open-index/open-wikipedia-markdown huggingface dataset:
Rho Tucanae

**Rho Tucanae** (ρ Tuc / HD 4089 / HR 187) ye un sistema estelar de magnitú aparente +5,39 asitiáu na constelación de Tucana. Alcuéntrase a 133 años lluz del Sistema Solar.

Rho Tucanae ye una binaria espectroscópica que la so componente principal ye una nana mariella de tipu espectral F6V, asemeyáu a Tabit (π³ Orionis) o γ Serpentis.
Con una temperatura efectivo de 6223 K, la so lluminosidá ye aproximao 6 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 23,5 km/s, siendo el so periodu de rotación igual o inferior a 5 díes.
El so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos que'l heliu— ye bien similar a la solar ([Fe/H] = -0,03).
Diversos estudios envaloren la so masa ente 1,32 y 1,57 mases solares y la so edá asítiase en redol a los 1900 - 2640 millones d'años.

La estrella acompañante ye menos masiva, pudiendo tener namái'l 28% de la masa solar, lo que correspondería a una nana colorada de baxa masa.
El periodu orbital del sistema ye de 4,82 díes y la órbita ye práuticamente circular, con una escentricidá bien pequeña (ε = 0,02).

## Referencies
Rho Ursae Majoris

**Rho Ursae Majoris** (ρ UMa / 8 Ursae Majoris) ye una estrella de magnitú aparente +4,78 encuadrada na constelación del sietestrellu.
Al pie de otres estrelles de la constelación, como Muscida (ο Ursae Majoris) y π<sup>2</sup> Ursae Majoris ente otres, formaba'l asterismu árabe Al Ṭhibā᾽, «la gacela».
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, alcuéntrase a 315 años lluz del Sistema Solar.

Rho Ursae Majoris ye una xigante colorada de tipu espectral M3III.
La so temperatura superficial ye de 3279 K y relluma con una lluminosidá, una vegada considerada la correición bolométrica, 402 vegaes superior a la lluminosidá solar. Una cantidá importante de la so radiación ye emitida como lluz infrarroxo; por ello, en banda K —nel infrarroxu cercanu—, la so lluminosidá equival a la de 1430 soles.

La midida por interferometría del so diámetru angular en banda K ye de 6,50 ± 0,80 milisegundos d'arcu.
Considerando la distancia a la que s'atopa, el so diámetru real ye 68 vegaes más grande que'l del Sol; esta cifra ye namái averada, pos el so diámetru angular a 0,8 μm —nesti casu la midida ta correxida pol escurecimientu de llimbu— ye de 5,64 milisegundos d'arcu, lo que conduz a un diámetru menor de 59 diámetros solares.
Per otra parte, anque les observaciones del satélite Hipparcos suxeríen que Rho Ursae Majoris podía ser una estrella binaria, estudios d'interferometría de moteáu d'alta precisión nun revelaron la presencia d'una compañera estelar.

Rho Ursae Majoris ye miembru de la corriente d'estrelles del sietestrellu», de la que tamién formen parte, ente otres, Alula Borealis (ν Ursae Majoris), 5 Ursae Minoris y 30 Herculis.

## Referencies
Rho Virginis

**Rho Virginis** (ρ Vir / 30 Virginis / HD 110411 / HR 4828) ye una estrella na constelación de Virgu de magnitú aparente +4,87.
Anque anguaño nun tien nome tradicional, en China recibía'l títulu de **Kew Heang**, «los nueve oficiales del estáu», nel cual incluyíense delles estrelles menores.
Alcuéntrase a 120 años lluz de distancia del Sistema Solar.

Rho Virginis ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A0V. El so radiu ye un 55% más grande que'l radiu solar y ye 23 vegaes más lluminosa que'l Sol.
Tien una velocidá de rotación de siquier 154 km/s.
Ye una estrella químicamente peculiar que la so temperatura superficial ye incierta, variando según la fonte consultada ente 8800 y 9506 K. Estrella variable del tipu Delta Scuti, amuesa una variación nel so rellumu de 0,02 magnitúes. Ye muncho más nuevu que'l Sol, con una antigüedá que puede ser de namái 10 millones d'años.
Coles mesmes, forma parte del amenorgáu grupu de les llamaes estrelles Lambda Bootis, que la so naturaleza inda güei nun ye bien conocida. 

Observaciones llevaes a cabu en banda submilimétrica y infrarroxu cercanu punxeron de manifiestu la esistencia d'un discu circumestelar de polvu en redol a Rho Virginis. El discu, de 37 UA de radiu, tien una temperatura averada de 90 K.

## Referencies
Rho1 Sagittarii

**Rho1 Sagittarii** (ρ1 Sgr / 44 Sagittarii / HD 181577) ye una estrella na constelación de Saxitariu de magnitú aparente +3,93.
Comparte la denominación de Bayer «Rho» con Rho2 Sagittarii, de la que ta dixebrada visualmente 27 minutos d'arcu, pero nun esiste rellación física ente dambes estrelles.
Al tar cerca del la eclíptica, Rho1 Sagittarii ye dacuando despintada por planetes; la so próxima tapecimientu por un planeta va tener llugar en febreru de 2046, cuando va ser despintada por Venus. 

Rho1 Sagittarii ye una subxigante de tipu espectral A9IV, enantes catalogada como F8IV-V.
Con una temperatura efectivo ente 7562 y 7586 K, el so radiu ye 3,2 vegaes más grande que'l del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 82 - 94 km/s; esta cifra ye namái una llende inferior, yá que depende del enclín del so exa de rotación respectu al observador terrestre.
Presenta una metalicidá netamente cimera a la solar ([M/H] = +0,16).

Rho1 Sagittarii ye una variable Delta Scuti —una de les más brilloses d'esti grupu— con un periodu d'aproximao una hora y una variación de rellumu de 0,02 magnitúes.
Anque nel pasáu pensóse que yera una estrella binaria —la so duplicidá detectada por tapecimientu—, güei piénsase que ye una estrella solitaria ensin nenguna compañera estelar.
Alcuéntrase a 122 años lluz del Sistema Solar.

## Referencies
Rho3 Arietis

**Rho3 Arietis** (ρ³ Ari / 46 Arietis / HD 18256) ye una estrella de magnitú aparente +5,63 asitiada na constelación zodiacal d'Aries.
Comparte la denominación de Bayer Rho Arietis con ρ<sup>1</sup> Arietis y ρ<sup>2</sup> Arietis (RZ Arietis), dambes estrelles notablemente más alloñaes de nós que Rho3 Arietis; esta postrera, conocida tamién como **Rho Arietis** a cencielles, alcuéntrase a 115 años lluz del Sistema Solar.

Rho Arietis ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F6V —similar, por casu, a Tabit (π³ Orionis)— con una temperatura efectivo de 6370 K.
De metalicidá asemeyáu a la del Sol, tien un diámetru 2 vegaes mayor que'l diámetru solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá proyeutada de 17,2 km/s, resultando un periodu de rotación igual o inferior a 5,9 díes.

Rho3 Arietis tien una compañera estelar, constituyendo una binaria espectroscópica que'l so periodu orbital paez ser de 3507 díes.
La edá d'esta binaria, basada na so actividá cromosférica, envalórase nunos 2000 millones d'años, ente que por xirocronoloxía —métodu que determina la edá d'una estrella pola so velocidá de rotación— la edá resultante ye de namái 790 millones d'años.

## Referencies
Rho Tauri

**Rho Tauri** (ρ Tau / 86 Tauri) ye una estrella na constelación de Tauru miembru del cúmulu de les Híades.
De magnitú aparente +4,66, alcuéntrase a 158 años lluz de distancia del Sistema Solar.

## Carauterístiques
Rho Tauri ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A8V.

Tien una temperatura efectivo de 7640 ± 125 K y una lluminosidá 29 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o mayor de 144 km/s y tien una masa 2,10 vegaes mayor que la del Sol.
Nel so nucleu funde hidróxenu en heliu, percorriendo'l 87% del so trayeutu como estrella de la secuencia principal.
Per otra parte, Rho Tauri ye una binaria espectroscópica con un periodu de 488,5 díes.
La órbita ye pocu escéntrica (y = 0,09).

Rho Tauri tien una metalicidá cimera a la solar nun 31% ([Fe/H] = +0,12), en llinia col conteníu metálico mediu de les Híades.
Elementos como níquel, sodiu y itriu son significativamente más abondosos en Rho Tauri que nel Sol. Esti últimu elementu ye casi cuatro veces más abondosu ([Y/Fe] = +0,57), lo que tamién concuerda col eleváu nivel d'esti metal reparáu nos miembros de les Híades.

## Variablidad
Rho Tauri ye una variable Delta Scuti que'l so rellumu varia 0,01 magnitúes nun periodu de 0,0670 díes.
Les variables Delta Scuti, dacuando llamaes cefeides nanes, esperimenten variaciones na so lluminosidá causaes por pulsaciones radiales y non-radiales de la so superficie.
Caph (β Cassiopeiae), ρ Puppis, θ<sup>2</sup> Tauri y υ Ursae Majoris son les más brilloses dientro d'esti grupu.

## Referencies
Rho Telescopii

**Rho Telescopii** (ρ Tel) ye una estrella na constelación austral de Telescopium.
Con magnitú aparente +5,18, ye la décima estrella más brillosa d'esta constelación. 

Rho Telescopii ta catalogada como una nana mariella de tipu espectral F7V. Asemeyáu a Asellus Primus (θ Bootis) o ι Piscium, Rho Telescopii ta casi cuatro veces más distante qu'estos dos estrelles, yá que s'atopa a 171 años lluz del Sistema Solar.
Tien una temperatura superficial de 6109 K.
El so radiu ye aproximao un 30% más grande que'l radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 68,5 ± 4 km/s, polo que rota siquier 34 vegaes más apriesa que'l Sol.
Amuesa una metalicidá llixeramente inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,05).
Piénsase que ye una estrella binaria, pero nada se sabe sobre'l so posible compañera estelar.

Rho Telescopii ye un probable miembru de l'Asociación estelar de Tucana-Horologium, que la so edá ye de namái unos 20 o 30 millones d'años.
Ye, poro, una estrella bien nueva que dexó tras la etapa d'estrella T Tauri, pudiendo ser inda una estrella pre-secuencia principal.
Dicha mocedá ye responsable de la so elevada lluminosidá en rayos X, siendo la décima estrella más brillosa nesta rexón del espectru ente les asitiaes a menos de 50 pársecs de distancia.
La so lluminosidá en rayos X ye de 65,76 &times; 1022 W; a títulu comparativu ye 2,5 vegaes más brillosa que Deneb Kaitos (β Ceti).

## Referencies
Rijl al Awwa

**Rijl al Awwa** ye'l nome pol que ye conocida la estrella **μ Virginis** (μ Vir / 107 Virginis).
Asitiada a 61 años lluz del Sistema Solar, ye la novena estrella más brillosa na constelación de Virgu con magnitú aparente +3,90.

## Nome
El nome de **Rijl al Awwa**, del árabe رجل العوى *rijl al-‘awwa’*, significa «el pie del (perru) lladrador».
Xunto a δ Librae taba incluyida nel asterismu llunar acadio de *Mulu Izi*, títulu tamién aplicáu a Vindemiatrix (ε Virginis). En Sogdiana yera **Gasarwa**, «la d'al llau del líder», siendo ésti'l asterismu llunar formáu por Syrma (ι Virginis), κ Virginis y λ Virginis.

## Carauterístiques
Rijl al Awwa ye una estrella de tipu espectral F2V con una temperatura efectivo de 6715 K.
7,5 vegaes más lluminosa que'l Sol, tien un diámetru 2,1 vegaes más grande que'l diámetru solar.
Nun esiste unanimidá tocantes a la so velocidá de rotación proyeutada, ente 30 km/s y 47 km/s, según la fonte consultada. Sía que non, como correspuende a una estrella de les sos carauterístiques, rota muncho más apriesa que'l Sol, que la so velocidá de rotación ye de 2 km/s.

Anque según dellos autores el conteníu metálico de Rijl al Awwa ye comparable al del Sol, otru estudiu considerar una estrella de baxa metalicidá, con una bayura relativa de fierro equivalente al 60% de la solar.
Ye un 55% más masiva que'l Sol.
Tien una edá envalorada ente 1300 y 1500 millones d'años, correspondiendo a la metá de la so vida dientro de la secuencia principal.

## Referencies
Ross 128

**Ross 128** (GJ 447 / HIP 57548 / LHS 315) ye una estrella de magnitú aparente +11,16 na constelación de Virgu, asitiada cerca de la eclíptica al sur de Zavijava (β Virginis). A 10,91 años lluz de distancia, ye anguaño la décimu-segunda (o docena) estrella más próxima al Sistema Solar y la más cercana na constelación de Virgu. Afayóse en 1925 pol astrónomu Frank Elmore Ross ya incluyida nel so «*Segunda llista de nueves estrelles con [[movimientu propiu]]*».

Como tantes otres estrelles de la nuesa redolada, Ross 128 ye una tenue nana colorada que'l so tipu espectral ye M4.5V.
Tien una temperatura efectivo de 2966 K y una masa de 0,16 - 0,18 mases solares.
El so radiu equival al 22% del que tien el Sol y la midida de la so velocidá de rotación proyeutada da un valor igual o inferior a 2 km/s.
Presenta un conteníu metálico comparable a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,00.
Con una lluminosidá en redol al 0,029% de la lluminosidá solar, ye una estrella acandilante, conocida tamién pola so nome de variable **FI Virginis**. Dientro d'esti tipu d'estrelles, considerar más evolucionada que Proxima Centauri, siendo les erupciones menos frecuentes que nesta postrera.
Coles mesmes, detectóse polvu alredor de Ross 128.

Ross 128 tien una edá envalorada de 500 millones d'años.
Forma parte de la corriente d'estrelles de l'Asociación estelar del sietestrellu, ampliu grupu que tamién inclúi otres nanes coloraes cercanes como EV Lacertae o DS Leonis. 
Los sistemes estelares más próximos a Ross 128 son Wolf 359 y Wolf 424, dambos a unos 4 años lluz de distancia.

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

## Referencies
Ross 154

**Ross 154** (GJ 729) ye anguaño la octava estrella más próxima al Sistema Solar a una distancia de 9,68 años lluz.
De magnitú aparente +10,44, nun ye visible a simple vista y alcuéntrase na constelación de Saxitariu al nordeste de Kaus Borealis (λ Sagittarii). Afayóse en 1925 pol astrónomu Frank Elmore Ross ya incluyida nel so «*Segunda llista de nueves estrelles con movimientu propiu*».

## Carauterístiques
Como munches otres estrelles cercanes a nós, Ross 154 ye una nana colorada.
Tien tipu espectral M3.5V y una temperatura efectivo de 3240 K.
La so masa apenes supón el 17% de la masa solar ente que'l so radiu equival al 20% del que tien el Sol.
La so lluminosidá bolométrica —en toles llonxitúes d'onda— equival al 0,4% de la lluminosidá solar.
Presenta una bayura relativa d'elementos más pesaos que'l heliu aproximao la metá que nel Sol.
La velocidá de rotación relativamente alta de Ross 154 —4 km/s—, indica que probablemente ye una estrella nueva, con una edá envalorada inferior a 1000 millones d'años. 

Estudios recién utilizando'l Telescopiu espacial Hubble y el Telescopiu Hale refuguen la esistencia de planetes xovianos y nanes marrones alredor de Ross 154.
Les estrelles más cercanes a ella son la Estrella de Barnard a 5,41 años lluz, Lacaille 8760 a 7,4 años lluz, y Gliese 674 a 7,7 años lluz.
Dientro de 157.000 años, Ross 154 va averar a namái 6,4 años lluz del Sistema Solar.

## Variabilidá
Al ser una estrella acandilante —esperimenta aumentos sópitos de rellumu que se manifiesten en tol espectru electromagnéticu—, Ross 154 tamién ye conocida pol so denominación de variable **V1216 Sagittarii**. El tiempu mediu que trescurre ente dos llamarades importantes ye d'unos dos díes,con una medría típica nel so rellumu de 3-4 magnitúes mientres una erupción.
La intensidá de la so campu magnéticu ye de 2,6 ± 0,3 kG.
Coles mesmes, ye una fonte de rayos X que la so lluminosidá nesta rexón del espectru ye de 6,0 &times; 1027 erg/s, modesta pa una nana colorada activa.
L'Observatoriu Chandra constató un fuerte fogaral en Ross 154 qu'amontó'l conteo de rayos X nun factor de más de 100.

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

## Referencies
Ross 614

**Ross 614** (HIP 30920 / GJ 234 A/B) ye una estrella binaria asitiada a una distancia de 13,3 años lluz del Sistema Solar na constelación de Monoceros. De magnitú aparente +11,15, nun ye observable a simple vista. El gran movimientu propiu d'esta estrella foi afayáu por Frank Elmore Ross en 1927.

Ross 614 ta compuesta por dos nanes coloraes con una separación na so semiexe mayor de namái 0,932 segundos d'arcu, que correspuende a un periodu orbital de 16,6 años. La estrella principal ye de tipu espectral M4.5V y tien una masa de 0,22 vegaes mases solares; la estrella secundaria tien una masa de 0,11 mases solares —llixeramente mayor que Wolf 359, el tercer sistema más cercanu al Sol— y superior a la primeramente envalorada.

Coles mesmes, Ross 614 ye una estrella acandilante, recibiendo la denominación d'estrella variable **V577 Monocerotis**. Rexistráronse fogarales curtios —del orde de segundos— pero frecuentes. Nun periodu de 4,3 hores repararon cuatro fogarales.

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

## Referencies
Ross 619

**Ross 619** (Gliese 299 / GJ 299 / LHS 35) ye una estrella na constelación de Cáncer asitiada cerca de la llende con Canis Minor. Alcuéntrase a 22,3 años lluz de distancia del Sistema Solar y tien magnitú aparente +12,83, polo que nun ye observable a simple vista. 

Ross 619 figura clasificada como nana colorada de tipu espectral M4.0V o M4.5V.
Sicasí, el so espectroscopia infrarroxa ye más consistente cola d'una subenana de tipu M; diverses carauterístiques del so espectru —ente otres el débil sobretono de CO a 2,29 μm— acoten el so estatus de subenana.
Relluma con una lluminosidá equivalente al 0,03% de la lluminosidá solar, siendo la so lluminosidá comparable a la de Proxima Centauri o Ross 128.
Tien una temperatura efectivo de 3300 K, con una masa equivalente al 15% de la masa solar. La so velocidá de rotación proyeutada ye igual o inferior a 3 km/s.
Foi catalogada como una estrella de halo, polo que puede tratase d'una estrella que proveniente del halo galácticu tea travesando'l discu de la galaxa, onde s'asitia'l Sistema Solar. Una de les estrelles de halo más conocíes ye la Estrella de Kapteyn.

La estrelles más cercanes a Ross 619 son YZ Canis Minoris y GJ 1116, respeutivamente a 3,99 y 7,26 años lluz.

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

## Referencies
Rotanev

**Rotanev** (β Delphini / β Del / 6 Delphini / HD 196524) ye la estrella más brillosa de la constelación del Delfín con magnitú aparente +3,63. L'interesáu nome de Rotanev apaeció per primer vegada nel *Cátalogo d'estrelles de Palermo* de 1814, ensin nenguna esplicación al respeutu. Darréu, l'astrónomu Thomas Webb afayó que'l nome foi acuñáu pol ayudante del astrónomu Giuseppe Piazzi, Niccolo Cacciatore, quien invirtió'l so apellíu llatinizáu *Venator*, conviertiéndolo en *Rotanev*.

Rotanev ye una binaria espectroscópica colos sos dos componentes, de magnitúes +4,0 y +4,9, dixebraes unos 0,65 segundos d'arcu. Bien similares los dos, son subxigantes blancu-marielles de tipu espectral F5IV y 6500 K de temperatura; **Rotanev A** ye 18 vegaes más lluminosa que'l Sol, ente que **Rotanev B** ye namái 8 vegaes más lluminosa que la nuesa estrella.
La velocidá de rotación d'una —o de dambes estrelles ye modesta, 40 km/s.
Per otra parte, Rotanev amuesa peculiaridaes na so composición química —específicamente nel casu del estronciu— de resultes del fundimientu o ascensu de les distintes clases d'átomos.
Sicasí, la so bayura relativa de fierro ye relativamente corriente.
El sistema alcuéntrase a 97 años lluz del Sistema Solar.

La separación media ente los dos componentes de Rotanev ye de 13 UA, anque la escentricidá de la órbita fai qu'ésta varie ente 8 y 18 UA a lo llargo del periodu orbital de 26,7 años.
El apoastru —máxima separación— tuvo llugar en 2002.
Coles mesmes, hai otros trés estrelles de poca magnitú que visualmente apaecen xunto a Rotanev, pero nun formen parte del sistema estelar.

## Referencies
RR Centauri

**RR Centauri** (RR Cen / HD 124689 / HIP 69779) ye una estrella variable de magnitú aparente máxima +7,45.
Encuadrada na constelación de Centauru, ta alloñada 339 años lluz del Sistema Solar.

RR Centauri constitúi una binaria de contautu que les sos dos componentes comparten la so capa esterior de gas, siendo'l so tipu espectral A9V o F0V.
La componente primaria —con una masa de 1,85 mases solares— tien una temperatura efectivo de 7250 K y el so radiu ye daqué más grande que'l doble del radiu solar.
La componente secundaria tien el 39% de la masa del Sol, siendo la rellación de mases del sistema *q* = 0,210.
Tien una temperatura de 7188 K y el so radiu ye práuticamente igual al radiu solar.
Dambes estrelles tán dixebraes ente sí 3,94 radios solares o 0,018 UA.
La velocidá de rotación proyeutada midida ye de 134 km/s.

El periodu orbital d'esti sistema ye de 0,6057 díes (14,53 hores).
Dichu periodu amuesa una variación cíclica de 65,1 ± 0,4 años que la so amplitú ye de 0,0124 ± 0,0007 díes; el so orixe puede ser la presencia d'un tercer oxetu entá non reparáu.
Superpuesta a esta variación, paez esistir un aumentu secular del periodu de 1,21 &times; 10-7 díes per añu, lo que suxer qu'hai tresferencia de masa estelar dende la componente secundaria escontra la primaria.
Si se confirma esti medría, RR Centauri puede evolucionar escontra una única estrella de rápida rotación.

Como la práutica totalidá de binaries de contautu, RR Centauri ye tamién una binaria eclipsante —del tipu W Ursae Majoris—, que'l so rellumu aparra 0,41 magnitúes nel eclís principal.

## Referencies
RR Lyncis

**RR Lyncis** (RR Lyn / HD 44691 / HR 2291) ye una estrella variable na constelación del Llobu cerval que la so magnitú aparente varia ente +5,52 y +6,03. Alcuéntrase a 272 años lluz de distancia del Sistema Solar.

RR Lyncis ye una binaria eclipsante y una binaria espectroscópica. El so órbita tien un periodu de 9,945 díes con una pequeña escentricidá de 0,08. Los tipos espectrales envaloraos de los dos componentes son A6IV pa la estrella principal y F0V pa la secundaria. La primera, una estrella subxigante, empezó a abandonar la secuencia principal, ente que la segunda inda ta nella. La componente principal ye 3,6 vegaes más lluminosa que la so compañera, siendo'l so radiu 2,57 vegaes mayor que'l radiu solar y la so masa casi'l doble que la del Sol. La estrella secundaria tien un radiu de 1,59 radios solares y una masa de 1,51 mases solares. La separación ente dambes ye de 0,14 UA.

Propúnxose la presencia d'una tercer estrella nel sistema, de bien baxa masa y poco lluminosidá, que la so órbita sería bien escéntrica (ε = 0,96) con un periodu orbital de 39,7 años.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
RR Lyrae

**RR Lyrae** ye una estrella variable de la constelación de la Llira que da nome a una clase d'estrelles variables, les estrelles variables RR Lyrae. Tien un periodu de variabilidá d'unes 13 hores nes que bazcuya ente magnitú aparente 7 y 8. La so naturaleza variable afayóse por Williamina Fleming en 1901 dende'l observatoriu de Harvard. Les estrelles de tipu RR Lyrae son usaes como candeles estándar asina que conocer la distancia a RR Lyrae ye fundamental pa determinar la so lluminosidá y, poro, les de les estrelles variables de la so clase.

Hasta 1997 nun se llogró una paralax de gran precisión pa poder determinar la distancia de RR Lyrae. Foi llograda pol satélite Hipparcos y, con una paralax de 4,38 ± 0,59, indicaba una distancia d'unos 230 pc o unos 700 años lluz.

Más apocayá realizáronse observaciones de la so paralax col telescopiu espacial Hubble coles que se determinó con una precisión mayor la so distancia y, poro, la so magnitú absoluta. La paralax llograda ye de 3,82 ± 0,2 milisegundos d'arcu colo que se llogra una distancia d'unos 260 pc o unos 850 años lluz. Con esta distancia envalórase que la magnitú absoluta de RR Lyrae ye de 0,61-0,11+0,10, lo que ye unes 50 vegaes la lluminosidá del Sol.

## Referencies

## Ver tamién
* estrella variable RR Lyrae
* candela estándar

## Enllaces esternos
* Imaxe de RR Lyrae
Ross 248

**Ross 248** (Gliese&nbsp;905 / HH&nbsp;Andromedae) ye una estrella na constelación d'Andrómeda. Afayóse por Frank Elmore Ross en 1925.
De magnitú aparente +12,29, nun ye observable a simple vista, y alcuéntrase al sur de λ Andromedae, cerca de κ Andromedae y ι Andromedae.

## Distancia
Ross 248 ye una de les estrelles más próximes al Sistema Solar —la novena anguaño—, a 10,30 años lluz de distancia. Sicasí, dientro de 37.100 años va asitiar a tan solo 3,03 años lluz de la Tierra, cuando va ser la estrella más próxima al Sol.

La sonda espacial Voyager 2 va pasar a 1,76 años lluz de Ross 248 dientro unos 40.200 años.

## Carauterístiques
Ross 248 ye una nana colorada de tipu espectral M6.0V con una temperatura efectivo de 3058 K.
Con namái'l 13,6% de la masa del Sol y el 17 per cientu del so diámetru, la so lluminosidá equival a una diezmilésima de la lluminosidá solar.
Exhibe una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos que'l heliu— cimeru a la solar nun 38% ([M/H] = +0,14) pero, a diferencia del Sol, ye considerada una estrella del discu gruesu.

Ross 248 ye una estrella variable del tipu BY Draconis, polo que recibe'l nome, tocantes a variable, de **HH Andromedae**.
La variación del so rellumu ye de 0,13 magnitúes.
Foi la primer estrella onde les pequeñes variaciones de rellumu fueron atribuyíes a manches nel so fotosfera (1950).
Notificáronse posibles periodos de 4,2 y 120 años —según otros cinco periodos ente 60 y 91 díes— que pueden tar causaos pola presencia d'una acompañante estelar entá non detectada.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles más cercanes

## Referencies
Ross 458

**Ross 458** (Gliese 494) ye un sistema estelar na constelación de Virgu de magnitú aparente +9,76.
Non observable a simple vista, visualmente ta asitiáu 1,5º al norte de Vindemiatrix (ε Virginis).
Alcuéntrase a 37 años lluz de distancia del Sistema Solar.

## Carauterístiques del sistema
Ross 458 ye una estrella binaria que la so componente principal, **Ross 458 A**, ye una nana colorada de tipu espectral M2Ve.
Tien una temperatura efectivo de 3496 K y una masa averada de 0,6 mases solares.
Ye una estrella magnéticamente bien activa por cuenta de la so alta velocidá de rotación de 9,6 km/s, determinada per aciu l'espectrógrafu ELODIE.
Ello ye que nun estudiu lleváu a cabu ente 69 nanes coloraes cercanes, ye la que rota a mayor velocidá.
Consecuentemente, tien un curtiu periodu de rotación ente 1,54 y 2,89 díes.
Presenta una metalicidá cimera a la solar ([Fe/H] ≈ 0,2 ó 0,3) y ye una estrella nueva, con una edá entendida ente 150 y 800 millones d'años.

El periodu orbital calculáu pa esti sistema ye de 14,5 años.
Los dos componentes tán dixebraes unes 0,55 segundos d'arcu, lo qu'equival a una distancia real de siquier 6,3 UA.
L'oxetu qu'acompaña a la estrella principal, denomináu **Ross 458 B**, tien aproximao tipu espectral M7V, lo que s'asitia na llende ente una estrella y una nana marrón. Utilizando modelos d'evolución estelar, l'oxetu hai de tener una edá inferior a 300 millones d'años pa ser una nana marrón; en casu contrariu, algamaría la secuencia principal, siendo la so masa averada de 0,09 mases solares. Dada la incertidume esistente na edá de la estrella principal, nun puede asegurase el tipu d'oxetu que ye.

Ross 458 ta catalogada como estrella acandilante y variable BY Draconis, recibiendo la denominación, tocantes a variable, de **DT Virginis**.
Coles mesmes, ye una fonte de rayos X.
La estrella conocida más cercana a esti sistema ye Gliese 505, asitiada a casi 4 años lluz de distancia.

## Nana marrón acompañante

En 2010 afayóse la esistencia d'un tenue oxetu que paez tar físicamente amestáu cola binaria Ross 458 AB.
Dichu oxetu, denomináu **Ross 458 c**, alcuéntrase visualmente a 102 segundos d'arcu de la binaria, lo qu'implica una separación de más de 1100 UA respectu al par AB.
Piénsase que pue ser una nana marrón de tipu espectral T8.
Tien una masa inferior a la llende de fusión del deuteriu —en redol a 8,5 vegaes la masa de Xúpiter— y un radiu un 25% más grande que'l d'esti planeta.
La so temperatura averada ye de 650 ± 25 K.

## Referencies
RR Ursae Minoris

**RR Ursae Minoris** (RR UMi / HD 132813 / HR 5589 / HIP 73199) ye una estrella variable na constelación de la Osa Menor de magnitú aparente media +4,71, la octava estrella más brillosa na so constelación magar nun tener denominación de Bayer nin de Flamsteed.

Asitiada a 398 años lluz del Sistema Solar, RR Ursae Minoris ye una fría xigante colorada de tipu espectral M4.5III que la so temperatura efectivo ye de namái 3467 K. 1950 vegaes más lluminosa que'l Sol, el so radiu ye 126 vegaes más grande que'l radiu solar.
Si tuviera nel llugar del Sol, la órbita de Mercuriu quedaría englobada dientro de la mesma estrella.
Tien una masa de 1,6 ± 0,3 mases solares.
Ye, amás, una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 748,9 díes.

RR Ursae Minoris ta catalogada como una variable semirregular de tipu SRB; éstes son xigantes de tipos espectrales tardíos —M, C o S— con una periodicidá pocu definida.
Gorgonea Tertia (&rho; Persei), L2 Puppis o W Bootis son variables d'esti tipu.
El rellumu de RR Ursae Minoris fluctúa ente magnitú +4,53 y +4,73 nun periodu de 43,3 díes.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
RR Vulpeculae

**RR Vulpeculae** (RR Vul) ye una estrella variable na constelación de Vulpecula que s'alcuentra 8 minutos d'arcu al sur de 32 Vulpeculae.
La so distancia al Sistema Solar nun ye bien conocida —el satélite Hipparcos nun midió'l so paralax—, envalorándose en 1810 años lluz.

RR Vulpeculae constitúi una binaria cercana —los dos componentes tópense bien próximes ente sigo— pero ye considerada una binaria separada, lo qu'implica que nun esiste tresferencia de masa ente los dos componentes.
La estrella primaria tien tipu espectral A2 y la so temperatura efectivo ye de 8600 K.
La so lluminosidá ye 21 vegaes superior a la lluminosidá solar y el so radiu ye 2,1 vegaes más grande que'l del Sol.
Tien una masa de 3,15 mases solares.
La estrella secundaria ye una xigante mariella de tipu G3III con una temperatura efectivo de 5340 K.
14 vegaes más lluminosa que'l Sol, dobla en tamañu a la so compañera.
Tien una masa de 2,05 mases solares.

El periodu orbital del sistema ye de 5,0507 díes, tando clasificada RR Vulpeculae como una binaria eclipsante de tipu Algol. El so rellumu fluctúa ente magnitú aparente +10,00 y +11,40, esistiendo un eclís principal pero non un eclís secundariu.

## Ver tamién
*Llista d'estrelles variables

## Referencies
RS Cancri

**RS Cancri** (RS Cnc / HD 78712 / HR 3639) ye una estrella variable na constelación de Cáncer de magnitú aparente media +6,08. Alcuéntrase aproximao a 470 años lluz del Sistema Solar.

RS Cancri ye una xigante colorada rica en oxíxenu de tipu espectral M6 IIIase y 3200 K de temperatura superficial.
Atópase nes últimes fases de la evolución estelar, amosando un escesu d'elementos del procesu-s y llinies de tecneciu nel so espectru.
Ye una estrella S intrínseca que la so actual masa envalorada ye un 20% mayor que la masa solar; sicasí, piénsase que na edá cero de la secuencia principal (ZAMS) tenía una masa de 1,5 mases solares.
Tuvo perdiendo masa estelar al ritmu de 10-7 mases solares per añu mientres los postreros 200.000 - 300.000 años.
Ello ye que observaciones realizaes col observatorio espacial IRAS punxeron de manifiestu la esistencia d'una envoltura separada en redol a la estrella.
Los últimos episodios de perda de masa amuesen una xeometría bipolar.

De gran tamañu, RS Cancri tien un radiu 192 vegaes mayor que'l radiu solar, equivalente a 0,90 UA.
El so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos que'l heliu— ye daqué inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,11).
Catalogada como variable semirregular SRC: —variables que la so amplitú de la variación ye d'aproximao una magnitú y el periodu ta entendíu ente 30 y miles de díes—, el so rellumu fluctúa ente magnitú +6,2 y +7,0 con periodos de 130 y 250 díes.

## Referencies
RS Canum Venaticorum

**RS Canum Venaticorum** (RS CVn) ye una estrella variable na constelación de Canes Venatici (los perros de caza).
Ye l'arquetipu d'una clase de variables con cromosferes actives que lleven el so nome, les variables RS Canum Venaticorum.

## Carauterístiques
De magnitú aparente media ye +8,22, RS Canum Venaticorum ta asitiada a 460 años lluz del Sistema Solar.
Ye una estrella binaria compuesta por una subxigante de tipu espectral F6IV y otra subxigante de tipu G8IV.
La primera d'elles tien una temperatura efectivo de 6700 K y la so masa ye un 41% mayor que la del Sol.
El so radiu ye ente un 88% y un 99% más grande que'l radiu solar —diversos estudios dan cifres daqué distintes— y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 12 km/s.
Ye 6,6 vegaes más lluminosa que'l Sol.

La subxigante de tipu G tien una temperatura inferior —en redol a los 5000 K— y una masa un 44% mayor que la masa solar.
Ye, sicasí, la estrella más lluminosa del sistema, un 44% más que'l so caliente compañera.
Unes 4 vegaes más grande que'l Sol, rota a una velocidá igual o superior a 35 km/s.
Los dos componentes de RS Canum Venaticorum tán bien próximes ente sigo, siendo el so periodu orbital de 4,7978 díes.

## Variabilidá
La variabilidá de RS Canum Venaticorum afayóse por Ceraski en 1914.
El so rellumu varia ente magnitú +7,93 y +9,14 por cuenta de la esistencia de grandes manches estelares de menor temperatura que'l restu de la superficie y que xiren con un periodu similar al periodu orbital del sistema.
Ye amás una binaria eclipsante, yá identificada como tal por Cuno Hoffmeister a principios del sieglu XX, pos el planu orbital ta inclináu unos 86º respectu al planu del cielu.
Ye una estrella bien brillosa na rexón de rayos X del espectru electromagnéticu; la so lluminosidá en dicha rexón algama los 292×1022 W.
Coles mesmes, ye brillosu y activa como radiofuente.

## Ver tamién
* Sigma Geminorum, estrella variable del mesmu tipu

## Referencies
RS Chamaeleontis

**RS Chamaeleontis** (RS Cha / 9 Chamaeleontis / HD 75747) ye una estrella variable na constelación de Chamaeleon —el camaleón— de magnitú aparente media +6,07.
Alcuéntrase a 352 años lluz del Sistema Solar.

RS Chamaeleontis ye una estrella binaria compuesta por dos estrelles de tipu A8V práuticamente idéntiques.
La componente A tien una temperatura efectivo de 8050 K y la componente B ye llixeramente más fría, con una temperatura de 7700 K.
Dambes son igual de lluminoses, 17 vegaes más que'l Sol.
La componente A tien una masa de 1,85 mases solares y un radiu 2,14 vegaes más grande que'l radiu solar, ente que'l so acompañante —con 1,82 mases solares y un radiu de 2,34 radios solares— ye daqué menos masiva pero de mayor tamañu.
Les velocidaes de rotación proyeutaes son, respeutivamente, 64 km/s y 70,0 km/s.
Tienen una metalicidá llixeramente cimera a la solar ([Fe/H] = +0,17).

RS Chamaeleontis ye un sistema bien nuevu; dambes componentes son estrelles pre-secuencia principal (estrelles Herbig Ae/Be) con una edá averada de namái 8 millones d'años.
Estudios espectroscópicos detectaron pulsaciones non-radiales na superficie de dambes estrelles.

RS Chamaeleontis ye una binaria eclipsante con un periodu orbital de 1,6699 díes, siendo'l semiexe mayor de la órbita 0,04 UA. L'eclís principal y el secundariu son asemeyaos, con un amenorgamientu de rellumu de 0,66 y 0,51 magnitúes respeutivamente.
Ye una binaria asemeyada a PV Puppis, cola salvedá de que RS Chamaeleontis ye un sistema muncho más nuevu.

## Referencies
RS Sagittarii

**RS Sagittarii** (RS Sgr / HD 167647 / HR 6833) ye un sistema estelar de magnitú aparente +6,03
asitiáu na constelación de Saxitariu.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos, alcuéntrase a 1110 años lluz del Sistema Solar.

RS Sagittarii ye un estrella triple; dos de les estrelles conformen una binaria cercana «semidesprendida», lo qu'implica qu'una de les estrelles enllena la so lóbulu de Roche, provocando qu'esta estrella dexe materia al so acompañante o a un discu de acreción.
La componente primaria d'esti subsistema ye una subxigante —anque tamién podría nun abandonar la secuencia principal— de tipu espectral B3IV/V.
Tien una temperatura averada de 15.400 K —18.700 K según otra fonte— y ye unes 1900 vegaes más lluminosa que'l Sol.
Con una masa de 7,2 mases solares, el so radiu ye 5,1 vegaes más grande que'l del Sol.
La componente secundaria d'esta binaria ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu A2V y 8970 K de temperatura.
Ye 2,41 vegaes más masiva que'l Sol y tien un radiu 4,1 vegaes más grande que'l radiu solar.

El periodu orbital d'esta binaria ye de 3,4157 díes y el par constitúi una binaria eclipsante.
Nel eclís principal el rellumu de la estrella mengua 0,96 magnitúes ente que nel secundariu'l descensu de rellumu ye de 0,27 magnitúes.

Una tercer estrella orbita alredor del par interior.
Los parámetros orbitales nun son bien conocíos, yá puede emplegar más de 440.000 años en completar una órbita alredor de la binaria eclipsante.
Ye una estrella de tipu A1V con una masa casi tres veces cimera a la del Sol.
El sistema tien una edá envalorada de 27 millones d'años.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
RT Aurigae

**RT Aurigae** (RT Aur / 48 Aurigae / HD 45412) ye una estrella na constelación d'Auriga.
La so distancia respeutu al Sistema Solar ye de 1360 ± 108 años lluz.

RT Aurigae ye una variable cefeida, una de les más prominentes del cielu nocherniegu. El so rellumu bazcuya ente magnitú aparente +5,00 y +5,82 a lo llargo d'un periodu de 3,7285 díes, curtiu pa esti tipu de variables.
Al igual que'l restu de cefeides ye una superxigante mariella, que'l so tipu espectral ye variable ente F4Ib y G1Ib.
Tien una temperatura efectivo averada de 5640 K.
De gran tamañu, tien un radiu 35 vegaes más grande que'l radiu solar y la so masa ye 4,7 vegaes mayor que la del Sol.
Presenta una metalicidá daqué más alzada que la del Sol; distintos estudios ufierten un índiz de metalicidá [Fe/H] entendíu ente +0,06 y +0,11.
Xunto a X Cygni ye una de les cefeides qu'esperimenta una mayor perda de masa estelar, lo que favorez la variación de la so periodu a lo llargo del tiempu.
Nel casu de RT Aurigae detectóse un amenorgamientu nel mesmu de 0,14 segundos per añu.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
RT Capricorni

**RT Capricorni** (RT Cap / HD 192737 / HIP 99990) ye una estrella variable na constelación de Capricorniu. Alcuéntrase a una distancia averada de 1825 años lluz del Sistema Solar.

RT Capricorni ye una estrella de carbonu de tipu espectral CV6 con una temperatura superficial de namái 2480 K.
Nes estrelles de carbonu, al contrariu que na mayor parte de les estrelles, el conteníu de carbonu ye mayor que'l d'oxíxenu; la rellación carbonu-oxíxenu en RT Capricorni ye de 1,10.
Amás, estes estrelles esperimenten una perda de masa estelar significativa; RT Capricorni facer a razón de 2,3 &times; 10-7 mases solares per añu.
La so lluminosidá bolométrica —considerando toles llonxitúes d'onda— ye 7450 ~ vegaes superior a la lluminosidá solar.
Por aciu interferometría midióse'l so diámetru angular en banda K, que ye de 8,18 ± 0,21 milisegundos d'arcu.
Ello dexa evaluar el so diámetru real, siendo ésti 500 vegaes más grande que'l diámetru solar; dicha cifra, al depender de la distancia y dada la incertidume na mesma, ye namái averada.

Catalogada como variable semirregular SRB, el rellumu de RT Capricorni varia ente magnitú aparente +8,9 y +11,7 nun periodu de 393 díes.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
RT Carinae

**RT Carinae** (RT Car) ye una estrella variable na constelación de Carina, la quilla del Navío Argos.
De magnitú aparente media +8,55, la midida de la paralax realizada pol satélite Hipparcos lleva acomuñáu un error de casi'l 50%.
Sicasí, la so pertenencia al cúmulu estelar Carinae OB1-Y —al igual que BO Carinae y IX Carinae—, dexa envalorar la so distancia al Sistema Solar en 2500 pársecs (8200 años lluz).

RT Carinae ye una superxigante colorada de tipu espectral M2I con una temperatura efectivo de 3625 K.
Tien un tamañu colosal, siendo'l so radiu 1090 vegaes más grande que'l del Sol, lo qu'equival a 5,1 UA; si tuviera nel centru del nuesu Sistema Solar, la so superficie estenderíase práuticamente hasta la órbita de Xúpiter.
La so lluminosidá envalórase ente 180.000 y 220.000 vegaes superior a la del Sol.
Como otres estrelles de les sos carauterístiques, pierde masa en forma de polvu a razón de 4,3 &times; 10-9 mases solares per añu.

Catalogada como una variable irregular LC —que'l so prototipu ye TZ Cassiopeiae—, el rellumu de RT Carinae fluctúa ente magnitú +8,20 y +9,90.
Apocayá detectáronse dos posibles periodu d'oscilación, unu de 448 ± 146 díes, y otru de 201 ± 25 díes.

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

## Referencies
RU Lupi

**RU Lupi** (RU Lup / HD 142560) ye una estrella variable na constelación del Llobu de magnitú aparente media +10,2 que s'alcuentra 53 minutos d'arcu al noroeste de η Lupi.
Alcuéntrase a unos 140 pársecs (455 años lluz) del Sistema Solar na nueva rexón de formación estelar de Lupus.

RU Lupi ye una estrella T Tauri —una estrella presecuencia principal— de tipu espectral K7 - M0. Tien una temperatura efectivo de 3950 K y la so lluminosidá equival al 60% de la lluminosidá solar.
El so radiu ye un 64% más grande que'l radiu solar, xirando sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 9,0 ± 0,9 km/s; el so periodu de rotación ye d'aproximao 3,71 díes.
Tien una masa ente 0,6 y 0,7 mases solares y, desaxeradamente nueva, la so edá ye de namái 2 o 3 millones d'años.

RU Lupi tópase arrodiada por un discu circumestelar de polvu que la so masa conxunto ye de 0,032 mases solares.
El so espectru amuesa llinies d'emisión d'hidróxenu superpuestes al espectru normal de la estrella.
Ello pue tar causáu pol impautu del gas cayendo sobre la envoltura esterna de la estrella, xunto a la esistencia d'un fuerte vientu estelar soplando dende la so superficie.
L'acreción de masa sobre la estrella producir a razón de 5 ± 2 × 10–8 vegaes la masa solar per añu.

## Variabilidá

RU Lupi ye una estrella variable que, en plaques fotográfiques, amuesa una variación de rellumu ente magnitú +9,60 y +13,40.
Amás, reparáronse variaciones na so velocidá radial con una periodicidá de 3,71 díes.
Pueden tar aniciaes por grandes manches fríes —o grupos de manches— na superficie estelar de llarga duración, que la so temperatura averada sería de 3400 K.
Alternativamente, podríen debese a la presencia d'una nana marrón nuna órbita elíptica (ε = 0,41) en redol a RU Lupi; sicasí, esta última esplicación ye pocu probable. 

RU Lupi ye una estrella T Tauri con un plasma fríu d'alta densidá.
Na rexón de rayos X, exhibe variaciones en curtios espacios de tiempu.
Ello, xunto a los varios periodos propuestos —ente 0,8 y 3,7 díes—, suxeren un enclín del so exa de rotación ente 3º y 16º respectu al observador terrestre, polo que la estrella ye reparada práuticamente dende'l polu.
Nun se detectaron erupciones, polo que se piensa que la variabilidá tien orixe magnéticu.

## Ver tamién
*Llista d'estrelles variables

## Referencies
RU Virginis

**RU Virginis** (RU Vir / HD 111166 / HIP 62401) ye una estrella variable na constelación de Virgu. Alcuéntrase a una incierta distancia ente 2200 y 3000 años lluz del Sistema Solar.

RU Virginis afayóse en 1897 por Arthur J. Roy, astrónomu del Observatoriu Dudley, quien publicó una nota sobre una estrella en Virgu que nun apaecía nel Bonner Durchmusterung publicáu mediu sieglu enantes. En 1940 súpose que RU Virginis ye una estrella de carbonu, amosando nel so espectru llinia d'absorción carauterístiques d'esti elementu.
La so temperatura superficial ye de namái 2100 K y ye 9600 vegaes más lluminosa que'l Sol.
Al igual qu'otres estrelles asemeyaes, pierde masa estelar, a un ritmu de 2,3 &times; 10 -6 mases solares per añu. 

RU Virginis ta catalogada como una estrella variable Mira que'l so rellumu varia ente magnitú aparente +9,0 y +14,2 nun periodu de 433,2 díes. Sicasí, casi darréu dempués del so descubrimientu reparó una marcada enclín descendente de la magnitú media de RU Virginis. Al finales del sieglu XX concluyóse qu'estes variaciones de rellumu al llargu plazu son cícliques.

Anguaño'l comportamientu de RU Virginis ye razonablemente bien entendíu; con un periodu de pulsación de pocu más de 430 díes, entra dientro de les variables Mira de llargu periodu (como R Centauri). Pero lo realmente notable na so curva de lluz ye una modulación de la magnitú media de gran amplitú a bien al llargu plazu. Les variaciones paecen ser cícliques, con un periodu ente 8.000 y 10.000 díes, siendo l'amplitú de dos magnitú. Más estelante ye'l fechu de que les variaciones Mira nun paecen tar rellacionaes colos cambeos na magnitú media, como si tuvieren favorecíos por procesos independientes. Ello suxer que la modulación asocede fora de la estrella y non dientro de la mesma, onde tienen llugar les variaciones pulsacionales. La meyor esplicación paez ser una modulación na opacidá del polvu qu'arrodia la estrella. Si la envoltura de polvu qu'arrodia a la estrella faise más gruesa o más delgada, el rellumu de la estrella va menguar o va aumentar, ensin qu'apenes se reparen cambeos nes variaciones intrínseques de la estrella.

RU Virginis nun ye la única variable Mira que presenta esti comportamientu; n'otres estrelles de carbonu de llargu periodu, incluyendo a V Hydrae, R Leporis, R Fornacis y W Aquilae, reparáronse ocasionales cayíes na lluminosidá.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
RS Puppis

**RS Puppis** (RS Pup / HD 68860 / HIP 40233) ye una estrella variable na constelación de Puppis, la popa del Argo Navis.

## Carauterístiques
RS Puppis ye una variable cefeida de tipu espectral mediu F8Iab.
El so rellumu bazcuya ente magnitú aparente +6,52 y +7,67 con un periodu de 41,39 díes.
Ye la única cefeida que s'atopa arrodiada por una gran nebulosa, formada por gas y polvu bien fino que reflexa parte de la lluz emitida pola estrella.

Tien una temperatura efectivo de 4820 K y una masa 10,3 vegaes mayor que la masa solar.
El so radiu ye ente 174 y 198 vegaes más grande que'l del Sol, lo qu'equival a unes 0,9 UA.
Presenta un conteníu metálico superior a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,17.
Tamién amuesa arriquecimientu en europiu, azufre y lantanu, siendo la bayura relativa d'esti últimu elementu más del doble que nel Sol.
Cabe solliñar l'eleváu nivel de nitróxenu na so superficie ([N/H] = +0,73).

## Distancia al Sistema Solar
Aprovechando los ecos de la lluz na nebulosa qu'arrodia RS Puppis, un equipu d'astrónomos del European Southern Observatory (ESO) midió la so distancia con un error de namái'l 1%.
Yá que la lluminosidá de les cefeides bazcuya dacuando, la presencia de la nebulosa dexa ver la lluz travesándola, y a partir d'ende puede calculase la distancia de la estrella.
Midiendo'l rellumu d'un puntu particular de la nebulosa, aisllóse una parte del polvu de la mesma, llográndose una curva de lluz similar al de la estrella, pero movida nel tiempu.
Esta demoranza ye denomada «ecu de lluz», por analoxía colos ecos producíos pola reflexón del soníu.
La demoranza nel tiempu, multiplicada pola velocidá de la lluz, da como resultáu la distancia en quilómetros percorrida pola lluz. Como se conoz la separación aparente ente la estrella y el puntu reparáu, por trigonometría ye posible midir la distancia de la estrella.

La distancia que nos dixebra de RS Puppis ye 6500 ± 90 años-lluz. Yá que les cefeides son estrelles pulsantes que se vienen utilizáu como indicadores de distancia (candeles estándar) dende hai casi un centenar d'años, ye por demás importante conocer l'error implícitu na mesma midida.

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

## Referencies

## Enllaces esternos
*
RS Persei

**RS Persei** (RS Per / HD 14488 / BD+56 583) ye una estrella variable na constelación de Perséu.
De magnitú aparente media +8,73, ye miembru del cúmulu abiertu NGC 884 y alcuéntrase a una distancia de 2290 pársecs (7500 años lluz).

RS Persei ye una superxigante colorada de tipu espectral M4I con una temperatura efectivo de 3535 - 3550 K.
Tien un radiu 1000 vegaes más grande que'l del Sol —mayor inclusive que'l de Betelgeuse (α Orionis) o'l d'Antares (α Scorpii)—, lo qu'equival a 4,7 UA.
Si tuviera nel centru del nuesu Sistema Solar, la so superficie estenderíase casi hasta la órbita de Xúpiter.
Descomanadamente lluminosa, la so lluminosidá bolométrica —considerando toles llonxitúes d'onda— asitiar ente 98.000 y 140.000 vegaes la lluminosidá solar.
Pierde masa a razón de 4,2 × 10-7 mases solares per añu.
La so edá puede cifrase en 12,5 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—, el rellumu de RS Persei fluctúa ente magnitú +7,82 y +10,00.
Esiste un periodu de 245 díes, y otru, más llargu ya imprecisu, de 4200 ± 1500 díes.

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

## Referencies