open-index/open-wikipedia-markdown huggingface dataset:
BH Canum Venaticorum

**BH Canum Venaticorum** (BH CVn) ye una estrella variable na constelación de Canes Venatici, los perros de caza.
La so magnitú aparente media ye +4,93 —la octava más brillosa na so constelación— y alcuéntrase a 145 años lluz del Sistema Solar.

## Carauterístiques
BH Canum Venaticorum ye una estrella binaria cercana que la so componente principal ye una estrella con llinies metáliques de tipu espectral A6m, enantes catalogada como subxigante de tipu F2IV.
La so temperatura efectivo ye de 6750 - 7000 K y la so masa ye aproximao un 50% mayor que la masa solar.
Más grande que'l Sol, el so radiu puede tar entendíu ente 2,60 y 3,10 radios solares —la cifra varia según la fonte consultada— y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 14 km/s.

Les carauterístiques de la estrella acompañante son pocu conocíes.
Piénsase que pue ser una subxigante naranxa de tipu K2IV con una temperatura ente 4600 y 5000 K.
Tocantes a la so masa, diverses fontes asítiase nel ampliu rangu entendíu ente 0,42 y 0,85 mases solares, ente que'l so radiu puede ser de 3,3 a 4 vegaes el del Sol.

BH Canum Venaticorum tien un periodu orbital de 2,6132 díes, siendo la órbita llixeramente escéntrica (ε = 0,04). La so edá envalórase en 1300 millones d'años y presenta una metalicidá daqué baxa, unes 3/4 partes de la que tien el Sol.

## Variabilidá

BH Canum Venaticorum ye una variable RS Canum Venaticorum que'l so rellumu varia ente magnitú +4,94 y +5,10.
Estes estrelles tienen cromosferes actives y emiten gran cantidá d'enerxía en forma de rayos X.
Ente les estrelles que tán a menos de 50 pársecs del Sistema Solar, BH Canum Venaticorum ye una de les más brilloses en dicha rexón del espectru; la so lluminosidá en rayos X ye de 52,75 × 1022 W, comparable a la de λ Andromedae o TZ Coronae Borealis.
Amás, ye brillosu y activa como radiofuente.

## Referencies
BK Gruis

**BK Gruis** (BK&nbsp;Gru / HD&nbsp;212385) ye una estrella variable na constelación de Grus, la grulla. De magnitú aparente media +6,84, alcuéntrase a 409 años lluz del Sistema Solar.
Respectu al Sol, mover pol espaciu con una velocidá de 65,8 km/s,unos trés vegaes mayor que'l valor habitual de les estrelles de la nuesa redolada.

BK Gruis ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A2p, onde la «*p*» indica que ye una estrella peculiar, nel sentíu de que'l so conteníu superficial en metales ye anómala.
Tien una temperatura efectivo de 8375 K y una lluminosidá 18 vegaes mayor que la lluminosidá solar. Con una masa de 1,93 mases solares, la so edá envalórase en 630 millones d'años.
Piénsase que ta na metá de la so vida dientro de la secuencia principal.

BK Gruis tamién foi catalogada como A3SrEuCr.
Presenta un intensu campu magnéticu —midíu nes llinies metáliques—, siendo'l valor del so campu magnéticu efectivu  = 396 G.
Ye tamién una variable Alfa2 Canum Venaticorum que'l so rellumu bazcuya 0,07 magnitúes a lo llargo d'un periodu de 2,48 díes.

## Referencies
BM Scorpii

**BM Scorpii** (BM Sco) ye una estrella variable na constelación del Escorpión.

BM Scorpii ye una superxigante anaranxada de tipu espectral K2.5I que la so temperatura efectivo ye de 3900 K.
Tien un radiu 100 vegaes más grande que'l radiu solar, equivalente a cuasi 0,5 UA, polo que, si tuviera nel llugar del Sol, la órbita de Mercuriu quedaría englobada dientro de la estrella.
Ye una estrella bien lluminosa —la so magnitú absoluta bolométrica ye -3,63—, rellumando con una lluminosidá 2200 vegaes superior a la del Sol.

De magnitú aparente media +6,03, BM Scorpii ye la estrella más brillosa del Cúmulu de la Caparina (M6), que la so edá envalórase en 95 millones d'años.
La so distancia averada al Sistema Solar ye de 1600 años lluz.
En fotografíes oldea sópito coles sos calientes vecines de tipu B y color azuláu.
Catalogada como una variable pulsante semirregular SRD —asemeyada a SX Herculis o R Puppis—, el rellumu de BM Scorpii varia cuasi 2 magnitúes a o llargu d'un periodu de 815 díes.

## Ver tamién
*Llista d'estrelles variables

## Referencies
BN Geminorum

**BN Geminorum** (BN Gem / HD 60848 / HIP 37074) ye una estrella variable na constelación de Xéminis.
Ye una estrella alloñada que la so distancia respectu al Sistema Solar nun ye bien conocida.
Un estudiu asitiar a 1480 años lluz de distancia ente qu'otru, utilizando la paralax midida pol satélite Hipparcos correxida pola estinción, señala una cifra mayor de 1620 años lluz.

BN Geminorum ye una estrella de la secuencia principal de tipu espectral O8Vpe. Ye una estrella bien caliente que la so temperatura efectivo algama los 33.400 K.
Extraordinariamente lluminosa, relluma con una lluminosidá equivalente a 80.000 soles.
Tien un radiu 8,5 vegaes más grande que'l radiu solar y xira sobre sigo mesma a gran velocidá; diversos estudios cifren la so velocidá de rotación proyeutada ente 163 y 240 km/s.
Ye una estrella masiva de 22 mases solares que —a diferencia de munches otres estrelles de tipu O— nun forma parte d'un sistema estelar.
Coles mesmes, piénsase que probablemente nun ye una estrella fuxitiva.

Catalogada como variable eruptiva del tipo Gamma Cassiopeiae, el rellumu de BN Geminorum fluctúa de forma impredicible ente magnitú aparente +6,75 y +6,85.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles más masives

## Referencies
BN Puppis

**BN Puppis** (BN Pup / HIP 39666 / CD-29 5535) ye una estrella variable na constelación de Puppis, la popa del Argo Navis. 

Al igual que RS Puppis y AQ Puppis, nesta mesma constelación, BN Puppis ye una cefeida clásica.
Estes variables son estrelles pulsantes que les sos variaciones son desaxeradamente regulares.
Nel casu de BN Puppis, el so rellumu bazcuya ente magnitú aparente +9,20 y +10,40 nun periodu de 13,6724 díes.
De tipu espectral mediu G4, la so temperatura efectivo ye de 5615 ± 81 K.
Tien un radiu 88 vegaes más grande que'l radiu solar.
Presenta un conteníu metálico comparable al del Sol, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,01.
Los niveles d'aluminiu y siliciu son, respeutivamente, un 20% menor y un 25% mayor que les solares, ente que'l sodiu ye un 73% más abondosu que na nuesa estrella ([Na/H] = +0,24), magar ye una carauterística bien conocida que les superxigantes de la Vía Lláctea son sobreabundantes nesti elementu.

La so distancia respeutu al Sistema Solar, basada na rellación ente les variaciones de color y del diámetru angular, ye d'aproximao 12.300 años lluz.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
BO Carinae

**BO Carinae** (BO Car / HD 93420 / SAO 238447) ye una estrella variable na constelación de Carina.
De magnitú aparente máxima +7,18, ye una estrella alloñada que s'atopa a una incierta distancia.
La so posible pertenencia al cúmulu estelar Trumpler 15 dexa envalorar que ta a 2500 pársecs (8150 años lluz) del Sistema Solar.

BO Carinae ye una superxigante colorada de tipu espectral M4I con una temperatura efectivo de 3525 K.
Tien un radiu 790 vegaes más grande que'l del Sol, lo qu'equival a 3,7 UA polo que si tuviera nel centru del Sistema Solar, los cuatro planetes más cercanos al Sol —ente ellos la Tierra— taríen englobados nel interior de la estrella.
La so lluminosidá bolométrica —considerando toles llonxitúes d'onda— algama les cifra de 78.000 vegaes la lluminosidá solar.
Pierde masa en forma de polvu a razón de 0,3 &times; 10-9 mases solares per añu.

Catalogada como una variable irregular LC —al igual que TZ Cassiopeiae o V528 Carinae—, el rellumu de BO Carinae fluctúa ente magnitú +7,18 y +8,15, ensin que se conoza periodicidá dalguna.

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

## Referencies
BO Microscopii

**BO Microscopii** (BO Mic) ye una estrella variable de magnitú aparente +9,44 na constelación de Microscopium. Asitiada a 150 años lluz del Sistema Solar, ye una nueva estrella de namái 30 millones d'años d'edá y tipu espectral K0V. Con una temperatura superficial de 4950 K, la so masa ye'l 90% de la masa solar y la so lluminosidá ye namái'l 40% de la del Sol. Ye una estrella variable BY Draconis que'l so rellumu varia 0,21 magnitúes.

La velocidá de rotación de BO Microscopii ye particularmente alta, lo que la valió'l nomatu de «*Speedy Mic*». El so periodu de rotación ye de namái 9 hores ente que'l Sol xira sobre sigo mesmu aproximao cada 26 díes, polo que BO Microscopii rota 66 vegaes más apriesa que la nuesa estrella. Arriendes d'ello, el so campu magnéticu ye muncho más intensu, yá que se piensa que ye xeneráu por un efeutu de dinamo similar al qu'actúa sobre la Tierra. Ello tien de tener repercusiones sobre les manches estelares na so superficie, una y bones éstes surden nos llugares onde'l campu magnéticu ye mayor.
Puesto que el Sol tamién rotaba más rápido na so nacencia, l'estudiu de BO Microscopii sirve pa entender la infancia de nuesa mesma estrella.

Un estudiu de les erupciones na superficie de BO Microscopii lleváu a cabu col satélite de rayos X XMM-Newton, punxeron de manifiestu que diches erupciones paécense enforma a les del Sol pero con dos estremes. Per una parte, les emisiones en rayos X son un centenar de vegaes más enerxétiques que les de les mayores erupciones solares. Per otra parte, contrariamente a lo qu'asocede nel Sol, la llocalización de les erupciones en BO Microscopii nun concasa cola posición de les manches estelares.

## Referencies
*BO Microscopii (SIMBAD)
*Speedy Mic's Photograph (ESO)

## Referencies

## Enllaces esternos
*
BK Camelopardalis

**BK Camelopardalis** (BK Cam) ye una estrella de magnitú aparente +4,73 encuadrada na constelación boreal de Camelopardalis, la xirafa.
Alcuéntrase a una distancia de 762 años lluz, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos (4,28 ± 0,48).

BK Camelopardalis ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B2.5Vne.
Tien una temperatura superficial, una vegada correxida pol escurecimientu gravitatoriu, de 20.843 K.
El so radiu envaloráu ye 4,5 vegaes más grande que'l del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 341 km/s.
L'enclín del so exa de rotación al respective de la llinia de visión ye de 66,7º.
Tien una masa de 7,5 mases solares y una edá de 31,6 ± 5,1 millones d'años.

BK Camelopardalis ye una estrella binaria, que la so duplicidá foi resuelta per aciu interferometría de moteáu.
Ye una estrella Be y amosaba variaciones espectroscópicas con un periodu d'aproximao 4,5 años, enantes d'entrar nun estáu d'inactividá que duró de 1938 a 1961.
Tópase arrodiada por una envoltura gruesa en llonxitúes d'onda del infrarroxu.
Amás, paez ser llixeramente variable —la so amplitú de variación sería de 0,057 magnitúes— al curtiu plazu (0,108 díes).

## Referencies
BK Canum Venaticorum

**BK Canum Venaticorum** (BK CVn / 21 Canum Venaticorum) ye una estrella na constelación de Canes Venatici, los perros de caza.
Tien magnitú aparente +5,15 y ta asitiada a 275 años lluz del Sistema Solar.

BK Canum Venaticorum ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A0V, el mesmu que Vega (α Lyrae).
Con una temperatura efectivo de 10.450 K, ye 75 vegaes más lluminosa que'l Sol.
El so radiu ye'l doble del radiu solar, xirando sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 102 km/s.
Tien una masa de 2,7 mases solares y, tocantes al so estáu evolutivu, trescurrió más de la metá de la so vida dientro de la secuencia principal.

BK Canum Venaticorum ye una variable Alfa2 Canum Venaticorum con una variación de rellumu de 0,04 magnitúes.
La so variabilidá foi detectada per primer vegada por J. Zverko en 1984, quien reparó un periodu fotométricu de 0,767 díes y catalogar como estrella Ap, siendo tamién clasificada como B9V He-w Si y ApSi.
Tien un campu magnéticu fuerte y el valor del so campu magnéticu efectivu  ye 10,0 G.
Coles mesmes, afayóse la variación periódica de ciertes carauterístiques espectrales —llinies SiII— con un periodu de 0,88 díes.
Dicha variación nun paez tar rellacionada cola rotación estelar sinón col espardimientu de los elementos na superficie de la estrella.

## Referencies
Botein

**Botein** (δ Arietis / δ Ari / 57 Arietis / HD 19787) ye una estrella na constelación d'Aries. Procedente del árabe *Al-Butain*, el so nome significa «el pequeñu banduyu», yá que nes antigües representaciones de la constelación, la estrella taba emplazada nesa parte del animal; en mapes modernos, sicasí, asítiase cerca de la cola.

