.
Esta variabilidá nun ta rellacionada col escurecimientu por polvu sinón con pulsaciones na superficie estelar.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
UX Fornacis

**UX Fornacis** (UX For / HD 17084) ye una estrella binaria na constelación de Fornax, el fornu, de magnitú aparente +8,05.
Alcuéntrase a 133 años lluz del Sistema Solar.

## Componentes
La primaria del sistema ye una nana mariella de tipu espectral G6V, asemeyáu, por casu, a HD 172051.
Tien una temperatura efectivo de 5500 K y una masa equivalente al 84% de la masa solar.
El so radiu ye apenes un 2% más pequeñu que'l radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 48 km/s, más de venti veces más apriesa que'l Sol.

La estrella secundaria ye una nana naranxa de tipu K0.5V —tamién clasificada como G0V o K3V— que la so temperatura ye de 4500 K.
Con una masa de 0,61 mases solares, el so radiu equival al 83% del que tien el Sol.
Tamién ye un «rotor» rápidu, siendo la so velocidá de rotación de siquier 40 km/s.

La lluminosidá conxunta de dambes estrelles ye práuticamente igual a la lluminosidá solar.
Presenten un baxu conteníu metálico —equivalente al 40% del que tien el Sol—, ente que'l so conteníu de litiu sí ye más altu que la solar.

El periodu orbital d'esta binaria ye de 0,95481 díes (22,9 hores), siendo'l semiexe mayor de la órbita de 0,021 UA.
El planu orbital ta inclináu 68º respectu al planu del cielu, polo que'l sistema nun constitúi una binaria eclipsante.

## Variabilidá

UX Fornacis ye una variable RS Canum Venaticorum, reparándose una variación de rellumu de 0,14 magnitúes.
Nun se conoz nengún periodu.
Emite enerxía en forma de rayos X, siendo la so lluminosidá en dicha rexón del espectru 0,123 × 1024 W.

## Referencies
UV Piscium

**UV Piscium** (UV Psc / HD 7700 / HIP 5980) ye un sistema estelar de magnitú aparente +8,91
asitiáu na constelación de Piscis, 1º al sur de ζ Piscium.
Alcuéntrase a 275 años lluz del Sistema Solar.

UV Piscium ye un binaria espectroscópica onde la componente más brillosa ye una nana mariella de tipu espectral G5V
bien paecida a Sol.
Tien una temperatura efectivo de 5780 ± 100 K y la so lluminosidá ye un 23% mayor que la lluminosidá solar.
Con una masa de 0,98 mases solares, el so radiu ye un 11% más grande que'l del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 68 km/s.
La estrella secundaria ye una nana naranxa de tipu K3V que la so temperatura ye de 4750 ± 80 K.
La so lluminosidá equival al 30% de la que tien el Sol y la so masa ye igual a 3/4 partes de la masa solar.
El so radiu ye un 16% más pequeñu que'l radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 53 km/s.

UV Piscium constitúi una binaria eclipsante que'l so periodu orbital ye de 0,861 díes.
Nel eclís principal el so rellumu mengua 1,14 magnitúes ente que nel secundariu'l descensu de rellumu ye de 0,63 magnitúes.
Ye, amás, una variable RS Canum Venaticorum —lo qu'implica una intensa actividá cromosférica— según una radioestrella.
La edá del sistema envalórase en 7900 millones d'años.

## Referencies
UY Pictoris

**UY Pictoris** (UY Pic) ye un sistema estelar na constelación de Pictor.
Alcuéntrase a 82 años lluz del Sistema Solar y allóñase de nós a unos 33 km/s; fai 762.000 años tuvo a namái 7,6 años lluz de distancia.

La componente principal del sistema, **[[Catálogu Hipparcos|HIP]]&nbsp;26373**, ye una nana naranxa de magnitú aparente +8,2.
Tien tipu espectral K0V y una temperatura superficial de 5200 K.
El so radiu ye un 10% más pequeñu que'l radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 17,7 km/s. El so periodu de rotación ye de 4,52 díes.
Tien una masa un 10% inferior a la masa solar y ye una estrella bien nueva con una edá averada de 23 millones d'años.
Amuesa actividá cromosférica.
Presenta una metalicidá equivalente a una tercer parte de la que tien el Sol ([Fe/H] = -0,49) pero la so bayura de litiu ye cimeru a la solar (logє[Li] = 2,68).
Nun se detectó escesu na emisión infrarroxa nin a 24 μm nin a 70 μm, polo que nun paez tar arrodiada por un discu circumestelar de polvu.
Catalogada como variable de tipu RS Canum Venaticorum, la oscilación del so rellumu ye de 0,13 magnitúes.

La componente secundaria del sistema, **[[Catálogu Hipparcos|HIP]]&nbsp;26369**, tien magnitú 9,8 y ta separada visualmente de la primaria 18 segundos d'arcu.
Ye una nana naranxa de tipu K6Ve con una temperatura de 4197 K.
La so velocidá de rotación ye de siquier 28 km/s y tien una masa de 0,7 mases solares.
Evidencia gran actividá cromosférica, mayor que la del so acompañante.

El sistema ye miembru de la nueva Asociación estelar de AB Doradus, de la que tamién formen parte, ente otros, AB Doradus, AK Pictoris y PW Andromedae.

## Referencies
UY Scuti

**UY Scuti** (*V* UY Sct, BD-12&nbsp;5055, IRC&nbsp;-10422, RAFGL&nbsp;2162*) ye una estrella hiperxigante colorada na constelación del Escudu. Ye una de les estrelles más grandes , y tien un radiu equivalente a 909 radios solares (un diámetru que correspondería a 1.264.000.000 quilómetros). Si esta estrella fuera nuesu Sol, englobaría tolos planetes hasta Marte y llegaría hasta la metá de la órbita de Xúpiter. UY Scuti tien un volume d'aproximao 750 millones de vegaes el del Sol. La estrella más grande conocida anguaño ye *[[WOH G64]]*.

### Carauterístiques físiques

UY Scuti ye una estrella semirregular variable con un periodu correspondiente a 740 díes, presentando llixeres variaciones col tiempu. Esta estrella taba casi totalmente escurecida por polvu y gas, similar a la nube de gas de la hiperxigante colorada VY Canis Majoris (estrella con un tamañu menor al de UY Scuti). Por cuenta de esto, la cuestión del so verdaderu tamañu inda s'alderica, y podría tener un tamañu menor al envaloráu hasta agora.

