open-index/open-wikipedia-markdown huggingface dataset:
Lambda Tauri

**Lambda Tauri** (λ Tau / 35 Tauri / HD 25204 / HR 1239) ye una estrella variable de la constelación de Tauru de magnitú aparente +3,41. Alcuéntrase a unos 370 años lluz de distancia del Sistema Solar.

Lambda Tauri ye una binaria eclipsante formada por una estrella azul de tipu espectral B3V y una subxigante blanca de tipu A4IV. Atópense bien próximes, apenes separaes 0,10 UA —un 27% de la distancia ente Mercuriu y el Sol—, y el so planu orbital ta casi na llinia de visión. La estrella blanca ye 95 vegaes más lluminosa que'l Sol ente que la estrella azul ye 4000 vegaes más lluminosa que'l Sol.
El sistema tien una edá averada de 100 millones d'años.

Al ser menos lluminosa la estrella blanca que l'azul, cuando la primer pasa per delantre de la segunda, el rellumu de Lambda Tauri baxa a magnitú +4,1. Ello asocede cada 3,95 díes, que correspuende al periodu orbital del sistema, y l'eclís dura 1,1 díes de principiu a fin. Nel eclís secundariu (el pasu de la estrella azul per delantre de la estrella blanca) la variación del rellumu ye namái una tercer parte de la del eclís principal. Amás, la proximidá ente dambes estrelles fai que les fuercies de marea aburuyen la forma de les estrelles, polo que tamién el rellumu varia cuando nun hai eclises, en función de la seición de la estrella que ye visible. Hai cierta evidencia de que puede esistir tresferencia de masa ente les dos estrelles.

Una tercer estrella, entá ensin confirmar, podría completar el sistema estelar.
De masa similar al Sol, orbitaría alredor del par interior a una distancia de 0,4 UA, siendo'l so periodu orbital de 33 díes.

## Referencies
Lambda Ursae Minoris

**Lambda Ursae Minoris** (λ UMi / HD 183030 / HR 7394 / HIP 84535) ye una estrella na constelación de la Osa Menor de magnitú aparente +6,35, siendo apenes observable a simple vista. Anguaño a pocu menos d'un grau del polu norte celeste, hai unos doscientos años Lambda Ursae Minoris foi la meyor Estrella Polar, yá que por cuenta de la precesión de los equinoccios el polu norte celeste describe un círculu alredor del polu norte de la eclíptica cada 25 780 años. Ello ye que el polu norte celeste va pasar ente Lamda Ursae Minoris y Polaris (α Ursae Minoris) nel añu 2060.

Asitiada a 876 años lluz del Sistema Solar, Lambda Ursae Minoris ye una xigante colorada de tipu espectral M1III con una temperatura superficial de 3800 K. 600 vegaes más lluminosa que'l Sol, el so radiu ye 57 vegaes más grande que'l radiu solar, aproximao'l 69% de la distancia que dixebra Mercuriu del Sol. Ta catalogada como una variable semirregular que'l so rellumu fluctúa 0,10 magnitúes.

A 55 segundos d'arcu de Lambda Ursae Minoris puede reparase una estrella de magnitú 14, desconociéndose si dambes tán gravitacionalmente xuníes.
Si dambes estrelles formaren un verdaderu sistema binariu, la separación ente elles sería de siquier 15 000 UA y el periodu orbital devasaría'l millón d'años.

## Referencies

* Lambda Ursae Minoris - Variable Star (SIMBAD)
* Lambda Ursae Minoris (Stars, Jim Kaler)
Lambda Virginis

**Lambda Virginis** (λ Vir / 100 Virginis / HD 125337) ye una estrella binaria na constelación de Virgu de magnitú aparente +4,50. Recibe'l nome, escasamente utilizáu, de **Khambalia**, d'orixe coptu.
Alcuéntrase a 187 años lluz de distancia del Sistema Solar.

Catalogada na base de datos SIMBAD col tipu espectral A1V, Lambda Virginis ye un binaria espectroscópica formada por dos estrelles Am, una clase d'estrelles con llinies d'absorción fuertes de dalgunos metales nel so espectru.
Los dos componentes de Lambda Virginis tienen igual temperatura, 8280 ± 200 K, pero nun son igualmente lluminoses; la estrella principal ye 20,8 vegaes más lluminosa que'l Sol y la secundaria 12,6 vegaes más lluminosa que la nuesa estrella.
La primera tien una masa de 1,90 mases solares y la segunda de 1,72 mases solares.
Los modelos d'evolución estelar suxeren que'l sistema tien una metalicidá inferior a la solar y cifren la so edá en 935 millones d'años.
Dambes estrelles roten a distinta velocidá; la velocidá de rotación proyeutada ye de 36 km/s pa la más lluminosa —con un radiu envaloráu de 2,35 radios solares—, y de 10 km/s pa la so compañera —con un radiu de 1,84 radios solares—.

El periodu orbital del sistema ye de 206,7 díes, siendo la escentricidá bien baxa (ε = 0,06). El semiexe mayor de la órbita ye de 1,05 UA, un 5% mayor que la distancia esistente ente la Tierra y el Sol.

## Referencies
Lambda2 Fornacis

**Lambda2 Fornacis** (λ2 For / HD 16417 / HR 772) ye una estrella na constelación de Fornax de magnitú aparente +5,78 asitiada a 83 años lluz del Sistema Solar.
Dende 2009 conozse la esistencia d'un planeta estrasolar n'órbita alredor d'esta estrella.

Lambda2 Fornacis ye una análoga solar —estrella de carauterístiques asemeyaes a les del Sol— de tipu espectral G1V.
Tien una temperatura efectivo de 5936 K y una lluminosidá 2,7 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
El so radiu ye un 50% más grande que'l del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 2,1 km/s.
El so tamañu y la so gravedá superficial, inferior a 4,5, indiquen que ye una estrella evolucionada que ta abandonando la secuencia principal.
La so edá envalórase en 5200 millones d'años aproximao y tien una masa un 18% mayor que la masa solar.
Tien una actividá cromosférica desaxeradamente baxa.

Lambda2 Formacis amuesa una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos que'l heliu— cimeru a la solar nun 35% ([Fe/H] = +0,13). Otros elementos como níquel, magnesiu o siliciu tamién son sobreabundantes.
Coles mesmes, presenta un conteníu de litiu más altu que'l del Sol (A(Li) = 1,71), anque inferior al valor cósmicu d'esti elementu.
 
## Sistema planetariu

El planeta estrasolar en redol a Lambda2 Fornacis, denomináu HD 16417 b, tien una masa similar a la de Neptunu. Orbita a una distancia media de 0,14 UA al respective de la estrella, un 36% de la distancia qu'hai ente Mercuriu y el Sol.
Completa una órbita alredor de Lambda2 Fornacis cada 17,2 díes.

## Referencies
Lesath

**Lesath** (υ Sco / υ Scorpii / 34 Scorpii) ye una estrella asitiada na constelación de Scorpius de magnitú aparente +2,70. El so nome, escritu tamién como **Lesuth**, paez provenir del árabe *Al Les'ah*, «el aguiyón», pos xunto a Shaula (λ Scorpii) ta asitiada a la fin de la cola del escorpión, xusto nel aguiyón. Otra posible etimoloxía alude a una correición errónea per parte de Scaliger —astrónomu francés que conocía l'árabe— del términu *Alascha*, del árabe *al laţkha* («el mancha borrosa»), referente al cercanu cúmulu abiertu M7.

Lesath ye una caliente subxigante azul de tipu espectral B2IV y 22.400 K de temperatura. Bien similar a la yá mentada Shaula, dambes estrelles formen parte de la gran Asociación estelar de Scorpius-Centaurus —asociación qu'inclúi estrelles visualmente tan alloñaes como α Lupi o η Centauri. Incluyendo la importante cantidá de radiación emitida como lluz ultravioleta, Lesath relluma con una lluminosidá 12.300 vegaes superior a la lluminosidá solar y tien un diámetru 7,5 vegaes más grande que'l del Sol. Catalogada como una estrella Be —tipu d'estrelles caracterizaes por tener un discu de materia al so alredor—, la so masa ye 10 vegaes mayor que la masa solar. Ello asitiar na llinia divisoria ente les estrelles qu'esploten como supernoves, y les que rematen la so vida como nanes blanques masives. Alcuéntrase a 519 años lluz del Sistema Solar.

## Referencies
LH54-425

**LH54-425** ([L72] LH 54-425 / [O96] L54S-4) ye una estrella binaria na constelación de Doráu asitiada na Gran Nube de Magallanes, galaxa vecina que s'atopa a unos 170.000 años lluz de distancia.

LH54-525 ye unu de los sistemes binarios conocíos más estremos. Los sos dos componentes, estrelles bien calientes y lluminoses de tipu espectral O, tienen una masa de 62 y 37 mases solares respeutivamente. La separación ente elles ye de namái 0,17 UA, orbitando alredor del centru de mases común cada 2,25 díes. La edá probable del sistema ye inferior a 3 millones d'años.

Dende caúna de les estrelles del sistema sopla un fuerte vientu estelar. La zona de choque de los vientos supersónicos de caúna d'elles envolubra a la estrella más pequeña, produciendo una superficie curvada de gases sobrecalentados qu'emiten rayos X y radiación nel ultravioleta alloñáu.
La estrella más masiva pierde material a un ritmu de 500 billones de tonelaes por segundu —cerca de 400 más que la perdida de masa del Sol al traviés del vientu solar— a una velocidá de 8,7 millones de km/h. La perda de masa estelar de la estrella más pequeña ye diez veces menor que la de la so compañera.
Conforme les estrelles avieyen y aumenten de tamañu, van empezar a tresferise cantidaes substanciales de masa ente elles, procesu que podría empezar nun millón d'años. La proximidá ente dambes probablemente provoque la so fusión nuna única estrella desaxeradamente masiva, comparable a la componente principal de η Carinae. Finalmente'l sistema va dar llugar a una supernova de gran enerxía.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles más masives

## Referencies
LHS 1402

**LHS 1402** (LP 885-57 / WD 0222-291) ye una nana blanca asitiada na constelación de Fornax. Distante unos 80 años lluz del Sistema Solar, visualmente ye bien tenue, siendo la so magnitú aparente +18,05.

A diferencia del restu de les estrelles, les nanes blanques como LHS 1402 nun xeneren enerxía por fusión nuclear, sinón que radien al esterior l'escesu de calor a un ritmu constante.
Col intre del tiempu, la temperatura superficial va baxando, moviéndose'l espectru d'emisión escontra'l colloráu, procesu que trai un amenorgamientu na lluminosidá.
Dichu enfriamientu ye cada vegada más lentu, polo que son bien poques les nanes blanques que la so temperatura efectivo ye inferior a 4000 K —les llamaes nanes blanques ultrafrías»—.
Incluyida nesti grupu, LHS 1402 tien una temperatura de 3240 ± 70 K, asumiendo una composición mista d'hidróxenu y heliu. La so lluminosidá de namái 0,000035 soles; a títulu comparativu, la Estrella de Van Maanen, nana blanca cercana al Sistema Solar, ye 5 vegaes más lluminosa.
Consecuentemente, piénsase que LHS 1402 ye un oxetu bien antiguu, que la so edá envalorada —como nana blanca— ye de casi 10.000 millones d'años.
Ello ye que créese que puede provenir del vieyu halo galácticu.
Tien una masa envalorada de 0,57 mases solares.

## Referencies
LHS 2090

**LHS 2090** (LP 368-128 / NLTT 20726) ye una estrella de magnitú aparente +16,10 asitiada na constelación de Cáncer.
Anque yá figuraba nos catálogos Luyten Half Second y New Luyten Two Tenths —anque non nel Catálogu Gliese—, nun foi hasta 2001 cuando s'estableció, a partir del baxa resolución del so espectru y del so eleváu movimientu propiu (0,79 segundos d'arcu/añu), que yera una de les estrelles más cercanes al Sistema Solar, yá que s'atopa a 20,8 ± 0,4 años lluz.

LHS 2090 ye una nana colorada de tipu espectral M6.5V, siendo les sos carauterístiques asemeyaes a les de DX Cancri o LHS 292.
Tien una baxa temperatura superficial d'aproximao 2464 K y la midida del so diámetru angular —0,22 milisegundos d'arcu— dexa envalorar el so diámetru real, equivalente al 15% del que tien el Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 20,0 ± 0,6 km/s.
Como cabo esperar, la so lluminosidá bolométrica —enerxía emitida en toles llonxitúes d'onda— ye bien baxa, pos apenes supón el 0,07% de la lluminosidá solar.
La rellación masa-lluminosidá pa estrelles de la secuencia principal dexa evaluar de forma averada la so masa, en redol al 15% de la masa solar.

## Referencies
LHS 2397a

**LHS 2397a** (LP 732-94 / GJ 3655) ye una estrella a 46,5 años lluz de distancia del Sistema Solar. Asitiada na constelación de Crater, alcuéntrase aproximao al norte d'Alkes (α Crateris) y noroeste de Labrum (δ Crateris). En 2002 anuncióse'l descubrimientu d'una nana marrón nuna órbita bien próxima a esta estrella.

LHS 2397a ye una tenue nana colorada de tipu espectral M8V y magnitú aparente +19,57. Envalórase que'l so masa equival al 9% de la masa del Sol y el so radiu al 10% del radiu solar. De bien baxa lluminosidá, ésta equival a 2,5 millonésimes de la lluminosidá solar.

La estrella conocida más próxima a LHS 2397a ye HIP 56157, nana colorada distante 3,4 años lluz.