Asitiada a 168 años lluz del Sistema Solar, Botein ye una xigante naranxa de tipu espectral K2III bien asemeyáu a Hamal (α Arietis), la estrella más brillosa d'Aries.
Tien una temperatura efeutiva de 4832 K y un diámetru 13 vegaes más grande que'l del Sol, cifra calculada a partir de la midida direuta del so diámetru angular —1,87 milisegundos d'arcu—.
De magnitú aparente +4,35, la so lluminosidá ye 69 vegaes mayor que la lluminosidá solar.

Botein ye más rica en metales que'l Sol, siendo la so bayura relativa de fierro un 38% mayor que na nuesa estrella. En rellación al conteníu d'esti elementu, el nivel de lantanu ye bien baxu en comparanza col valor solar.
Al igual qu'otres estrelles xigantes, Botein rota amodo, con una velocidá de rotación proyeutada de 2,15 km/s.
Tien una masa envalorada de 2,7 mases solares y una edá de daqué más de 1000 millones d'años. 

## Referencies
BP Bootis

**BP Bootis** (BP Boo / HD 140728 / HR 5857) ye una estrella variable na constelación de Boötes, asitiada mui cerca de la llende con Draco.
Catalogada como variable Alfa2 Canum Venaticorum —que la so representante más brillosu ye Alioth (ε Ursae Majoris)—, la so magnitú aparente máxima ye +5,34, fluctuando el so rellumu 0,02 magnitúes a lo llargo d'un periodu de 1,3049 díes.
Alcuéntrase a 313 años lluz de distancia del Sistema Solar.

BP Bootis ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B9p, la cual, con una edá de cuasi 120 millones d'años, apenes percorrió una tercer parte de la so andadura como estrella de la secuencia principal.
Ye una estrella químicamente peculiar —concretamente una estrella Bp—, que presenta sobreabundancia de siliciu y cromu.
Exemplos d'estrelles Bp son β Hydrae, HK Canis Majoris y NN Apodis.
Al igual qu'estes estrelles, BP Bootis tien un intensu campu magnéticu; el so campu magnéticu efectivu  algama los 100 G.

La temperatura efectivo de BP Bootis ye de 9800 K, magar otru estudiu alza significativamente esta cifra hasta los 12.000 K.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 75 km/s.
Relluma con una lluminosidá 102 vegaes mayor que la del Sol y ye 3 vegaes más masiva qu'ésti.

## Referencies
BP Gruis

**BP Gruis** (BP Gru / HD 217522 / HIP 113711) ye una estrella variable na constelación de la Grulla. De magnitú aparente media +7,53, alcuéntrase a 312 años lluz de distancia del Sistema Solar.

BP Gruis ye una estrella químicamente peculiar catalogada como Ap o más específicamente como A5 SrEuCr. Con una temperatura efectivo ente 6545 y 6750 K, ye una de les estrelles Ap más fríes.
Tien una lluminosidá 7,1 vegaes mayor que la lluminosidá solar, siendo la so velocidá de rotación proyeutada de 2,5 km/s. La so masa ye de 1,49 mases solares y la so edá envalórase en daqué más de 2100 millones d'años. La so metalicidá paez ser notablemente cimeru a la del Sol ([Fe/H] = +0,75).

BP Gruis ye una estrella Ap d'oscilaciones rápides (roAp), condición que comparte con 10 Aquilae y la Estrella de Przybylski. Clasificada como variable Alfa2 Canum Venaticorum, l'amplitú de la so variación ye de 0,004 magnitúes.

## Referencies
BPM 37093

**BPM 37093** ye una nana blanca (estrella) asitiada a 54 años lluz, na constelación de Centauru.
Col seudónimu de **Estrella d'África**, por cuenta de que ta formada por carbonu cristalizado o diamante y n'honor al famosu diamante de grandes proporciones.
Tien un diámetru de 4.000km. (2.500 milles o 696.500.000 estadios griegos).

Afayóse'l 13 de febreru de 2003, pola universidá de Harvard. Al tar compuesta de carbonu cristalizáu, demuéstrase la teoría rusa de que les estrelles tienden a cristalizase al final de la so vida, como va asoceder col sol.

El so nome oficial ye *Lucy*, por cuenta del famosu cantar de The Beatles, "Lucy in the sky with diamonds"(Lucy nel cielu con diamantes).

## Referencies
Brachium

**Brachium** (σ Librae / 20 Librae) ye'l nome d'una estrella de magnitú aparente +3,25 asitiada na constelación de Llibra.
Orixinariamente recibió la denominación de Bayer **Gamma Scorpii**, a pesar d'atopase lloñe de la llende con Escorpiu. Nun foi hasta'l sieglu XIX cuando recibió l'actual designación de **Sigma Librae**.

## Nome
**Brachium**, términu utilizáu por Johann Bayer, provién del llatín, y el so significáu ye «brazu».
Otru títulu que recibe esta estrella ye **Zubenhakrabi**, del árabe Zubān al ʽAḳrab, «la pinza del escorpión».
Un tercer nome pa esta estrella ye **Cornu**, «el cuernu».

En China recibía'l nome de **Chin Chay**, el carru del campamentu».

## Carauterístiques físiques
A una distancia de 292 años lluz del Sistema Solar, Brachium ye una xigante colorada con una temperatura superficial de 3600 K. De tipu espectral M3-4III, ye 1900 vegaes más lluminosa que'l Sol. El so radiu, 110 vegaes más grande que'l radiu solar, ye equivalente a 0,52 UA; asitiada nel centru del Sistema Solar, estiéndese hasta la metá de la distancia ente la Tierra y el Sol. Piénsase que se ta tresformando en xigante per segunda vegada —agora con un nucleu inerte de carbonu y oxíxenu— nel so camín escontra una variable Mira.

Brachium ye una estrella variable semirregular de tipu SRB, con una variación de rellumu de 0,26 magnitúes a lo llargo d'un periodu de 20,0 díes.

## Referencies
BS Cancri

**BS Cancri** (BS Cnc) ye una estrella na constelación del Cámbaru.
Ye miembru del cúmulu abiertu M44, conocíu como «El Preselbe», que s'alcuentra a unos 580 años lluz del Sistema Solar.

BS Cancri ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A9V.
Con una temperatura efectivo de 7277 K, la so lluminosidá ye diez veces cimera a la del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 138 ± 7 km/s.
Tien una masa un 66% mayor que la masa solar y, como'l restu del cúmulu, la so edá ye d'unos 600 millones d'años; ello supón que trescurrió'l 40% de la so vida como estrella de la secuencia principal. 

BS Cancri ye una variable Delta Scuti.
Determináronse venti distintos periodos, munchos d'ellos d'amplitú variable. Como exemplu, nel periodu de 1,545 hores, mientres dos años d'estudiu l'amplitú de la variación bazcuyó ente 2,35 y 0,86 milimagnitudes.
Otru periodu —de 0,759 hores de duración— nun foi reparáu en 2008 pero sí en 2009, onde amosó una gran amplitú de variación.
Los periodos dominantes son de 0,697, 0,702 y 0,577 hores.

## Referencies
BS Circini

**BS Circini** (BS Cir) ye una estrella de la constelación de Circinus, el compás, de magnitú aparente +6,7.
Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos, a 540 ± 50 años lluz de distancia del Sistema Solar.

BS Circini ye una estrella blanca de tipu espectral Ap o A2 SiCrSr, onde la lletra «p» indica que ye una estrella químicamente peculiar con una bayura en metales anómala, siquier nes capes esternes.
La so temperatura efectivo ye de 9250 K y la so lluminosidá ye 52 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Tien una masa 2,42 ± 0,10 vegaes mayor que la masa solar y una edá averada de 460 millones d'años.

BS Circini ye una variable Alfa2 Canum Venaticorum con una variación de rellumu de 0,140 magnitúes a lo llargo d'un periodu de 2,205 díes.
Estrella Ap, la so espectru amuesa llinies d'absorción fuertes de siliciu, cromu y estronciu. Como ye característicu nesta clase de variables, tien un intensu campu magnéticu —el valor del so campu magnéticu efectivu  ye 466 G—, daqué inferior al de Cor Caroli (α2 Canum Venaticorum) pero comparable al de V761 Centauri o al de HI Librae.

## Referencies
BU Circini

**BU Circini** (BU Cir) ye una estrella de magnitú aparente +6,09
asitiada na constelación del Compás.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos del satélite Hipparcos, el so paralax ye de 2,84 milisegundos d'arcu, polo que taría asitiada a unos 352 pársecs (1150 años lluz) del Sistema Solar.

BU Circini ye una xigante azul de tipu espectral B2III.
Tien una lluminosidá 3733 vegaes mayor que la del Sol, según una elevada temperatura efectivo que, según la fonte consultada, ta ente 20.300 y 24.900 K.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 53 km/s, magar ésti ye namái un valor mínimu.
Ye una estrella masiva que la so masa ta nel rangu de 7,75 - 10,5 mases solares y tien una edá de 21,1 ± 1,0 millones d'años.
La so bayura relativa de fierro ye inferior a la solar ([Fe/H] = -0,12), una carauterística común de munches estrelles de tipu B.
Ye destacable el so eleváu valor de la rellación nitróxenu/carbonu (+0,12), siendo BU Circini una de les estrelles B más riques en nitróxenu na vecindá del Sistema Solar.

BU Circini ye una variable Beta Cephei que'l so rellumu varia 0,017 magnitúes. El periodu d'oscilación principal ye de 0,1276 díes pero esisten periodos secundarios.

## Referencies
BU Geminorum

**BU Geminorum** (BU Gem / 6 Geminorum / HD 42543 / HR 2197) ye una estrella variable na constelación de Xéminis. De magnitú aparente media +6,38, visualmente alcontrar ente Tejat Prior (η Geminorum) y 3 Geminorum, cerca de la llende con Tauru.
BU Geminorum ye una estrella alloñada que la so distancia ye mal conocida; d'alcuerdu a la paralax midida pol satélite Hipparcos, puede topase a más de 4000 años lluz del Sistema Solar, pero l'error inherente a la midida ye cimera al valor de la mesma midida.
Otru estudiu asitia esta estrella a una distancia averada de 3000 años lluz.

BU Geminorum ye una superxigante colorada de tipu espectral M0Iab con una temperatura efectivo ente 3614 y 3789 K. Asemeyáu a la brillosa Betelgeuse (α Orionis) o a σ Canis Majoris, tien un radiu 670 vegaes mayor que'l del Sol, lo qu'equival a 3,12 UA. Si tuviera nel centru del Sistema Solar, los cuatro planetes más cercanos al Sol —ente ellos la Tierra— taríen conteníos nel interior de la estrella. El so conteníu metálico ye notablemente inferior a la solar ([Fe/H] = -0,42), con una bayura relativa de fierro correspondiente al 38% del esistente nel Sol.

Catalogada como una variable irregular LC, el rellumu de BU Geminorum varia ente magnitú +5,74 y +8,10. Magar nun esiste una periodicidá definida, esisten nicios d'un posible periodu de 2450 ± 750 díes.

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

## Referencies
BU Persei

**BU Persei** (BU Per / BD+56 512 / TYC 3694-1247-1) ye una estrella variable na constelación de Perséu.
De magnitú aparente media +9,6, ye miembru del cúmulu abiertu NGC 869 y alcuéntrase a una distancia de 1845 pársecs (6000 años lluz) del Sistema Solar.

BU Persei ye una superxigante colorada de tipu espectral M3I con una temperatura efectivo de 3600 K.
Tien un radiu 620 vegaes más grande que'l del Sol —comparable al d'Antares (α Scorpii)—, lo qu'equival a 2,9 UA.
Si tuviera nel centru del nuesu Sistema Solar, la so superficie estenderíase más allá de la órbita de Marte.
Bien lluminosa, la so lluminosidá bolométrica —considerando toles llonxitúes d'onda— ye 28.000 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Pierde masa en forma de polvu a razón de 2,8 × 10-9 mases solares per añu.
La so edá puede cifrase en 19 millones d'años, la edá del cúmulu al que pertenez.

Catalogada como una variable semirregular SRC —que'l so prototipu ye la brillosa μ Cephei—, la fluctuación de rellumu de BU Persei ye de 1,9 magnitúes.
Esiste un periodu principal de 367,0 díes —381 ± 10 díes según otru estudiu— y unu secundariu, más llargu ya imprecisu, de 3600 ± 1000 díes.

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

## Referencies
BQ Geminorum

**BQ Geminorum** (BQ Gem / 51 Geminorum / HD 55383) ye una estrella variable de magnitú aparente media +5,07.
Alcuéntrase na constelación de Xéminis 1,2º al suroeste de λ Geminorum.

Asitiada a 540 años lluz de distancia del Sistema Solar, BQ Geminorum ye una xigante colorada de tipu espectral M4III.
Con una lluminosidá cuasi 2000 vegaes mayor que la lluminosidá solar, tien un radiu 70 vegaes más grande que'l radiu solar, equivalente a 0,33 UA.
Nun ye una estrella especialmente masiva, yá que se piensa que cuando nació la so masa taba entendida ente 1,5 y 2 mases solares.
Anguaño, con un nucleu inerte de carbonu, ye una estrella nes últimes etapes de la so evolución; nun tiempu relativamente curtiu —en términos de la vida d'una estrella— va desfacer de les sos capes esternes y el nucleu remanente va permanecer como una nana blanca.

BQ Geminorum ye una variable semirregular de tipu SRB como, por casu, L2 Puppis o 30 Herculis.
La variación del so rellumu ye de 0,40 magnitúes y el so periodu ye de 50,0 díes.
A diferencia de variables como U Delphini o HR Pegasi, nel espectru de BQ Geminorum nun se detecta la presencia de tecneciu, elementu del procesu-s de curtia vida producíu por nucleosíntesis estelar.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
BR Piscium

**BR Piscium** (BR Psc / GJ 908 / HIP 117473) ye una estrella na constelación de Piscis. Asitiada a 19,35 años lluz de distancia, ye una de les 100 estrelles más cercanes al Sistema Solar.

BR Piscium ye una nana colorada de magnitú aparente +8,98, demasiao tenue pa ser reparada a simple vista.
De tipu espectral M1.0V, tien una temperatura efectivo de 3620 K.
La so masa ye aproximao la metá de la del Sol y relluma con una lluminosidá bolométrica —qu'inclúi'l total de la radiación electromagnético emitida, fundamentalmente como radiación infrarroxo— igual al 2,4% de la lluminosidá solar.
El so diámetru ye la metá del que tien el Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 2,25 km/s.
El so periodu de rotación ye igual o inferior a 11,2 díes.

La metalicidá de BR Piscium, espresada como la rellación ente los conteníos de fierro y hidróxenu, equival a un 30% de la solar.
Apaez catalogada como estrella acandilante na base de datos SIMBAD y como variable BY Draconis nel General Catalogue of Variable Stars (GCVS).

Les estrelles más cercanes a BR Piscium son GJ 1286 y GJ 1002, tamién nanes coloraes, a 4,7 y 5,3 años lluz respeutivamente.
 
## Referencies
BY Bootis

**BY Bootis** (BY Boo / HD 123657 / HR 5299) ye una estrella variable na constelación de Boötes, asitiada cuasi na llende cola vecina Canes Venatici.
De magnitú aparente media +5,22, alcuéntrase a 474 años lluz de distancia del Sistema Solar.

BY Bootis ye una xigante colorada de tipu espectral M4.5III con una temperatura efectivo de 3235 ± 8 K.
La so lluminosidá bolométrica —enerxía radiada en toles llonxitúes d'onda— ye 1350 vegaes superior a la del Sol y la so masa puede ser aproximao'l doble de la masa solar.
Tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos que'l heliu— equivalente a 2/3 partes de l'atopada nel Sol ([Fe/H] = -0,20).
Pela so parte, amuesa ciertu arriquecimientu en neodimiu y circoniu al respective de los valores solares.

La midida del so diámetru angular en banda V, teniendo en cuenta'l escurecimientu de llimbu, ye de 7,44 ± 0,11 milisegundos d'arcu; en banda K, dicha midida da un valor inferior de 7,00 milisegundos d'arcu.
Rellacionando la primera de les midíes cola distancia a la que s'atopa, puede conocese el so diámetru real, siendo ésti unes 115 vegaes más grande que'l diámetru solar.

BY Bootis una variable irregular de tipu LB; éstes son variables lentes de tipu espectral tardíu, ente les que cabe solliñar a Tejat Posterior (μ Cephei) y ψ Virginis.
El rellumu de BY Bootis varia ente magnitú +4,98 y +5,33, ensin que se pudiera reconocer periodu dalgunu.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
BY Draconis

**BY Draconis** (BY Dra / HD 234677 / GJ 719) ye una estrella variable na constelación de Draco de magnitú aparente media +8,07. Alcuéntrase a 53,6 años lluz de la Tierra.

BY Draconis ye un sistema estelar con siquier trés componentes. **BY Draconis A** y **BY Draconis B** formen una binaria cercana con un periodu orbital de namái 5,98 díes. Éstos son oxetos qu'entá nun entraron na secuencia principal y qu'inda tán colapsando. Los sos tipos espectrales individuales son K6Ve y K7Vvar. Formen el prototipu d'una clase de les estrelles variables conocíes como variables BY Draconis.

La tercera componente, **BY Draconis C**, comparativamente alcuéntrase muncho más dixebrada del par AB; visualmente a una distancia angular de 17 segundos d'arcu, la separación real ye de 260 UA. Ye una nana colorada de tipu M5. Puede esistir una cuarta componente nel sistema orbitando con un periodu de 114 díes, anque nun pudo ser confirmada visualmente.

La variabilidá de BY Draconis débese a l'actividá na fotosfera estelar, les llamaes manches estelares, comparables a les manches solares del Sol, conxuntamente cola rápida rotación que camuda l'ángulu de visión en rellación al observador. Esta variación tien una periodicidá media de 3,8285 díes, pero'l rellumu tamién camuda nel intre de dellos añu, dependiendo del nivel d'actividá superficial. La mayoría de los observadores creen que la estrella primaria (BY Draconis A) ye la responsable de la variabilidá, pos la secundaria apenes contribúi con un terciu a la lluminosidá global del sistema. Sicasí, les manches pueden tener llugar en dambes estrelles. A diferencia del Sol, estos manches pueden asoceder nes rexones polares de les estrelles.

## Referencies
BZ Crucis

**BZ Crucis** (BZ Cru / HD 110432 / HR 4830 / HIP 62027) ye una estrella variable na constelación de la Cruz del Sur de magnitú aparente media +5,32.
Ye probable miembru del cúmulu NGC 4609 y alcuéntrase aproximao a 980 años lluz del Sistema Solar.

BZ Crucis foi clasificada como de tipu espectral B0.5IVpe, B2 o B1IIIe.
Tien una elevada temperatura efectivo de 27.100 K y relluma con una lluminosidá bolométrica 425.000 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Xira sobre sigo mesma bien rápido, siendo la so velocidá de rotación de siquier 400 km/s.
Con una masa envalorada de 9,6 mases solares, tien una edá averada de 4,5 millones d'años.

BZ Crucis ye una estrella Be con propiedaes similares a les de γ Cassiopeiae.
Amuesa un espectru de rayos X complexu y variable nel tiempu.
La emisión de rayos X paez tener un orixe térmicu, siendo BZ Crucis estrellar Be con un plasma térmicu más caliente.
A partir d'este plasma derívase una metalicidá inferior a la solar.
Ye moderadamente lluminosa na rexón de rayos X y, superpuestu al fluxu basal —que varia nuna escala de tiempu del orde de 5.000-10.000 segundos—, exhibe erupciones o fogarales recurrentes con una duración averada de namái 10 segundos.
Pela so parte, nel espectru visible, presenta carauterístiques qu'indiquen la presencia d'un discu trupu y/o grande.
La emisión de rayos X pue ser causada pola actividá magnética o posiblemente pola acreción per parte d'una nana blanca acompañante.