## Referencies
UY Volantis

**UY Volantis** (UY Vol) ye una binaria de rayos X de baxo masa asitiada na constelación del Pexe Volador.
Tien magnitú aparente +16,9 y alcuéntrase a una distancia non cimera a 6 kilopársecs —19.500 años lluz— del Sistema Solar.

## Historia
UY Volantis afayóse en 1985 pol satélite EXOSAT, revelando españíos termonucleares y de rayos X.
Amuesa eclises —simultáneamente nel espectru visible y en rayos X— de 8,3 minutos en cada órbita de 3,82 hores de duración.
Tamién se caracteriza por una alta variabilidá en baxes y altes frecuencies.

UY Volantis empezó una transición d'actividá a quiescencia n'agostu de 2008, dempués de más de 24 años de continua acreción.
De magar, foi exhaustivamente estudiada por dellos observatorios de rayos X.

## Carauterístiques
UY Volantis ye un sistema binariu formáu por una estrella de neutrones y una compañera estelar; esta postrera, asumiendo que ta na secuencia principal, puede tener una masa ente 0,11 y 0,45 mases solares.

UY Volantis ye la única fonte onde se detectaron llinies d'absorción movíes hacia'l bermeyu mientres los españíos de rayos X, evaluándose la so rellación masa/radio, igual a 0,152 mases solares/km.
Ello dexó inferir la masa de la estrella de neutrones, ente 1,4 y 1,8 mases solares, según el so radiu, ente 12 y 15 km.
En 2010, la so lluminosidá bolométrica —en toles llonxitúes d'onda— yera de 5,6&nbsp;erg/s, un 46% superior a la lluminosidá solar, ente que la so temperatura efectivo algamaba los 109 eV —más de 1.200.000 K—.

La corteza de la estrella de neutrones presenta una elevada conductividá térmica y contién material con poques impureces.
Coles mesmes, piénsase que dicha corteza ta mui cerca d'algamar l'equilibriu térmicu col nucleu, y que la estrella de neutrones ta esfreciéndose pomediante mecanismo estándar.
La frecuencia de rotación de UY Volantis ye de 552 Hz, que correspuende a un periodu de rotación de 1,812 milisegundos.

## Referencies
V Aquilae

**V Aquilae** (V Aql / HD 177336 / HIP 7220) ye una estrella variable na constelación d'Águila. Alcuéntrase a una distancia averada de 1825 años lluz del Sistema Solar.

V Aquilae ye una estrella de carbonu de tipu espectral CV6 con una temperatura superficial de namái 2525 K.
Nes estrelles de carbonu, al contrariu que na mayor parte de les estrelles, el conteníu de carbonu ye mayor que'l d'oxíxenu; asina, la rellación carbonu-oxíxenu en V Aquilae ye de 1,25.
Amás, estes estrelles esperimenten una perda de masa estelar significativa; V Aquilae facer a razón de 6,6 &times; 10-7 mases solares per añu.
La so lluminosidá bolométrica —considerando toles llonxitúes d'onda— ye 14.200 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Por aciu interferometría midióse'l so diámetru angular, que, una vegada consideráu'l escurecimientu de llimbu, ye de 10,32 ± 0,70 milisegundos d'arcu.
Ello dexa evaluar el so diámetru real, siendo ésti 620 vegaes más grande que'l diámetru solar; dicha cifra, al depender de la distancia y dada la incertidume na mesma, ye namái averada.

Catalogada como variable semirregular SRB, el rellumu de V Aquilae varia ente magnitú aparente +6,6 y +8,4 nun periodu de 353 díes.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
V Arietis

**V Arietis** (V Ari / HD 13826 / HIP 10472) ye una estrella variable na constelación d'Aries. Alcuéntrase a una imprecisa distancia de 2250 años lluz del Sistema Solar.

V Arietis ye una estrella de carbonu de tipu espectral C-H3.5.
Nes estrelles de carbonu, al contrariu que nel Sol, la bayura de carbonu ye mayor que la d'oxíxenu. V Arietis ye, amás, una estrella CH, consideraes estrelles de Población II probes en metales.
Ello ye que V Arietis tien una metalicidá estraordinariamente baxa, igual al 0,3% de la que tien el Sol. Coles mesmes, ye considerada una estrella rica n'elementos de procesu-s. Sicasí, a diferencia d'otres estrelles asemeyaes que presenten un eleváu conteníu de plomu —productu final nel procesu-s— la bayura relativa d'esti metal ye un orde de magnitú inferior de lo que cabría esperar ([Pb/Fe] = +1,20 ± 0,2).

Considerada una variable semirregular SRC, el so rellumu varia ente magnitú aparente +8,45 y +8,90 nun periodu de 58,7 díes.
La so temperatura efectivo envalórase en 4100 K y la so lluminosidá bolométrica ye casi 2000 vegaes superior a la del Sol.
La midida del so diámetru angular, 3,50 milisegundos d'arcu, conduz a un diámetru real 340 vegaes más grande que'l del Sol, valor namái averáu dada la incertidume na distancia a la que s'atopa.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
V Centauri

**V Centauri** (V Cen / HD 127297 / HR 5421) ye una estrella variable na constelación de Centauru. 
Asemeyáu a Mekbuda (ζ Geminorum) o β Doradus, ye una cefeida que'l so rellumu bazcuya ente magnitú aparente +6,43 y +7,21 nun periodu de 5,4938 díes.
Nesta clase de variables pulsantes, esiste una rellación, llamada ley periodu-lluminosidá, que venceya direutamente la so magnitú absoluta col so periodu de pulsación, lo que les convierte n'importantes candeles estándar pa midir distancies nel Universu.

V Centauri ye una superxigante mariella de tipu espectral mediu F5Ia —variable ente F5 y G0— con una temperatura efectivo de 5920 ~ K.
Tien un radiu entendíu ente 40 y 45 vegaes el radiu solar y una masa 5,0 vegaes mayor que la del Sol.
Presenta un conteníu metálico comparable a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,04.

La distancia de V Centauri respectu al Sistema Solar foi envalorada en 2200 ± 68 años lluz.
Sicasí y d'alcuerdu a otru estudiu, la so pertenencia al cúmulu abiertu NGC 5662 —V Centauri ye una «cefeida de cúmulu» al igual que U Sagittarii o S Normae— alzaría la so distancia hasta los 2575 años lluz.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
V Puppis

**V Puppis** (V Pup / HD 65818 / HR 3129) ye un sistema estelar variable na constelación de Puppis, la popa del Argo Navis. De magnitú aparente media +4,45, alcuéntrase a unos 1165 años lluz de distancia del Sistema Solar.