## Compañera subestelar

En 2002 anuncióse'l descubrimientu d'una nana marrón bien tenue a una distancia averada de 3,0 UA de LHS 2397a. L'oxetu ye de tipu espectral L7, con una masa ente 38 y 70 vegaes la masa de Xúpiter. En contra de lo que se pensaba nun principiu, estos sistemes binarios de baxa masa paecen ser relativamente corrientes; el descubrimientu del sistema de LHS 2397a traxo consigo l'afayu d'otros once sistemes similares.

## Referencies

* 2MASS J11214924-1313084 (SIMBAD)
* LHS 2397a (Solstation)
LHS 288

**LHS 288** (GJ 3618 / L 143-23 / LTT 3946) ye una pequeña estrella a 15,6 años lluz del Sistema Solar na constelación de Carina, la quilla del Argo Navis. A pesar de ser una de les estrelles más próximes al Sistema Solar, el so tenue rellumu —tien magnitú aparente +13,92— fai que nun sía visible a simple vista.
La estrella conocida más cercana a LHS 288 ye Gliese 440, nana blanca a 2,15 años lluz d'ella.

LHS 288 ye una nana colorada de tipu espectral M5.5V con una baxa temperatura superficial de 2770 ± 71 K.
La midida del so diámetru angular —0,277 milisegundos d'arcu— dexa evaluar el so diámetru real, aproximao'l 14% del que tien el Sol.
Tien una masa envalorada igual al 11% de la masa solar y la so lluminosidá apenes supón el 0,1% de la lluminosidá solar.

Anque nun ta catalogada como estrella acandilante, estudios llevaos a cabu n'estrelles cercanes dexaron reparar en LHS 288 un fogaral de gran amplitú na rexón de rayos X.

Recién estudios astrométricos suxeren qu'alredor de LHS 288 puede esistir un oxetu con una masa 2,4 vegaes mayor que la masa de Xúpiter y un periodu orbital de 7 años.
 
## Ver tamién
* Llista d'estrelles cercanes a la Tierra

## Referencies
LHS 292

**LHS 292**, tamién conocida como **GJ 3622** o **LP 731-58**, ye una pequeña estrella asitiada a daqué menos de 15 años lluz del Sistema Solar en direición a la constelación de Sextans. Ye una nana colorada de rellumu bien débil y magnitú aparente +15,60.
Les estrelles más cercanes a LHS 292 son Ross 128 (FI Virginis) y DEN 1048-3956, respeutivamente a 5,8 y 7,1 años lluz de distancia.

LHS 292 ye una de les más tenues nanes coloraes de la nuesa redolada, con magnitú absoluta +17,32. La so masa ye apenes el 8,3% de la masa del Sol y la so lluminosidá ye namái una cenmilésima de la lluminosidá solar. Pertenez al tipu espectral M6.5V, siendo les sos carauterístiques asemeyaes a les de DX Cancri.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 3,0 km/s.

LHS 292 ye una estrella acandilante, esto ye, dacuando sufre erupciones que faen aumentar drásticamente el so rellumu, magar nun tien asignada una denominación d'estrella variable. Estudios recién suxeren que ye una estrella binaria espectroscópica con una de les componentes más tenue que la otra.
 
## Ver tamién
* Llista d'estrelles cercanes a la Tierra

## Referencies
LHS 4040

**LHS 4040** ye una nana blanca que forma un sistema binariu xunto a una nana colorada denomada **LHS 4039**.
Un tercer oxetu más distante, **APMPM J2354-3316C**, completa'l sistema estelar.
Ésti tópase asitiáu a 65,5 años lluz de distancia del Sistema Solar en direición a la constelación de Sculptor.

**LHS 4039** (L 577-71), de magnitú aparente +12,8, ye la componente principal del sistema.
Ye una nana colorada de tipu espectral M4V —igual al de la estrella acandilante Ross 128—, visualmente a 6,5 segundos d'arcu de la nana blanca.
La separación real ente dambes estrelles ye d'unes 150 UA, 5 vegaes mayor que la distancia esistente ente Neptunu y el Sol.

La componente secundaria, **LHS 4040** (WD 2351-335 / L 577-72), ye una nana blanca de magnitú aparente +13,56 y tipu espectral DA.
Tien una temperatura efectivo d'aproximao 8070 K y una lluminosidá equivalente al 0,079% de la lluminosidá solar.
La so masa ye igual al 49% de la masa solar y tien una edá envalorada —como nana blanca— de 810 ± 50 millones d'años.

El tercer oxetu, **APMPM J2354-3316C**, ye una tenue nana colorada de magnitú +20,7.
De tipu M8.5V, paez ser una estrella activa que presenta ciertes semeyances con LHS 2397a.
La so separación al respective de la binaria LHS 4039/LHS 4040 ye d'unes 2200 UA.

## Referencies
LBV 1806-20

**LBV 1806-20** ye una estrella hiperxigante —o posiblemente una estrella binaria— que s'atopa a una distancia envalorada ente 30.000 y 49.000 años lluz del Sol.

LBV 1806-20 atopar nel otru estremu de la galaxa, nel centru de la radio nebulosa G10.0-0.3. Ta nel estremu del cúmulu Cl* 1806-20, que forma parte de W31, una de les mayores rexones H II de la Vía Lláctea. Esti cúmulu contién otres estrelles supermasivas, como dos estrelles de Wolf-Rayet riques en carbonu (WC9d y WCL), dos hiperxigantes azules y un magnetar (SGR 1806-20).

## Carauterístiques físiques

El sistema tien una masa ente 130 y 200 mases solares y una lluminosidá variable ente 5 y 40 millones de soles, comparable a la d'Eta Carinae o Estrella Pistola, toes elles estrelles variables azules lluminoses.
Anguaño'l so tipu espectral topar ente O9 y B2.

A pesar de la so lluminosidá, LBV 1806-20 ye virtualmente invisible dende la Tierra porque nos llega menos d'una milmillonésima parte de la so lluz, quedando'l restu absorbida por gas y polvu interestelar. Tien magnitú aparente 35 nel espectru visible y magnitú 8 en llonxitú d'onda de 2 &mu;m nel infrarroxu cercanu.

## Teoría de formación

Les teoríes actuales de formación estelar indiquen qu'una estrella tien de tener a lo más unes 120 mases solares, inferior a la masa mínimo envalorada de 130 mases solares pa LBV 1806-20. Recién estudios d'espectroscopia d'alta resolución suxeren que LBV 1806-20 nun ye una única estrella sinón un sistema binariu masivu, siendo nesti casu la masa de caúna de les estrelles considerablemente inferior a la llende máxima pa la formación estelar.

## Ver tamién
* Llista de les estrelles más lluminoses
* Llista d'estrelles más grandes conocíes
* Llista d'estrelles más masives

## Referencies
LHS 1070

**LHS 1070** ye un sistema estelar de magnitú aparente +15,42 asitiáu na constelación de Sculptor.
Ta compuestu por una nana colorada, LHS 1070 A, y dos oxetos, LHS 1070 B y C, posiblemente nanes marrones.
Alcuéntrase a 25,2 años lluz del Sistema Solar y la estrella conocida más cercana a ella ye Gliese 915, a 7,3 años lluz.

## LHS 1070 A
La componente principal, **LHS 1070 A**, ye una nana colorada de tipu espectral M6.0V. 
Tien una temperatura efectivo de 3160 K y una masa ente'l 13% y el 16% de la masa solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 6,8 km/s.
Amuesa una fuerte actividá fotométrica, siendo una estrella acandilante.

Nuna diagrama masa-lluminosidá, LHS 1070 A apaez demasiáu tenue pa la so masa o bien masiva pa la so lluminosidá. Esta aparente discrepancia puede debese a la presencia d'una compañera bien próxima de LHS 1070 A.
El descubrimientu d'esta hipotética acompañante foi notificáu en 1999, pero numberosos estudios posteriores nun pudieron confirmar la so esistencia.

Per otra parte, la edá del sistema puede envalorase en 500 - 800 millones d'años, y, pol so cinmeática, pue ser acomuñáu a la vieya población de discu.

## LHS 1070 B y C

LHS 1070 B y C formen un sistema binariu que'l so periodu orbital ye de 17,24 años. El semiexe mayor del so órbita ye de 3,53 UA.
De la mesma, el par BC xira en redol a LHS 1070 A cada 44 años, anque esta órbita ta mal determinada; el periodu orbital probablemente sía más llargu, ente 80 y 200 años. El semiexe mayor d'esta órbita puede ser de 8,6 UA.
Los dos órbites son coplanares.

**LHS 1070 B** tien tipu espectral M8.5V y una temperatura de 2450 K.
La so masa ye de 0,077 mases solares y xira sobre si mesma con una velocidá de rotación de siquier 16 km/s.
**LHS 1070 C**, de tipu espectral M9-9.5V, tien una temperatura de 2400 K.
Con una masa de 0,071 mases solares, rota cola mesma velocidá que la so compañera cercana.

Tanto LHS 1070 B como LHS 1070 C tán cerca de la llende qu'estrema a les nanes coloraes de les nanes marrones. Estos oxetos carauterizar por temperatures efectives bien baxes y pola formación de polvu nes sos atmósferes.
Créese que LHS 1070 C ye, casi con certidume, una nana marrón, y LHS 1070 B probablemente tamién lo sía.

Nesti últimu oxetu detectóse un fogaral impulsivu» que demuestra que los oxetos na llende de la fusión del hidróxenu pueden amosar los mesmos eventos que les estrelles acandilantes.
Los fogarales impulsivos duren ente 100 y 1000 segundos y tienen gran amplitú; estos fogarales, reparaes en UV Ceti o YZ Canis Minoris, pueden mandar a aumentar el rellumu de la estrella hasta en 5 o 6 magnitúes.
Nel casu específicu de LHS 1070 C, el fogaral supunxo un aumentu de rellumu de 8,2 magnitúes en banda B, la mayor amplitú reparada nesti tipu d'eventos.

## Referencies
LP Trianguli Australis

**LP Trianguli Australis** (LP TrA / HD 150549 / HR 6204) ye un sistema estelar na constelación del Triángulu Austral. Alcuéntrase a 627 años lluz de distancia del Sistema Solar.

La componente principal, de magnitú aparente +5,13, ye una estrella blanca de tipu espectral ApSi y 12.800 K de temperatura. La *p* indica que pertenez al grupu de les estrelles químicamente peculiares o estrelles Ap, que se caractericen pola so lenta velocidá de rotación en comparanza con otres estrelles de tipu A; la de LP Trianguli Australis ye de 56 km/s. La intensidá media de la so campu magnéticu superficial ye de 0,5 kG. Catalogada como una variable Alfa2 Canum Venaticorum, la so variación de rellumu ye de 0,033 magnitúes con un periodu de 3,76 díes, valor típicu dientro d'estes variables.

A 25 segundos d'arcu alcuéntrase una estrella de magnitú 11,5; a 6 segundos d'arcu d'ésta última esiste una tercer estrella más tenue de magnitú 12.

## Referencies
LR Velorum

**LR Velorum** (LR Vel / HD 80558 / HR 3708) ye una estrella variable de magnitú aparente media +5,90 na constelación de Vela, que representa la vela del míticu Argo Navis nel que viaxaron Jasón y los Argonautas.
La distancia a la que s'atopa ye incierta, pero la so posible pertenencia a l'Asociación estelar Vela OB1 asitiar aproximao a 1750 pársecs (5700 años lluz) del Sistema Solar.

LR Velorum ye una superxigante azul de tipu espectral B6Iae con una temperatura efectivo de 13.000 - 13.500 K.
Descomanadamente lluminosa, radia 60.250 vegaes más enerxía que'l Sol —comparable a Deneb (α Cygni) o ν Cephei— y, como correspuende a la so clase, tamién tien un tamañu considerable; el so radiu ye 45 vegaes más grande que'l del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 41 km/s.
Ye una estrella bien masiva, siendo la so masa aproximao 30 vegaes mayor que la masa solar, polo que va rematar la so curtia vida esplotando en forma de supernova.

LR Velorum ye una variable Alfa Cygni que'l so rellumu bazcuya 0,072 magnitúes a lo llargo d'un periodu de 1,695 díes.

## Referencies
LS Delphini

**LS Delphini** (LS Del) ye una estrella binaria na constelación del Delfín que s'alcuentra cerca de la llende con Vulpecula.
Alcuéntrase a 256 años lluz del Sistema Solar.

LS Delphini ye una binaria de contautu de tipu espectral F5/8V o G0V.
Nesti tipu de binaries cercanes, por cuenta de la so proximidá, les dos estrelles comparten les sos capes esteriores de gas, anque nel casu de LS Delphini el contautu ye namái marxinal.
Les temperatures respeutives de les componentes son 6250 y 6129 K.
La más caliente ye un 7% menos lluminosa que'l Sol y tien un radiu equivalente al 79% del radiu solar. Tien la metá de masa que'l Sol ente que la so compañera ye un 25% más masiva que la nuesa estrella.
La rellación ente les mases de dambes componentes, *q*, ye igual a 0,375.
La estrella menos caliente ye la más lluminosa con casi'l doble de la lluminosidá solar.
El so radiu ye un 23% más grande que'l del Sol.
El sistema ye deficitariu en metales en rellación al Sol ([Fe/H]= -0,46) y la so edá envalorada ye de 7100 millones d'años.

Clasificada como variable W Ursae Majoris, la condición de binaria eclipsante de LS Delphini afayóse por H.Y. Bond en 1976.
El so rellumu fluctúa ente magnitú aparente +8,61 y +8,76 a lo llargo del so periodu orbital de 0,36384 díes.
Reparóse que dichu periodu varia a lo llargo del tiempu.
El planu orbital ta inclináu 45,5º respectu al planu del cielu y los eclises son namái parciales.

## Ver tamién
*Llista d'estrelles variables

## Referencies
LU Velorum

**LU Velorum** (LU Vel / GJ 375) ye un sistema estelar na constelación de Vela.
Alcuéntrase a 50,4 años lluz del Sistema Solar.

## Carauterístiques
LU Velorum ye una estrella binaria que les sos componentes son dos nanes coloraes iguales de tipu espectral M3.5V.
Tienen una temperatura efectivo de 3260 K y una masa equivalente al 36% de la masa solar.
Más pequeñes que'l Sol, el so radiu puede ser d'aproximao 0,4 radios solares.
Conjuntamente, la so lluminosidá equival al 5% de la lluminosidá solar.

El periodu orbital d'esta binaria ye de 1,8766 díes, siendo'l semiexe mayor de la órbita de 0,026 UA.
Magar que el planu orbital ta inclináu 82º respectu al planu del cielu, LU Velorum nun ye una binaria eclipsante.

## Variabilidá

LU Velorum apaez catalogada como estrella acandilante, reparándose una variación de rellumu de más de dos magnitú.
Per otra parte, paez ser cromosféricamente activa polo que tamién ye una variable BY Draconis.
Emite enerxía en forma de rayos X, siendo la so lluminosidá en dicha rexón del espectru 0,018×1024 W.

## Referencies
M Velorum

**M Velorum** (M Vel / HD 83446 / HR 3836) ye una estrella na constelación de Vela, la vela del Argo Navis, de magnitú aparente +4,35. 
Nun tien de ser confundida con m Velorum (HD 85622).

Asitiada a 107 años lluz de distancia del Sistema Solar, M Velorum ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A7V o A5V. Al igual que'l Sol, llogra'l so enerxía de la fusión nuclear d'hidróxenu en heliu, pero ye considerablemente más caliente qu'ésti, con una temperatura efectivo de 7977 K.
Ye una estrella de carauterístiques asemeyaes a Altair (α Aquilae), Sheratan (β Arietis) o γ Crateris.
Con una lluminosidá 19 vegaes mayor que la lluminosidá solar, la so velocidá de rotación nel ecuador ye de siquier 155 km/s, unes 75 vegaes más alta que la del Sol pero comparable a la d'otres estrelles análogues. El so conteníu metálico total —entendiendo por metales aquellos elementos más pesaos que l'heliu— ye un 30% mayor que nel Sol ([M/H] = +0,12).
Tolos elementos evaluaos —a esceición del cinc— son más abondosos que na nuesa estrella. Destaquen los altos niveles de manganesu y sodiu; el primeru d'ellos ye casi 6 vegaes más abondosa que nel Sol ente que'l segundu ye unes 4 vegaes más.

Una tenue estrella de magnitú +13,2 a 23 segundos d'arcu paez tar físicamente amestada a M Velorum.

## Referencies
Maasym

**Maasym** o **Masym** (λ Herculis / λ Her / 76 Herculis) ye una estrella de magnitú aparente +4,40 na constelación d'Hércules. El so nome, procedente del árabe *Misam*, significa «la muñeca» (del brazu). Orixinariamente esti nome correspondía a ο Herculis pero darréu, probablemente por equivocación, pasó a designar a la estrella que nos ocupa.

Asitiada a 367 años lluz de distancia del Sistema Solar, Maasym ye una xigante naranxa de tipu espectral K4III más fría que'l Sol, con una temperatura de 4215 K. La so lluminosidá, incluyendo la radiación infrarroxo emitida, ye 345 vegaes mayor que la lluminosidá solar. Como xigante que ye, tien un diámetru calculáu a partir de la midida del so diámetru angular— 56 vegaes más grande que'l diámetru solar. Xira sobre sigo mesma con una velocidá mínima de 6,2 km/s, siendo el so periodu de rotación inferior a 281 díes.

Anque ensin dulda Maasym ye una estrella evolucionada, nun se conoz con exactitú'l so actual estáu evolutivu. Pue que tea aumentando'l so rellumu con un nucleu inerte d'heliu, y nesi casu tendría una edá averada de 350 millones d'años. Otra manera, puede haber avanzáu más na so evolución y, consumiendo tol so heliu —con un nucleu inerte de carbonu y oxíxenu—, ta preparada p'aumentar en más de 12 vegaes la so presente lluminosidá, enantes de convertise nuna variable Mira. Nesti segundu escenariu la so edá correspondería a 430 millones d'años.

## Referencies
Maia (estrella)

**Maia** (20 Tauri / HD 23408 / HR 1149) ye una estrella que forma parte del cúmulu abiertu de les Pléyades na constelación de Tauru. La so magnitú aparente ye +3,87 y alcuéntrase a unos 440 años lluz de distancia. Ye la cuarta más brillosa de les Pléyades, dempués d'Alcíone (25 Tauri), Atles (27 Tauri) y Electra (17 Tauri). *Maia* ye'l nome d'una de les siete fíes mítiques d'Atles y Pléyone.

Maia ye una xigante blancu-azulada de tipu espectral B8III. Irradia 660 vegaes más enerxía que'l Sol dende la so caliente superficie a unos 12.600 K de temperatura. El so radiu, 5,5 vegaes mayor que'l radiu solar, convertir nuna verdadera estrella xigante, magar estes xigantes azules nunca apuerten a tan grandes como les xigantes coloraes o anaranxaes, tipificaes pola cercana Aldebarán (α Tauri).

Como otres estrelles de les Pléyades, Maia ta arrodiada por una nebulosa de reflexón, nube de polvu y gas qu'arrodia a les estrelles más brilloses del cúmulu. Per otra parte, la velocidá de rotación de Maia ye baxa, faciendo que dalgunos elementos químicos somorguiar nel so interior por aición de la gravedá, ente qu'otros son llevaos a la superficie por radiación, lo que la convierte nuna estrella de mercuriu-manganesu.

Nel pasáu, l'astrónomu Otto Struve suxirió que Maia yera una estrella variable, con un periodu de poques hores. Pasó a ser el prototipu de les denominaes «variables Maia», onde taba incluyida Pherkad (γ Ursae Minoris). Anguaño la clase ta deshechada, una y bones Maia y el restu de les estrelles que formaben el grupu nun son variables n'absolutu.

## Referencies
* NAME MAIA -- Star in double system (SIMBAD)
* Maia (Stars, Jim Kaler)

## Referencies

## Enllaces esternos
Marfak

**Marfak** ye'l nome de dos estrelles distintes na constelación de Cassiopeia:

***[[Theta Cassiopeiae]]** (33 Cassiopeiae), estrella blanca a 137 años lluz.
***[[Mu Cassiopeiae]]** (30 Cassiopeiae), estrella binaria a 24,6 años lluz de la Tierra.
Marfik

**Marfik** (λ Oph / λ Ophiuchi / 10 Ophiuchi / HD 148857) ye una estrella na constelación d'Ophiuchus de magnitú aparente +3,82. El so nome provién del árabe *Al-Mirfaq* y significa «el coldu», refiriéndose al coldu d'Ophiuchus. **Marsik**, otru nome utilizáu pa esta estrella, sirve tamién pa designar a κ Herculis A y κ Herculis B.

Marfik ye una estrella binaria asitiada a 166 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Los sos dos componentes son estrelles blanques de la secuencia principal. La componente principal, **Marfik A**, tien tipu espectral A1V y una temperatura de 9300 K. La otra componente, **Marfik B**, más fría con una temperatura de 8500 K, tien tipu espectral A4V. Marfik A ye 3,2 vegaes más lluminosa que la so compañera y 56 vegaes más que'l Sol.
El so radiu ye 2,5 vegaes más grande que'l de la nuesa estrella y ye 2,6 vegaes más masiva qu'ésta.
Marfik B, col doble de masa que'l Sol, tien un radiu un 90% más grande que'l radiu solar.
Ciertes discrepancies na masa total del sistema faen abarruntar la esistencia d'una compañera cercana non detectada.

El periodu orbital del sistema ye de 129 años y al ser el so órbita escéntrica la separación ente los dos componentes varia ente 18 y 68 UA. La mínima separación tuvo llugar nel añu 1939, ente que nel añu 2004 la separación yera máxima. Una tercer estrella de magnitú 11, visualmente a 2 minutos d'arcu, comparte'l movimientu de Marfik al traviés del espaciu. Tan alloñada que nun se detectó movimientu orbital —la so distancia respeutu al par interior ye de siquier 6100 UA—, tien d'emplegar 185.000 años o más en completar una órbita.
Dende esta estrella una nana naranxa de tipu averáu K6—, les dos estrelles blanques veríense dixebraes una media de 0,5º, siendo'l so rellumu conxuntu equivalente al de dos luna llenes.

## Referencies
Luyten 726-8

**Luyten 726-8** (L 726-8 / Gliese 65) ye'l séptimu sistema estelar más cercanu al Sistema Solar, tando asitiáu a 8,73 años lluz de distancia.
Les estrelles más cercanes a esti sistema son τ Ceti y YZ Ceti, respeutivamente a 3,2 y 3,6 años lluz de distancia.
Visualmente alcuéntrase na constelación de Cetus, al nordeste de Deneb Kaitos (β Ceti), nun siendo visible a simple vista. Afayóse en 1949 por Willem Jacob Luyten cuando taba arrexuntando datos pa un catálogu de les estrelles con mayor movimientu propiu; reparó'l so movimientu propiu especialmente alto de 3,37 segundos d'arcu per añu, denominando al sistema Luyten 726-8. Les estrelles que la formen son dos nanes coloraes; una d'elles, Luyten 726-8 B —conocida como **UV Ceti**—, ye un exemplu típicu d'estrella acandilante.

**Luyten 726-8 B** (GJ 65 B / LHS 10) tien tipu espectral M6V y la so masa ye un 10% de la masa solar. En condiciones normales la so lluminosidá ye inferior a cuatro cenmilésimes de la lluminosidá solar, pero puede multiplicar el so rellumu por cinco en menos d'un minutu para dempués tornar al so rellumu normal nunos dos o tres minutos. En 1952 el so rellumu aumentó 75 vegaes en cuestión de 20 segundos.
Anque Luyten 726-8 B nun foi la primer estrella acandilante n'afayase, ye un exemplu notable d'esta clase de variables, y de fechu esti tipu d'estrelles tamién son llamaes **estrelles UV Ceti**.

La otra componente, **Luyten 726-8 A** (GJ 65 A / LHS 9) —tamién llamada **BL Ceti**—, ye coles mesmes una estrella acandilante, pero non de calter tan acusáu como la so compañera. De tipu espectral M5.5Ve, la so masa y diámetru son práuticamente iguales a los de Luyten 726-8 B, con una lluminosidá inferior a 6 cenmilésimes de la del Sol. Dambes estrelles mover nuna órbita elíptica a una alloña permediu de 5,5 UA; ente que nel periastru la separación ye de 2,1 UA, nel apoastru —máxima separación— ésta llega a les 8,8 UA. La duración del periodu orbital ye de 26,5 años.
La edá envalorada d'esti sistema ye de 600 millones d'años.

Anque se postuló la posible esistencia de dos planetes mayores que Xúpiter alredor de Luyten 726-8 A —el primeru con una masa un 10% mayor que la de Xúpiter y el segundu con una masa un 40% mayor—, les últimes investigaciones llevaes a cabu col Telescopiu espacial Hubble nun atoparon evidencies de la presencia d'oxetos del tamañu d'un planeta xigante o d'una nana marrón.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles cercanes a la Tierra
* Estrella acandilante

## Referencies
Marsik

**Marsik** o **Marsic** ye un nome que puede designar a trés estrelles distintes:

***[[Lambda Ophiuchi]]** (HD 148857), estrella binaria de magnitú 3,82.
* **[[Kappa Herculis A]]** (HD 145001), xigante de magnitú 5,00.
* **[[Kappa Herculis B]]** (HD 145000), xigante naranxa de magnitú 6,23.

Les dos últimes estrelles, separaes visualmente 27 segundos d'arcu, formen una doble óptica y non un verdaderu sistema binariu.
Matar (estrella)

**Matar** (η Pegasi / η Peg / 44 Pegasi) ye una estrella na constelación de Pegasu de magnitú aparente +2,95. El so nome provién del árabe سعد المطر, *Al Sa'd al Matar*, significando «estrella afortunada de l'agua» o «agua de la suerte», ensin rellación col caballu aláu.

A una distancia de 215 años lluz del Sistema Solar, Matar ye un sistema estelar doble o seique cuádruple. La estrella brillosa a simple vista consiste nuna binaria cercana que les sos componentes tán dixebraes 3 UA. La más brillosa del par ye una xigante mariella de tipu espectral G2III con una temperatura de 5100 K y 262 vegaes más lluminosa que'l Sol. El so acompañante ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu A5V y 7800 K de temperatura. El periodu orbital del sistema ye de 2,24 años.

A 90 segundos d'arcu del par anterior alcuéntrase otra estrella binaria de magnitú +9,7 y tipu G5. Puede tar gravitacionalmente amestada al par anterior o a cencielles coincidir na mesma llinia de visión. Nel primeru de los casos, los dos componentes d'esti par, visualmente a 0,2 segundos d'arcu, taríen dixebraes ente sigo siquier 13 UA completando una órbita cada 34 años. De la mesma, la separación ente dambes estrelles binaries sería de siquier 6000 UA.