## Ver tamién
* Llista de les estrelles más masives

## Referencies
C Hydrae

**C Hydrae** (C Hya / 30 Monocerotis / 30 Mon) ye una estrella na constelación de la Hidra.
De magnitú aparente +3,90, alcuéntrase a 125 años lluz del Sistema Solar.

C Hydrae ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A0V, asemeyáu a Vega (α Lyrae) o a Algorab (δ Corvi).
Tien una temperatura efectivo de 10.060 K y ye 40 vegaes más lluminosa que'l Sol.
Tien un radiu aproximao'l doble que'l radiu solar y rota con una velocidá de siquier 127 km/s.
La so masa ta entendida ente 2,3 y 2,9 mases solares.
Nun esiste consensu tocantes a la so edá; ente que un estudiu otorgar una edá de namái 4,5 millones d'años, otru alza esta cifra hasta los 169 millones d'años, 38 vegaes más.
Presenta una bayura relativa de fierro notablemente inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,39), más acusada nel casu del calciu, que'l so nivel ye namái una cuarta parte de la solar.

L'escesu d'emisión infrarroxa reparáu tanto a 24 μm como a 70 μm indica la esistencia d'un discu de polvu circumestelar alredor de C Hydrae.
Ello ye que piénsase qu'esisten dos petrines estremaos: unu interior —a 2 UA de la estrella— con una temperatura de 500 K, y otru más distante —a 61 UA— con una temperatura de 90 K.

## Referencies
C Velorum

**C Velorum** (C Vel / HD 73155 / HR 3407) ye una estrella na constelación de Vela, que representa la vela del Argo Navis.
Tien magnitú aparente +4,99 y, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos, alcuéntrase a 849 años lluz de distancia.

C Velorum ye una xigante naranxa lluminosa de tipu espectral K1.5II con una temperatura efectivo de 4400 K.
Ye 1058 vegaes más lluminosa que'l Sol y, ente les xigantes, forma parte del grupu de les más lluminoses, siendo la so lluminosidá comparable a la de β Coronae Australis, π Herculis o N Velorum, esta postrera tamién en Vela.
Como exemplu cabo reseñar que C Velorum ye 5 vegaes más lluminosa que la brillosa Arturu (α Bootis) pero ta 24 vegaes más alloñada qu'ella.

C Velorum xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación midida de 3,1 km/s, anque esti valor representa namái una llende inferior.
El so conteníu metálico ye menor que'l del Sol, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,4.
La teoría d'estructura y evolución estelar dexa envalorar la masa de C Velorum ente 2,78 y 3,98 mases solares.
El valor llográu por astrosismoloxía —ciencia qu'estudia la estructura interna de les estrelles pulsantes per aciu la interpretación de les sos espectros de frecuencia— ye de 3,3 ± 1,1 mases solares, en concordanza coles cifres anteriores.

C Velorum nun tien de confundir se con c Velorum (HD 78004), tamién xigante naranxa.

## Referencies
Canopus (estrella)

**Canopus** o **Canopo** ye'l nome de la estrella **Alfa&nbsp;Carinae** (α&nbsp;Car).
Con magnitú aparente -0,72, ye la más brillosa de la constelación de Carina («La Quilla») y la segunda más brillosa del cielu nocherniegu tres Siriu (α&nbsp;Canis Majoris), que la so magnitú ye -1,47. Ye circumpolar al sur de llatitú 38°&nbsp;S.

## Nome

Acordies cola obra de Richard Hinckley Allen «*Star Names: Their Lore and Meaning*», el nome Canopus tien dos oríxenes posibles.
El primeru provién de les lleendes de la guerra de Troya, una y bones la constelación de Carina formaba parte na antigüedá de la xigantesca constelación Argo Navis («El Navío Argos»), esto ye, el barcu utilizáu por Jasón y los Argonautas; la estrella más brillosa de la constelación recibió'l nome del pilotu del barcu de Menelao, Canopus.
El segundu orixe del nome provién del idioma coptu, faláu n'Exiptu; *Kahi Nub* («Tierra dorada»), fadría referencia a los color de la estrella vista sobre l'horizonte dende esti país, arroxáu pola estinción atmosférica.

Na antigua astroloxía hindú, la estrella ye conocida como *[[Agastya]]*, unu de los rishi —sabios míticos—, fíu de los dioses Varuna y Mitra.

## Carauterístiques físiques

La distancia a la que se topa Canopus foi oxetu de discutiniu hasta que foi midida con precisión pol satélite Hipparcos a partir del so paralax, resultando en 309 años lluz.
Con una lluminosidá 13.300 vegaes la del nuesu Sol, ye la estrella de mayor rellumu intrínsecu nun radiu de 700 años lluz del Sistema Solar.
Ye, por casu, muncho más lluminosa que Siriu, que la so lluminosidá equival namái a unes 22 vegaes la del Sol.

Canopus ye una xigante lluminosa o superxigante blancu-mariella de tipu espectral F0II con una temperatura superficial de 7280&nbsp;K.
Les superxigantes de tipu&nbsp;F como Canopus son escases y mal conocíes; pueden ser estrelles en procesu d'evolucionar escontra la etapa de xigante colorada o, otra manera, podríen tar «tornando» dende dicha fase.
Lo más probable ye que Canopus topar nesta última situación, fundiendo heliu en carbonu y oxíxenu nel so nucleu.
El so radiu ye 71 vegaes más grande que'l radiu solar; asitiada nel llugar del Sol, estiéndese hasta 9/10&nbsp;partes de la órbita de Mercuriu.
Tien una corona bien caliente, diez veces más caliente que la del Sol, observable tantu en rayos X como n'ondes de radio.
Con una masa de 8 o 9 mases solares, Canopus alcuéntrase na llende ente les estrelles de masa entemedio y les masives; la so masa nun ye, poro, abonda por qu'acabe esplotando como supernova y va concluyir los sos díes como una nana blanca compuesta por neón y oxíxenu y non, como la mayor parte d'estos remanentes estelares, por carbonu y oxíxenu.

Por cuenta de la so posición fora del planu de la eclíptica —al contrariu que Siriu— y al so rellumu, Canopus ye una estrella utilizada de cutiu poles sondes espaciales pa empobinar la so posición.