## Carauterístiques de les componentes

V Puppis ye una estrella binaria cercana formada por una estrella azul de la secuencia principal de tipu espectral B1V y una subxigante de tipu B3IV. La primera d'elles, la más caliente con una temperatura de 28.200 K, ye tamién la más lluminosa del par, siendo la so lluminosidá 16.900 vegaes superior a la del Sol.
13 vegaes más masiva que'l Sol, el so radiu ye aproximao 5,5 vegaes más grande que'l radiu solar.

La estrella subxigante, con una temperatura de 26.600 K, relluma con una lluminosidá 7.940 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Con un radiu 4,2 vegaes más grande que'l del Sol, la masa d'esta segunda estrella ye incierta, pudiendo tar entendida ente 7,8 y 11 mases solares.

## Órbita del sistema

El periodu orbital del sistema, bien curtiu, ye de 1,4545 díes. La separación ente les componentes ye de namái 15 radios solares, polo que casi tán en contauto. Ello ye que la enorme fuercia de marea de la estrella mayor sobre la menor fai qu'ésta última enllene la so lóbulu de Roche, esistiendo tresferencia de masa dende la estrella subxigante escontra la so compañera de mayor tamañu. Coles mesmes, yá que la enclín de la órbita ye de 11º, produzse un eclís parcial cuando una de les estrelles transita per delantre de la otra; ésti ye más acusáu cuando la estrella más pequeña y fría pasa per delantre de la más grande y caliente. Sicasí, inclusive fuera del momentu de los eclises, el rellumu del sistema varia de cutio por cuenta de la distorsión producida poles fuercies de marea y la rotación estelar.

Amás de tolo espuesto, un factor adicional fai d'esti sistema un casu singular. La observación de los eclises a lo llargo del tiempu amosó que la estrella binaria atopar n'órbita en redol a otra gran masa, con un periodu de 5,47 años. La masa d'esti tercer oxetu ye cimeru a 10,4 mases solares, siendo este una llende inferior al nun conocese l'enclín d'esta órbita. Les lleis de Kepler axudiquen una distancia de siquier 10 UA ente la estrella binaria y l'otru oxetu. Esti oxetu nun emite lluz, polo que se piensa que ye un furacu prietu, el remanente estelar de la estrella primaria d'un sistema estelar triple qu'esplotó como supernova.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
UZ Leonis

**UZ Leonis** (UZ Leo / HIP 52249 / BD+14 2280) ye una estrella variable de magnitú aparente máxima +9,58.
Encuadrada na constelación de Leo, visualmente alcontrar a pocu más de 1,5º de 52 Leonis.
Ta aproximao a 520 años lluz del Sistema Solar.

UZ Leonis constitúi una binaria de contautu onde los dos componentes comparten la so capa esterior de gas, siendo'l tipu espectral conxuntu F2 —A7 según otru estudiu—.
La componente más masiva —con una masa de 2,07 mases solares— tien una temperatura efectivo de 7250 K y un radiu 2,06 vegaes más grande que'l del Sol.
La componente secundaria tien el 30% de la masa de la so compañera, siendo la so temperatura de 7574 K.
El so radiu ye un 20% mayor que'l radiu solar.
Dambes estrelles tán dixebraes ente sigo por namái 4,25 radios solares o 0,018 UA.

El periodu orbital del sistema ye de 0,61805 díes y paez ser variable.
Como la práutica totalidá de binaries de contautu, UZ Leonis ye tamién una binaria eclipsante —del tipu W Ursae Majoris—, que'l so rellumu aparra 0,57 magnitúes nel eclís principal y 0,54 magnitúes nel secundariu.

## Referencies
V Velorum

**V Velorum** (V Vel) ye una estrella variable na constelación del Vela, la vela del Argo Navis.
Alcuéntrase a 990 pársecs (3230 años lluz) del Sistema Solar.

V Velorum ye una variable cefeida que'l so rellumu bazcuya ente magnitú aparente +7,19 y +7,95 a lo llargo d'un periodu de 4,371 díes.
De tipu espectral F8II, la so temperatura efectivo ye de 6110 K, una de les más elevaes —xunto a RT Aurigae— dientro del grupu de les cefeides.
Tien un radiu 32,8 vegaes más grande que'l radiu solar y la diferencia ente'l radiu máximu y el radiu mínimu —que varia coles pulsaciones de la estrella— ye de 4,2 radios solares.
Tien una masa 3,1 vegaes mayor que la del Sol y pierde masa estelar a un ritmu averáu de 1,3 × 10-8 mases solares per añu. 

V Velorum presenta un conteníu metálico inferior a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,23.
Tolos elementos evaluaos amuesen niveles más baxos que nel Sol, tando especialmente emprobecida en carbonu ([C/H] = -0,42) y oxíxenu, siendo una de les cefeides más probes nestos elementos.
Per otra parte, V Velorum paez tener una compañera estelar. 

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
V1201 Orionis

**V1201 Orionis** (GJ 1087 / LHS 212 / WD 0553+053) ye una nana blanca de magnitú aparente +14,10 encuadrada na constelación d'Orión.
Alcuéntrase a 26,1 años lluz del Sistema Solar
y cerca d'ella atopen la tamién nana blanca GJ 223.2 y la nana colorada GJ 3322, respeutivamente a 6,3 y 6,8 años lluz.

V1201 Orionis tien tipu espectral DAP8.7, siendo'l hidróxenu predominante na so atmósfera; la «*P*» indica la esistencia d'un campu magnéticu polarizáu.
La temperatura efectivo d'esti remanente estelar ye de 5790 ± 110 K.
Como les nanes blanques nun xeneren enerxía por fusión nuclear, sinón que radien al esterior l'escesu de calor a un ritmu constante, col tiempu la so temperatura superficial va baxando;
V1201 Orionis tien una edá envalorada —como remanente estelar— de 3970 millones d'años.
Igualmente la lluminosidá d'estos oxetos aparra col tiempu, siendo la lluminosidá de V1201 Orionis namái'l 0,013% de la lluminosidá solar.
La Estrella de Van Maanen —la nana blanca solitaria más próxima al Sol— ye llixeramente más lluminosa qu'ella.
V1201 Orionis tien una masa de 0,710 ± 0,03 mases solares, aproximao un 15% inferior a la de la citada Estrella de Van Maanen y claramente per debaxo de la masiva Siriu&nbsp;B.
Ta catalogada como variable nel General Catalogue of Variable Stars (GCVS), siendo la variación de rellumu rexistrada de 0,12 magnitúes.

