open-index/open-wikipedia-markdown huggingface dataset:
TZ Mensae

**TZ Mensae** (TZ Men / 31 Mensae / HD 39780 / HR 2059) ye una estrella variable na constelación de Mensa que'l so rellumu varia ente magnitú aparente +6,19 y +6,87. Alcuéntrase a 349 años lluz de distancia del Sistema Solar.

TZ Mensae ye una estrella binaria espectroscópica, esto ye, los dos componentes nun pueden ser resueltes cola vista, estableciéndose la so duplicidá pol desplazamientu Doppler de los sos llinies espectrales. El so órbita tien un periodu de 8,569 díes con una pequeña escentricidá de 0,035. Amás, al pasar una de les estrelles per delantre de la otra clisar, constituyendo d'esta forma una binaria eclipsante, similar a Algol (β Persei) o Alphecca (α Coronae Borealis). TZ Mensae presenta dos eclises bien definíos, con cayíes de rellumu de 0,68 y 0,17 magnitúes respeutivamente. 

Los tipos espectrales envaloraos de los dos componentes son A0V pa la estrella principal y A8V pa la secundaria. La más lluminosa tien una temperatura efectivo envalorada de 10.399 K y una masa de 2,49 mases solares. La so compañera tien una temperatura de 7195 K y la so masa ye un 50% mayor que la del Sol.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
TZ Trianguli

**TZ Trianguli** (TZ Tri / ι Trianguli / 6 Trianguli) ye la quinta estrella más brillosa de la constelación de Triangulum, siendo la so magnitú aparente +4,94. Nun tien nome propiu y nel pasáu foi la estrella más prominente de la constelación Triangulum Minor, güei sumida. Alcuéntrase a 305 años lluz de distancia del Sistema Solar.

TZ Trianguli ye un sistema estelar cuádruple, constituyíu por dos estrelles binaries dixebraes siquier 355 UA con un periodu orbital mínimu de 2300 años. La estrella binaria más brillosa, **TZ Trianguli A**, ta compuesta por una xigante mariella de tipu espectral G5 III con una temperatura de 5000 ~ K (denomada TZ Tri Aa) y una nana blancu-mariella de tipu F5 V (TZ Tri Ab). Con un periodu orbital de 14,73 díes, la distancia ente dambes componentes envalórase en 0,2 UA. Les lluminosidáes respeutives son de 65 y 32 soles.

La otra estrella binaria, **TZ Trianguli B**, probablemente ta formada por dos nanes marielles de tipu F (llamaes TZ Tri Ba y TZ Tri Bb) que completen el so órbita en namái 2,24 díes, con una separación de 0,05 UA, poco mayor que'l radiu de les estrelles.

En dambos sistemes les estrelles tópense tan próximes que s'afecten gravitacionalmente, de cuenta que pal par Aa-Ab el periodu de rotación ye igual al periodu orbital (rotación síncrona), como asocede nel sistema Tierra-Lluna. Igualmente asocede nel par Ba-Bb. Esto produz un aumentu na velocidá de rotación de les estrelles y na actividá magnética, esistiendo un pequeñu cambéu na lluminosidá de décimes de magnitú. Por ello TZ Trianguli ta clasificada como variable RS Canum Venaticorum.

## Referencies

* TZ Trianguli - Variable of RS CVn type (SIMBAD)
* 6 Trianguli/TZ Trianguli (Stars, Jim Kaler)
U Antliae

**U Antliae** (U Ant / HD 91793 / HIP 4153) ye una estrella variable na pequeña constelación d'Antlia. Alcuéntrase a 850 años lluz del Sistema Solar.

U Antliae ye una estrella de carbonu de tipu-N; l'altu conteníu de carbonu provién de la fusión d'heliu —concretamente del procesu triple alfa nel nucleu estelar— que les xigantes algamen cerca del final de les sos vides na llamada caña asintótica xigante.
Ye, amás, una variable irregular que'l so ritmu actual de perda de masa ye baxu (2 × 10-8 vegaes la masa del Sol).
Con un diámetru 325 vegaes más grande que'l diámetru solar, ye 5800 vegaes más lluminosa que'l Sol y la so temperatura superficial namái algama los 2810 K.
Conxetúrase que cuando empezó la so vida como estrella de la secuencia principal la so masa pudo tar entendida ente 3 y 5 mases solares.

En redol a U Antliae detectáronse dos envoltures estremaes. La interior ta formada fundamentalmente de gas ente que la esterior paez constar puramente de polvu.
Dambes envoltures son esfériques, con una masa envalorada de 2 × 10-3 mases solares pa la interna y una masa de 5 × 10-5 mases solares pa la esterna.
Coles mesmes, afayóse una estructura en forma d'arcos dientro la envoltura gaseosa.
La velocidá d'espansión, 19 km/s, dexa inferir la edá de la envoltura, cifrada en 2700 años.
Piénsase que les envoltures crear mientres curtios periodos d'intensa perda de masa estelar, probablemente acomuñaos a pulsos térmicos, y por ulteriores interacciones col vientu estelar. La diferenciación nuna envoltura de gas y otra de polvu probablemente sía la resultancia d'una evolución distinta de los dos medios tres la eyección.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
Tyl

**Tyl** (ε Draconis / ε Dra / 63 Draconis / HD 188119) ye una estrella na constelación del Dragón de magnitú aparente +3,83. Otru nome utilizáu pa designar a esta estrella ye **Kin Yu**, qu'en chinu significa «pexe doráu».

Asitiada a 145 años lluz de distancia del Sistema Solar, Tyl ye una xigante mariella de tipu espectral G8III con una temperatura de 4993 K.
El so radiu ye unes 10 vegaes más grande que'l del Sol y la so lluminosidá ye 67 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
El so metalicidá paez inferior a la del Sol; diverses fontes dan un valor de la mesma ente'l 48% y el 66% de la metalicidá solar.
Al igual qu'otres estrelles xigantes, xira amodo sobre sigo mesma, con una velocidá proyeutada de rotación de 1,2 km/s. 
Con una masa entendida ente 2 y 2,7 mases solares, tien una edá envalorada de 500 millones d'años.

Tyl tien una compañera de magnitú +7,1 asitiada a 3 segundos d'arcu. El so tipu espectral ye K5. Les separación media ente los dos componentes del sistema ye d'unes 130 UA.

## Referencies
U Aquilae

**U Aquilae** (U Aql) ye una estrella variable na constelación del Águila.
Alcuéntrase a 575 pársecs (1875 años lluz) del Sistema Solar.