## Ver tamién
*Llista d'estrelles más brilloses
*Estrella (náutica)

## Referencies
Caph

**Caph** (β Cassiopeiae / β Cas / 11 Cassiopeiae) ye una estrella na constelación de Cassiopeia de magnitú aparente +2,28. Llixeramente menos brillosu que Schedar (α Cassiopeiae), ye la segunda estrella en rellumu dientro de la constelación. Alcuéntrase a 55 años lluz del Sistema Solar.

## Nome
El nome de Caph, escritu dacuando como **Chaph** o **Kaff**, remanez de la pallabra árabe كف *kaf*, «palmera». Al Tizini, astrónomu árabe del sieglu XVI, designó a la estrella como **Al Sanam al Nakah**, «la gorrumba del camellu», en referencia a una figura persa de la dómina.

## Carauterístiques físiques
Caph ta catalogada como una subxigante o xigante de tipu espectral F2, non tantu pol so tamañu sinón porque remató la fusión d'hidróxenu abandonando la secuencia principal. Alcuéntrase nuna etapa de bien curtia duración dientro de la evolución estelar; nel diagrama de Hertzsprung-Russell asitiada na llamada «Llaguna d'Hertzsprung», rexón onde apenes esisten estrelles. Namái va pasar un 1% de la so vida como estrella —cifrada nunos pocos miles de millones d'años— nesta fase evolutiva.
Anguaño tien una edá averada de 900 millones d'años.

Con una temperatura superficial de 6700 K, Caph ye 28 vegaes más lluminosa que'l Sol.
Amuesa un conteníu metálico (metalicidá) asemeyáu al de la nuesa estrella ([Fe/H] = +0,03).
La midida direuta del so diámetru angular —2,12 milisegundos d'arcu— dexa evaluar el so diámetru, que resulta ser 3,8 vegaes más grande que'l solar.
Per otra parte, tien una corona particularmente débil, un halu de gas magnéticamente caliente qu'irradia rayos X, reparaos alredor del Sol mientres un eclís total. Ye una estrella variable Delta Scuti, la más brillosa dientro d'esti tipu de variables. El so rellumu varia de magnitú +2,25 a +2,31 nun periodu de 2,5 hores.

Caph tien una compañera bien débil, de la que nada se sabe, que la orbita cada 27 díes.

## Referencies
Calvera (estrella)

**Calvera** ye'l nome informal pol que se conoz a la estrella de neutrones **1RXS J141256.0+792204**, asitiada na constelación de la Osa Menor. Piénsase que pue tar a una distancia entendida ente 250 y 1000 años lluz, lo que la convertiría na estrella de neutrones más próxima a la Tierra.

Calvera ye una estrella de neutrones aisllada, esto ye, nun ta acomuñada a un restu de supernova, nun forma parte d'una estrella binaria, nin ye un púlsar d'ondes de radio. Puesto que a les siete estrelles de neutrones aisllaes afayaes enantes denominar *Los Siete Magníficos*, el nome de Calvera poner a manera de chancia por ser el villanu de la película del mesmu nome (*). Comparando un catálogu de 18.000 fontes emisores de rayos X del satélite ROSAT —que funcionó ente 1990 y 1999—, viose que nun tenía nengún homólogu n'otres llonxitú d'onda (espectru visible, infrarroxu o radiofrecuencies). En 2006, utilizando l'Observatoriu Swift, reparóse que la cantidá de radiación X emitida siguía siendo similar, y concluyóse que definitivamente nun taba acomuñáu a nengún otru oxetu.

Como oxetu brillosu en rayos X y tenue en lluz visible, nun se sabe que tipu d'estrella de neutrones puede ser. Piénsase que pue ser un exemplu atípicu d'una clase yá conocida, o bien el primer oxetu d'un nuevu tipu d'estrelles de neutrones. Alcuéntrase lloñe del discu de la Vía Lláctea, claramente allugáu nel halo galácticu.

## Ver tamién
* Estrella de neutrones

## Referencies
CC Comae Berenices

**CC Comae Berenices** (CC Com / TYC 1986-2106-1) ye una estrella variable de magnitú aparente máxima +11,30.
Encuadrada na constelación de Melota de Berenice, forma parte del cúmulu abiertu Melotte 111 y ta alloñada 261 años lluz del Sistema Solar.

CC Comae Berenices constitúi una binaria de contautu onde los dos componentes comparten la so capa esterior de gas, siendo'l so tipu espectral K5V.
La componente primaria —con una masa de 0,69 mases solares— tien una temperatura efectivo de 4302 K y un radiu igual al 68% del que tien el Sol.
La componente secundaria tien el 52% de la masa de la so compañera, siendo la so temperatura de 4500 K.
El so radiu ye la metá que'l radiu solar.
Dambes estrelles tán dixebraes ente sigo por namái 1,56 radios solares o 0,007 UA.

El periodu orbital d'esti sistema ye de 0,2207 díes.
Dichu periodu esperimenta una variación cíclica que puede debese a la presencia d'un tercer oxetu entá non reparáu.
Superpuesta a esta variación, esiste un amenorgamientu secular del periodu de 0,2 &times; 10-7 díes per añu, lo que suxer qu'hai tresferencia de masa estelar dende la componente más masiva escontra la menos masiva.

Como la práutica totalidá de binaries de contautu, CC Comae Berenices ye tamién una binaria eclipsante —del tipu W Ursae Majoris—, que'l so rellumu aparra 0,91 magnitúes nel eclís principal.

## Referencies
CD Ceti

**CD Ceti** (CD Cet / GJ 1057) ye una estrella na constelación de Cetus.
Con magnitú aparente +13,78, nun ye observable a simple vista.
D'alcuerdu al so paralax (117,1 ± 3,5 milisegundos d'arcu), ta asitiada a 28 años lluz del Sistema Solar.

CD Ceti ye una tenue nana colorada de tipu espectral M5.0V.
Asemeyada a GJ 1156 o a la conocida Proxima Centauri —la estrella más cercana al Sistema Solar—, tien una temperatura efectivo de 3240 K.
De pequeñu tamañu, el so radiu equival al 18% del radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada inferior a 3 km/s.
El so periodu de rotación pue ser tan llargu como 102 díes.
El so débil campu magnéticu, inferior a 2 kG, rellacionar cola so lenta rotación.
Tien una masa igual al 15,5% - 16% de la masa solar.

CD Ceti ta catalogada como variable BY Draconis.
Estes variables —ente les que s'atopen DK Ceti o EX Ceti, nesta mesma constelación— amuesen variaciones na so lluminosidá pola esistencia de manches na so superficie o otru tipu d'actividá cromosférica.
La variación de rellumu de CD Ceti ye de 0,06 magnitúes, ensin qu'esista periodu conocíu.

## Referencies
CD Crucis

**CD Crucis** (CD Cru / HD 311884 / HIP 62115 / WR 47) ye una estrella variable de magnitú aparente media +10,89.
Alcuéntrase na constelación de la Cruz del Sur a 7 minutos d'arcu de la variable BZ Crucis.
Ye miembru del cúmulu Hogg 15 y alcuéntrase aproximao a 3000 pársecs (9780 años lluz) del Sistema Solar.

CD Crucis ye un sistema binariu masivu compuestu por una caliente estrella azul de la secuencia principal de tipu espectral O5V y una estrella de Wolf-Rayet de tipu WN6.
Constitúi una binaria eclipsante con un periodu orbital de 6,24 díes, siendo la órbita circular.
La separación ente les dos estrelles ye de 0,32 UA o 68 radios solares.
La estrella azul ye la más lluminosa, con una lluminosidá bolométrica 850.000 vegaes mayor que la lluminosidá solar; pela so parte, la estrella de Wolf-Rayet ye 120.000 vegaes más lluminosa que'l Sol.
En rayos X el par ye más lluminosu de lo que cabría esperar considerando les componentes individualmente; dichu escesu atribuyir a la esistencia de plasma a elevada temperatura na zona d'interaición ente los vientos estelares de les dos estrelles.
Amás, la temperatura de dichu plasma varia mientres el ciclu orbital de la binaria.
Esti comportamientu tamién foi reparáu en V444 Cygni, una binaria asemeyada a CD Crucis.

La estrella azul ye 57 vegaes más masiva que'l Sol y el so acompañante tien una masa de 48 mases solares.
Al igual qu'otres estrelles de Wolf-Rayet, esta componente del sistema pierde masa a razón de 3,0 &times; 10-5 mases solares per añu, ente que la estrella azul facer a un ritmu trenta veces menor.

## Ver tamién
* Llista de les estrelles más masives

## Referencies
CD Tauri

**CD Tauri** (CD Tau) ye un sistema estelar na constelación de Tauru que s'atopa a 225 años lluz del Sistema Solar.
Ta compuestu poles estrelles **CD Tauri A** (HD 34335 / HIP 24663 / BD+19 886), de magnitú aparente +6,77, y **CD Tauri B** (HD 34335B / BD+19 886B), de magnitú +9,88.

CD Tauri A ye, de la mesma, una estrella binaria que les sos componentes son estrelles de tipu espectral F5 IV y F7 V (otros autores clasifiquen dambes estrelles como F6 V). La componente principal, 4,29 vegaes más lluminosa que'l Sol, tien una masa de 1,44 mases solares y un radiu un 80% más grande que'l radiu solar —valor que suxer que ye una subxigante abandonando la secuencia principal—.
El so acompañante, con 1,37 mases solares y un radiu un 58% mayor que'l radiu solar, tien el 78% de la lluminosidá de la so compañera.
La velocidá de rotación proyeutada ye de 28 y 26 km/s respeutivamente.
El par constitúi una binaria eclipsante que'l so periodu orbital ye de 3,4351 díes.
L'eclís principal y el secundariu son práuticamente iguales, con un amenorgamientu de rellumu de 0,57 y 0,54 magnitúes respeutivamente.

CD Tauri B, visualmente a 10 segundos d'arcu de CD Tauri A, ye probablemente una nana naranxa de clase K2. La so masa equival a un 74% de la masa solar.
Emplega más de 11.000 años en completar una órbita alredor de la binaria eclipsante.
El sistema tien una metalicidá asemeyada a la solar ([Fe/H] = +0,08) y la so edá envalórase en 3200 millones d'años.

## Referencies
CE Bootis

**CE Bootis** (CE Boo / GJ 569 / HIP 72944) ye una estrella de magnitú aparente +10,20 asitiada na constelación de Boötes, el pastor de gües.
Un sistema binariu de dos nanes marrones —que bien podríen ser trés— orbiten alredor d'esta estrella, asitiada a 32,0 años lluz del Sistema Solar.

CE Bootis (GJ 569 A) ye una nana colorada de tipu espectral M2.5V con una temperatura superficial de 3540 K.
Tien un diámetru igual a la metá del diámetru solar y relluma con una lluminosidá que correspuende al 0,7% de la que tien el Sol.
La so masa ye de 0,35 ± 0,03 mases solares y tien una edá envalorada de 100 millones d'años.
Como munches otres nanes coloraes, ye una estrella acandilante que despide fogarales y sufre aumentos sópitos ya impredicibles nel so rellumu.

Les estrelles conocíes más cercanes a CE Bootis son Ross 52 y DE Bootis, a 5,9 y 7,1 años lluz de distancia respeutivamente.

## Sistema de nanes marrones

A 5 segundos d'arcu de CE Bootis —equivalente a una separación de 50 UA— alcuéntrase **GJ 569 B**, un sistema formáu por, siquier, dos nanes marrones, con una masa total de 0,125 mases solares.
Esti sistema completa una órbita alredor de CE Bootis cada 500 años aproximao.

De la mesma, GJ 569 B ye una binaria espectroscópica con un periodu de 876 díes, siendo la separación ente dambos oxetos de 0,89 UA.
Estudios espectroscópicos y fotométricos suxeren qu'esta binaria ye en realidá un sistema triple formáu por trés nanes marrones práuticamente iguales —dos d'elles bien próximes ente sigo—, caúna d'elles con una masa averada de 0,04 mases solares.

## Referencies
CE Camelopardalis

**CE Camelopardalis** (CE Cam / HD 21389 / HR 1040) ye una estrella variable de magnitú aparente media +4,60.
Encuadrada na constelación boreal de Camelopardalis, la xirafa, ye la sesta estrella más brillosa de la mesma.

CE Camelopardalis ye una superxigante blanca de tipu espectral A0I, asemeyáu a Deneb (α Cygni) o a 6 Cassiopeiae.
Nun esiste consensu tocantes a la so temperatura superficial; mientres un estudiu da un valor de 11.040 K, otru rebaxa tala cifra a 9730 K.
La so lluminosidá bolométrica —considerando toles llonxitúes d'onda— ye bien elevada, 62.700 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Per otra parte, el so diámetru angular —0,886 ± 0,009 milisegundos d'arcu— dexa envalorar de manera averada'l so diámetru real.
Considerando que s'atopa a 2500 años lluz d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos, el so diámetru resulta ser 73 vegaes más grande que'l del Sol, equivalente a 0,34 UA.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 39 km/s.

CE Camelopardalis tien una masa envalorada de 14,95 ± 0,4 mases solares.
Alcuéntrase somorguiada nuna nebulosa de reflexón y ye miembru de l'Asociación estelar Cam OB1.
Catalogada como variable Alfa Cygni, la so variación de rellumu ye d'apenes 0,03 magnitúes.

## Referencies