## Referencies
LW Comae Berenices

**LW Comae Berenices** (LW Com / HD 111395 / HR 4864) ye una estrella na constelación de Melota de Berenice de magnitú aparente +6,31. Alcuéntrase a 57 años lluz de distancia del Sistema Solar.

LW Comae Berenices ye una nana mariella de tipu espectral G5V —tamién clasificada como G7V— y 5640 ~ K de temperatura efectivo.
Asemeyáu al Sol en munchos aspeutos —cabo clasificala como análoga solar—, relluma col 83% de la lluminosidá solar, siendo el so radiu'l 92% del de la nuesa estrella.
Tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos que'l heliu— cimeru a la del Sol nun 26%.
Esti enclín reparar n'elementos como fierro, magnesiu, calciu, titaniu y cromu.

D'igual masa que'l Sol, LW Comae Berenices rota más apriesa qu'ésti, con una velocidá de rotación de siquier 2,60 km/s.
Anque nun esiste un claru consensu sobre la so edá, ye, ensin dulda, una estrella muncho más nueva que'l Sol; la edá más aceptada pa LW Comae Berenices asitiar ente 1220 y 1320 millones d'años, frente a los 4600 millones d'años d'antigüedá del Sol.
Ye una estrella variable BY Draconis, onde les variaciones de lluminosidá tán acomuñaes a la rotación; l'amplitú de la variación ye de 0,1 magnitúes, siendo'l periodu de 15,8 díes.

## Referencies
Markab

**Markab** (α Pegasi, / α Peg / 54 Pegasi) ye la tercera estrella más brillosa de la constelación de Pegasu dempués d'Enif (ε Pegasi) y Scheat (β Pegasi). Ye una de les cuatro estrelles que formen el asterismu del cuadrante de Pegasu. L'orixe del so nome puede ser la pallabra árabe **مركب** *markab*, «la siella del caballu», o bien puede provenir d'una mala trescripción de *Mankib*, de la frase árabe **منكب الفرس** *Mankib al-Faras*, «el costazu del caballu» (referíu a Pegasu). 

Markab ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal —xigante según otres fontes— de tipu espectral B9 asitiada a 140 años lluz del Sistema Solar. Con una temperatura superficial de 10.500 K, el so radiu ye 4,3 vegaes más grande que radiu solar. Considerando una significativa cantidá d'enerxía emitida nel ultravioleta por ser una estrella caliente, la so lluminosidá equival a 205 soles.

Con una masa llixeramente cimero a 3 mases solares, Markab inda rota a gran velocidá, completando un xiru en menos d'un día y mediu. Ta rematando'l so evolución estelar dientro de la secuencia principal, esto ye, ta terminando —si nun lu hai fechu yá— la combustión d'hidróxenu de mano la combustión d'heliu, etapa na que se va espandir y va esfrecer ralentizando la so rotación; va convertir nuna xigante naranxa non bien distinta a como ye güei Kornephoros (β Herculis).

## Cultura popular
* Na serie de televisión de ciencia ficción Babylon 5, una de les especies llámense los Markab (Babylon 5).
* El escritor de ciencia ficción y líder sectariu L. Ronald Hubbard aseguraba qu'en Markab alcontrábase la capital de la malévola Confederación Galáctica.
* La serie animada de 1997 *[[Blake and Mortimer]]* nel so capítulu "The Secret of Easter Island" asegura que los estraterrestres malvaos que visitaron la Islla de Pascua (inspirando los moai) proveníen de Markab y yeren llamaos markabianos.

## Referencies

## Ver tamién
* Estrella (náutica)
Mebsuta

**Mebsuta** ye'l nome de la estrella **ε Geminorum** (ε Gem / 27 Geminorum). De magnitú aparente +2,98, ye la quinta estrella más brillosa na constelación de Xéminis. El so nome provién de l'antigua tradición árabe onde, xunto a la estrella Mekbuda (ζ Geminorum), formaben les garres d'un lleón. Asina, mientres el nome de Mekbuda provién d'una frase referente a la garra zarrada, Mebsuta fai referencia a la garra estendida. **Melucta** y **Meboula** fueron nomes utilizaos nel pasáu pa designar a Mebsuta.

Mebsuta ye una rara estrella superxigante mariella de tipu espectral G8Ib y 4360 K de temperatura. Con una lluminosidá equivalente a 7600 soles, ye visible a simple vista a pesar de que s'atopa a 900 años lluz de distancia. Ye una estrella muncho más grande que'l Sol, con un diámetru 150 vegaes mayor que'l diámetru solar; dispuesta nel centru del Sistema Solar, la so superficie algamaría la órbita de Venus. D'alcuerdu al so masa, envalorada ente 7 y 9 vegaes la masa solar, Mebsuta tópase xusto na llende p'acabar los sos díes como una nana blanca; si superar va esplotar como una supernova.

Mebsuta tien una compañera visual de novena magnitú dixebrada unos 2 minutos d'arcu, de la que mientres enforma tiempu pensóse que yera una compañera óptica. Sicasí, les sos carauterístiques —ye una estrella evolucionada de tipu K— suxeren una distancia exautamente igual a la de Mebsuta. Per otra parte, considerando que la edá de Mebsuta ye de 50 millones d'años a lo más, nun puede esistir nenguna compañera estelar de masa inferior a Mebsuta pero más evolucionada qu'ella. La compañera reparada probablemente namái transita pola vecindá de Mebsuta.

Como Mebsuta ta cerca de la eclíptica, pue ser despintada pola Lluna y dacuando por dalgún planeta. La postrera tapecimientu tuvo llugar el 8 d'abril de 1976 por Marte.

## Referencies
Mekbuda

**Mekbuda** (Zeta Geminorum / ζ&nbsp;Gem / 43&nbsp;Geminorum) ye una estrella de la constelación de Xéminis que s'atopa a unos 1200 años lluz del Sistema Solar. El so nome provién del árabe *Al-Maqbudah*, «la garra del lleón», rellacionáu con una figura árabe qu'ocupaba esta rexón del cielu.

## Carauterístiques
Mekbuda ye una superxigante mariella de tipu espectral G0Ib con una temperatura efectivo averada de 5840 K.
Casi 3000 vegaes más lluminosa que'l Sol, el so diámetru ye 65 vegaes más grande'l diámetru solar.
Tien una masa cinco veces mayor que la del Sol y una edá d'aproximao 40 millones d'años.

El principal interés de Mekbuda anicia en que ye una variable cefeida, una de les poques visibles a simple vista.
L'astrónomu Johann Friedrich Julius Schmidt foi'l primeru qu'alvirtió la so variabilidá en 1847.
El so rellumu varia ente magnitú aparente +3,7 y +4,2 nun periodu de 10,139 díes. Igualmente varien el so tipu espectral y temperatura, ente 5300 y 5840&nbsp;K. Esti tipu de variable pulsante ye especialmente interesante una y bones el so periodu ta direutamente rellacionáu cola so lluminosidá intrínseca. Un periodu más llargu implica una mayor lluminosidá. Midiendo'l periodu puede conocese la so magnitú absoluta, y a partir d'ésta la distancia a la que s'atopa la estrella. Ye por ello que les cefeides empléguense como candeles estándar pa midir la distancia d'oxetos alloñaos como galaxes.

Mekbuda amuesa un conteníu metálico igual a la solar ([Fe/H) = 0,00).
Ente los diversos elementos evaluaos, ye'l carbonu'l que presenta una bayura relativa menor ([C/H) = -0,22) —per debaxo del d'otres conocíes cefeides como η Aquilae o l Carinae—, ente que, otra manera, itriu y sodiu son sobreabundantes en rellación al Sol.

Una estrella que se repara a pocu más de 1 minutu d'arcu de Mekbuda nun ye una compañera real, sinón que namái ta na mesma llinia de visión. Sicasí, sí esiste una compañera tenue que nun puede ser resuelta visualmente con telescopiu.

## Ver tamién
*Llista d'estrelles variables

## Referencies
Menchib

**Menchib** ye'l nome de la estrella **ξ Persei** (ξ Per, 46 Per) na constelación de Perséu. Dacuando ye conocida col nome de **Menkib**, más utilizáu pa la estrella ζ Persei. Anque con magnitú aparente +4,04 nun ye de les estrelles más brilloses de la constelación, ye notable por dellos motivos.

Una de les estrelles más calientes visibles a güeyu, Menchib tien una temperatura superficial de 37.500 K, enforma mayor que'l Sol, que la so temperatura ye de 5780 K. Del raru tipu espectral O, nun se sabe con seguridad si ye una estrella xigante o superxigante. Sí paez claru que dexó de quemar hidróxenu nel so nucleu y, por tanto, abandonó la secuencia principal. La so lluminosidá en lluz visible ye equivalente a 13.500 soles, pero cuando se considera la radiación ultravioleta emitida la cifra xube a 330.000 soles. La gran distancia que nos dixebra d'ella, unos 1600 años lluz, torga que sía una de les estrelles más brilloses del cielu. Un fuerte vientu estelar, 10 millones de vegaes mayor que'l vientu solar, fai que Menchib pierda una cantidá significativa de masa cada añu: envalórase que, al nacer, la so masa yera 40 vegaes la masa solar. La so edá ye namái d'unos pocos millones d'años.

Otru factor a destacar ye que Menchib ye una estrella fuxitiva, esto ye, tase moviendo a gran velocidá dende'l so llugar de nacencia, l'asociación estelar Perséu OB2, un cúmulu estelar en claru procesu de desintegración . Esta aceleración pudo ser causada por una esplosión d'una compañera cercana o por un alcuentru próximu con otra estrella masiva. Amás, piénsase que ye la responsable d'allumar la nebulosa de reflexón NGC 1499.

D'últimes hai que señalar que Menchib ye una binaria espectroscópica; la compañera, una estrella menos masiva de la que nada se sabe, orbita cada 6,95 díes alredor de la estrella principal.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles más masives

## Referencies
Megrez

**Megrez** (δ Ursae Majoris / δ UMa / 69 Ursae Majoris) ye una estrella na constelación del sietestrellu de magnitú aparente +3,32.

## Nome
El nome de **Megrez** provién del árabe *Al-Maghriz* y significa «el principiu de la cola» —de la osa—, indicando la so posición dientro de la constelación.
En China, esta estrella yera conocida como **Kwan** y **Tien Kuen**, «l'autoridá celestial».
Pa los hindús pue ser **Atri**, unu de los siete rishis.

## Carauterístiques
Xunto con otres estrelles de la constelación —como Alioth (ε Ursae Majoris), Phecda (γ Ursae Majoris) y Merak (β Ursae Majoris), ente otres forma parte de l'Asociación estelar del sietestrellu, un grupu d'estrelles d'edá similar que se mueven al unísonu pel espaciu. Alcuéntrase a 81,4 años lluz del Sistema Solar, distancia similar a la d'otros miembros de l'asociación.

Megrez ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A3V. Con una temperatura efectivo de 8630 K, la so lluminosidá ye 20 vegaes mayor que la del Sol.
Tien un radiu aproximao'l doble del radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 233 km/s.
La so masa dobla la del Sol y tien una edá envalorada de 50 millones d'años, percorriendo'l 60% del so trayeutu dientro de la secuencia principal.
A diferencia d'otres estrelles asemeyaes, como Denébola (β Leonis) o Merak, nun se detectó un discu circumestelar de polvu en redol a Megrez.

## Referencies
Menkar

**Menkar** o **Menkab** (α Ceti / α Cet / 92 Ceti) ye la segunda estrella más brillosa de la constelación de Cetus con magnitú aparente +2,54, namái superada por Deneb Kaitos (β Ceti) y dacuando por Mira (ο Ceti).

## Nome
Los términos **Menkar** o **Menkab** provienen de la pallabra árabe منخر. *manħar*, que significa «la ñariz», n'alusión a la so posición nel cuerpu del bisarma marina.
*Al Kaff al Jidhmah*, nome utilizáu por Ulugh Beg y Al Tizini pa designar a esta estrella, güei aplícase a γ Ceti (Kaffaljidhma).

## Carauterístiques físiques
Asitiada a 220 años lluz del Sistema Solar, Menkar ye una fría xigante colorada de tipu espectral M1.5IIIa, que la so temperatura superficial ye de namái 3700 K. Visualmente ye 380 vegaes más lluminosa que'l Sol, pero por ser una estrella fría una gran cantidá de la so lluz ye emitida como radiación infrarroxo non visible; d'esta forma, la radiación total procedente de Menkar ye 1800 vegaes mayor que la proveniente del Sol.
La so temperatura y lluminosidá dexen envalorar el so radiu, 84 vegaes más grande que'l radiu solar; la midida direuta del so diámetru angular (0,0116 segundos d'arcu), dan como resultáu un valor daqué inferior de 77 radios solares.

Menkar ye una variable irregular de tipu Lb, con variaciones errátiques nel so rellumu en redol al 6% del mesmu.
Ye una estrella notablemente deficiente en carbonu, siendo'l so conteníu d'esti elementu inferior al 20% del esistente nel Sol.
Igualmente destaca como radiofuente, onde les ondes de radio aniciar pol vientu estelar que sopla dende la so superficie.

Menkar alcuéntrase na fase final de la so evolución estelar, y a midida que empiece a fundir el so nucleu de carbonu va volvese altamente inestable pa finalmente espulsar les sos capes esteriores formando una nebulosa planetaria. Nel so centru va quedar como remanente estelar una masiva nana blanca similar a Siriu&nbsp;B.

## Referencies

## Ver tamién
* Estrella (náutica)