U Aquilae ye una variable cefeida que'l so rellumu bazcuya ente magnitú aparente +6,08 y +6,86 a lo llargo d'un periodu de 7,0239 díes.
Les variables cefeides —ente les que cabe solliñar a η Aquilae y FF Aquilae— son estrelles pulsantes que la so lluminosidá varia rítmicamente con un periodu bien regular.
Sicasí, nel casu d'U Aquilae, detectóse que dichu periodu amontar col tiempu a razón de 4,29 segundos per añu.
Relluma con una lluminosidá bolométrica media 667 superior a la del Sol.

De tipu espectral F7-G1I-II, la temperatura efectivo d'U Aquilae ta entendida ente 5440 y 6305 K.
Tien un radiu 51,3 vegaes más grande que'l radiu solar y la diferencia ente'l so radiu máximu y el so radiu mínimu ye de 6 radios solares.
Tien una masa envalorada 5,9 vegaes mayor que la del Sol pero pierde masa estelar a un ritmu averáu de 1,3 × 10-10 mases solares per añu. 
Presenta un conteníu metálico superior a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,17.

U Aquilae ye una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 1856 díes. 
L'acompañante, sicasí, nun pudo ser resuelta per aciu interferometría de moteáu.
Completa'l sistema una tercer estrella, visualmente dixebrada d'U Aquilae 1,6 segundos d'arcu. Ye 6,4 magnitúes más tenue qu'ella.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
U Arietis

**U Arietis** (U Ari / HD 19737 / GCRV 1753) ye una estrella variable na constelación d'Aries. Alcuéntrase aproximao a 2530 años lluz del Sistema Solar.

U Arietis ye una estrella Mira rica en oxíxenu de tipu espectral variable ente M4 y M9.5IIIe.
El so rellumu bazcuya ente magnitú +7,2 y +15,8 a lo llargo d'un periodu de 371,1 díes.
El so diámetru angular, midíu en banda K, ye de 6,11 milisegundos d'arcu,
ente que per aciu tapecimientu llunar llogróse un valor llixeramente cimeru, de 7,3 ± 0,3 milisegundos d'arcu; dambes midíes fueron realizaes cerca del mínimu.
Coles mesmes, reparáronse discrepancies ente midíes llevaes a cabu en distintes rexones del espectru infrarroxu, que pueden esplicase pola presencia d'una fina capa d'agua caliente —ente 1500 y 2000 K— cerca de la fotosfera de la estrella.
El diámetru d'U Arietis ye 610 ~ vegaes más grande que'l del Sol, rellumando con una lluminosidá 8400 ± 3500 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
La temperatura efectivo envalorada, 2280 ± 80 K, ye más baxa de lo que cabría esperar pa una variable Mira (~ 3000 K).

Como ye característicu nesta clase de variables, esiste perda de masa estelar, que nel casu d'U Arietis ye del orde de 57 &times; 10-8 vegaes la masa solar per añu.
Piénsase que la so proxenitora yera una estrella de la secuencia principal de 1,3 mases solares.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies

## Enllaces esternos
U Carinae

**U Carinae** (U Car) ye una estrella variable na constelación del Carina, la quilla del Argo Navis.
Alcuéntrase a 1560 pársecs (5090 años lluz) del Sistema Solar.

U Carinae ye una variable cefeida que'l so rellumu bazcuya ente magnitú aparente +5,72 y +7,02 a lo llargo d'un periodu de 38,726 díes.
Ye una de les cefeides más brilloses del cielu nocherniegu y —ente les de menos d'octava magnitú— ye la tercera con un periodu más llargu, dempués de SV Vulpeculae y RS Puppis.
De tipu espectral mediu G0Ib, la so temperatura efectivo ye de 4934 K, una de les más baxes, xunto a VY Carinae y KN Centauri, dientro d'esta clase de variables.
De gran tamañu, tien un radiu 162 vegaes más grande que'l radiu solar y la diferencia ente'l radiu máximu y el radiu mínimu —que varia coles pulsaciones de la estrella— ye de 44 radios solares.
Tien una masa 6,9 vegaes mayor que la del Sol y pierde masa estelar a un ritmu averáu de 1,0 × 10-8 mases solares per añu. 

U Carinae presenta un conteníu metálico comparable a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,01.
Dellos elementos, como'l cobre, amuesen niveles más baxos que nel Sol ([Cu/H] = -0,26), ente qu'otros como sodiu y aluminiu son sobreabundantes ([Al/H] = +0,29).

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies

## Enllaces esternos
U Centauri

**U Centauri** (U Cen / HD 109231 / HIP 61286) ye una estrella variable na constelación de Centauru.
Ye una estrella alloñada, que la so distancia respectu al Sistema Solar nun pudo ser determinada con precisión; diverses fontes dan una cifra entendida ente 1115 y 3550 años lluz.

U Centauri ye una xigante colorada lluminosa de tipu espectral M3.5IIe.
Tien una baxa temperatura superfical de 3285 K y la so lluminosidá ye 226 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Anque la so masa nun ye bien conocida, el valor más probable ye de 0,9 mases solares.
Nun ye una estrella de carbonu, siendo la so rellación C/O inferior a la unidá.

U Centauri ye una variable Mira que'l so rellumu bazcuya ente magnitú +7,0 y +14,0 a lo llargo d'un periodu de 220,28 díes.
Nestes variables —ente les que se cunten Mira (ο Ceti) y R Centauri— la inestabilidá provién de pulsaciones na superficie estelar, lo que provoca cambeos de color y rellumu.
Nun futuru non bien alloñáu, U Centauri va espulsar les sos capes esteriores creando una nebulosa planetaria, quedando'l nucleu remanente como una nana blanca.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
U Coronae Borealis

**U Coronae Borealis** (U CrB / HD 136175 / HIP 74881) ye una estrella variable na constelación de Corona Boreal que'l so rellumu varia ente magnitú aparente +7,66 y +8,79. Alcuéntrase a una distancia averada de 1100 años lluz del Sistema Solar.

U Coronae Borealis ye una estrella binaria cercana (del tipu SD, binaria semidesprendida), onde los dos componentes tópense abondo cerca como por qu'esista tresferencia de masa ente elles.
La más lluminosa d'elles ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B6V con una temperatura efectivo de 15.311 K. Ye tamién la componente más masiva con una masa de 4,7 mases solares y una lluminosidá 331 vegaes mayor que la lluminosidá solar. El so acompañante ye una estrella xigante o subxigante mariella de tipu G0III-IV y 5.808 K de temperatura. 25 vegaes más lluminosa que'l Sol, tien una masa de 2,60 mases solares. El diámetru d'esta postrera —casi 5 vegaes mayor que'l del Sol— ye casi'l doble que'l de la so compañera.