## Referencies
V1285 Aquilae

**V1285 Aquilae** (V1285 Aql / GJ 735 / HIP 92871) ye un sistema estelar na constelación d'Aquila de magnitú aparente +10,18.
Asitiáu a 37,8 años lluz del Sistema Solar, la estrella conocida más cercana a esti sistema ye Gliese 740, distante 2,29 años lluz.

V1285 Aquilae ye una estrella binaria formada por dos nanes coloraes de tipu M3.5 Ve.
Ye una binaria espectroscópica —asemeyada a EQ Pegasi, DF Ursae Majoris o GU Bootis— con un periodu orbital de namái 7,658 hores. La distancia media aparente ente dambes estrelles ye de 0,04 UA, una décima parte de la distancia que dixebra a Mercuriu del Sol. La órbita ta inclinada 32º respectu al planu del cielu.
El sistema apaez catalogáu como estrella acandilante nel General Catalogue of Variable Stars y dambes estrelles son cromosféricamente actives.

Los dos componentes tienen carauterístiques físiques bien similares. Tienen 0,32 y 0,30 mases solares y aproximao el mesmu tamañu, equivalente al 44% del radiu solar.
Les velocidaes de rotación respeutives son 4,50 y 3,60 km/s.
La so lluminosidá conxunta apenes supón el 0,95% de la lluminosidá solar.

## Referencies
V1034 Scorpii

**V1034 Scorpii** (V1034 Sco / CPD-41 7742) ye una estrella variable na constelación d'Escorpiu que'l so rellumu varia ente magnitú aparente +8,12 y +8,43. Asitiada a unos 5600 años lluz del Sistema Solar, ye miembru del cúmulu abiertu NGC 6231 al igual que la brillosa ζ<sup>1</sup> Scorpii.

V1034 Scorpii ye una binaria eclipsante compuesta por dos estrelles de la secuencia principal que los sos tipos espectrales son O9V y B1-1.5V.
La estrella O9V ye la más lluminosa —casi 62.000 vegaes más que'l Sol— y la so superficie alcuéntrase a una temperatura de 33.200 K.
Tien 17 vegaes más masa que'l Sol y tien un radiu 7,5 vegaes más grande que'l radiu solar.
La estrella secundaria ye daqué más fría que la so compañera, siendo la so temperatura efectivo de 26.330 K.
Ye 7.670 vegaes más lluminosa que'l Sol, lo qu'equival a 1/8 de la lluminosidá de la so compañera.
Tien una masa de 9,6 mases solares y un radiu 4,2 vegaes más grande que'l del Sol.

Anque'l periodu orbital del sistema ye de namái 2,44 díes, nun constitúi una binaria de contautu.
La órbita tien una escentricidá, pequeña pero confirmada, de ε = 0,027.
L'enclín del planu orbital ye de cerca de 77º.
El sistema emite rayos X, que la so curva de lluz amuesa claros signos de variabilidá.
La emisión de rayos X ye mayor cuando la estrella primaria alcuéntrase delantre de la secundaria; mientres l'estáu d'alta emisión, produzse una cayida na emisión de rayos X que coincide casi exautamente col eclís ópticu.
Los rayos X paecen venir de la interaición del vientu estelar de la estrella O9V al topetar contra la fotosfera de la estrella secundaria; alternativamente, tamién podríen ser la resultancia de la interaición ente los vientos estelares de dambes estrelles, alcontrada cerca de la superficie d'estrella B1.5V.

## Referencies
V1291 Aquilae

**V1291 Aquilae** (V1291 Aql / HD 188041 / HR 7575) ye una estrella variable de magnitú aparente media +5,63 asitiada na constelación d'Águila. 
Alcuéntrase a 277 años lluz de distancia del Sistema Solar.

V1291 Aquilae ye una estrella blanca de tipu espectral A5p con una temperatura efectivo averada de 8580 K.
Tien una lluminosidá 35,5 vegaes mayor que la lluminosidá solar y una masa 2,2 vegaes mayor que la del Sol.
La so edá envalórase en 630 millones d'años.
Tien un radiu 4,5 ~ vegaes más grande que'l radiu solar y, anque xira sobre sigo mesma tan amodo que la midida de la so velocidá de rotación proyeutada ye de 0 km/s, el so periodu de rotación ye de 224 díes.

V1291 Aquilae ye una estrella químicamente peculiar —asemeyada a α Circini o Alioth (ε Ursae Majoris)— que presenta na so superficie conteníos bien altos d'estronciu, cromu y europiu.
Tocantes al so índiz de metalicidá, ésti ye namái un 28% más eleváu que la solar.
El so rellumu ye variable, fluctuando 0,06 magnitúes conforme la estrella rota, tando clasificada como variable Alfa2 Canum Venaticorum.

## Referencies
V1075 Scorpii

**V1075 Scorpii** (V1075 Sco / HD 155806) ye una estrella asitiada na constelación d'Escorpiu de magnitú aparente +5,61.
Ye una estrella bien alloñada, que la so midida de paralax realizada por Hipparcos (0,89 ± 0,40 milisegundos d'arcu), ta suxeta a un grau d'error bien eleváu.
La so distancia, envalorada pola intensidá de les llinies CaII de la so espectru, ye d'unos 1020 pársecs (3230 años lluz).
Ye miembru de l'asociación estelar Scorpius OB4.

V1075 Scorpii ye una estrella azul de la secuencia principal de tipu espectral O8Ve.
Tien una temperatura efectivo de 35.800 K y relluma con una lluminosidá bolométrica —qu'inclúi una importante cantidá de radiación emitida como lluz ultravioleta— 334.000 vegaes superior a la del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 167 km/s.
Ye una estrella bien masiva, con una masa envalorada ente 26 y 38 mases solares.
Tien una edá averada ente 3,3 y 6,6 millones d'años, malapenes un 0,1% de la edá del Sol.

V1075 Scorpii ye una estrella O de llinies d'emisión, análoga a les estrelles Be pero de mayor masa.
Estes estrelles son bien escases, hasta'l puntu de que namái se conocen seis d'elles.
Como otres estrelles Be, V1075 Scorpii ye una estrella variable, fluctuando el so rellumu ente magnitú +5,57 y +5,64.

## Referencies
V1654 Aquilae

**V1654 Aquilae** (V1654 Aql / GJ 775) ye una estrella de magnitú aparente +7,48 encuadrada na constelación d'Aquila.
Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, a 41,9 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Estrelles conocíes cercanes a V1654 Aquilae son la brillosa Alshain (β Aquilae) y la nana blanca Gliese 772, asitiaes respeutivamente a 3,4 y 6,0 años lluz de distancia.

V1654 Aquilae ye una nana naranxa de tipu espectral K4Vk o K5V.
Ye una estrella de la secuencia principal que, al igual que'l Sol, llogra la so enerxía a partir de la fusión nuclear d'hidróxenu nel so interior.
Tien una temperatura efectivo de 4640 K y una lluminosidá bolométrica —en toles llonxitúes d'onda— equivalente al 13% de la lluminosidá solar.
De menor tamañu que'l Sol, el so radiu equival al 73% del radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 0,9 km/s.
Les sos carauterístiques físiques son asemeyaes a les de 61 Cygni A —la componente más brillosa d'esti sistema— o a les de ε Indi.
Tien una metalicidá daqué mayor que la del Sol ([Fe/H] = +0,15).
Con una masa de 0,785 mases solares, la so edá cífrase en 880 millones d'años.

V1654 Aquilae ta catalogada como variable BY Draconis nel General Catalogue of Variable Stars.
L'amplitú de la so variación ye de 0,04 magnitúes.

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

## Referencies
V1687 Cygni

**V1687 Cygni** (HD 193793 / WR 140) ye un sistema estelar na constelación de Cygnus, el cisne, de magnitú aparente +6,89. Alcuéntrase a unos 6000 años lluz de distancia del Sistema Solar.

V1687 Cygni ye un sistema binariu masivu formáu por una superxigante azul de tipu espectral O5 y una estrella de Wolf-Rayet de tipu WC7.
La superxigante ye la estrella más lluminosa, 1,5 millones de vegaes más que'l Sol, y la so masa envalórase en 54 ± 20 mases solares.
La so compañera ye una estrella de Wolf-Rayet 316.000 vegaes más lluminosa que'l Sol con una masa de 20 ± 4 mases solares.
El periodu orbital del sistema ye de 7,9 años y la órbita ye bien escéntrica (ε = 0,88), lo que trai una separación ente componentes nel periastru —mínima separación— de 2 UA aumentando hasta 30 UA nel apoastru.

Los sistemes estelares masivos de tipu WR+O, como V1687 Cygni, producen plasma d'alto temperatura calecíu pol choque ente'l vientu estelar de la estrella de Wolf-Rayet y el del so acompañante. Ello crea una rexón de choque del vientu (WCR n'inglés) que ye fonte d'emisión térmica (rayos X duros) y non térmica (sincrotrón), surdiendo esta postrera d'electrones y iones aceleraos a enerxíes relativistes.
Nel casu de V1687 Cygni, la escentricidá de la órbita modula claramente les espectaculares variaciones na emisión, reparaes en llonxitúes d'onda que van dende rayos X hasta ondes de radio.

El sistema tamién ye notable por ser el primeru nel que se vio un aumentu de lluminosidá nel infrarroxu, atribuyíu a la formación de polvu que tien llugar ellí cuando'l carbonu entestar en nubes asemeyaes a sarriu nel vientu estelar, absorbiendo una pequeña parte de la radiación ultravioleta de les dos estrelles y calecer hasta 1.000 Kelvin pa ser darréu esvalixáu pol vientu estelar y al esfrecese por alloñar de les dos estrelles dir menguando la so emisión de radiación infrarroxo. Reparáronse dellos d'éstos episodios (ya inclusive en 2001 pudo captase nel infrarroxu'l polvu formáu), con una periodicidá ente ellos que concasa col periodu orbital del sistema, y tienen llugar cuando les dos estrelles tán cerca del so periastru. Esto convirtió a V1687 Cygni nel prototipu de sistemes con estrelles Wolf-Rayet nos cualos hai una formación periódica de polvu interestelar.
 
## Ver tamién
*Llista d'estrelles más masives

## Referencies

## Enllaces esternos
V1647 Orionis

**V1647 Orionis** (V1647 Ori / IRAS 05436-0007) ye una estrella variable na constelación d'Orión. La so magnitú aparente —en banda K— ye de +9,90.
Alcuéntrase a 450 pársecs (1470 años lluz) del Sistema Solar y alluma una nebulosa de reflexón denomada Nebulosa de McNeil.

V1647 Orionis ye una estrella presecuencia principal, inda na fase de contraición previa anterior al empiezu de la fusión nuclear del so hidróxenu.
Desaxeradamente nuevu, la so edá envalórase que ye igual o menor de 500.000 d'años nuesu Sol, con una edá de 4600 millones d'años, ye una estrella 9200 vegaes más antigua—.
El so tipu espectral ye M0 ± 2 y tien una temperatura efectivo de 3800 K. 
La so masa más probable ye de 0,8 ± 0,2 mases solares y relluma con una lluminosidá 5,2 vegaes mayor que la del Sol.
El so diámetru ye 5 ~vegaes más grande que'l diámetru solar.

V1647 Orionis ye una variable eruptiva —catalogada como variable FU Orionis— qu'entró n'erupción a finales de 2003. Foi entós cuando apaeció la nebulosa de reflexón; la estrella y la nebulosa permanecieron brilloses mientres aproximao 18 meses enantes d'atenuase rápido nun periodu de seis meses.
Anguaño en V1647 Orionis sigue produciéndose acreción de material circumestelar, anque ye casi ópticamente invisible. 
La so lluminosidá de acreción ye 4 vegaes mayor que la lluminosidá solar y el ritmu de acreción de masa —dientro del periodu d'estudiu, febreru de 2007— ye de 1,0 x 10-6 mases solares per añu. La tasa d'acumuladura de material mientres la esplosión tien de ser considerablemente mayor qu'esti valor.

## Referencies
V2129 Ophiuchi

**V2129 Ophiuchi** (V2129 Oph) ye una estrella variable na constelación d'Ophiuchus.
Bien tenue pa ser reparada a simple vista —la so magnitú aparente máxima ye +11,2—, alcuéntrase na rexón de formación estelar de ρ Ophiuchi a 391 años lluz del Sistema Solar.

## Carauterístiques
V2129 Ophiuchi ye una nueva estrella T Tauri de tipu espectral K5y.
Tien una temperatura efectivo d'aproximao 4500 K y la so lluminosidá ye un 40% mayor que la lluminosidá solar.
El so radiu ye'l doble de grande que'l de Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 14,5 km/s.
El so eje ta inclináu 65º respectu al observador terrestre, siendo'l so periodu de rotación mediu de 6,53 díes, pos paez qu'ésti varia ente 6,35 y 6,60 díes.

Los modelos d'evolución estelar contemplen que V2129 Ophiuchi tien una masa un 35% mayor que la masa solar.
Per otra parte, l'acreción de masa sobre la estrella ye namái moderada, envalorándose en 10-8 mases solares per añu.
Presenta un claru escesu nel infrarroxu a 10 μm, típica de discos de acreción de polvu; la masa de dichu discu puede ser equivalente a la masa del planeta Xúpiter.
La so edá cífrase ente 2 y 3 millones d'años, lo que supón apenes 1/1850 de la edá del Sol.

V2129 Ophiuchi tien un campu magnéticu con dos componentes, unu octupolar y otru dipolar de 2,1 y 0,9 kG respeutivamente, dambos inclinaos 20º respectu a la exa de rotación.
Constatóse que la topoloxía del campu magnéticu camudó significativamente a lo llargo d'un periodu de cinco años.

## Variabilidá
V2129 Ophiuchi ta catalogada como variable Orión.
Nel so fotosfera identificóse una mancha escura que se piensa que ye responsable de la fluctuación del periodu de rotación conforme la mancha migra en llatitú nuna escala de tiempu llarga.

La emisión de rayos X per parte de V2129 Ophiuchi ye variable nuna escala de tiempu d'hores.
Coles mesmes, detectóse un fogaral d'unos diez hores de duración qu'amontó la so lluminosidá en rayos X nun factor de 3.

## Compañera estelar
V2129 Ophiuchi tien una compañera estelar, denomada **2MASS J16262096-2408468**, que la so separación visual ye de 6 segundos d'arcu. Ello equival a una distancia proyeutada de 70 UA aproximao.
Felicidad compañera tien una masa de 0,1 mases solares.
 
## Referencies
V2292 Ophiuchi

**V2292 Ophiuchi** (V2292 Oph / HD 152391 / HIP 82588) ye una estrella variable de magnitú aparente media +6,64.
Encuadrada na constelación d'Ophiuchus, alcuéntrase 1,10º al sur de 21 Ophiuchi, práuticamente sobre l'ecuador celeste. Alcuéntrase a 55 años lluz de distancia del Sistema Solar.

V2292 Ophiuchi ye una nana mariella de tipu espectral G8V o G8.5V, que correspuende a una estrella de la secuencia principal daqué más fría y menos lluminosa que nuesu Sol. La so temperatura superficial ye de 5420 - 5450 K y la so lluminosidá equival al 56% de la lluminosidá solar.
Tien un radiu de 0,85 radios solares y, con una velocidá de rotación de siquier 3,8 km/s, completa un xiru sobre sigo mesma cada 11,43 díes.
Tamién ye menos masiva que'l Sol, siendo la so masa de 0,90 mases solares. 
Anque polo xeneral la so edá cífrase en redol a los 3900 - 4200 millones d'años, atendiendo a la xirocronoloxía —métodu qu'evalúa la edá en función de la velocidá de rotación estelar—, podría tener una edá notablemente inferior de 587 ± 75 millones d'años.
Presenta actividá cromosférica y ta catalogada como estrella variable BY Draconis, siendo l'amplitú de la so variación de 0,04 magnitúes.

V2292 Ophiuchi tien una metalicidá bien paecida a la del Sol.
La bayura relativa de diversos elementos evaluaos —fierro, siliciu y calciu, ente otros— ye comparable a la solar y namái el nivel de bariu paez ser daqué más alto que na nuesa estrella ([Ba/H] = +0,19).

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

## Referencies
V337 Carinae

**V337 Carinae** (V337 Car / q Carinae) ye una estrella asitiada na constelación de Carina.
Tien magnitú aparente +3,38 y, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos (4,96 ± 0,09 milisegundos d'arcu), alcuéntrase a 658 años lluz del Sistema Solar.
Ye miembru del Grupu de movimientu de IC 2391 —conxuntu d'estrelles que comparte'l mesmu movimientu al traviés del espaciu—, al que tamién pertenecen, entro otres, Tabit (π³ Orionis) y 94 Ceti.

V337 Carinae ye una xigante lluminosa de color anaranxáu non bien distintu de Tarazed (γ Aquilae).
De tipu espectral K3IIa, tien una temperatura efectivo de 4300 K.
El so diámetru angular, una vegada correxíu pol escurecimientu de llimbu, ye de 5,23 ± 0,06 milisegundos d'arcu; esti valor, xunto a la distancia a la que s'atopa, dexa concluyir que'l so diámetru real ye 113 vegaes más grande que'l del Sol.
La so velocidá de rotación ye de, siquier, 5,5 km/s.

V337 Carinae presenta una metalicidá notablemente alta, 3,4 vegaes superior a la solar ([Fe/H] = +0,54).
Tien una bayura relativa de litiu —elementu clave nel estudiu de la evolución estelar— A(Li) = 1,0, acotando que les xigantes lluminoses con elevaos conteníos de litiu son «rotores» rabiones.
La so masa envalorada ye de 6,9 ± 0,6 mases solares y tien una edá de 45,5 ± 12,4 millones d'años.

V337 Carinae ye una variable irregular de tipu LC que'l so rellumu varia ente magnitú +3,36 y +3,44.

## Referencies
V2388 Ophiuchi

**V2388 Ophiuchi** (V2388 Oph / HD 163151 / HIP 6676) ye un sistema estelar na constelación d'Ophiuchus de magnitú aparente media +6,26.
Como primer aproximamientu, puede considerase a V2388 Ophiuchi una estrella binaria —de magnitúes respeutives +7,4 y +7,6— con una separación de namái 0,088 segundos d'arcu.
Sicasí, la componente más brillosa, V2388 Ophiuchi A, ye de la mesma una estrella binaria de contautu binaria de contautu, polo que'l sistema ye en realidá una estrella triple.
Alcuéntrase a 221 años lluz de distancia del Sistema Solar.

Les componentes de la binaria de contautu tán tan próximes ente sigo que comparten les capes esteriores, siendo el so periodu orbital de namái 0,8023 díes (19,26 hores). 
Les dos estrelles, con temperatures respeutives de 6900 ~ y 6349 K, tienen mases bien distintes, siendo la rellación ente éstes *q* = 0,187.
La componente primaria ye 13,5 vegaes más lluminosa que'l Sol; tien una masa de 1,80 mases solares y el so radiu ye 2,60 vegaes más grande que'l del Sol. La componente secundaria, 2,45 vegaes más lluminosa que'l Sol, tien una masa de 0,34 mases solares y un radiu un 30% más grande que la solar.
La estrella primaria paez tar más evolucionada que la secundaria nel diagrama de Hertzsprung-Russell, y ta rematando la so etapa como estrella de la secuencia principal.
El tipu espectral d'esta binaria ye F3V.

Completa'l sistema estelar una estrella de 0,84 mases solares, qu'emplega 8,9 años en dar una vuelta alredor de la binaria de contautu. La separación respeutu al par interior ye de 6 ~ UA.

## Referencies
V360 Normae

**V360 Normae** (V360 Nor / HD 141318) ye una estrella asitiada na constelación de Norma de magnitú aparente +5,77.
Ye una estrella bien alloñada, que la so midida de paralax realizada por Hipparcos (1,51 ± 0,93 milisegundos d'arcu), ta suxeta a un grau d'error bien eleváu.
La so distancia, envalorada pola intensidá de les llinies CaII de la so espectru, ye d'unos 582 ± 84 pársecs (1900 años lluz).

V360 Normae ye una xigante lluminosa azul de tipu espectral B2II.
Tien una temperatura efectivo de 19.400 K y relluma con una lluminosidá bolométrica —qu'inclúi una importante cantidá de radiación emitida como lluz ultravioleta— 14.220 vegaes superior a la del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 30 km/s. 
Ye una estrella masiva, con una masa envalorada ente 9 y 10 mases solares.
Tien una edá de 22,5 millones d'años.

V360 Normae ye una estrella variable que la so variación de rellumu ye de 0,02 magnitúes. Anque nel «General Catalogue of Variable Stars» figura catalogada como variable Alfa Cygni, estudios recién considerar una «variable pulsante lenta» (SPB), asemeyada a ι Herculis, ο Velorum o 53 Persei.
El so periodu d'oscilación ye de 1,467 díes.

V360 Normae forma una estrella doble con **CPD-54 6711B**, siendo la separación visual ente dambes de 16 segundos d'arcu.
Dambes estrelles pueden tar físicamente rellacionaes.

## Referencies
V362 Aurigae

**V362 Aurigae** (V362 Aur / HD 35601 / HIP 25500) ye una estrella variable na constelación d'Auriga de magnitú aparente media +7,32.
Ye una estrella alloñada que la so distancia ye mal conocida; d'alcuerdu a la paralax midida pol satélite Hipparcos, alcuéntrase a pocu más de 3000 años lluz del Sistema Solar, pero l'error inherente a la midida ye comparable al valor de la mesma midida.
Otru estudiu asitia esta estrella a una distancia averada de 3775 años lluz.
Piénsase que ye miembru del cúmulu estelar Aurigae OB1.

V362 Aurigae ye una superxigante colorada de tipu espectral M1.5I con una temperatura efectivo de 3700 K.
Asemeyáu a la brillosa Betelgeuse (α Orionis) o a σ Canis Majoris, tien un radiu 500 vegaes mayor que'l del Sol, lo qu'equival a 2,33 UA. Si tuviera nel centru del Sistema Solar, los cuatro planetes más cercanos al Sol —ente ellos la Tierra— taríen conteníos nel interior de la estrella.
Relluma con una lluminosidá bolométrica —en toles llonxitúes d'onda— 41.000 vegaes mayor que la solar.
El so conteníu metálico ye práuticamente igual al del Sol ([Fe/H] = 0,00).

Catalogada como una variable irregular LC —que'l so prototipu ye TZ Cassiopeiae—, el rellumu de V362 Aurigae varia ente magnitú +7,29 y +7,73, ensin que se conoza periodicidá dalguna.

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

## Referencies
V364 Lacertae

**V364 Lacertae** (V364 Lac / HD 216429 / HIP 112928) ye una estrella variable na constelación de Lacerta distante unos 1460 años lluz del Sistema Solar.
Tien magnitú aparente media +8,36.

V364 Lacertae ye una binaria eclipsante formada por dos estrelles Am que los sos respeutivos tipos espectrales son A4m y A3m.
Los dos componentes son bien paecíes pero non idéntiques.
La estrella A4m ye la más lluminosa —45,5 vegaes más que'l Sol— y tien una temperatura efectivo de 8250 K.
Tien 2,33 vegaes la masa que'l Sol y, con un radiu de 3,3 radios solares, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 45 km/s.
La estrella A3m tien una temperatura llixeramente cimero de 8500 K, pero ye un 7% menos lluminosa que la so compañera.
Tien una masa de 2,30 mases solares y un radiu 3 vegaes más grande que'l del Sol, siendo'l so velocidá de rotación proyeutada de 15 km/s.
La edá d'esta binaria envalórase en 630 millones d'años.

El periodu orbital del sistema ye de 7,352 díes y la órbita tien una escentricidá moderada (ε = 0,29).
Nel eclís principal el rellumu de la binaria mengua 0,74 magnitúes, ente que nel secundariu la cayida de rellumu ye de 0,64 magnitúes. 

## Referencies
V382 Carinae

**V382 Carinae**, tamién conocida como: **x Carinae** (x Car) ó V* V382 Car, ye una estrella na constelación Carina.
Ye una estrella superxigante mariella con una magnitú aparente de +3.93. Alcuéntrase a 5930.90 años lluz de la Tierra. Ye clasificada como una estrella variable tipu Cephei y el so rellumu varia d'una magnitú de +3.84 a +4.02.

## Posición

V382 Carinae ye parte de la quilla del buque na constelación de Carina, Nel planu de la Vía Lláctea, la constelación, puede reparase casi tol añu dende'l hemisferiu sur. Dende Europa, la estrella nun apaez nunca nel cielu nocherniegu.
La distancia de V382 Carinae al Sol ye d'unos 6000 años lluz, la mayoría de la lluz al so alredor, o ente la estrella y el sol debilitar cola presencia de nubes de polvu y la estrella por tanto, apaez nel cielu muncho más escura. Hasta'l momentu non pudo establecese claramente si V382 Carinae ye parte d'un cúmulu estelar. El centru de la Nebulosa de Carina (NGC 3372), la rexón alredor de la lluminosa estrella binaria Eta Carinae y HD 93 129 V382 ye d'aproximao 2000 años lluz de distancia. Namái se pudo topar un púlsar cada 0,253 segundos xirando a una distancia d'unos 20 años lluz hasta'l momentu. Esto tamién podría indicar que V382 Carinae ye una de les últimes estrelles actives d'un cúmulu d'estrelles anterior.

## Propiedaes Físiques

Les propiedaes físiques de V382 Carinae son, con frecuencia les mesmes de les principales estrelles d'esta clase, y polo tanto nun pueden ser claramente definíes.
V382 Carinae ye una estrella xigante y pola so lluminosidá apaez nel diagrama de Hertzsprung-Russell con lluminosidá 0 clasificaos Sí, Les sos propiedaes tán percima del nivel d'una superxigante típica, anque V382 Carinae nun rellume tanto como Rho Cassiopeiae o V509 Cassiopeiae, ye una hiperxigante con temperatura superficial cume. Ye como'l Sol de la clase espectral G, pero con un G0 nun subtipo anterior.
La masa de V382 Carinae envalórase en 50 vegaes la del Sol, el so diámetru ye probablemente de cerca de mil millones de milles. Si V382 Carinae pudiera tar nel centru del nuesu sistema solar, tomaría hasta la órbita de Xúpiter.
V382 Carinae ye una de les cefeides clásiques, una división de Pulsantes, nome de la estrella Delta Cephei, el prototipu d'esta clase. La temperatura de la superficie d'estes estrelles varia de manera puramente periódica, y polo tanto tamién varia'l so tipu espectral, nel casu de V382 Carinae, G0 a G4. Pa esti tipu d'estrelles variables , ye inusualmente fuerte. Por exemplu, comparable a V509 Cassiopeiae una estrella variable semirregular. V382 Carinae nun ta a la fin de la so vida y podría llegar a aumentar el so aguaxe y lluminosidá.

## Ver tamién

* Llista d'estrelles más grandes conocíes
* Llista d'estrelles más masives
* Llista d'estrelles variables

## Referencies

## Enllaces esternos

* http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=v382carinae&submit=SIMBAD+search V382 Carinae en SIMBAD
V384 Puppis

**V384 Puppis** (V384 Pup / HIP 37433 / CD-31 4916 / TYC 7106-3174-1) ye una estrella variable na constelación de Puppis, la popa del Argo Navis.
De magnitú aparente máxima +8,77, ye una estrella alloñada que s'atopa a una distancia envalorada de 3550 pársecs (11.600 años lluz).
Al igual que R Puppis —visualmente a 2,5 minutos d'arcu—, ye miembru del cúmulu abiertu NGC 2439.

V384 Puppis ye una superxigante colorada de tipu espectral M2.5I con una temperatura efectivo de 3600 K.
Dependiendo del modelu utilizáu —el so magnitú bolométrica calculada a partir del so rellumu en banda K o en banda V— puede tener un radiu entendíu ente 500 y 850 radios solares.
Considerando'l tamañu mayor, el so radiu equival a casi 4 UA, polo que si tuviera nel centru del nuesu Sistema Solar, la so superficie estenderíase más allá del cinturón d'asteroides.
Consecuentemente, la so lluminosidá bolométrica —en toles llonxitúes d'onda— algama un valor entendíu ente 37.000 y 108.000 vegaes la lluminosidá solar.
Pierde masa en forma de polvu a razón de 2,8 &times; 10-9 mases solares per añu.

V384 Puppis ta catalogada como una variable irregular LC —al igual que TZ Cassiopeiae o BU Geminorum—, y el so rellumu fluctúa ente magnitú +8,76 y +9,40, nun esistiendo nengún periodu conocíu.

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

## Referencies
V390 Velorum

**V390 Velorum** (V390 Vel / IRAS 08544) ye una estrella variable na constelación de Vela, la vela del Navío Argos.
De magnitú aparente +9,2, visualmente alcontrar a 22 minutos d'arcu al norte d'IY Velorum.
Alcuéntrase aproximao a 800 pársecs (2600 años lluz) del Sistema Solar.

## Carauterístiques
V390 Velorum ye un sistema binariu post-AGB, catalogáu como de tipu espectral F3y. 
La estrella principal tien una temperatura efectivo de 7250 K y ye 5000 vegaes más lluminosa que'l Sol.
La so masa puede ser comparable a la del Sol.
La estrella acompañante la orbita cada 499 ± 3 díes y puede tener una masa de 0,4 mases solares.

## Estáu evolutivu
V390 Velorum ye una estrella n'evolución dende la fase de xigante colorada a la fase de nana blanca, una transición onde la espulsión d'un gran envoltoriu de gas y polvu da llugar a la formación d'una nebulosa planetaria. Dicha metamorfosis, rápida en términos de la vida de la estrella, ye bastante complexa y pocu entendida. En concretu, nun se conoz bien como una estrella esférica puede producir la gran variedá de formes reparaes nes nebuloses planetaries.

Les observaciones llevaes a cabu en V390 Velorum demuestren claramente que'l polvu alredor de la estrella nun se distribúi de forma esférica, indicando que'l mecanismu responsable de l'asimetría na nebulosa planetaria esisti primero que tenga llugar la metamorfosis. Atopóse evidencia d'un discu circumestelar que s'estiende dende 9 UA a dellos cientos de UA, englobando tamién a la estrella acompañante. El discu ye bien similar a los discos protoplanetarios alredor d'estrelles nueves.

## Variabilidá
V390 Velorum exhibe una pequeña variación de rellumu de 0,18 magnitúes en banda V.
Catalogada como variable RV Tauri, el so periodu ye de 71,9 díes.

## Referencies
V350 Sagittarii

**V350 Sagittarii** (V350 Sgr) ye una estrella variable na constelación de Saxitariu.
Alcuéntrase a una distancia d'aproximao 808 años lluz del Sistema Solar.
 
V350 Sagittarii ye una variable cefeida de magnitú aparente media +7,47, siendo'l so rellumu inferior al de X Sagittarii, W Sagittarii o Y Sagittarii, les cefeides más prominentes de Saxitariu.
El rellumu de V350 Sagittarii bazcuya ente magnitú aparente +7,08 y +7,83 nun periodu de 5,1542 díes. Esti periodu paez aumentar col tiempu a razón de 1,53 segundos per añu. De tipu espectral mediu F8Ib/II, la so temperatura efectivo ye de 5320 K. Tien un radiu 48 vegaes más grande que'l radiu solar y una masa envalorada 6,3 vegaes mayor que la del Sol. El so conteníu metálico ye mayor que la solar —aproximao un 50% más altu—, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,18.

V350 Sagittarii ye una estrella binaria espectroscópica. El periodu orbital del sistema ye de 1482 díes, siendo la órbita notablemente escéntrica (ε = 0,405).

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies