open-index/open-wikipedia-markdown huggingface dataset:
Sigma Leonis

**Sigma Leonis** (σ Leo / 77 Leonis) ye una estrella na constelación de Leo de magnitú aparente +4,05, siendo'l decimotercer astru más brillosu de la constelación.
Alcuéntrase a 220 años lluz del Sistema Solar.

## Nome
Anque nun tien nome propiu habitual, Sigma Leonis dacuando ye conocida como **Shishimai**.
Per otra parte, en China recibía'l títulu de **Shang Tseang**, «el Xeneral Mayor».

## Carauterístiques
Sigma Leonis ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B9.5V, percorriendo'l 83% del so trayeutu dientro de la secuencia principal.
Tamién foi catalogada como subxigante de tipu B9IV.
Tien una temperatura efectivo de 10.680 K y una lluminosidá 127 vegaes superior a la lluminosidá solar.
La midida direuta del so diámetru angular, 0,44 milisegundos d'arcu, dexa evaluar el so radiu, siendo ésti 3,2 vegaes más grande que'l radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o mayor de 57 km/s.

Sigma Leonis tien una masa tres veces mayor que la masa solar.
Puede ser una estrella químicamente peculiar de tipu Bp, versión caliente de les estrelles Ap.
Estes estrelles carauterizar por fuertes campos magnéticos y llinies d'absorción fuertes de ciertos elementos; nel casu de Sigma Leonis, ye notable'l siliciu.

## Referencies

## Enllaces esternos
Sigma Lupi

**Sigma Lupi** (σ Lup / HD 127381 / HR 5425) ye una estrella de la constelación de Lupus, el llobu, de magnitú aparente +4,42.
Clasificada nos catálogos como xigante azul de tipu espectral B2III, Sigma Lupi pue ser, según dellos autores, una estrella de la secuencia principal de tipu B1-B2V.
Alcuéntrase a 574 años lluz del Sistema Solar.

Muncho más caliente que'l Sol —la so temperatura efectivo ye de 23.000 K—, Sigma Lupi relluma con una lluminosidá 5754 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
El so diámetru ye 4,5 vegaes más grande que'l diámetru solar y la midida de la so velocidá de rotación proyeutada da como resultáu la modesta cifra —pa una estrella caliente de les sos carauterístiques— de 80 km/s; sicasí, hai que tomar esti valor como una llende inferior, pos, dependiendo del enclín de la so exa de rotación, la so velocidá puede ser bien cimera.
9 vegaes más masiva que'l Sol, la so edá puede ser d'aproximao 13 millones d'años.

Sigma Lupi paez tener una compañera cercana que fai que'l so rellumu varie 0,02 magnitúes. Nun ye una binaria eclipsante sinón una variable elipsoidal rotante, esto ye, la proximidá ente les estrelles fai qu'éstes tengan forma elipsoidal, polo que l'área visible camuda conforme les estrelles mover na so órbita. Espiga (α Virginis) ye l'exemplu más notable d'esta clase de variables.

## Referencies
Sigma Orionis

**Sigma Orionis** (σ Ori / 48 Orionis) ye un sistema estelar séstuple na constelación d'Orión. La so magnitú aparente conxunta ye +3,66. Representa'l pináculo d'un cúmulu —llamáu **Cúmulu de Sigma Orionis**— asitiáu a unos 1150 años lluz del Sistema Solar, que de la mesma forma parte de l'Asociación estelar Orión OB1.

La componente dominante del sistema ye una estrella triple, **Sigma Orionis Aa, Ab y B**. Sigma Orionis Aa y Ab son dos estrelles de gran masa xirando una alredor de la otra con un periodu orbital de namái 143 díes. Sigma Orionis AaAb y Sigma Orionis B, de magnitúes +4,2 y +5,1, tán dixebraes 0,25 segundos d'arcu. Dambes son estrelles azules de la secuencia principal; la más brillosa ye de tipu espectral O9.5 y 32.000 K de temperatura, ente que la so compañera ye de tipu B0.5 y 29.600 K.
Ye una de les binaries visuales de mayor masa, con 18 mases solares la estrella más caliente y 13,5 mases solares la so compañera.
Separada de Sigma Orionis AaAb por unes 100 UA, el periodu orbital de Sigma Orionis B ye de 157 años.

Les siguientes estrelles tocantes a rellumu son **Sigma Orionis D** y **Sigma Orionis Y**. Los dos son estrelles de tipu B2V con una masa de 7 mases solares. El rellumu de dambes ye bien asemeyada —magnitúes +6,62 y +6,65—, pero Sigma Orionis Y estrémase por ser una estrella rica n'heliu. Na so superficie, el heliu paez tar concentráu en manches concretos qu'impliquen una combinación del exa de rotación y de la exa del campu magnéticu estelar.

La sesta estrella, **Sigma Orionis C**, ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu A2V. D'alcuerdu a la so separación proyeutada —3900 UA— ye la más próxima al par AB. Sigma Orionis D y Sigma Orionis Y atópense, respeutivamente, a 4600 UA y 15.000 UA de la binaria AB.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles más masives

## Referencies
Sigma Puppis

**Sigma Puppis** (σ Pup) ye una estrella na constelación de Puppis, la popa del Argo Navis.
De magnitú aparente +3,25, alcuéntrase a 194 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Dacuando ye conocida col nome de **Hadir**.

Sigma Puppis ye una xigante naranxa de tipu espectral K5III con una temperatura superficial averada de 3970 K.
Incluyendo la radiación infrarroxo qu'emite, la so lluminosidá ye 347 vegaes mayor que la del Sol.
Tien un radiu 39 vegaes más grande que'l radiu solar y una masa cinco veces mayor que la del Sol.
Probablemente nel so nucleu cesó la fusión nuclear del heliu en carbonu y oxíxenu, ente que la so edá averada ye de 1400 millones d'años.

Sigma Puppis tien una compañera estelar detectada per aciu espectroscopia que'l so periodu orbital ye de 257,8 díes.
El so órbita ye moderadamente escéntrica (y = 0,17).
Felicidad acompañante ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu A0V - A2V.
Tien una masa ente 2,0 y 2,5 mases solares y un radiu ente 1,8 y 2,4 vegaes más grande que'l del Sol.
La separación media ente dambes estrelles equival a cuatro veces el radiu de la xigante (unes 0,18 UA).