Coles mesmes, U Coronae Borealis ye una binaria eclipsante qu'exhibe dos eclises desiguales, con cayíes de rellumu de 1,13 y 0,06 magnitúes. L'eclís principal tien llugar cuando la estrella mariella, de mayor tamañu pero menor lluminosidá, pasa per delantre de la estrella blancu-azulada.
El periodu orbital del sistema ye de 3,4522 díes.

Mui cerca, nel mesmu campu visual, alcuéntrase la tamién estrella variable AX Coronae Borealis, un astru de tipy BY Draconis descubiertu nel añu 2006.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
TZ Corvi

**TZ Corvi** (TZ Crv / HD 104340 / HIP 58596) ye una estrella de magnitú aparente +8,17 asitiada na constelación de Corvus. La so distancia respeutu al Sistema Solar nun ye bien conocida, envalorándose ente 3200 y 4200 años lluz.

A diferencia del Sol —estrella del discu galácticu—, TZ Corvi ye una estrella proveniente del halo galácticu. La so alta velocidá radial (+263,3 km/s), daqué cimera a la de la Estrella de Kapteyn —subenana del halo—, ye carauterística d'esta clase d'estrelles. Coles mesmes, l'analís elemental de TZ Corvi sigue les pautes atopaes n'estrelles del halo galácticu. El so metalicidá ye desaxeradamente baxa ([Fe/H] = -1,43); elementos del grupu del fierro, como escandiu y níquel, amuesen una bayura similar a la d'aquél, ente qu'esiste un llixeru aumentu nos conteníos relativos de cobaltu, carbonu y vanadiu. Ye deficiente en manganesu, carauterística reparada en delles estrelles del halo.
La bayura d'elementos llixeros amuesa anomalíes que pueden achacar a l'apaición na superficie estelar de material arriquecíu polos procesos triple-alfa y CNO.

Anque clasificada como xigante de tipu espectral G7III, al ser una estrella deficitaria en metales, la so temperatura efectivo —envalorada en 4350 K— correspuende a la d'una estrella de discu de tipu K2 - K3. Adoptando una masa de 0,7 ~ mases solares, puede envalorase la so lluminosidá, equivalente a 590 vegaes la del Sol.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
U Geminorum

**U Geminorum** (U Gem / HD 64511 / GCRV 59196) ye una estrella variable na constelación de Xéminis. Ye l'arquetipu d'un tipu de variables cataclísmicas llamaes novas nanes. Descubierta pol astrónomu John Russell Hind en 1855, foi reparada de cutio dende entós.

U Geminorum ye un sistema binariu onde la componente primaria ye una nana blanca trupa y caliente, y la componente secundaria ye una fría nana colorada de la secuencia principal. La nana blanca tien una masa de 1,20 mases solares, ente que la so compañera tien una masa equivalente al 42% de la masa solar. Les dos estrelles tán bien próximes ente sigo y orbiten a gran velocidá. El so periodu orbital ye de namái 4 hores y 11 minutos. 

La nana colorada ta tan próxima a la estrella principal que pierde materia de la so superficie en beneficiu de la nana blanca. Esti material forma un discu de acrecimientu en redol a esta postrera. N'intervalos casi periódicos, d'unos 100 años, el discu desestabilízase y una gran cantidá de materia cai na nana blanca, que de resultes, sufre un españíu. Estos españíos faen que'l rellumu de la estrella aumente unos cien vegaes.

Amás de los españíos, U Geminorum sufre frecuentes eclises cuando una de les estrelles pasa per delantre de la otra, lo que fai que, en condiciones normales, la so magnitú aparente varie ente +14,1 y +15,0. La duración del eclís ye d'unos 20-25 minutos. Mientres los españíos la so magnitú aumenta hasta +9,0.

## Referencies

## Enllaces esternos
U Monocerotis

**U Monocerotis** (U Mon / HD 59693 / HIP 36521 / SAO 134775) ye una estrella variable na constelación de Monoceros, el unicorniu. Alcuéntrase a unos 2510 años lluz de distancia del Sistema Solar.

U Monocerotis ye una variable RV Tauri catalogada con tipu espectral K0Ib, siendo la so lluminosidá bolométrica averada 3800 vegaes mayor que la lluminosidá solar. El so periodu fundamental de variación ye de 92,26 díes, mientres el cual el so rellumu varia dende magnitú +6,10 a +8,80. Ye la segunda estrella más brillosa d'esta clase de variables dempués de R Scuti. El so conteníu en fierro en rellación al d'hidróxenu equival al 16% del atopáu nel Sol.

U Monocerotis pertenez a la subclase de les estrelles RVb, que amuesen una variación al llargu plazu superpuesta al periodu fundamental.
La esplicación de la variabilidá al llargu plazu ye incierta, anque'l modelu principal implica la esistencia d'un sistema binariu arrodiáu per un toru de polvu que dacuando clisa a la estrella RV Tauri.
Los parámetros orbitales calculaos pal sistema U Monocerotis corresponder con un periodu de 2597 díes y una escentricidá ε = 0,43, d'alcuerdu a la modulación del so rellumu al llargu plazu (2475 díes).

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
U Ophiuchi

**U Ophiuchi** (U Oph) ye un sistema estelar variable de magnitú aparente media +5,72 asitiáu na constelación d'Ophiuchus.
Alcuéntrase a 756 ± 20 años lluz del Sistema Solar.

## Binaria eclipsante
La componente más brillosa d'esti sistema ye una binaria espectroscópica formada por dos estrelles blancu-azulaes de tipu espectral B5V y B6V respeutivamente.
La primera d'elles tien una temperatura efectivo de 16.440 K y ye 794 vegaes más lluminosa que'l Sol.
Tien una masa de 5,27 mases solares y un radiu 3,5 vegaes más grande que'l del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 125 km/s.
La estrella B6V ye daqué menos caliente, siendo la so temperatura superficial de 15.590 K.
Relluma con una lluminosidá 513 vegaes mayor que la lluminosidá solar —equivalente al 72% de la de la so compañera— y ye 4,74 vegaes más masiva que'l Sol.
El so radiu ye 3,1 vegaes más grande que'l radiu solar y la so velocidá de rotación ye igual o superior a 115 km/s.

El par constitúi una binaria eclipsante que'l so periodu orbital ye de 1,6773 díes.
Ye, por tanto, una estrella variable; nel eclís primariu'l so rellumu mengua 0,72 magnitúes ente que nel secundariu'l descensu de rellumu ye de 0,62 magnitúes.

## Componentes adicionales
La binaria eclipsante ta acompañada por una componente adicional que la so naturaleza nun ye bien conocida.
Piénsase que dicha componente pue ser, de la mesma, una binaria non eclipsante compuesta por dos estrelles idéntiques.
Caúna elles tendría una temperatura de 7000 K, una masa un 48% mayor que la masa solar y un radiu un 45% más grande que'l del Sol.
La distancia ente los dos binaries ye de 6,23 UA, siendo'l periodu orbital de 21,2 años aproximao.
Les órbites nun son coplanares.

Una compañera visual de magnitú 12,1, separada 20,7 segundos d'arcu, puede completar del sistema. 
Ye una nana mariella de tipu G0V que la so masa puede ser un 16% inferior a la solar.
Si formara parte del sistema, la so distancia al respective de los dos binaries sería d'unes 4500 UA con un periodu orbital de 72.000 años.

La edá averada del sistema U Ophiuchi ye de 40 - 50 millones d'años.

## Referencies
U Orionis

**U Orionis** (U Ori / HD 39816 / HR 2063) ye una estrella variable na constelación d'Orión, visualmente asitiada 21 minutos d'arcu al oeste de χ<sup>1</sup> Orionis. Alcuéntrase aproximao a 1000 años lluz del Sistema Solar.

U Orionis ye una variable Mira rica en oxíxenu de tipu espectral M8III.
El so rellumu bazcuya ente magnitú +4,8 y +13 nun periodu de 368,3 díes, reparándose una variación en dichu periodu a lo llargo del tiempu ente 367,9 y 376,0 díes.
El so diámetru angular, midíu en banda K y correxíu pol efeutu d'escurecimientu de llimbu, ye de 10,86 milisegundos d'arcu; a una distancia de 1000 años lluz, correspuende a un radiu 470 vegaes más grande que'l del Sol.
Por aciu tapecimientu llunar midióse un valor similar del so diámetru angular, tamién en banda K, de 11,90 milisegundos d'arcu; coles mesmes, esiste evidencia de que la so atmósfera puede ser asimétrica.
U Orionis tien una temperatura superficial de 2905 ± 80 K y la so lluminosidá envalórase 9700 ± 4000 vegaes mayor que la lluminosidá solar.

U Orionis ye una estrella brillosa nel infrarroxu, que'l so espectru nesta rexón amuesa vapor d'agua según llinies d'emisión fuertes d'OH. Coles mesmes esiste emisión d'agua na rexón de microondes y emisión máser de SiO. La polarización de la radiación emitida probablemente ta producida pola presencia de polvu circumestelar.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
U Delphini

**U Delphini** (U Del / HD 197812 / HR 7941 / SAO 106458) ye una estrella variable na constelación del Delfín, asitiada 2º al norte de la brillosa γ Delphini. Alcuéntrase aproximao a 1115 años lluz de distancia del Sistema Solar.

U Delphini ye una xigante o superxigante colorada de tipu espectral M5Iab o M5II-III. Ye una estrella fría que la so temperatura superficial ye de namái 3119 ± 13 K que la so lluminosidá bolométrica ye 10.000 vegaes mayor que la del Sol.
Con un radiu 84 vegaes más grande que'l radiu solar, si tuviera nel llugar del Sol estiéndese hasta la órbita de Mercuriu.
Tien una masa aproximao doble de la masa solar.
El so espectru amuesa la presencia de tecneciu, elementu del procesu-s producíu por nucleosíntesis estelar.

La carauterística más notable d'U Delphini ye la so variabilidá, tando clasificada como una estrella variable pulsante semirregular de tipu SRB, esto ye, con una periodicidá pocu definida. El so rellumu bazcuya ente magnitú +7,6 y +8,9 nun periodu inciertu de 110 díes. Sicasí, estudios de les curva de lluz curvu de lluz a lo llargo de tol sieglu XX indiquen que'l periodu dominante ye un periodu al llargu plazu d'unos 1200 díes, magar na década de 1940 hubo un aumentu de l'amplitú nuna magnitú pero ensin cambéu na periodicidá.
Tocantes a la presencia de tecneciu, esti metal de curtia vida namái foi reparáu en variables semirregulares que'l so periodu ye de más de 100 díes y que tienen una masa cimero a dos mases solares.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
U Sagittae

**U Sagittae** (U Sge) ye una estrella variable na constelación de Sagita, la flecha.
Visualmente alcontrar a pocu menos de 2º al sur de 1 Vulpeculae.
La so magnitú aparente media ye +6,50 y alcuéntrase a 782 años lluz del Sistema Solar.

## Carauterístiques
U Sagittae ye una binaria compuesta por una subxigante blancu-azulada de tipu espectral B7.5IV-V, la estrella primaria, y una xigante mariella de tipu G2III-IV, la estrella secundaria.

La primaria tien una temperatura efectivo de 12.250 K, anque paez ser que na so superficie esiste una mancha caliente con una temperatura cimero de 20.000 K.
Tien una masa 5,45 vegaes mayor que la masa solar y el so radiu ye 4,11 vegaes más grande que'l del Sol.
L'acompañante tien una temperatura de 5500 K y una masa doble de la del Sol.
El so tamañu, igual a 5,64 radios solares, ye daqué mayor que'l de la so compañera.
El sistema constitúi una «binaria semidesprendida»; la xigante mariella llena la so lóbulu de Roche, perdiendo materia que cai direutamente escontra la estrella caliente.
La tasa añal de perda de masa estelar equival a 2,04 vegaes la masa solar.

El periodu orbital d'esta binaria ye de 3,3806 díes, siendo la órbita práuticamente circular (ε = 0,03).

## Variabilidá

U Sagittae ye una binaria eclipsante onde'l eclís de la estrella primaria, que supón una cayida de rellumu de 2,83 magnitúes, ye total.
L'eclís secundariu ye muncho menos acentuáu y trai un amenorgamientu de rellumu de 0,26 magnitúes.
U Sagittae ye brillosu y activa como radiofuente.

## Ver tamién
*Llista d'estrelles variables

## Referencies
U Sagittarii

**U Sagittarii** (U Sgr / HD 170764 / HR 6947) ye una estrella variable na constelación de Saxitariu. Forma parte del cúmulu abiertu M25 o IC 4725. 

Al igual que X Sagittarii, W Sagittarii y Y Sagittarii, toes elles nesta mesma constelación, U Sagittarii ye una variable cefeida; la so magnitú aparente bazcuya ente +6,28 y +7,15 nun periodu de 6,7452 díes, magar se reparó un aumentu nel periodu de 5,11 segundos per añu. De tipu espectral G1Ib, la so temperatura efectivo ye de 5540 K. El so radiu, según la fonte consultada, ta entendíu ente 43 y 51 vegaes el radiu solar. La so masa ye 5,1 vegaes mayor que la masa solar.
Tien un conteníu metálico similar al del Sol, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,08.
Anque polo xeneral los niveles de los distintos elementos nun difieren descomanadamente de los valores solares, apréciase arriquecimientu de sodiu y cinc ([Zn/H] = +0,27), según ciertu emprobecimientu en escandiu y magnesiu.

La so distancia respeutu al Sistema Solar, basada na rellación ente les variaciones de color y del diámetru angular, ye d'aproximao 1760 años lluz, daqué inferior a la envalorada pal el cúmulu M25 (unos 2000 años lluz).

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
U Vulpeculae

**U Vulpeculae** (U Vul / HD 185059 / HR 7458) ye una estrella variable na constelación de Vulpecula. Alcuéntrase 44 minutos d'arcu al sur de 9 Vulpeculae.

Al igual que T Vulpeculae, nesta mesma constelación, U Vulpeculae ye una variable cefeida; el so rellumu bazcuya ente magnitú aparente +6,73 y +7,54 nun periodu de 7,9907 díes. De tipu espectral F5Iab, la so temperatura efectivo ye de 5550 K. El so radiu, según la fonte consultada, ta entendíu ente 51 y 57 vegaes el radiu solar. Tien un conteníu metálico similar al del Sol, con un índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,11. La so masa ye 5 vegaes mayor que la masa solar.
Per otra parte, U Vulpeculae ye una estrella binaria espectroscópica con un periodu orbital de 2510 díes. La órbita del sistema ye considerablemente escéntrica, con un valor de ε = 0,675.

La so distancia respeutu al Sistema Solar, basada na rellación ente les variaciones de color y del diámetru angular, ye d'aproximao 2080 años lluz, non bien distinta a la llograda a partir de la midida de la so paralax (2250 años lluz).

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies

## Enllaces esternos
Unukalhai

**Unukalhai** (α Ser / α Serpentis / 24 Serpentis) ye la estrella más brillosa de la constelación de Serpens, la culiebra, asitiada na parte occidental de la mesma (Serpens Caput).

## Nome

Unukalhai, según les sos variantes **Unuk**, **Unuk al Hai** o **Unuk Elhaia**, proceden del árabe عنق الحية, *cunuq[o] al-ħayya[h]*, y signifiquen «el pescuezu de la culiebra». Otru nome menos frecuente, **Cor Serpentis**, provién del llatín y significa «el corazón de la culiebra».

Esta estrella puede ser la *Lucidus Anguis* qu'apaez nes obres Ovidiu y Virxiliu.

## Carauterístiques físiques

Asitiada a 73 años lluz del Sistema Solar, Unukalhai ye una xigante naranxa de tipu espectral K2IIIb, bien similar a Hamal (α Arietis) y Cebalrai (β Ophiuchi). De magnitú aparente +2,63, la so lluminosidá —incluyida la radiación qu'emite na rexón infrarroxa— ye 70 vegaes mayor que la lluminosidá solar. Con un radiu aproximao 15 vegaes más grande que'l radiu solar, la so enerxía provién del tresformamientu d'heliu en carbonu y oxíxenu. La so temperatura efectivo de 4300 K dexa calificala como xigante naranxa «caliente» y, como tal, emite rayos X, a diferencia de xigantes naranxes más fríes que nun lo faen.
Con una masa un 79% mayor que la masa solar, la so metalicidá ye casi un 50% más elevada que l'atopada nel Sol ([Fe/H] = +0,17).

Visualmente Unukalhai tien una compañera de magnitú +11,8 a 58 segundos d'arcu de la estrella principal que nun paez tar físicamente venceyada a ella.

## Referencies
Upsilon Andromedae

**Upsilon Andromedae** (tamién "υ And" ó "υ Andromedae") ye una estrella binaria, aproximao a 44 años lluz de la Tierra, y de unos trés mil millones d'años d'edá, dos tercios la edá del nuesu Sol. Vista dende la tierra, υ Andromedae ta na Constelación d'Andrómeda, y ta a unos 10 graos al este de la Galaxa d'Andrómeda. La estrella principal ye abondo similar al sol pero llixeramente más caliente y brillante, del tipu espectral F8V.

υ Andromedae foi la primer estrella de la secuencia principal na que s'atopó más d'un planeta estrasolar. Hasta agora, cuatro planetes fueron afayaos nel sistema planetariu; créese que los cuatro son xigantes gaseosos.

## Planetes estrasolares

### υ Andromedae b

**υ Andromedae b** ye un planeta que orbita desaxeradamente cerca de la estrella, y foi unu de los primeros "Xúpiteres calientes" descubiertos. El planeta tien una masa comparable a la de los xigantes gaseosos del nuesu Sistema Solar.

### υ Andromedae c

**υ Andromedae c** ye un planeta col doble de la masa de Xúpiter que orbita nuna órbita escéntrica más cercanu a la estrella que la Tierra al Sol. La gran masa del planeta indica que ye bien probable que sía un xigante gaseosu. Según les simulaciones, les interacciones gravitacionales col planeta esterior faen que la escentricidá de la órbita del planeta c camude col tiempu, cola órbita pasando a ser circular una vegada cada 7000 años. Esta situación ye bien estraña y créese que pue ser la resultancia de les interacciones planeta-planeta na historia temprana del sistema de υ Andromedae.

### υ Andromedae d

**υ Andromedae d** ye un gran planeta casi cuatro veces más masivu que Xúpiter. Basándose na so gran masa piénsase que ye un xigante gaseosu. Tien una órbita escéntrica na parte esterior de la zona habitable de la estrella.

### υ Andromedae y

**υ Andromedae y** ye'l planeta más paecíu a Xúpiter descubiertu hasta agora, tantu en masa como en periodu orbital.

### υ Andromedae B

**υ Andromedae B** ye una estrella nana colorada alcontrada a aproximao 700 UA de la estrella principal y a 600 UA del baricentru del sistema estelar.

## Ver tamién
* Planeta estrasolar
* Sistema planetariu

## Referencies

## Enllaces esternos
* páxina del SFSU sobre Upsilon Andromedae 
* páxina de la Harvard-Smithsonian CfA sobre Upsilon Andromedae 
* Upsilon Andromedae  de estrasolar.net y:
** Upsilon Andromedae b
** Upsilon Andromedae c
** Upsilon Andromedae d
** Upsilon Andromedae y
*  (SpaceDaily)
*Datos estelares de Upsilon Andromedae  (n'español)
Upsilon Orionis

**Upsilon Orionis** (υ Ori / υ Orionis) ye una estrella na constelación d'Orión. Tien el nome tradicional Thabit (árabe pa "la imperturbable").

Thabit pertenez a la clase espectral B0V y tien una magnitú aparente de 4,62. Thabit ta aproximao a 1545 años lluz de la Tierra.

## Ver tamién
* Estrelles

## Referencies

## Enllaces esternos
U Equulei

**U Equulei** (U Equ / IRAS 20547+0247) ye una estrella variable na constelación d'Equuleus de magnitú aparente +14,50 en banda B. Alcuéntrase a una distancia envalorada de 5000 años lluz (1500 pársecs) del Sistema Solar.

U Equulei ye una estrella peculiar que'l so espectru ópticu ye unu de los más estraños reparaos. Los sos espectros, llograos en 1994, tán apoderaos por grupos d'absorción fuertes d'óxidos metálicos, hasta ciertu puntu similares a los de xigantes coloraes de tipu espectral M.
Les bandes debíes a TiO, AlO, y VO paecen tener un orixe circumestelar —provenientes de material qu'arrodia a la estrella— y non fotosférico.
Nun paez esistir cayida de materia escontra la estrella, nin eyección de masa dende la mesma, polo que se piensa que'l gas puede tar conteníu nuna estructura en forma de discu.
U Equulei amuesa, amás, otres peculiaridaes. Les sos emisiones máser d'OH y H2O varien tantu en velocidá como n'intensidá.
Coles mesmes, la so elevada velocidá radial (78 km/s) y la so llatitú galáctica (-26º) suxeren un nexu cola población del halo galácticu.

U Equulei ta catalogada como una variable irregular de llargu periodu (LB) que'l so rellumu —en banda B— varia ente magnitú +14,5 y +15,5. Anque en 1994 la so magnitú visual yera aproximao +9, observaciones posteriores —1996, 1998 y 1999— rexistraron un amenorgamientu na so magnitú a +13.
Les variaciones en magnitú visual según l'orixe del material circumestelar permanecen inexplicaes; sicasí, la estraña naturaleza del so espectru ópticu suxer que la estrella pudiera entrar nuna etapa de rápida evolución.

Per otra parte, suxirióse que l'acrecimientu d'un planeta xigante escontra una creciente xigante colorada pudo faer que les capes esteriores de la estrella xiren lo suficientemente apriesa como pa provocar una efusión ecuatorial —o discu n'espansión—, responsable de la peculiar redolada d'U Equulei.

## Referencies
U Pegasi

**U Pegasi** (U Peg / HIP 118149 / SAO 108933) ye una estrella variable de magnitú aparente +9,23.
Encuadrada na constelación de Pegasu, visualmente alcontrar a pocu más de 3º al sur de φ Pegasi.
Ta a 454 años lluz del Sistema Solar.

U Pegasi ye una binaria de contautu, lo qu'implica que los sos dos componentes comparten la so capa esterior de gas, siendo'l tipu espectral conxuntu G2.
La componente más masiva —con una masa de 1,15 mases solares— tien una temperatura efectivo de 5515 K y un radiu un 20% más grande que'l del Sol.
La componente secundaria tien un terciu de la masa de la so compañera, siendo la so temperatura de 5800 K.
El so radiu equival al 73% del radiu solar.
Dambes estrelles tán dixebraes ente sigo namái 0,012 UA o 2,52 radios solares.

El periodu orbital del sistema ye de 9 hores (0,3748 díes) y mengua col tiempu.
Como la práutica totalidá de binaries de contautu, U Pegasi constitúi tamién una binaria eclipsante —del tipu W Ursae Majoris—, que'l so rellumu aparra 0,53 magnitúes nel eclís principal y 0,50 magnitúes nel secundariu.

## Referencies
Upsilon2 Eridani

**Upsilon-2 Eridani** / **Theemin**(**Upsilon²&nbsp;Eri**, **υ<sup>2</sup>&nbsp;Eridani**, **υ<sup>2</sup>&nbsp;Eri**) ye una estrella xigante mariella de tipu espectral G asitiada na constelación del Ríu Erídanu1. Tien una magnitú aparente d'aproximao +3.817 y ta a una distancia de 209 años lluz.Tradicionalmente, tien el nome de **Theemim**, **Theemin** o **Beemin**.

En chinu,  (), significa "el güertu celeste'' en referencia al asterismo que contién a υ2 Eridani, χ Eridani, φ Eridani, κ Eridani, HD 16754, HD 23319, θ Eridani, HD 24072, HD 24160, υ<sup>4</sup> Eridani, 43 Eridani y υ<sup>1</sup> Eridani. Arriendes d'ello, υ2 Eridani por sigo mesma ye conocida como  (, la decimosegunda estrella del güertu celeste.)

## Referencies
*1 SIMBAD link|ups02+eri|* 52 Eri -- Star, Entrada a la base de datos SIMBAD. (Toma de datos el 25 de setiembre de 2008.
UU Aurigae

**UU Aurigae** (UU Aur / HD 46687 / HR 2405) ye una estrella variable na constelación d'Auriga. Alcuéntrase a una distancia averada de 1350 años lluz del Sistema Solar.

UU Aurigae ye una estrella de carbonu de tipu espectral CV4 con una temperatura superficial de 2760 K.
Nes estrelles de carbonu, al contrariu que na mayor parte de les estrelles incluyendo al Sol, la bayura de carbonu ye mayor que la d'oxíxenu; asina, la rellación carbonu-oxíxenu en UU Aurigae ye de 1,063.
Amás, esperimenten una importante perda de masa estelar; UU Aurigae facer a razón de 7,6 &times; 10-7 mases solares per añu.
La so lluminosidá bolométrica —na totalidá de llonxitú d'onda— una vegada consideráu'l escurecimientu de llimbu ye 16.000 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
La midida del so diámetru angular per aciu interferometría —12,10 ± 0,42 milisegundos d'arcu— dexa envalorar el so diámetru real, unes 540 vegaes más grande que la solar; dichu valor, al depender de la distancia y dada la incertidume na mesma, ye namái averáu.

Catalogada como variable semirregular SRB, el rellumu de UU Aurigae varia ente magnitú aparente +4,90 y +7,00 nun periodu de 441 díes.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
UU Comae Berenices

**UU Comae Berenices** (UU Com / 21 Comae Berenices / HD 108945 / HR 4766) ye una estrella variable na constelación de Melota de Berenice.
Dellos códices antiguos apunten a qu'esta estrella d'antiguo recibía'l títulu de **Kissīn**, una especie d'hedra, convólvulo o rosa montés trepadora.
De magnitú aparente media +5,44, alcuéntrase a 311 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Ye miembru del Cúmulu estelar de Coma (Melotte 111).

UU Comae Berenices ye una estrella clasificada como A2pv qu'amuesa un espectru peculiar, indicáu pola lletra *p*.
Nesta clase d'estrelles reparar sobreabundancia de dellos elementos —estronciu nel casu de UU Comae Berenices— y campos magnéticos intensos, siendo'l valor mediu del campu magnéticu de UU Comae Berenices de 537 G.
La so temperatura efectivo ye de 8750 K y tien un radiu de 3 radios solares, siendo el so periodu de rotación de 1,92 díes.
Relluma con una lluminosidá 51 vegaes mayor que la del Sol y ye 2,4 vegaes más masiva qu'ésti.
La so edá envalórase en 500 millones d'años.

Catalogada como variable Alfa2 Canum Venaticorum y variable Delta Scuti, el so rellumu bazcuya ente magnitú +5,41 y +5,46.
Paez esistir un periodu principal de 2,1953 díes con variaciones secundaries cada 1,0256 y 0,9178 díes, magar esisten discrepancies ente los distintos observadores.

## Referencies
UU Piscium

**UU Piscium** (UU Psc / 35 Piscium / HD 1061) ye un sistema estelar de magnitú aparente +6,01 asitiáu na constelación de Piscis. Alcuéntrase aproximao a 261 años lluz del Sistema Solar.

La estrella principal del sistema ye una binaria que les sos componentes son dos estrelles blancu-marielles idéntiques de tipu espectral F0V.
Tienen una temperatura efectivo envalorada de 7400 K y cada una d'elles ye 6,4 vegaes más lluminosa que nuesu Sol.
Dichos parámetros dexen envalorar el so radiu —un 55% más grande que'l radiu solar— según la so masa, en redol a 1,6 mases solares.
La so edá cifrar nunos 2000 millones d'años.
Les dos estrelles son iguales a les componentes de Porrima (γ Virginis) pero la separación ente elles ye de namái 0,0258 UA —1700 vegaes menor qu'en Porrima—, equivalente a 3,5 vegaes el radiu de caúna de les estrelles. Al igual qu'asocede nel sistema Espiga (α Virginis), la fuerte atraición gravitatoria ente dambes aburuya la so forma —nun son esfériques—, polo que conforme mover na so órbita preséntennos cares de tamaños distintos, constituyendo una variable elipsoidal rotante.
El par nun aportar# a una binaria eclipsante, a pesar del so curtiu periodu orbital de 0,842 díes (20,2 hores).

Una tercera componente de magnitú +7,51, visualmente a 11 segundos d'arcu de la binaria, completa'l sistema estelar.
Ye tamién una estrella de la secuencia principal, anque de tipu F3V, que la so separación cola binaria ye de siquier 660 UA.
Emplega más de 8000 años en completar una órbita alredor del par interior.

## Referencies
UV Arietis

**UV Arietis** (UV Ari / 38 Arietis / HD 17093) ye una estrella na constelación d'Aries de magnitú aparente +5,19 qu'atopa a 125&nbsp;años lluz del Sistema Solar. 

UV Arietis ta catalogada como xigante o subxigante blanca de tipu espectral A7III-IV.
Con una temperatura efectivo de 7541&nbsp;K, la so lluminosidá ye 11 vegaes mayor que la del Sol.
A partir del so diámetru angular envaloráu —0,406 segundos d'arcu— puede evaluase'l so radiu, resultando ser ésti un 70% vegaes más grande que'l radiu solar.
La so velocidá de rotación proyeutada ye de 71 km/s, siendo ésti una llende inferior, una y bones la velocidá real depende del enclín del so exa de rotación al respective de nós.
Exhibe una metalicidá menor que la solar, siendo la so bayura relativa de fierro igual al 56% de la esistente nel Sol. Otros elementos evaluaos amuesen el mesmu enclín, magar el sodiu ye especialmente deficitariu una y bones el so conteníu ye namái una quinta parte de la solar.

UV Arietis ye una variable Delta Scuti, una de les más cercanes a nós dientro d'esti grupu. El so rellumu varia 0,04 magnitúes a lo llargo d'un periodu de 0,0355 díes, con sobretonos de 0,046 y 0,061 díes.

Per otra parte, per aciu tapecimientu llunar afayóse que UV Arietis ye una estrella binaria.

## Referencies
UV Trianguli

**UV Trianguli** (UV Tri) ye una estrella de magnitú aparente +11,2 na constelación boreal de Triangulum.
Anque'l so paralax nun foi midida pol satélite Hipparcos, envalórase que la so distancia respeutu al Sistema Solar ye de 1560 años lluz.

## Carauterístiques
Anque UV Trianguli figura na base de datos SIMBAD como de tipu espectral A3, estudios recién catalogar como una estrella blanca de la secuencia principal de tipu A8V o F0V.
La so temperatura efectivo ye de 7480 K y ye unes 8 vegaes más lluminosa que'l Sol.
Tien un radiu equivalente a 1,74 radios solares y la so masa ye un 78% mayor que la del Sol.
El so metalicidá ye bien paecida a la de la nuesa estrella ([M/H] = -0,014).
Con una edá de 890 ± 50 millones d'años, ta nuna fase evolutiva temprana dientro de la secuencia principal.

## Variabilidá
UV Trianguli ye una variable Delta Scuti y ye, siquier, una variable biperiódica.
Detectáronse dos periodos, de 2,568 y 2,212 hores, pero probablemente esistan más; les respeutives amplitúes de variación son 0,026 y 0,010 magnitúes.
Los cambeos de lluminosidá de les variables Delta Scuti son debíos a pulsaciones radiales y non-radiales na so superficie; nel casu de UV Trianguli los dos maneres de pulsación atopaos son, probablemente, non-radiales.
Amás, na so curva de lluz reparar ciclos anómalos «aperiódicos», asemeyaos a los reparaos na estrella 59 Tauri.

Nel diagrama de Hertzsprung-Russell, UV Trianguli alcontrar na rexón onde s'asolapen les variables Delta Scuti y les variables Gamma Doradus.
Piénsase que UV Trianguli puede ser una variable Delta Scuti que pulsia en maneres non-radiales similares a los de les variables Gamma Doradus.

## Referencies
UX Herculis

**UX Herculis** (UX Her) ye una estrella variable na constelación d'Hércules.
Alcuéntrase a 1º25' al oeste de 93 Herculis.
La so magnitú aparente ye +9,05 y alcuéntrase aproximao a 670 años lluz del Sistema Solar.

## Carauterístiques
UX Herculis ye una binaria cercana «semidesprendida» según una binaria eclipsante.
El so componente principal ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A0V —catalogada tamién como A3— y 8600 K de temperatura efectivo.
Con una masa 2,7 vegaes mayor que la del Sol, el so radiu ye'l doble del radiu solar.
La estrella secundaria tien una temperatura de 4200 K y la so masa equival al 60% de la masa del Sol.
El so tamañu ye namái un 6% menor que'l de la so compañera.
Piénsase que ye una estrella de tipu K evolucionada, con mayor tamañu y lluminosidá de los que cabría esperar d'alcuerdu al so tipu espectral.

El periodu orbital d'esta binaria ye de 1,5489 díes, siendo la órbita llixeramente escéntrica (ε = 0,08).
Mientres l'eclís principal —cuando la estrella más fría intercepta la lluz de la estrella blanca— el rellumu del sistema mengua 1,16 magnitúes ente que nel secundariu, apenes perceptible, el descensu del rellumu ye de namái 0,06 magnitúes.

En 1965 detectar por vegada primer que'l periodu de UX Herculis ye inestable.
Achacóse esta inestabilidá a la presencia d'un tercer oxetu.
La so masa mínimo sería de 0,3 mases solares, lo que correspondería, nel casu de que sía una estrella de la secuencia principal, a una nana colorada M3-4.
Nel espectru visible, dichu oxetu sería 9 magnitúes más tenue que'l par AB.
La edá d'esti sistema envalórase en 3980 millones d'años, anque dicha cifra ye namái averada.

## Referencies
UX Mensae

**UX Mensae** (UX Men / HD 37513 / HIP 25760) ye un sistema estelar de magnitú aparente +7,20
asitiáu na constelación de Mensa.
Alcuéntrase a 328 años lluz del Sistema Solar.

UX Mensae ye un sistema estelar triple.
La estrella más brillosa ye una binaria espectroscópica compuesta por dos nanes marielles de tipu espectral F8V.
De carauterístiques bien asemeyaes, tienen temperatures superficiales de 6200 y 6150 K respeutivamente.
La componente A ye 2,4 vegaes más lluminosa que'l Sol y tien una masa de 1,24 mases solares.
La so compañera relluma con una lluminosidá 2,1 vegaes mayor que la lluminosidá solar y ye un 20% más masiva que'l Sol.
Los sos radios respeutivos son un 35% y un 28% más grande que'l radiu solar.
La velocidá de rotación proyeutada de dambes asítiase ente los 15 - 16 km/s.
El par constitúi una binaria eclipsante que'l so periodu orbital ye de 4,1811 díes.
Ye, por tanto, una estrella variable; nel eclís primariu'l so rellumu mengua 0,77 magnitúes ente que nel secundariu'l descensu de rellumu ye de 0,67 magnitúes.

Una tercer estrella con aproximao la metá de masa que'l Sol orbita alredor del par interior.
Anque los parámetros orbitales nun son bien conocíos, puede tardar en redol a 396 años en completar una órbita alredor de la binaria eclipsante.
El sistema tien una metalicidá asemeyada a la solar y la so edá envalórase en 2500 millones d'años.

## Referencies
UX Orionis

**UX Orionis** (UX Ori / HD 293782 / HIP 23602) ye una estrella variable na constelación d'Orión. La so magnitú aparente varia ente +8,70 y +10,80 ensin qu'esista un periodu conocíu.
Ta asitiada na nebulosa escura LDN 1616 cerca de l'asociación estelar Orión OB1c, siendo la so distancia averada respectu al Sistema Solar de 400 pársecs (1300 años lluz).
Tien una acompañante que la so separación visual ye de 0,022 segundos d'arcu.

UX Orionis ye una estrella Herbig Ae/Be, una estrella pre-secuencia principal na fase de contraición previa enantes d'empezar a fundir la so hidróxenu en heliu; desaxeradamente nuevu, la so edá envalórase ente 2,5 y 3,1 millones d'años.
De tipu espectral A3 IIIe, tien una temperatura efectivo ente 6080 y 6662 K. 
La so masa averada ye de 2,45 mases solares y relluma con una lluminosidá ente 49 y 63 vegaes la del Sol.
Con un diámetru 3,2 ~vegaes más grande que'l diámetru solar, nun esiste consensu al respective dla so velocidá de rotación proyeutada; diversos autores dan valores que van dende 70 a 215 km/s.

Piénsase que UX Orionis tópase somorguiada nuna peculiar redolada de polvu, responsable de la fana al azul reparáu nel so espectru, según del aumentu na polarización conforme la estrella averar al rellumu mínimu.
Dicha variabilidá foi interpretada en términos d'eclises producíos por un esferoide oblato de polvu inclinao qu'envolubra a la estrella; ésti podría tar compuestu por granos d'obsidiana d'un tamañu siquier 30 vegaes mayor que'l de los granos del mediu interestelar.

## Referencies
UX Tauri

**UX Tauri** (UX Tau / HD 285846 / HIP 20990) ye un sistema estelar que s'atopa na constelación de Tauru a unos 450 años lluz de distancia del Sistema Solar. Ta compuestu por trés nuevos estrelles T Tauri, que la so edá envalórase en namái un millón d'años. La componente principal del sistema, **UX Tauri A**, tien tipu espectral G5V:y, **UX Tauri B** ye de tipu M2y, y la más tenue del sistema, **UX Tauri C**, ye de tipu M5. Ésta última ye un oxetu de baxa masa cerca de la llende de ignición del hidróxenu. Catalogada como estrella variable, el so rellumu varia ente magnitú aparente +10,6 nel máximu y +13,7 nel mínimu.

UX Tauri A ye una estrella asemeyada al Sol, anque muncho más nuevu, arrodiada por un discu protoplanetariu. En dichu discu detectóse un espaciu vacíu que s'estiende dende 0,2 a 56 UA de la estrella, lo qu'equival, nel nuesu Sistema Solar, a aproximao al espaciu qu'esiste ente Mercuriu y Plutón. Piénsase que la formación d'unu o dellos planetes pue ser responsable de la esistencia d'esti vacíu. L'espaciu vacíu ta arrodiáu, en dambos estremos, por dos gruesos discos de polvu, lo que-y estrema d'otros discos circumestelares, onde la estrella central tien bien pocu o nada de polvu al so alredor. El discu esterior, asitiáu más allá de 56 UA, contién silicatos cristalinos.

## Referencies