Una tercer estrella de magnitú +9,4 completa'l sistema estelar.
Visualmente a 22,3 segundos d'arcu del par interior, ye una nana mariella de tipu G5V.
La so separación real al respective de la binaria ye igual o superior a 1300 UA, lo qu'implica que'l so periodu orbital ye de siquier 27.000 años.

## Referencies

## Enllaces esternos
Sigma Sculptoris

**Sigma Sculptoris** (σ Scl / σ Sculptoris / HD 6178 / HR 293) ye una estrella asitiada na constelación de Sculptor de magnitú aparente +5,51. Alcuéntrase a 227 años lluz del Sol.

Sigma Sculptoris ye una estrella blanca de la secuencia principal que, al igual que'l nuesu Sol, llogra la so enerxía de la fusión del hidróxenu. De tipu espectral A2V, tien una temperatura efectivo de 8591 K, siendo les sos carauterístiques físiques similares a les d'estrelles más conocíes como Siriu (α&nbsp;Canis Majoris) o Alfecca Meridiana (α Coronae Australis). Tien una lluminosidá 29 vegaes mayor que la del Sol y el so radiu ye 2,2 vegaes más grande que'l radiu solar.
Rota a una velocidá de 79 km/s —anque esti valor ye namái una llende inferior—, casi 40 vegaes más apriesa que'l Sol.
Con una masa de 2,16 mases solares, percorrió 2/3 partes del so trayeutu dientro de la secuencia principal.

Sigma Sculptoris ta catalogada como estrella variable del tipo Alfa2 Canum Venaticorum. Les estrelles d'esta clase, representaes por Cor Caroli (α CVn), carauterizar por tener campos magnéticos intensos y presentar llinies espectrales especialmente fuertes de determinaos elementos químicos. El rellumu de Sigma Sculptoris varia 0,03 magnitúes, nun esistiendo rexistru de nengún periodu.

## Referencies
Sigma Draconis

**Sigma Draconis** ye una estrella naranxa de la secuencia principal que s'atopa na constelación de Draco, cercana al polu norte celeste.

## Terrestrial Planet Finder

Sigma draconis ye unu de los 100 oxetivos de la llista d'estrelles del Terrestrial Planet Finder (TPF), un observatoriu orbital que la NASA entama poner en funcionamientu en 2015. La órbita d'un planeta potencialmente habitable tendría de tar a 0,62 UA de Sigma Draconis correspondiéndo-y un periodu de traslación de 196 díes.

## Referencies

## Enllaces esternos

* Encyclopedia of Suns, Sigma Draconis (n'inglés)
* SolStation, Sigma Draconis  (n'inglés)
*  (n'inglés)
Sigma Geminorum

**Sigma Geminorum** (σ Gem / 75 Geminorum / HD 62044 / HR 2973) ye una estrella de magnitú aparente +4,23 na constelación de Xéminis. Ye una xigante naranxa de tipu espectral K1IIIb y 4600 K de temperatura efectivo. Relluma con una lluminosidá equivalente a 34 soles y tien un radiu 9,3 vegaes más grande que'l radiu solar.
Probablemente ye una xigante de baxa masa, en redol a 1,5 mases solares.
Alcuéntrase a 122 años lluz del Sistema Solar.

Sigma Geminorum ye una estrella variable del tipu RS Canum Venaticorum. Tien una acompañante bien próxima —posiblemente una nana de tipu G o K— a una distancia de namái 0,2 UA de la estrella principal que completa una órbita cada 19,605 díes. La rotación de la xigante naranxa ta sincronizada col periodu orbital de la compañera, xirando más apriesa de lo habitual —la so velocidá de rotación nel ecuador ye ente 22 y 27 km/s—. Ello xeneró una gran actividá magnética na estrella xigante naranxa; hasta'l 30% de la so superficie ta cubierta de grandes manches estelares, que pueden ser análogues a les del Sol, pero de tamaños descomanaos, de forma que cuando xira la estrella'l so rellumu varia. Coles mesmes, ye una de les fontes más importantes de rayos X según una radiofuente notable.

## Referencies
Sigma Serpentis

**Sigma Serpentis** (σ Ser / 50 Serpentis / HD 147449) ye una estrella na constelación de Serpens, asitiada en Serpens Caput —la cabeza de la culiebra—.
Alcuéntrase a 89 años lluz del Sistema Solar.

Sigma Serpentis ye una estrella de la secuencia principal de tipu espectral F0V con una temperatura efectivo de 6934 K.
Neto a les componentes del sistema Porrima (γ Virginis) o a Alchiba (α Corvi), la so magnitú aparente ye +4,82 y la so lluminosidá ye 7,6 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Con un diámetru un 80% más grande que'l diámetru solar, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 94 km/s.
Tien una masa un 60% mayor que la masa solar.

Sigma Serpentis presenta una metalicidá práuticamente igual a la solar ([Fe/H] = +0,01), siendo la so composición química bien paecida a la del Sol.
De 16 elementos evaluaos, namái unos pocos presenten niveles daqué más altos que nel Sol, como ye'l casu del oxíxenu; ente éstos, l'escandiu ye l'elementu que presenta una «sobreabundancia» más acusada.

## Referencies
Sigma1 Cancri

**Sigma1 Cancri** (σ1 Cnc / 51 Cancri) ye una estrella na constelación de Cáncer de magnitú aparente +5,67.
Anguaño alcuéntrase a 210 años lluz de distancia del Sistema Solar, pero dientro de 4,1 millones d'años va tener llugar el so máximu acercamientu a la Tierra —cuando va tar a 71 años lluz—, momentu en que'l so rellumu va algamar magnitú +3,32.
Comparte la denominación de Bayer «Sigma» con otros dos estrelles, Sigma2 Cancri y Sigma3 Cancri, nun esistiendo rellación física ente elles. Sigma2 Cancri, la más cercana a ella de los dos, ta dixebrada 9,4 años lluz.

Sigma1 Cancri ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A8ms. Con una temperatura efectivo de 7780 K, relluma con una lluminosidá 18 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 84 km/s y tien una masa de 1,91 mases solares.
Tocantes al so estáu evolutivu, yá escurrieron 2/3 partes de la so vida como estrella de la secuencia principal.

Sigma1 Cancri ye una estrella con llinies metáliques, lo que vien indicáu pola «*m*» nel so tipu espectral.
Nestes estrelles químicamente peculiares, dellos elementos son emburriaos escontra la superficie ente qu'otros fúndense nel interior de la estrella.
Siriu o Acubens (α Cancri), esta postrera tamién en Cáncer, son estrelles d'esta clase.

## Referencies
Sigma3 Cancri

**Sigma3 Cancri** (σ³ Cnc / 64 Cancri) ye una estrella na constelación de Cáncer de magnitú aparente +5,23.
Comparte la denominación de Bayer «Sigma» con otres dos estrelles, Sigma1 Cancri y Sigma2 Cancri.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, Sigma3 Cancri alcuéntrase a 296 años lluz de distancia del Sistema Solar.

Sigma3 Cancri ye una xigante mariella de tipu espectral G9III con una temperatura efectivo ente 5043 y 5074 K.
Ye 74 vegaes más lluminosa que'l Sol y, como la mayor parte de les estrelles de la nuesa redolada, ye una estrella del discu finu.
El so radiu ye 11 vegaes más grande que'l radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 1,9 km/s.
Tien una masa envalorada de 2,7 mases solares y una edá ente 470 y 630 millones d'años.

Sigma3 Cancri presenta una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos que'l heliu— daqué menor que la del Sol ([Fe/H] = -0,09).
Otra manera, los niveles d'elementos de captura neutrónica como bariu, praseodimiu y ceriu son más elevaos que les solares.

## Referencies
Skat (estrella)

**Skat** (δ Aquarii / δ Aqr / 76 Aquarii) ye una estrella na constelación d'Acuariu, tamién conocida como **Scheat**, nome más utilizáu pa designar a β Pegasi. De magnitú aparente +3,27, ye la tercer estrella más brillosa de la constelación, detrás de Sadalsuud (β Aquarii) y Sadalmelik (α Aquarii).

## Nome
Xeneralmente, piénsase que'l nome **Skat** provién de la pallabra árabe *as-saq*, que'l so significáu ye «pierna» o «espinía».
Sicasí, sostúvose que'l so verdaderu orixe deriva del árabe *ši'at* «deséu».
Per otra parte, nel Éufrates esta estrella paez tar acomuñada a Hasisadra o Xasisadra, el décimu rei antediluvianu y héroe del diluviu.

## Carauterístiques
Skat ta ctalogada como una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A3V que la so temperatura efectivo ye de 8595 K.
Munches de les estrelles visibles nel cielu nocherniegu son d'esti tipu, siendo Siriu'l so máximu esponente, anque Skat ye más lluminosa qu'ésti.
Bien similar a Chertan (θ Leonis) tocantes a lluminosidá y tipu espectral, alcuéntrase a 160 años lluz del Sistema Solar.
Tien un radiu 4,5 vegaes más grande que'l del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 81 km/s.
La so masa ye de 2,5 - 2,7 mases solares y, con una edá ente 500 y 600 millones d'años, ta terminando —si nun lu hai fechu yá— la fusión nuclear del so hidróxenu internu, polo que físicamente puede ser considerada una subxigante.

Anque nun esiste certidumbre al respeutu, Skat puede constituyir un sistema binariu con un periodu orbital de 483 ± 20 díes.

## Referencies
SN 1181

Reparáu per primer vegada ente'l 4 d'agostu y 6 d'agostu 1181, los astrónomos chinos y xaponeses rexistren la supernova conocida como **SN 1181** n'ocho textos separaos. Unu de los ocho supernoves na Vía Lláctea observables a güeyu na hestoria, qu'apaeció na constelación de Casiopea, y foi visible nel cielu de la nueche per cerca de 185 díes.

El radiu y la X-J0205 pulsiares de rayos 6449 (tamién conocida como 3C 58), que xira alredor de 15 vegaes per segundu, ye posiblemente'l restu d'esti eventu. Si acomúñense la supernova y púlsar, la estrella sigue xirando alredor de lo más rápido como lo fixo cuando se formó. Esto ye en contraste col púlsar del Cámbaru, conocíu por ser el remanente de supernova de la SN 1054 nel añu 1054, que perdió dos tercios de la so enerxía de rotación en xeneráu esencialmente'l mesmu tiempu. Recién estudios de la radio 3C 58, sicasí, indiquen qu'esti remanente de supernova pueden ser enforma mayores y polo tanto nun ta acomuñada con SN 1181.

## Ver tamién
* Estrelles

## Referencies

## Enllaces esternos
SS Andromedae

**SS Andromedae** (SS And / HD 218942 / HIP 114507) ye una estrella variable asitiada na constelación d'Andrómeda.
Visualmente alcontrar a pocu más de 3º al norte de 3 Andromedae, cerca de la llende cola vecina Cassiopeia.
Alcuéntrase aproximao a 1100 años lluz de distancia del Sistema Solar.

SS Andromedae ye una xigante colorada lluminosa de tipu espectral M6II.
Inclusive dientro de les xigantes coloraes, ye una estrella bien fría —comparable a Ras Algethi (α Herculis), 30 Herculis o EU Delphini—, siendo la so temperatura superficial de namái 2920 K.
La so lluminosidá bolométrica —non yá nel espectru visible sinón tamién considerando la importante cantidá d'enerxía radiada como lluz infrarroxo— ye 622 vegaes mayor que la del Sol.
Sicasí, nun ye una estrella masiva; envalórase que la so masa actual ye aproximao un 11% inferior a la masa solar.

La variabilidá d'esta xigante colorada foi reseñada per vegada primera en 1935 por Ernst Zinner.
Catalogada como variable semirregular pulsante de tipu SRC —al igual que la conocida μ Cephei—, el so rellumu varia ente magnitú aparente +9,0 y +10,1 a lo llargo d'un periodu de 152,5 díes.

## Referencies
SS Centauri

**SS Centauri** (SS Cen / HD 114720 / CPD-63 2632) ye una estrella binaria de magnitú aparente +9,4.
Encuadrada na constelación de Centauru, visualmente alcuéntrase al norte de θ Muscae y al oeste de m Centauri.
La distancia a la que s'atopa nun ye bien conocida —la so paralax nun foi midida pol satélite Hipparcos—, envalorándose en 500 pársecs (1630 años lluz).

SS Centauri ye una binaria cercana «semidesprendida» según una binaria eclipsante, asemeyada a Algol (β Persei) o a λ Tauri.
El so periodu orbital ye de 2,4787 díes y el planu orbital ta inclináu 85º respectu al planu del cielu.

La componente principal de SS Centauri ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B8V.
44 vegaes más lluminosa que'l Sol, contribúi col 83% a la lluminosidá total del sistema.
Tien una masa de 4 mases solares y un radiu 2,3 vegaes más grande que'l del Sol.
La naturaleza de la componente secundaria nun ye bien conocida, y asignar dende tipu F2 hasta G8IV.
La so lluminosidá ye 4,8 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Con aproximao la mesma masa que'l Sol, el so radiu ye 3,58 vegaes más grande que'l radiu solar.
Mientres l'eclís principal —cuanda la estrella más fría intercepta la lluz de la estrella blanca-azulada— el rellumu del sistema mengua 1,60 magnitúes ente que nel secundariu'l descensu del rellumu ye de namái 0,10 magnitúes.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
SS Cygni

**SS Cygni** (SS Cyg / HD 206697 / GCRV 13641) ye una estrella variable na constelación de Cygnus que s'atopa a una incierta de distancia de 330 años lluz del Sistema Solar.
Al igual que U Geminorum ye una variable de les llamaes novas nanes. Descubierta por Louisa D. Wells en 1896, ye una de les estrelles variables más famoses del cielu y probablemente la más reparada.

SS Cygni amuesa un estáu de quiescencia el 75% del tiempu. Ensin previu avisu'l so rellumu empieza a aumentar p'algamar la máxima magnitú n'aprosimao un día. La so magnitú aparente bazcuya ente un mínimu de +12,2 y un máximu de +8,3. El so curva de lluz alterna españíos curtios (d'unos 8 díes) y llongures (d'unos 18 díes). Estos episodios repiten cada 4 - 10 selmanes. Al pie de ellos, esporádicamente reparar españíos anómalos de forma ancha y simétrica.

SS Cygni, como'l restu de les novas nanes, ye una estrella binaria compuesta por una estrella primaria, una nana blanca trupa y caliente, y una estrella secundaria, nesti casu una nana colorada-naranxa de tipu espectral K4.La masa envalorada de la nana blanca ye 0,60 mases solares y la de la estrella secundaria 0,40 mases solares.
Les dos estrelles tán bien próximes ente sigo con un periodu orbital de namái 6,6 hores. La estrella naranxa de la secuencia principal ta tan próxima a la nana blanca que pierde materia de la so superficie, formándose un discu de acrecimientu en redol a esta postrera. Los españíos reparaos rellacionar con procesos que tienen llugar nesti discu ricu en hidróxenu.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
SS Leporis

**SS Leporis** (SS Lep) ye una estrella variable na constelación de Lepus, tamién conocida pola so denominación de Flamsteed **17 Leporis**. La paralax midida pol satélite Hipparcos (3,05 milisegundos d'arcu), asitiar a 1070 años lluz del Sistema Solar.

SS Leporis ye una estrella binaria cercana formada por una estrella blanca de tipu espectral A1 y una xigante colorada. Constitúi una binaria semidesprendida; la xigante colorada llena la so lóbulu de Roche, esistiendo tresferencia de masa dende esta escontra la so compañera, la estrella blanca. Esta postrera probablemente yera orixinariamente una estrella blanca de la secuencia principal; sicasí, por cuenta de la masa adquirida, aumentó'l so tamañu y lluminosidá, tando güei ensin batura a duldes percima de la secuencia principal nel diagrama de Hertzsprung-Russell. Ello ye que'l so radiu —aproximao 18 vegaes mayor que'l del Sol— ye unes diez veces más grande que'l correspondiente a una estrella A1V de la secuencia principal —compárese col de Merak (β Ursae Majoris) o α Lacertae, por casu. La so temperatura efectivo ye de 9000 ± 250 K.

La xigante colorada, de tipu espectral M4-M6, tien una temperatura de 3250 K. Con un radiu 110 ± 30 vegaes más grande que'l radiu solar, pierde materia que s'atropa nun discu circumbinario —un discu qu'arrodia dambes estrelles—, que la so temperatura ye d'aproximao 1250 K. La masa actual d'esta estrella ye una cuarta parte de la de la so compañera. El periodu orbital del sistema ye de 260,34 díes.

## Referencies
Sistema estelar

Un **sistema estelar** (binariu o múltiple) ye l'agrupación de dos o más estrelles qu'orbiten en redol a un centru de gravedá común, amestaes polo tanto pola fuercia de gravedá. Un gran númberu d'estrelles venceyaes pola gravitación denominar un cúmulu estelar o una galaxa, magar, nun sentíu estensu dambos son sistemes estelares.

## Sistemes estelares binarios

Un sistema estelar de dos estrelles ye conocíu como *estrella binaria*, o *estrella doble*. Si nun hai fuercies de marea, nin perturbaciones producíes por otres fuercies, nin tresferencies de masa d'una estrella a la otra, tratar d'un sistema estable, y les dos estrelles tracen una órbita elíptica en redol al centro de mases del sistema de forma indefinida.

Exemplos de sistemes binarios pueden ser: Siriu, Procyon y Cygnus X-1, esti postreru posiblemente un furacu prietu.

## Sistemes estelares múltiples

Un sistema estelar con trés o más estrelles denominar *estrella múltiple*. Sistemes con trés o más estrelles pueden ser inestables, y unu de los acontecimientos finales pue ser la espulsión d'una o más estrelles del sistema. Les estrelles múltiples pueden nomase como *triples* si tán compuestes por trés estrelles, *cuádruplos* si tienen cuatro y asina socesivamente.

Una de les formes nes que los sistemes múltiples estelares pueden sobrevivir mientres un llargu plazu ye cuando estrelles binaries formen de la mesma sistemes binarios que los sos miembros alcuéntrase a muncha proximidá. Nesti casu, les dos estrelles cercanes pórtense como una única estrella nos estremos gravitacionales, y el sistema ye estable. Cástor ye un exemplu d'estrella d'esti tipu: dos binaries moviéndose estrechamente n'órbita alredor de la otra, conformando un sistema cuádruple; otra binaria orbita alredor de les primeres cuatro, llevando'l total a seis.

## Ver tamién
* Problema de los dos cuerpos

## Referencies
SSSPM J1549-3544

**SSSPM J1549-3544** (2MASS J15484023-3544254) ye una estrella na constelación de Lupus, el llobu, con un gran movimientu propiu.

El gran movimientu propiu de SSSPM J1549-3544 afayóse en 2003 nun estudiu de les imáxenes tomaes por SuperCOSMOS Sky Surveys y polos estudios 2MASS y DENIS nel infrarroxu cercanu.
Primeramente pensóse que SSSPM J1549-3544 yera una nana blanca fria, con una temperatura efectivo inferior a 4500 K, asitiada a 4 parsecs de distancia, siendo la nana blanca d'estes carauterístiques más próxima al Sistema Solar.

Sicasí, posteriores estudios espectroscópicos paecen indicar que SSSPM J1549-3544 ye en realidá una estrella subenana de tipu espectral sdK5 bien probe en metales. El so movimientu al traviés del espaciu ye característicu d'una estrella del halo travesando a gran velocidá les cercaníes del Sistema Solar. Asumiendo que, por ser una subnana, la so magnitú absoluta pue tar dos magnitú per debaxo del d'una nana naranxa de tipu K5 de la secuencia principal, la so distancia respeutu al Sistema Solar pue ser de 372 años lluz. Dada la incertidume na so distancia, podría tar ente les estrelles más rápides atopaes hasta agora.

## Referencies
ST Cephei

**ST Cephei** (ST Cep) ye una estrella variable na constelación de Cefeo de magnitú aparente media +7,84.

## Distancia
ST Cephei ye una estrella bien alloñada del Sistema Solar, que la so paralax nun foi midida pol satélite Hipparcos.
La so pertenencia a l'Asociación estelar Cepheus OB2-B dexa envalorar la so distancia en 830 pársecs o 2715 años lluz.

## Carauterístiques
ST Cephei ye una superxigante colorada de tipu espectral M3I —enantes catalogada como M2I— con una temperatura efectivo de 3600 K.
Ye una superxigante de gran tamañu, con un diámetru, calculáu a partir de modelos teóricos, unes 290 vegaes más grande que'l diámetru solar; otru estudiu, sicasí, amenorga esta cifra a 175 radios solares.
Considerando un radiu entemediu ente dambos valores, si topar nel llugar del Sol, la so superficie estiéndese hasta la órbita terrestre.
Magar ello, el so tamañu queda lloñe de los dos conocíes hiperxigantes nesta constelación, μ Cephei y VV Cephei.

La lluminosidá bolométrica de ST Cephei ye 8400 vegaes superior a la del Sol.
Tien una masa 9 vegaes mayor mases solares, na llende a partir del cual les estrelles rematen la so vida españando como supernoves.
Como otres superxigantes análogues, pierde masa; el so perda de masa estelar —en forma de polvu, una y bones el gas atómico y molecular nun pudo ser evaluáu— se cuantifica en 2,5 × 10-9 mases solares per añu.

Catalogada como una estrella variable irregular LC, el rellumu de ST Cephei varia cerca de dos magnitú, ensin que se reconociera periodu dalgunu.

## Ver tamién
*Llista d'estrelles variables

## Referencies
Struve 2398

**Struve 2398** ye una estrella binaria que s'atopa a 11,52 años lluz del Sistema Solar. De magnitú aparente +8,94, nun ye visible a simple vista. Ta asitiada en partir nordeste de la constelación de Draco, al nordeste de Grumium (ξ Draconis) y al suroeste d'Altais (δ Draconis). El so nome fai honor al astrónomu Friedrich Georg Wilhelm von Struve, qu'en 1832 midió per primer vegada la separación ente los sos dos componentes.

Les componentes del sistema son dos nanes coloraes abondo similares. **Struve 2398 A** (Gliese 725A / HD 173739 / LHS 58) tien tipu espectral M3.0V y una lluminosidá equivalente al 0,27% de la lluminosidá solar.
La so masa ye'l 34% de la que tien el Sol y el so radiu equival al 39% del radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada igual o inferior a 5 km/s.

**Struve 2398 B** (Gliese 725B / HD 173740 / LHS 59) ye una estrella de tipu M3.5V que la so temperatura efectivo ye de 3395 K.
La so masa apenes supón el 27% de la masa solar.
Relluma cola metá de lluminosidá que la so compañera, siendo'l so diámetru una tercer parte del que tien el Sol.
La so velocidá de rotación proyeutada ye igual o inferior a 7 km/s.
Ye una estrella acandilante —esperimenta aumentos sópitos ya impredicibles de rellumu en tol espectru electromagnéticu— y abarrúntase que Struve 2398 A tamién puede selo.
El sistema presenta una metalicidá significativamente inferior a la solar ([Fe/H] = -0,34).

Los parámetros orbitales del sistema nun son bien conocíos. Los estudios más recién señalen una separación media ente los dos componentes de 55,9 UA, con un periodu orbital de 453 años. La gran escentricidá de la órbita (ε = 0,53) fai que la distancia ente les dos estrelles varie ente 26 y 85 UA.
El postreru periastru —mínima separación ente componentes— tuvo llugar en 1783.
Observaciones llevaes a cabu col Telescopiu Espacial Hubble refuguen la esistencia nesti sistema d'oxetos del tamañu de Xúpiter o d'una nana marrón.

Les estrelles más cercanes a Struve 2398 son Gliese 687 a 4,2 años lluz, V1581 Cygni a 5,8 años lluz, y 61 Cygni a 6,1 años lluz.

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

## Referencies
Sualocin

**Sualocin** (α Delphini / α Del / 9 Delphini / HD 196867) ye la segunda estrella más brillosa na constelación de Delphinus, dempués de Rotanev (β Delphini), con magnitú aparente +3,77. El nome de Sualocin tien un interesáu orixe. Apaeció per primer vegada nel catálogu d'estrelles de Palermo de 1814, constituyendo un misteriu pa toos. Darréu, l'astrónomu Thomas Webb afayó que'l términu deber al ayudante del astrónomu Giuseppe Piazzi, Niccolo Cacciatore, quien invirtió la versión llatinizada del so nome *Nicolaus*, convirtiéndolo en *Sualocin*.

Sualocin ye un sistema binariu a 243 años lluz del Sistema Solar. La componente principal tien tipu espectral B9, siendo una estrella de la secuencia principal o una subxigante qu'acaba d'empezar a evolucionar. Con una temperatura superficial de 11.000 K, la so lluminosidá ye 175 vegaes mayor que la del Sol. Como la mayor parte de les estrelles de tipu B, amuesa una alta velocidá de rotación —160 km/s—, 70 vegaes mayor que la solar.

A menos de 1 segundu d'arcu alcuéntrase la componente secundaria del sistema, una estrella blanca de la secuencia principal, que'l so rellumu ye una décima parte del de la so compañera. Orbita alredor de la estrella principal cada 17 años, con una separación media de 12 UA.
El sistema tien una masa total de 5,8 mases solares, la mayor parte de la masa contenida na componente principal —percima de tres mases solares—.
La edá averada del sistema ye de 140 millones d'años.

## Referencies
Subra

**Subra** (ο Leonis / ο Leo / 14 Leonis) ye la novena estrella más brillosa na constelación de Leo con magnitú aparente de +3,52. Alcuéntrase a 135 años lluz de distancia del Sistema Solar.

Subra ye una estrella binaria colos sos dos componentes tan próximes que nun pueden ser resueltes con telescopiu, siendo una binaria espectroscópica. La componente principal, **Subra A**, ye una estrella xigante o subxigante mariella, de tipu espectral F6 a F9. La so masa ye pocu más del doble de la masa solar, tien un radiu 5,5 vegaes más grande que'l radiu solar y relluma con una lluminosidá equivalente a 37 soles. **Subra B** ye una estrella blanca de la secuencia principal 15,5 vegaes más lluminosa que'l Sol con una temperatura superficial de 7.600 K.

Separaes ente sigo namái 0,17 UA, orbiten alredor del centru de mases común cada 14,5 díes nuna órbita práuticamente circular. Dambes estrelles tán clasificaes como estrelles con llinies metáliques, presentando una bayura d'elementos pesaos mayor de l'habitual, según una menor bayura de calciu y escandiu. Ello ye que Subra A ye la estrella más fría que presenta estes anomalíes químiques, carauterístiques de delles estrelles blanques de tipu espectral A.

## Referencies
Suhail

**Suhail** o **Alsuhail** (λ Velorum / λ Vel / HD 78647 / HR 3634) ye la tercera estrella más brillosa de la constelación Vela, la vela del navío Argo, dempués de γ Velorum y δ Velorum. Ye una variable irregular que'l so rellumu varia ente magnitú aparente +2,14 y +2,30. Alcuéntrase a 570 años lluz del Sistema Solar.

Suhail ye una superxigante o xigante lluminosa de tipu espectral K4.5Ib-II de color anaranxáu, con una lluminosidá de 11.000 soles y una temperatura envalorada de 4000 K. Con un diámetru 207 vegaes más grande que'l del Sol, si tuviera asitiada nel centru del Sistema Solar llegaría práuticamente hasta la órbita terrestre.

La so masa envalorada ta ente 9 y 12 mases solares y, como correspuende a estrelles tan masives, va tener una vida curtia: con una edá averada ente 15 y 30 millones d'años, atopar nuna etapa avanzada de la so evolución tresformando heliu en carbonu nel so nucleu internu. Ta xusto percima de la llende de masa nel que les estrelles terminen la so vida esplotando. En dichu supuestu va españar como una espectacular supernova pero si nun fuera asina va concluyir los sos díes como una nana blanca masiva d'oxíxenu-neón. 

## Referencies

## Ver tamién
* Estrella (náutica)
SS Sextantis

**SS Sextantis** (25 Sextantis / HD 90044 / HR 4082) ye una estrella na constelación de Sextans de magnitú aparente +5,93. Alcuéntrase a 353 años lluz de distancia de la Tierra.

SS Sextantis ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B9pSiCr:Sr. Ye una variable Alfa2 Canum Venaticorum, la *p* indicando un espectru peculiar. Estes variables carauterizar por tener campos magnéticos intensos y espectros con llinies especialmente fuertes de ciertos elementos químicos, que la so intensidá varia cola rotación de la estrella. En SS Sextantis destaquen les llinies debíes a siliciu y cromu, que varien col so periodu de rotación de 4,37 díes. El prototipu d'estes variables ye la estrella Cor Caroli (α2 Canum Venaticorum).

La temperatura efectivo de SS Sextantis ye de 10.050 K. Tien una lluminosidá 51 vegaes mayor que la del Sol, siendo'l so radiu 2,8 vegaes más grande que'l radiu solar. 2,5 vegaes más masiva que'l Sol, la so edá envalórase en 310 millones d'años. 

## Referencies

* SS Sextantis (SIMBAD)
* SS Sextantis  (The Bright Star Catalogue)
*
SS Virginis

**SS Virginis** (SS Vir / HD 108105 / HIP 120212) ye una estrella variable na constelación de Virgu. Alcuéntrase a aproximao 1820 años lluz de distancia del Sistema Solar.

SS Virginis ye una estrella de carbonu de tipu espectral CII catalogada como variable semirregular SRA.
Esta clase de variables son xigantes de tipos espectrales tardíos (M, C, S o Me, Ce, Se) qu'amuesen periodicidá persistente y de normal pequeñes amplitúes, menores de 2,5 magnitúes en banda V. Los sos periodos tán nel rangu de 35 a 1200 díes —el rellumu de SS Virginis bazcuya ente magnitú aparente +6,0 y +9,6 a lo llargo d'un ciclu de 364,14 díes.
Munches d'estes estrelles difieren de les variables Mira namái en que les sos amplitúes son menores.
Coles mesmes SS Virginis ye —al igual que RU Virginis, tamién en Virgu— una estrella de carbonu, que la so atmósfera estelar contién más carbonu que oxíxenu, siendo la so rellación C/O de 1,08.
La so lluminosidá ye aproximao 8200 vegaes mayor que la lluminosidá solar.

Investigaciones d'alta resolución na banda K del infrarroxu cercanu pol métodu d'ocultación dexaron determinar un valor bien precisu del diámetru angular de SS Virginis, esto ye, 8,37 ± 0,07 milisegundos d'arcu. D'alcuerdu a la so distancia envalorada, tien un radiu aproximao 500 vegaes más grande que'l radiu solar. Si tuviera asitiada nel llugar del Sol, estender hasta'l cinturón d'asteroides, quedando englobados los cuatro primeros planetes —incluyida la Tierra— nel so interior.
Per otra parte, SS Virginis ye una estrella desaxeradamente fría, con una temperatura efectivo de namái 2445 ± 40 K.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
SV Centauri

**SV Centauri** (SV Cen / HD 102552 / CD-59 3950) ye una estrella variable na constelación de Centaurus. La so distancia al Sistema Solar nun ye bien conocida —el satélite Hipparcos nun midió'l so paralax—, envalorándose en ~ 12.700 años lluz.

SV Centauri constitúi una binaria cercana —los dos componentes tópense bien próximes ente sigo— y mientres unes fontes considerar una binaria semidesprendida, otres considerar una binaria de contautu. El tipu espectral conxuntu ye B2, siendo les componentes del sistema una estrella caliente de la secuencia principal de tipu B1 y una xigante —o xigante lluminosa— azul de tipu B6.5II-III. La rellación ente les mases de dambes componentes, *q*, ye igual a 0,84, siendo les respeutives temperatures efectives de 28.000 y 17.000 K; otres fontes indiquen temperatures notablemente inferiores, 11.330 y 7.800 K, en concordanza col tipu espectral consideráu, B8.

El periodu orbital del sistema ye de 1,65898 díes (39,82 hores), tando clasificada SV Centauri como una binaria eclipsante del tipu W Ursae Majoris. El so rellumu fluctúa ente magnitú aparente +8,71 y +9,98, esistiendo un eclís principal y un eclís secundariu, correspondiendo una cayida nel rellumu de 1,27 magnitúes pal primeru y 0,74 magnitúes pal segundu.

## Referencies
SV Vulpeculae

**SV Vulpeculae** (SV Vul / HD 187921 / HIP 97717) ye una estrella variable na constelación de Vulpecula, visualmente asitiada 2º al oeste de 15 Vulpeculae.
Al igual que U Vulpeculae y T Vulpeculae, nesta mesma constelación, ye una variable cefeida.

El rellumu de SV Vulpeculae bazcuya ente magnitú aparente +6,62 y +7,79 a lo llargo d'un periodu de 45,0121 díes.
Ye unu de los periodos más llargos ente les cefeides, comparable al de RS Puppis o S Vulpeculae.
Tien tipu espectral mediu G2.5Iab y una temperatura efectivo de 4520 K.

SV Vulpeculae ye una estrella de gran tamañu, siendo'l so radiu ente 211 y 235 vegaes más grande que'l del Sol.
Ello supón que si tuviera nel centru del Sistema Solar, la Tierra quedaría englobada dientro de la mesma estrella.
El so conteníu metálico ye práuticamente igual a la solar, con un índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,05.
Tocantes a la so masa nun esiste consensu; mientres un estudiu considerar una estrella de 14,2 mases solares —la más masiva ente más de 40 cefeides estudiaes—, otru estudiu amenorga esta cifra hasta 6,9 mases solares.
La so distancia respeutu al Sistema Solar ye de 7980 ± 190 años lluz.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
SW Canis Majoris

**SW Canis Majoris** (SW CMa / HD 54520 / HIP 34431) ye una estrella variable na constelación del Can Mayor.
De magnitú aparente media +9,15, alcuéntrase aproximao a 1400 años lluz del Sistema Solar. 

SW Canis Majoris ye una estrella binaria que les sos componentes son estrelles blanques de tipu espectral inciertu ente A3 y A8. La componente principal, 35 vegaes más lluminosa que'l Sol, tien una masa de 2,22 mases solares y un radiu 3 vegaes más grande que'l del Sol.
La estrella secundaria, col 65% de lluminosidá de la so compañera, tien una temperatura averada de 8000 K. La so masa ye 2,03 vegaes mayor que la del Sol y ye casi dos veces y media más grande qu'ésti.
La edá del sistema envalórase en 630 millones d'años.

Dambes estrelles constitúin una binaria eclipsante asemeyada a Algol (β Persei) o a ζ Phoenicis.
Cada 10,09199 díes el rellumu de la estrella mengua 0,5 magnitúes cuando tien llugar l'eclís principal, ente que l'eclís secundariu provoca un descensu de rellumu de 0,4 magnitúes.
La separación media ente dambes componentes ye de 0,15 UA, siendo la órbita significativamente escéntrica (ε = 0,3179).

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
SWEEPS J175902.00−291323.7

**SWEEPS J175902.00−291323.7** ye una estrella distante que s'atopa a 6500 años lluz de la Tierra en direición a la constelación de Saxitariu. Ye una nana colorada que'l so diámetru ye'l 41% del diámetru solar y que la so masa ye'l 44% de la del Sol.

SWEEPS respuende a les sigles ingleses de Sagittarius Window Eclipsing Estrasolar Planet Search, un proyeutu pa la detección de planetes estrasolares per aciu la observación de tránsitos utilizando'l Telescopiu Espacial Hubble. En 2006 anuncióse'l descubrimientu d'un posible planeta estrasolar, denomináu SWEEPS-10, orbitando en redol a esta estrella. 

## Sistema planetariu

A fecha de xunu de 2007, SWEEPS-10 ye'l candidatu a planeta que'l so periodu orbital ye'l más curtiu ente tolos atopaos. Completa una órbita alredor de la estrella n'apenes 10 hores. Asitiáu a namái 1,2 millones de quilómetros de la estrella (unos trés vegaes la distancia ente la Tierra y la Lluna), el planeta ta ente los más calientes detectaos; la so temperatura envalorada ye aproximao 1650 C.

D'alcuerdu a los sos descubridores, SWEEPS-10 tien de tener siquier 1,6 vegaes la masa de Xúpiter, pos en casu contrariu, l'atraición gravitatoria romper. Esti tipu d'exoplanetes, denominaos planetes de periodu orbital ultra-curtiu (n'inglés *USPP*) paecen atopase solamente alredor d'estrelles nanes más fríes y pequeñes que'l Sol. La temperatura relativamente baxa de SWEEPS J175902.00−291323.7 dexa que'l planeta esista tan próximu a la estrella.

## Referencies
SX Arietis

**SX Arietis** (SX Ari / 56 Arietis) ye una estrella de la constelación d'Aries de magnitú aparente +5,77. Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, a 502 años lluz de distancia del Sistema Solar.

SX Arietis ye una subxigante o estrella de la secuencia principal de tipu espectral B6IV-V.
La so temperatura efectivo ye de 12.445 K y la so lluminosidá ye 117 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Tien un radiu 2,1 vegaes más grande que'l del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 110 km/s.
La so masa ye 3,2 vegaes mayor que la masa solar y la so edá envalórase en 89 millones d'años.

SX Arietis ye una estrella químicamente peculiar —en concretu muestrra llinies d'absorción fuertes de siliciu— con un campu magnéticu efectivu  de 82 G.
De rellumu variable, ye prototipu de les variables SX Arietis, grupu estrechamente rellacionáu coles variables Alfa2 Canum Venaticorum.
Estes variables —ente les que cabo citar a &alpha; Sculptoris y a V761 Centauri— amuesen fluctuaciones de rellumu d'aproximao 0,1 magnitúes con periodos de cerca d'un día; la variación de rellumu de SX Arietis ye de 0,06 magnitúes y el so periodu de 0,728 díes.

## Referencies
T Centauri

**T Centauri** (T Cen / HD 119090 / HR 5147) ye una estrella variable na constelación de Centaurus, asitiada al norte de la mesma a un minutu d'arcu de 1 Centauri. La so variabilidá foi reparada per vegada primera en 1894 dende Xibraltar por Y. Y. Markwick. Alcuéntrase a una distancia averada de 1370 años lluz del Sistema Solar.

T Centauri ye una xigante lluminosa qu'apaez catalogada na base de datos SIMBAD como K6:II:ev.
Ye una variable semirregular que'l so rellumu varia ente magnitú aparente +5,5 y +9,0 a lo llargo d'un periodu de 90,44 díes. Ta clasificada como variable de tipu SRA, que se caractericen por una periodicidá persistente con periodos entendíos ente 35 y 1200 díes.
Nel casu de T Centauri, el so tipu espectral —y en consecuencia la so temperatura— varia tamién dende K0 (mariellu-naranxa) a M4 (colloráu), siendo'l so tipu mediu K6.
La rellación esistente ente'l ciclu visual y les variación de temperatura nun ye bien conocida.

La lluminosidá de T Centauri puede ser 600 vegaes mayor que la del Sol, magar esta cifra ye namái averada.
El so radiu ye unes 50 vegaes más grande que'l radiu solar y la so masa puede ser unes dos veces mayor que la del Sol.
Tocantes al so estáu evolutivu, piénsase que T Centauri remató la fusión nuclear del heliu y ta amontando de nuevu'l so rellumu.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
T Cephei

T Cephei, ye una estrella xigante colorada asitiada na constelación de Cefeo; a una distancia de 685,22 años lluz de la Tierra.

Ye una variable de tipu Mira desaxeradamente colorada, que'l so distintivu rellumu varia ente la magnitú 5,40 y 10,9 nunos 388,1 díes. Ye una estrella de clase espectral M, que'l so radiu ye 540 vegaes mayor que nuesu Sol.

Les sos coordenaes d'alcuentru son: Lat: 88,346 °; Long: -47,756 ° La so velocidá de rotación ye de: 20 km/s y radial de -3.4 km/s

## Ver tamién

* Llista d'Estrelles mas grandes conocíes
* Estrella variable
* Cefeo

## Referencies

## Enllaces esternos

* T Cephei en Simbad
T Ceti

**T Ceti** (T Cet / HD 1760 / HR 85) ye una estrella variable de magnitú aparente media +5,74 asitiada na constelación de Cetus.
Alcuéntrase a 880 años lluz del Sistema Solar.

T Ceti ye una xigante lluminosa de tipu espectral M5-6SIIe con una temperatura efectivo de 2400 K.
Ye una «estrella MS» qu'amuesa carauterístiques tantu d'una estrella M como d'una estrella S, según una estrella de tecneciu, que'l so espectru revela la presencia de dichu elementu.
Como otres estrelles asemeyaes pierde masa estelar, a razón de 4,9 ~ × 10-8 vegaes la masa solar per añu, siendo'l fluxu de masa probablemente asimétricu.
La so lluminosidá bolométrica —considerando toles llonxitúes d'onda— ye 13.900 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Tien un diámetru 318 vegaes más grande que'l diámetru solar.

Catalogada como variable semirregular SRC —tipu de variables que la so representante más conocida ye μ Cephei—, el rellumu de T Ceti varia ente magnitú aparente +5,0 y +6,9 nun periodu de 158,9 díes.
Coles mesmes, paez esistir un segundu periodu más llargu de 298 ± 3 díes.
## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
T Coronae Borealis

**T Coronae Borealis** (T CrB / HD 143454 / HR 5958) ye una nova recurrente na constelación de Corona Borealis. Davezu de magnitú aparente +10,8, nos postreros estallíos de 1866 y 1946 algamó magnitú +2,0.

T Coronae Borealis ye una binaria interactuante con un periodu orbital de 227,57 díes. Consta d'una xigante colorada de tipu espectral M4.5III y una componente caliente. La materia de la envoltura gaseosa de la xigante colorada va siendo atraida pola so compañeru. Una vegada algámase una cierta masa crítico establécense procesos de fusión, observables por cuenta de un sópitu aumentu na lluminosidá de la estrella.

L'espectru ópticu de T Coronae Borealis, apoderáu pola xigante colorada, presenta llinies de Balmer superpuestes que'l so orixe paez provenir d'un discu de acreción qu'arrodia a la componente caliente.
La variabilidá fotométrica en llonxitú d'onda llargues ye apoderada pola variabilidá elipsoidal de la xigante colorada.
En llonxitúes d'onda curties T Coronae Borealis amuesa un marcáu «ceguñu» —n'escales de tiempu que van de segundos a minutos—, con parámetros similares a variables cataclísmicas normales, a pesar de la gran diferencia nel tamañu de los discos de acreción.
Anque mientres enforma tiempu consideróse que la componente caliente de T Coronae Borealis yera una estrella de secuencia principal, anguaño piénsase que ye una nana blanca masiva.

Estudios de velocidaes radiales suxeren una masa de 1,37 ± 0,13 mases solares pa la nana blanca, y 1,12 ± 0,23 mases solares pa la xigante colorada.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies

* T Coronae Borealis (SIMBAD)
* 
* 
* Epsilon and T Coronae Borealis (Stars, Jim Kaler)
T Leporis

**T Leporis** (T Lep / HD 32803 / HIP 23636) ye una estrella variable de la constelación de Lepus, la llebre. Visualmente a mediu grau de ε Leporis, alcuéntrase aproximao a 500 años lluz del Sistema Solar.
De tipu espectral M6ev, ye una variable Mira —al igual que R Leporis, nesta mesma constelación— que'l so rellumu bazcuya ente magnitú aparente +7,40 y +14,30 con un periodu de 368,1 díes.
La so temperatura superficial, desaxeradamente baxa pa una estrella, ye de 2800 K.

Les variables Mira cuntar ente les mayores fábriques de molécules y polvu del Universu.
En cada pulsación, T Leporis espulsa materia al espaciu, perdiendo cada añu una cantidá de masa equivalente a la masa terrestre.
Imáxenes de T Leporis llograes col interferómetro Very Large Telescope del Observatoriu Européu del Sur (ESO) dexaron reparar una capa de gas y polvu qu'arrodia la estrella, que'l so diámetru ye unes 100 vegaes más grande que'l del Sol.
Dada la gran distancia a la que s'atopen esta clase d'estrelles, la so diámetru angular aparente —a pesar del so enorme tamañu intrínsecu— pue ser de namái media millonésima parte de la solar.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies