open-index/open-wikipedia-markdown huggingface dataset:
Púlsar de Vela

El **Pulsar de Vela** (PSR B0833-45 / PSR J0835-4510 / 2O 0832-45) ye un púlsar acomuñáu al Restu de Supernova de Vela na constelación del mesmu nome. La rellación ente dambos oxetos astronómicos, realizada por astrónomos de la Universidá de Sydney en 1968, foi la prueba direuta de que les supernoves dan llugar a estrelles de neutrones. Alcuéntrase a unos 936 años lluz del Sistema Solar. 

El Pulsar de Vela emite en distintes llonxitú d'onda, dende radiofrecuencies a rayu gamma. Tien un periodu de 89 ms, el más curtiu conocíu nel momentu del so descubrimientu. Envalórase que los restos de la esplosión de la supernova, acaecida hai unos 11.400 años, viaxen a una velocidá de 1200 km/s. El Pulsar de Vela tien el tercer componente ópticu más brillosu ente toos púlsar conocíos, pulsiando dos veces pa cada únicu pulsu de radio. La so magnitú aparente varia ente +23,2 y +25,2, recibiendo la denominación de variable **HU Velorum**.
La emisión en lluz visible tien el so orixe dafechu na magnetosfera. 
Ye l'oxetu persistente más brillosu del cielu en rayu gamma d'alta enerxía.

Imáxenes de la nebulosa compacta alredor del Pulsar de Vela, llograes col Observatoriu de rayos X Chandra, amuesen una estructura asemeyada a un arcu na parte más adelantrada de la nube; créese que dichu arcu -y unu más pequeñu dientro d'él- son cantos d'aniellos d'emisión de rayos X procedentes de partícules de gran enerxía producíes pol púlsar. Perpendicularmente a los arcos esisten remexos que emanan del púlsar central, señalando na mesma direición que'l movimientu del púlsar.
Piénsase que l'orixe d'esta actividá son los enormes campos llétricos provocaos pola combinación ente la rápida rotación y los intensos campos magnéticos de la estrella de neutrones.

## Ver tamién
* Geminga

## Referencies

## Enllaces esternos
*  (Chandra X-Ray Observatory)
PW Andromedae

**PW Andromedae** (PW And / HD 1405 / SAO 53799) ye una estrella na constelación d'Andrómeda. La so magnitú aparente ye +8,86, polo que nun ye observable a simple vista, y alcuéntrase a 105 años lluz del Sistema Solar.
Ye miembru de l'Asociación estelar de AB Doradus. 

PW Andromedae ye una nana naranxa de tipu espectral K2V con una temperatura superficial de 4808 K.
Relluma con una lluminosidá igual al 64% de la lluminosidá solar.
El so radiu ye un 16% más grande que'l radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de 33,2 km/s. El so periodu de rotación ye de 1,762 díes, equivalente a 1/16 del que tien el Sol.
Tien una masa averada de 1,07 mases solares.
Ye una estrella pre-secuencia principal bien nueva que se topa na etapa darréu anterior a la edá cero de la secuencia principal (ZAMS); envalórase que tien namái 20 millones d'años d'edá. 

PW Andromedae ta catalogada como estrella variable del tipu RS Canum Venaticorum. El so rellumu fluctúa 0,10 magnitúes nun periodu igual al so periodu de rotación.
Los cambeos de rellumu nestes variables suelen ser debíos a manches estelares análogues a les del Sol pero de dimensiones enforma mayores.
En PW Andromedae detectáronse manches estelares fríes que la so estrema de temperatura al respective de la fotosfera llega hasta los 1200 K. Diches manches fundamentalmente alcuéntrense nuna franxa de ± 40° respectu al ecuador de la estrella.

## Referencies
PY Vulpeculae

**PY Vulpeculae** (PY Vul / GJ 1241 / G 185-32 / WD 1935+276) ye una nana blanca na constelación de Vulpecula -la rapiega asitiada a 60,6 años lluz del Sistema Solar. De tipu espectral DAV4, la so temperatura efectivo averada asitiar ente 12.025 y 12.280 K. Tien una masa (M*) de 0,638 ± 0,007 mases solares, con una fracción de masa d'hidróxenu de MH = 1,70 (± 0,10) × 10-4 M*.
El so periodu de rotación envaloráu ye de 14,5 hores.

PY Vulpeculae ye una nana blanca pulsante del tipu ZZ Ceti, una de les más brilloses d'esta clase con magnitú aparente +13,03. Conócense 19 periodu nel so espectru nel rangu de 71 a 651 s; 14 d'ellos son maneres reales, siendo los otros cinco combinaciones lliniales d'ellos. Los sos periodos más curtios alcuéntrase ente los de menor duración reparaos en variables ZZ Ceti; unu d'ellos, a 141,9 s, amuesa una amplitú que nun varia cola llonxitú d'onda, en contraste colo que teóricamente cabría esperar.

## Ver tamién
* ZZ Ceti
* HL Tau 76

## Referencies
Púlsar del Cámbaru

El **Púlsar del Cámbaru** (PSR B0531+21) ye una estrella de neutrones relativamente nuevu asitiada na Nebulosa del Cámbaru, afayada en 1969. El púlsar tien aproximao 25 km de diámetru y los "rayos" del púlsar xiren cada 33 milisegundos, o 30 vegaes cada segundu. La nebulosa que la arrodia ye un plerión: el vientu de partícules procedente de la estrella de neutrones xenera emisiones sincrotrón, que producen la mayor parte de les emisiones de la nebulosa, dende ondes de radio hasta rayos gamma. La carauterística más dinámica na parte interior de la nebulosa ye'l puntu onde'l vientu ecuatorial del púlsar topeta cola contorna de la nebulosa, formando una topete de terminación. La forma y la posición d'esta carauterística camuda rápido, col vientu ecuatorial apaeciendo como una serie de carauterístiques de forma espiral que s'empinen, allúmense, y entós se atenúan a midida que allóñense del púlsar escontra'l cuerpu principal de la nebulosa. El periodu de rotación del púlsar amenorga'l so tiempu 38 nanosegundos per día por cuenta de les grandes cantidaes d'enerxía que se lleva'l vientu del púlsar.

La Nebulosa del Cámbaru úsase de cutiu como una fonte de calibración na astronomía de rayos-X. 
Ye bien brillosu en rayos X y la densidá de fluxu y l'espectru son constantes conocíes, cola esceición del propiu púlsar. 
El púlsar apurre una fuerte señal periódica que s'usa pa comprobar la sincronización de los detectores de rayos X. Na astronomía de rayos X, el 'Cámbaru' y el 'miliCangrejo' son dacuando usaes como unidaes de densidá de fluxu. Bien poques fontes de rayos X devasen un Cámbaru de rellumu.

Observaciones recién suxirieron que'l Púlsar del Cámbaru puede tener un campu magnéticu escepcionalmente complexu con cuatro polos en cuenta de los dos habituales, posiblemente como resultáu de la implosión d'una manera asimétrica de estrellar proxenitora cuando'l púlsar formar por primer vegada. El mesmu conxuntu d'observaciones suxirieron que como'l pulsu de radio principal que vien del púlsar dura namái 0,4 nanosegundos, ye emitíu dende una nube de plasma na superficie de la estrella de neutrones a namái 12 centímetros - la carauterística más pequeña nunca reparada n'astronomía.

## Referencies

## Enllaces esternos
PZ Telescopii

**PZ Telescopii** (PZ Tel / HD 174429) ye una estrella na constelación de Telescopium asitiada unos 2º al norte de κ Telescopii.
De magnitú aparente +8,41, alcuéntrase a 168 años lluz del Sistema Solar.
En 2010 llogróse una imaxe direuta d'una compañera subestelar —una nana marrón—, acomuñada a esta estrella.

Considerar miembru de l'Asociación estelar de Beta Pictoris, grupu d'estrelles con un probable orixe común que se mueven de forma similar al traviés del espaciu. AT Microscopii y AU Microscopii son conocíos miembros d'esti grupu.

Anque na base de datos SIMBAD, PZ Telescopii apaez catalogada como subxigante de tipu G9IV, recién estudios considerar una estrella presecuencia principal —inda nun llegó a la «ZAMS» o edad cero de la secuencia principal— que'l so tipu espectral ye K0Vp.
La so temperatura superficial ye de 5338 ± 200 K y tien una masa un 13% mayor que la del Sol.
El so radiu ye un 23% más grande que'l radiu solar y xira rápido sobre sigo mesma, siendo'l so velocidá de rotación proyeutada de 72 ± 5 km/s, 36 vegaes más alta que la del Sol.
El so metalicidá ye comparable a la solar ([Fe/H] = +0,05).
Ye una estrella bien nueva que la so edá —envalorada por modelos evolutivos y por xirocronoloxía— taría entendida ente los 22 y los 27 millones d'años; sicasí, pola so pertenencia a l'Asociación de Beta Pictoris cabría esperar una edá inferior en redol a los 13 millones d'años.

L'observatoriu espacial Spitzer detectó escesu na radiación infrarroxo emitida a 70 μm, lo qu'indica que se topa arrodiada por un discu circumestelar de polvu.
Dichu discu estender dende una distancia de 35 UA al respective de la estrella hasta unes 200 UA.
La temperatura del discu ye d'unos 40 K y la so masa ye de namái 0,3 vegaes la masa de la Lluna.

PZ Telescopii ta catalogada como variable BY Draconis con una variación de rellumu ente magnitú +,33 y +8,63, siendo'l periodu d'oscilación de 0,94 díes.

## Compañera subestelar

La compañera subestelar de PZ Telescopii, denomada **PZ Telescopii B**, tien tipu espectral M6.
La so temperatura ye de 2987 ± 100 K y tien una masa 62 ± 9 vegaes mayor que la de Xúpiter; esti últimu valor asitia a esti oxetu cerca de la llende cimera de les nanes marrones.
La so separación al respective de PZ Telescopii ye de 16 UA.

## Referencies
Psi2 Piscium

**Psi2 Piscium** (ψ2 Psc / 79 Piscium / HD 6695 / HR 328) ye una estrella na constelación de Piscis.
Comparte la denominación de Bayer «*[[Psi]]*» con otros dos estrelles —ψ<sup>1</sup> Piscium y ψ³ Piscium—, pero nun ta físicamente rellacionada con elles.
La so magnitú aparente ye +5,57 y alcuéntrase a 161 años lluz del Sistema Solar.

## Carauterístiques
Psi2 Piscium ye una estrella blanca de tipu espectral A3V con una temperatura superficial de 8765 K.
Les sos carauterístiques físiques son asemeyaes a les de Denébola (β Leonis) o a les de Heze (ζ Virginis), magar ye menos lluminosa qu'éstes.
Trece veces más lluminosa que'l Sol, el so diámetru ye aproximao'l doble que'l diámetru solar.
La so masa ye un 88% mayor que la del Sol y tien una edá averada de 50 millones d'años.

Tocantes a la so composición química, Psi2 Piscium tien una rellación oxíxenu/hidróxenu menor que la del Sol [O/H] = -0,18, siendo tamién inferior el so conteníu relativo de fierro [Fe/H] = -0,12.
Amuesa un nivel de bariu notablemente más baxu que'l solar pero'l nivel de calciu ye más eleváu que na nuesa estrella.

## Compañera estelar
Pisi2 Piscium presenta una elevada lluminosidá en rayos X de 143,9 &times; 1020 W.
Piénsase que la emisión de rayos X puede provenir d'una compañera estelar, que la so separación cola estrella principal ye de 0,36 segundos d'arcu.
El so rellumu ye 3,91 magnitúes menor que la de Psi2 Piscium.
## Referencies
QR Vulpeculae

**QR Vulpeculae** (QR Vul) ye una estrella asitiada na constelación de Vulpecula.
Ye, con magnitú aparente +4,76, la séptima estrella más brillosa na constelación.
Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, a 991 años lluz del Sistema Solar.

QR Vulpeculae ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B3V.
Tien una temperatura efectivo de 18.754 ± 735 K. 
La so lluminosidá ye 5172 vegaes superior a la del Sol.
Tien un diámetru unes 6,1 vegaes más grande que'l diámetru solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 162 km/s.
Presenta una metalicidá llixeramente inferior a la solar ([Fe/H] = -0,10).
La so masa envalorada ye de 8,0 ± 0,1 mases solares y tien una edá averada de 32 millones d'años.

QR Vulpeculae tien una compañera estelar de magnitú +7,55 de la que ta dixebrada visualmente 0,55 segundos d'arcu.
Amás, ye una estrella variable catalogada, según la fonte consultada, como estrella pulsante lenta (SPB) —asemeyáu a 3 Vulpeculae—, variable Gamma Cassiopeiae o estrella Be.
En 1982 sufrió un sópitu aumentu de rellumu de 0,18 magnitúes en banda V.

## Referencies
QU Normae

**QU Normae** (QU Nor / HD 148379 / HR 6131) ye una estrella de magnitú aparente +5,36.
Encuadrada dientro de la constelación de Norma, visualmente alcuéntrase 1,3º al norte de ε Normae.
El nuevu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos asitia a QU Normae a una distancia de 1820 años lluz del Sistema Solar.
Puede ser miembru de l'asociación estelar Ara OBIa.

QU Normae ye una superxigante azul de tipu espectral B2Iap con una temperatura efectivo ente 17.000 y 18.500 K. 
Como correspuende a la so clase, ye una estrella descomanadamente lluminosa, yá que radia 76.000 vegaes más enerxía que'l Sol.
Tamién tien un tamañu considerable; el so radiu ye 58 vegaes más grande que'l del Sol
y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 44 km/s.
Ye una estrella masiva, siendo la so masa averada 15,5 vegaes mayor que la masa solar, polo que va rematar la so curtia vida españando como una brillosa supernova.

QU Normae ye una variable Alfa Cygni —asemeyada a ρ Leonis o a κ Cassiopeiae— que la so amplitú de variación ye de 0,064 magnitúes a lo llargo d'un periodu de 4,818 díes.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
QV Telescopii

**QV Telescopii** (QV Tel) ye una estrella de magnitú aparente +5,33
asitiada na constelación de Telescopium.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos, alcuéntrase a 752 ± 51 años lluz del Sistema Solar.

QV Telescopii ye una xigante azul de tipu espectral B3IIIpe.
Tien una temperatura efectivo de 17.254 K —midida que se ve afeutada pol escurecimientu gravitatoriu— y una lluminosidá bolométrica 2256 vegaes superior a la del Sol.
El so radiu ye aproximao 3,9 vegaes más grande que'l radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 55 km/s, tando la so exa de rotación inclináu 11º respectu al observador terrestre.
Tien una masa de 6,3 ± 0,1 mases solares y una edá de daqué más de 50 millones d'años.

QV Telescopii ye una estrella Be. Estes estrelles, ente les que se cunten Phecda (γ Ursae Minoris) o α Arae, presenten llinies d'emisión que provienen d'un discu circumestelar formáu pola perda de masa por cuenta de la rotación estelar.
Munches d'elles son, amás, estrelles variables; ye'l casu de QV Telescopii, que'l so rellumu fluctúa 0,07 magnitúes ensin qu'esista periodu conocíu.

## Referencies
QW Puppis

**QW Puppis** (QW Pup / I Puppis / HD 55892 / HR 2740) ye una estrella variable na constelación de Puppis —la popa del míticu Argo Navis— de magnitú aparente media +4,50. Alcuéntrase a 69 años lluz de distancia del Sistema Solar.

QW Puppis, catalogada como F3V o F0IV, puede ser una estrella blancu-mariella de la secuencia principal que, como'l Sol, tresforma'l hidróxenu en heliu, o bien, a puntu d'escosar la so reserva d'hidróxenu, pue tar empezando a crecer siendo una estrella subxigante. Sía que non más caliente que'l Sol con una temperatura de 7080 K, la so lluminosidá ye 6,4 vegaes mayor que la lluminosidá solar. Tien un radiu un 60% más grande que'l radiu solar. La so edá ta entendida ente 900 y 1800 millones d'años, como correspuende a una estrella qu'entá tando na secuencia principal —o empezando a abandonala— ye un 41% más masiva que'l Sol. La so bayura relativa de fierro, midida indireuta de la metalicidá, ye pocu más de la metá que nel Sol. 

QW Puppis ye una variable Gamma Doradus, onde la variabilidá provién de pulsaciones non radiales de la so superficie. Sufre pequeñes fluctuaciones nel so rellumu de 0,027 magnitúes.

## Referencies
QX Andromedae

**QX Andromedae** (QX And) ye una estrella binaria na constelación d'Andrómeda.
Forma parte del nuevu cúmulu abiertu NGC 752, de 2 millones d'años d'edá.
La so distancia al Sistema Solar ye de 416 pársecs (1355 años lluz).

QX Andromedae ye una binaria de contautu de tipu espectral conxuntu F5, que'l so grau de «sobrecontautu» envalórase nel 35%.
La estrella primaria tien una temperatura efectivo de 6440 K con una lluminosidá 3,2 vegaes superior a la del Sol.
El so radiu ye un 46% más grande que'l radiu solar.
La componente secundaria ye llixeramente más fría —6420 K— y la so lluminosidá ye apenes un 10% mayor que la lluminosidá solar, siendo'l so radiu un 12% más pequeñu que'l del Sol.
La rellación ente les mases de les componentes, *q*, ye igual a 0,36; la primaria tien una masa de 1,47 mases solares mientres la secundaria tien una masa de 0,45 mases solares.

El periodu orbital del sistema ye de namái 0,41217 díes (9,89 hores).
Reparóse qu'esti periodu mengua de forma secular a razón de 2,48 × 10-7 díes per añu.
Dicha variación atribuyir a la tresferencia de masa dende la estrella menos masiva a la más masiva.
L'enclín del planu orbital respectu al planu del cielu ye de 55º.

QX Andromedae ye una estrella llixeramente variable, siendo afayada como tal por Johnson en 1953.
Constitúi una binaria eclipsante de tipu W Ursae Majoris.
De magnitú aparente máxima +11,25, el so rellumu mengua 0,32 magnitúes mientres l'eclís.
El sistema ye una fonte emisora de rayos X.

## Ver tamién
*Llista d'estrelles variables

## Referencies
QX Carinae

**QX Carinae** (QX Car / 163 Carinae / HD 86118) ye una estrella variable de magnitú aparente media +6,64.
Alcuéntrase aproximao a 2500 años lluz del Sistema Solar en direición a la constelación de Carina.

QX Carinae ye una binaria eclipsante que les sos dos componentes son estrelles calientes de la secuencia principal de tipu espectral B2V, bien asemeyaos pero non idéntiques.
La estrella primaria, con una temperatura efectivo de 23.800 ± 500 K, ye 5300 vegaes más lluminosa que'l Sol.
Tien una masa de 9,25 mases solares y un radiu 4,3 vegaes más grande que'l del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 120 km/s.
El so acompañante tien una temperatura de 22.600 ± 500 K y ye 3845 vegaes más lluminosa que'l Sol.
Tien una masa equivalente a 8,5 soles y ye 4,1 vegaes más grande qu'ésti. Rota a una velocidá de siquier 110 km/s.

El periodu orbital de QX Carinae ye de 4,48 díes. Nel eclís principal, el rellumu de la estrella mengua 0,61 magnitúes ente que l'eclís secundariu provoca un descensu de rellumu de 0,42 magnitúes.
El semiexe mayor de la órbita ye de 0,14 UA —29,79 radios solares—, siendo'l so escentricidá ε = 0,28.
La edá del sistema envalórase en 6,3 millones d'años.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
Q Scorpii

**Q Scorpii** (Q Sco) ye una estrella de la constelación d'Escorpiu.
Tien magnitú aparente +4,27 y alcuéntrase a 166 años lluz de distancia del Sistema Solar.

Q Scorpii ye una xigante naranxa de tipu espectral K0IIIb con una temperatura superficial de 4596 K.
Con una lluminosidá equivalente a la de 44 soles, la so masa namái ye un 30% mayor que la masa solar.
La midida del so diámetru angular —2,15 ± 0,13 milisegundos d'arcu— dexa evaluar el so diámetru real, resultando ser unes 12 vegaes más grande que'l diámetru solar, un tamañu relativamente habitual nesta clase d'estrelles.
Les sos carauterístiques son paecíes a les d'otres conocíes xigantes de tipu K como Pólux (β Geminorum), Menkent (θ Centauri) o φ<sup>2</sup> Orionis, magar la mayor distancia a la que se topa Q Scorpii fai que sía menos brillosa qu'éstes.

Q Scorpii amuesa una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos que'l heliu— menor que la del Sol ([M/H] = -0,22).
Igualmente, la so bayura relativa de fierro ye aproximao la metá que la solar. Elementos como calciu, níquel y bariu siguen la mesma pauta ente que, otra manera, el conteníu de sodiu ye asemeyáu al del Sol.

Piénsase que Q Scorpii puede ser una estrella binaria, magar nada se sabe sobre'l so posible acompañante. 

## Referencies
QQ Telescopii

**QQ Telescopii** (QQ Tel / HD 185139 / HR 7461) ye una estrella variable na constelación de Telescopium asitiada na llende con Saxitariu. De magnitú aparente +6,25, alcuéntrase a 324 años lluz de distancia del Sistema Solar.

QQ Telescopii ye una estrella subxigante o xigante blancu-mariella de tipu espectral F2IV con una temperatura superficial de 7500 K. El so radiu ye 2,6 vegaes más grande que'l radiu solar y la so lluminosidá ye 28 vegaes mayor que la del Sol.

Perteneciente al grupu de les variables Delta Scuti o cefeides nanes, QQ Telescopii amuesa cambeos na so lluminosidá debíos a pulsaciones radiales y non-radiales na so superficie. Vega (α Lyrae) y Caph (β Cassiopeiae) son les estrelles más brilloses dientro d'esta clase de variables. La variación nel rellumu ye pequeña y suelen esistir múltiples periodu. L'amplitú de la variación de QQ Telescopii ye de 0,05 magnitúes y conócense siquier dos periodos, de 94,1 y 115,7 minutos respeutivamente.

## Referencies


* QQ Telescopii (SIMBAD)
* QQ Telescopii (Alcyone) 
*
QY Aurigae

**QY Aurigae** (QY Aur / GJ 268 / HIP 34603) ye un sistema estelar na constelación d'Auriga de magnitú aparente +11,47, visualmente asitiáu a 51 minutos d'arcu al sur de 63 Aurigae.
Alcuéntrase a 20,0 años lluz de distancia y ye unu de los 100 sistemes más cercanos al Sistema Solar.
Les estrelles conocíes más cercanes a esti sistema son Gliese 251 y GJ 1105, a 3,50 y 7,07 años lluz respeutivamente.

QY Aurigae ye una estrella binaria espectroscópica con un periodu orbital de 10,4280 díes.
La órbita ye marcadamente escéntrica (ε = 0,34).
Les dos estrelles que formen la binaria son nanes coloraes de tipu espectral M5V, siendo la so lluminosidá conxunta igual al 0,089% de la del Sol.
Tienen mases envaloraes equivalentes al 17% y al 16% de la masa solar,
siendo estrelles asemeyaes a YZ Ceti o Ross 614 A; esta postrera tamién forma parte d'una binaria de dos nanes coloraes, pero la separación ente dambes ye notablemente mayor.
 
Una o les dos estrelles de QY Aurigae son estrelles acandilantes —sufren erupciones que provoquen sópitos aumentos de rellumu—, carauterística común n'otres binaries análogues como Ross 614 o Luyten 726-8, siendo una componente d'esta postrera —UV Ceti— el prototipu de la clase.

## Referencies
QY Puppis

**QY Puppis** (QY Pup / HD 63302 / HR 3026 / HIP 38031) ye una estrella variable na constelación de Puppis, la popa del Argo Navis. Alcuéntrase aproximao a 1850 años lluz de distancia del Sistema Solar.

QY Puppis ye una superxigante naranxa de tipu espectral K2Iab.
Tien una temperatura superficial de 4304 ± 34 K y una lluminosidá bolométrica —qu'inclúi una importante cantidá d'enerxía emitida nel infrarroxu— casi 2500 vegaes mayor que la del Sol.
Tien un radiu 420 vegaes más grande que'l radiu solar, lo qu'equival a 1,96 UA; si tuviera nel llugar del Sol la so superficie estenderíase más allá de la órbita de Marte.
El so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos que'l heliu— ye cimeru a la del Sol nun 32% ([Fe/H] = +0,12).
Tien una masa averada 6,2 vegaes mayor que la masa solar.

QY Puppis ye una variable semirregular de clase SRD, ente les que se cunta R Puppis, nesta mesma constelación.
El rellumu de QY Puppis varia ente magnitú aparente +6,24 y +6,71, nun esistiendo periodu conocíu.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
QZ Puppis

**QZ Puppis** (QZ Pup / HD 64503 / HR 3084) ye una estrella na constelación de Puppis —la popa del Navío Argos— de magnitú aparente +4,46. Na mayor parte de los catálogos modernos figura como **b Puppis**, anque orixinalmente foi llamada **a Puppis** por Nicolas Louis de Lacaille en 1763. Ta asitiada cerca del cúmulu abiertu NGC 2477 y alcuéntrase a unos 650 años lluz de distancia del Sistema Solar.

QZ Puppis ye una binaria espectroscópica afayada como tal por R.Y. Wilson en 1953. 
La componente primaria ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B2.5V.
Anque como'l Sol ye una estrella de la secuencia principal, ye muncho más caliente y lluminosa qu'ésti. La so temperatura superficial ye de 18.400 K, y la so lluminosidá ye 2900 vegaes superior a la del Sol. El so radiu ye casi 4 vegaes más grande que'l radiu solar.
Ye una estrella masiva de 8 mases solares que la so edá ye de 24 millones d'años.
El periodu orbital d'esta binaria ye de 1,112 díes (26,7 hores).

QZ Puppis ye una estrella variable, reconocida como tal per vegada primera por Y.H. Olsen en 1974.
Reparó que la dispersión yera aproximao'l doble de lo de normal aceptao y suxirió que yera una variable Beta Cephei o una variable elipsoidal rotante (ELL).
Güei incluyir dientro d'esti últimu grupu, siendo estes variables binaries cercanes que les sos componentes tienen forma elipsoidal pola mutua atraición gravitatoria y amuesen fluctuaciones de rellumu inferiores a 0,1 magnitúes.
Asina, el rellumu de QZ Puppis varia ente magnitú +4,47 y +4,54.
La brillosa Espiga (α Virginis) ye la principal representante del grupu.

## Referencies
R Apodis

**R Apodis** (R Aps / HD 131109 / HR 5540 / HIP 73223) ye una estrella de la constelación d'Apus, el ave del paraísu, de magnitú aparente +5,38. A pesar de llevar la denominación d'estrelles variables «*R*» —indicando que foi la primer variable descubierta na constelación—, observaciones posteriores refugaron dicha variabilidá. Alcuéntrase a 374 años lluz de distancia del Sistema Solar.

R Apodis ye una estrella xigante naranxa de tipu espectral K4III con un radiu 26,3 vegaes más grande que'l radiu solar. De tamañu paecíu a otres xigantes como α Scuti o ρ Bootis, ye daqué más fría qu'éstes, con una temperatura superficial de 4160 K.
Tien una lluminosidá 200 vegaes superior a la lluminosidá solar.
La so masa envalorada ye un 18% mayor que la masa solar, siendo'l so conteníu en fierro en rellación al d'hidróxenu llixeramente inferior al del Sol ([Fe/H] = -0,07). Tien una edá de 5140 ± 2430 millones d'años.

## Referencies
R Aquarii

**R Aquarii** (R Aqr / HD 222800 / HR 8992) ye una estrella variable na constelación d'Acuariu de magnitú aparente media +7,69. Alcuéntrase a unos 645 años lluz de la Tierra.

R Aquarii ye una estrella simbiótica que se cree ta compuesta por una nana blanca y una variable Mira formando un sistema binariu. La estrella principal Mira ye una xigante colorada de tipu espectral M7III que'l so rellumu varia nun factor de dellos cientos a lo llargo d'un periodu de 386,96 díes; la so variabilidá afayóse por Karl Ludwig Harding en 1810.

Por cuenta de la so atraición gravitatoria, la nana blanca atrai materia de la xigante colorada y dacuando espulsa parte de la mesma n'estraños bucles que formen una nebulosa qu'arrodia la estrella. El conxuntu del sistema apaez robrizu al tar asitiáu nuna rexón del espaciu bien rica en polvu, polo que la lluz azul ye absorbida enantes de llegar a nós.

La nebulosa en redol a R Aquarii ye conocida tamién como Cederblad 211. Según Tom Polakis,hasta 1998 naide pudiera reparar visualmente esti oxetu. Ye posible que la nebulosa sía'l restu d'una nova, que sería reparada por astrónomos xaponeses nel añu 930.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
R Centauri

**R Centauri** (R Cen / HD 124601 / HR 5326) ye una estrella variable na constelación de Centaurus, asitiada al sur de la mesma cerca d'Hadar o Agena (β Centauri). De magnitú aparente media de +7,18, puede reparase con prismáticos. Alcuéntrase a una distancia averada de 2100 años lluz del Sistema Solar.

R Centauri ye una estrella binaria, que la so componente principal ye una xigante colorada lluminosa de tipu espectral M5IIev con un radiu 274 vegaes mayor que'l radiu solar. Ta clasificada como una variable Mira con una variación na so magnitú de +5,30 a +11,80 nun periodu de 546,2 díes. Sicasí, la so curva de lluz amuesa ciertes peculiaridaes: alterna ente un mínimu más fondu y otru menos fondu (una carauterística que R Centauri comparte con otres poques estrelles) amosando l'aspeutu d'un doble máximu, y el so periodu y amplitú fueron escayendo de cutio a lo llargo de los postreros 50 años.

Les variables Mira como R Centauri atopar nuna etapa de la so evolución estelar na que tien llugar la fusión d'hidróxenu nuna capa alredor d'una capa d'heliu inerte resultáu de la fusión previa. Sicasí, de forma irregular, la capa d'heliu vuelve encender cuando algama una masa crítico producida pola fusión del hidróxenu na capa darréu cimera. L'encendíu del heliu dar de forma bastante abrupta y denominar «flax del heliu». Esto produz que la capa d'hidróxenu espándase y esfreza atayando la fusión d'esti elementu, que yera lo qu'emburriaba escontra fuera les capes esteriores. Ello xenera una leve cayida na lluminosidá y un amenorgamientu del tamañu de la estrella, que se reflexa nel so periodu de pulsación. Cuanto menor ye'l tamañu de la estrella, más curtiu ye'l so periodu.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
R Coronae Australis

**R Coronae Australis** (R CrA / HIP 93449 / GCRV 11457) ye una estrella variable de magnitú aparente +9,7 na constelación de Corona Austral. Ta asitiada al norte de la constelación, al noroeste de Rukbat (α Sagittarii) y al sureste de Kaus Australis (ε Sagittarii).

R Coronae Australis atopar nel complexu molecular de Corona Australis, una de les rexones de formación estelar más cercana al Sistema Solar visiblemente aisllada del planu galácticu. La estrella, escurecida por polvu interestelar, ta a unos 500 años lluz de distancia de la Tierra. Ta catalogada como una estrella Herbig Ae/Be, tipu d'estrelles embrionaries de mayor masa que les estrelles T Tauri, y ta contraer pa entrar na secuencia principal. El so tipu espectral ye B8II y la so masa envalórase ente 2 y 10 mases solares. Anque la so lluminosidá ye 40 vegaes la del Sol, el so rellumu ta escurecíu per una enorme nube de gas y polvu que lo arrodia.

R Coronae Australis ye una estrella variable irregular con españíos más frecuentes mientres les dómines de mayor rellumu mediu, pero tamién tien una variación periódica de llarga duración —d'unos 1500 díes y 0,5 magnitúes— que puede tar rellacionada con cambeos na so envoltura circumestelar.

## Referencies

* V* R CrA -- Variable Star of Orion Type (SIMBAD)
* R Coronae Australis (Solstation)
R Coronae Borealis

**R Coronae Borealis** (R CrB) ye una estrella superxigante mariella na constelación de Corona Boreal, prototipu d'un tipu d'estrelles variables que lleven el so nome. La mesma R Coronae Borealis ye una estrella que la so magnitú aparente normal ye +5,89, pero en ciclos que van dende dellos meses a munchos años, el so rellumu se atenúa hasta magnitú 14. Por ello llamó-ylo «Estrella menguante» o «Nova reversible».

## Carauterístiques

R Coronae Borealis ye unes 10.000 vegaes más lluminosa que'l Sol —esta cifra ye namái averada yá que nun se conoz con exactitú la distancia a la que s'atopa— y tien una temperatura superficial de 5000 - 5500 K.
El so radiu ye unes 100 vegaes más grande que'l radiu solar pero la so masa ye de namái 0,8 mases solares.

L'espectru de R Coronae Borealis revela namái traces d'hidróxenu, lo que lleva a pensar que les sos actuales capes esternes tán formaes fundamentalmente d'heliu y que la estrella espulsó la so capa esterna d'hidróxenu orixinaria va tiempu.
Sofita esta idea'l fechu de que R Coronae Borealis sía especialmente rica en carbonu, elementu resultante de la fusión nuclear del heliu.
La so elevada lluminosidá conduz a una acusada perda de masa, unes 100.000 vegaes superior a la esperimentada pol Sol debíu al vientu solar.

## Variabilidá

La variabilidá de R Coronae Borealis afayóse apocayá más de 200 años pol astrónomu Edward Pigott.
Créese que'l peculiar comportamientu de R Coronae Borealis débese a l'acumuladura de polvu de carbonu na atmósfera de la estrella. La súbita cayida na lluminosidá pue ser producida pola rápida condensación de polvu, que fai qu'una gran cantidá de lluz nun pueda salir.
En determinaos momentos taríamos reparando non la estrella en sí sinón la envoltura de polvu interna que la arrodia, que la so temperatura ye llixeramente inferior a 900 K; dicha envoltura empieza a unos 100 radios estelares y tien aproximao 25 años lluz de diámetru.
La vuelta gradual al rellumu normal sería la resultancia de la dispersión de dichu polvu pola presión de radiación.

## Orixe de les estrelles R Coronae Borealis
Esisten dos teoríes distintes pa esplicar l'orixe d'esta clase d'estrelles.
La primera d'elles sostién que mientres la evolución escontra una nana blanca ordinaria, nel fondu interior estelar produzse una violenta fusión d'heliu qu'espande les capes esternes a proporciones de superxigante.
La segunda teoría afirma qu'estes estrelles son la resultancia de la fusión de dos nanes blanques d'un sistema binariu.
Dambes teoríes impliquen la espansión de nanes blanques a la fase de superxigante.
Piénsase que na vida d'una estrella esta etapa ye bien curtia, del orde de 1000 años, yá que son bien poques les estrelles d'esti tipu que se conocen.

## Ver tamién
* Estrella variable R Coronae Borealis
* Llista d'estrelles variables
* Llista d'estrelles más grandes conocíes
* RY Sagittarii, estrella variable de la mesma clase

## Referencies


* R Coronae Borealis (SIMBAD)
* R Coronae Borealis (AAVSO)
* R Coronae Borealis (Stars, Jim Kaler)
* R Coronae Borealis (SEDS)
* R Coronae Borealis star. The Internet Encyclopedia of Science
R Doradus

**R Doradus** (P Doradus / HD 29712 / HR 1492 / HIP 21479) ye una estrella variable na constelación austral de Doráu, cerca de la llende cola constelación de Reticulum.
Alcuéntrase a 193 años lluz de distancia del Sistema Solar.

## Carauterístiques
R Doradus ye una xigante colorada de tipu espectral M8IIIe.
Con un diámetru angular de 0,057 ± 0,005 segundos d'arcu, ye la estrella —con esceición del Sol— con un mayor diámetru aparente vista dende la Tierra.
En concretu, ye más d'un 30% mayor que Betelgeuse (α Orionis), qu'antes ostentaba'l títulu d'estrella con mayor tamañu aparente. El so radiu ye 370 vegaes más grande que'l radiu solar; si tuviera asitiada nel centru del Sistema Solar, la órbita de Marte quedaría englobada dientro de la mesma estrella. Anque la so masa ye similar a la del Sol, la so lluminosidá total ye 6500 ± 1400 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Al igual qu'otres estrelles asemeyaes, R Doradus pierde masa estelar, a razón de 2,7 &times; 10-7 mases solares cada añu.

## Rellumu y variabilidá
La magnitú visual de R Doradus bazcuya ente +4,8 y +6,6 nun ciclu de 338 díes, pero ye na rexón del infrarroxu onde R Doradus ye una de les estrelles más brilloses del cielu.
En banda J —ventana nel infrarroxu cercanu centrada a 1,25 μm— ye, con magnitú -2,65, la segunda estrella más brillosa dempués de Betelgeuse (α Orionis).
Magar ta catalogada como variable semirregular de tipu SRB, tópase estrechamente rellacionada coles variables Mira.

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

## Referencies
R Geminorum

**R Geminorum** (R Gem / HD 34356 / HR 2671) ye una estrella variable na constelación de Xéminis.
Demasiáu alloñada por que el satélite Hipparcos pudiera midir de forma fiable la so paralax, la so distancia al Sistema Solar envalórase ente 2000 y 2300 años lluz.

De tipu espectral S2,9y-S8,9y, R Geminorum ye una estrella de tipu S; éstes son xigantes coloraes similares a les de tipu M, sacante en que los óxidos dominantes nel so espectru son los formaos por metales del quintu periodu de la tabla periódica, como circoniu o itriu. Son estrelles considerablemente lluminoses nes últimes fases de la so evolución estelar.
R Geminorum tien una lluminosidá 5500 vegaes superior a la lluminosidá solar —otru estudiu ufierta una lluminosidá notablemente mayor equivalente a 9600 soles—.
Otra carauterística d'esta clase d'estrelles ye la perda de masa estelar; nel casu de R Geminorum ésta envalórase en ~ 4 × 10-7 vegaes la masa solar per añu.
La midida del so diámetru angular mientres un tapecimientu llunar, 4,90 ± 1,40 milisegundos d'arcu, dexa envalorar el so diámetru real, siendo ésti 340 ~ vegaes más grande que'l diámetru solar; dichu valor, al depender de la distancia —que nun ye bien conocida— y del error inherente a la mesma midida, tien un calter namái averáu.

R Geminorum ye una variable Mira que'l so rellumu bazcuya ente magnitú +6,0 y +14,0 a lo llargo d'un periodu de 369,91 díes.
Nes variables Mira —que'l so arquetipu ye Mira (ο Ceti)— la inestabilidá provién de pulsaciones na superficie estelar, lo que provoca cambeos de color y rellumu. Dalgunes d'elles, ente les que s'atopa R Geminorum, amuesen emisión máser de SiO.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
R Canis Majoris

**R** **Canis Majoris o Rommel Canis Majoris** (ancianament simplament listat jos la nomenclatura de Bayer coma, R CMa / HD 57167 / HR 2788) ye una estrella variable na constelación del Can Mayor.
De magnitú aparente media +5,71, alcuéntrase a 140 años lluz del Sistema Solar. 

R Canis Majoris ye una estrella binaria con un periodu orbital de namái 1,359 díes. Les dos estrelles, anque tán bien próximes ente sigo, nun lleguen a constituyir una binaria de contautu.
La componente principal tien tipu espectral F0V y una temperatura efectivo de 7310 K.
La so lluminosidá ye 5,8 vegaes mayor que la del Sol y el so radiu ye un 50% más grande que'l radiu solar.
Tamién ye daqué más masiva que'l Sol, con una masa de 1,07 mases solares.
La estrella acompañante ye de tipu K1IV y tien una temperatura de 4355 K.
Col 43% de la lluminosidá solar, el so radiu ye un 15% más grande que'l del Sol, pero la so masa supón namái'l 17% de la masa solar.
El conteníu metálico de dambes estrelles ye comparable a la solar ([Fe/H] = -0,03) y la so edá envalórase en 1300 millones d'años.
Coles mesmes, esta binaria ye una radioestrella.

El sistema ye una variable eclipsante asemeyada a Algol (β Persei) o a ζ Phoenicis.
Nel eclís principal el so rellumu mengua 0,64 magnitúes cuando la componente más tenue y fría intercepta la lluz de la so compañera, ente que l'eclís secundariu apenes ye perceptible.
Una tercer estrella más alloñada completa'l sistema estelar. Tien una masa de 0,34 mases solares y emplega 92,8 díes en completar una órbita en redol a la binaria 

R Canis Majoris cambièt recentament son nom Uranometria o Bayer per son nom pròpri, **“Rommel”**, vist que dins lo sistèma estelar o amassa al qual aparten, d’autras estelas dins una situacion similara mancavan d’un nom reconeissable. Foguèt lo 14 de febrièr de 2025, que l'astronòm chilen, Amparo Rogel (qu'aviá ja estat trabalhant sus l'identificacion d'aqueles objèctes) assignèt a R Canis Majoris, lo nom complet de **Rommel Canis Majoris**, a la mòrt de son animal de companhiá (un Schnauzer Gigant nomenat "Rommel Sheck" qu'associèt rapidament amb la constellacion de Canis Majoris. joris (visible dins l'emisfèri sud, de decembre a abril). Donada la natura del sistèma —e sa mecanica continua d'occultacions celèstas, traduchas en eclipsis— foguèt decidit de perpetuar la casuda de la lutz de las estelas, amb lo manteu escur caracteristic de la raça dels animals.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
R Cassiopeiae

**R Cassiopeiae** (R Cas / HD 224490 / HR 9066 / HIP 118188) ye una estrella variable na constelación de Cassiopeia. Alcuéntrase a 325 ± 16 años lluz de distancia del Sistema Solar.

R Cassiopeiae ye una variable Mira que'l so rellumu bazcuya ente magnitú +4,7 y +13,50 a lo llargo d'un periodu de 430,46 díes. La midida del so diámetru angular (0,0223 segundos d'arcu) correspuende a un radiu 236 vegaes mayor que'l radiu solar, equivalente a 1,1 UA; sicasí, otru estudiu da como resultáu un radiu 310 vegaes más grande que'l del Sol.
El so tipu espectral, variable, ye M6-M10y y tien una temperatura superficial de 3129 K.

Les variables Mira son estrelles nos últimos estadios del so evolución que la so inestabilidá provién de pulsaciones na so superficie que provoquen cambeos nel so color y rellumu. Dalgunes d'elles, ente les que s'atopa R Cassiopeiae, amuesen emisión máser de 28SiO, con temperatures de rellumu máximu entendíes ente 10.000 y 108.800 K. Esti tipu d'emisión xenerar a una distancia de la estrella de 5 a 10 UA. Coles mesmes, R Cassiopeiae presenta fuerte emisión d'OH y H2O nel infrarroxu.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
R Leonis

**R Leonis** (R Leo / HD 84748 / HR 3882 / HIP 48036) ye una estrella variable na constelación de Leo alcontrada 5º al oeste de Regulus (α Leonis) y al nordeste de Subra (ο Leonis).
Cuando ta en rellumu máximu ye visible a simple vista, ente que nel mínimu ye necesariu un telescopiu de siquier 7 cm pa poder vela. Afayóse en 1782 por J.A. Koch, siendo la cuarta variable conocida dempués de Mira (ο Ceti), χ Cygni y R Hydrae.
 
Acordies coles midíes más recién, R Leonis alcuéntrase a 240 años lluz del Sistema Solar, siendo una de les variables Mira más cercanes.
Con un periodu de 312 díes, el so rellumu varia ente magnitú aparente +4,40 y +11,30, lo que supón un aumentu de la so lluminosidá nun factor de 575 dende'l mínimu. Como toles variables Mira, R Leonis ye una xigante colorada que'l so tipu espectral, en mínimu rellumu, ye M8 III.

Nesta clase de variables, la superficie estelar nun ta bien definida y la midida direuta del diámetru angular depende de la llonxitú d'onda emplegada según del momentu del ciclu nel que s'atope la estrella.
Amás, observaciones efectuaes col Telescopiu espacial Hubble amosaron que la forma de R Leonis nun ye esférica sinón elipsoidal —con forma de güevu—, siendo'l so diámetru aparente 70 × 78 milisegundos d'arcu.
Ello pue ser la resultancia de pulsaciones non radiales —la estrella nun s'espande igual en toes direiciones— o puede ser una ilusión óptica causada por manches escures na so superficie.
Por tou ello, la midida del so radiu —por interferometría y tapecimientu llunar— da llugar a valores que van dende 1 UA a 2 UA.
Les variables de llargu periodu son estrelles bien evolucionaes que s'espandieron como xigantes per segunda vegada y que'l so interior ta formáu por oxíxenu y carbonu inertes. Nun determináu momentu desestabilícense, empezando a púlsar —espandiéndose y contraer—, lo qu'anicia la variabilidá. La gran variación nel espectru visible ye frutu de les fluctuaciones de temperatura producíes pola pulsación, pero la variación na so lluminosidá total —y nel infrarroxu— ye muncho menos acusada.

Nel momentu de la so nacencia, envalórase que R Leonis tenía una masa de 1,5 mases solares.
Güei, al igual qu'otres estrelles asemeyaes, R Leonis pierde masa estelar a un ritmu bien fuerte; el material circundante emite potentes máseres de monóxidu de siliciu (SiO) y hidroxilo (OH), onde les molécules emiten microondes asemeyaes a les d'un láser. L'agua tamién ta presente. Les fluctuaciones del máser de SiO impliquen un campu magnéticu y la posible presencia d'un planeta.

## Ver tamién

* Llista d'estrelles más grandes conocíes
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
R Leporis

**R Leporis** (R Lep / HD 31996 / HR 1607) ye una estrella variable de la constelación de Lepus, cerca de la llende con Eridanus. Visualmente ye una estrella d'un color coloráu vívido, que'l so rellumu varia ente magnitú aparente +5,5 y +11,7. Descubierta por John Russell Hind en 1845, ye tamién conocida como «**Estrella carmesí de Hind**».
 
A una distancia averada de 1100 años lluz, R Leporis pertenez a la rara clase d'estrelles de carbonu, siendo'l so tipu espectral C6. Nestes estrelles, los compuestos de carbonu nun dexen pasar la lluz azul, polo que tienen un color coloráu intensu.
En R Leporis la rellación carbonu-oxíxenu envalorada ye 1,2, más del doble que la esistente nel Sol.
Tien un radiu ente 480 y 535 vegaes más grande que'l radiu solar, equivalente a 2,2 - 2,5 UA. Si tuviera nel centru del Sistema Solar, la so superficie estenderíase más allá de la órbita de Marte. La so temperatura superficial, desaxeradamente baxa pa una estrella, ta entendida ente 2050 y 2290 K. Relluma con una lluminosidá ente 5200 y 7000 vegaes superior a la del Sol, siendo la mayor parte de la enerxía radiada como radiación infrarroxo.

R Leporis ye una estrella variable Mira, variando en tamañu, temperatura y lluminosidá. El so periodu d'oscilación ye de 430 díes, anque superpuestu a ésti esiste un periodu más llargu, d'unos 40 años. L'orixe del periodu más llargu pue tar rellacionáu cola espulsión d'un cascu de polvu per parte de la estrella.

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

## Referencies


* R Leporis - Variable Star of Mira Cet type (SIMBAD)
* R Leporis/Hind's Crimson Star (Stars, Jim Kaler)
* R Leporis (Jumk.de/astronomie)
R Lyncis

**R Lyncis** (R Lyn / HD 51610 / HIP 33824) ye una estrella variable na constelación de Llobu cerval.
Demasiáu alloñada por que el satélite Hipparcos pudiera midir de forma fiable la so paralax, la so distancia al Sistema Solar envalórase ente 2800 y 3100 años lluz.

De tipu espectral S2.5,5y-S6,8y, R Lyncis ye una estrella de tipu S, una xigante colorada similar a les de tipu M, pero en que'l so espectru los óxidos dominantes son los formaos por metales del quintu periodu de la tabla periódica.
Otra carauterística d'esta clase d'estrelles ye la perda de masa estelar, que nel casu de R Lyncis envalórase en ~ 3,5 × 10-7 vegaes la masa solar per añu.
Coles mesmes, R Lyncis ye una estrella bien lluminosa, ente 5600 y 9300 vegaes más que'l Sol.
Distintes midíes del so diámetru angular per aciu interferometría dan valores ente 5,23 y 6,10 milisegundos d'arcu, lo que dexa envalorar el so diámetru real de forma averada nunos 550 radios solares.

R Lyncis ye una variable Mira que'l so rellumu bazcuya ente magnitú +7,2 y +14,3 a lo llargo d'un periodu de 378,75 díes.
Nes variables Mira —que'l so arquetipu ye Mira (ο Ceti)— la inestabilidá provién de pulsaciones na superficie estelar, lo que provoca cambeos de color y rellumu. Dalgunes d'elles, ente les que s'atopa R Lyncis, amuesen emisión máser de SiO.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
R Lyrae

**R Lyrae** (R Lyr / 13 Lyrae) ye una estrella variable de magnitú aparente media +4,20 na constelación de Llira.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, alcuéntrase a 298 años lluz del Sistema Solar.

## Carauterístiques
R Lyrae ye una xigante colorada de tipu espectral M5III.
La so temperatura superficial ye de 3181 ± 51 K y relluma con una lluminosidá 382 vegaes superior a la lluminosidá solar.
La mayor parte de la so radiación ye emitida como lluz infrarroxo, siendo la so magnitú absoluta en banda K —nel infrarroxu cercanu— de -6,64. Por ello, nesta rexón del espectru, la so lluminosidá equival a la de 9700 soles.
Presenta una metalicidá considerablemente inferior a la solar ([Fe/H] = -0,29).

La midida por interferometría del so diámetru angular en banda K ye de 13,60 ± 0,60 milisegundos d'arcu.
Sicasí, n'otra midida realizada na rexón del espectru centrada a 0,8 μm llogróse un diámetru enforma mayor de 18,02 milisegundos d'arcu.
Considerando un valor entemediu, el so diámetru real ye unes 150 vegaes más grande que'l del Sol, siendo ésti namái un valor emponedor.

## Variabilidá
R Lyrae ye una variable semirregular de tipu SRB con una variación de rellumu ente magnitú +3,88 y +5,00.
El periodu principal ye de 46 díes, pero esisten otros periodos más llargos de 378 y 1000 díes.

## Ver tamién
*Llista d'estrelles variables

## Referencies
R Monocerotis

**R Monocerotis** (R Mon / BD+08 1427 / PLX 1550) ye una estrella na constelación de Monoceros, el unicorniu. Alcuéntrase aproximao a 2500 años lluz de distancia del Sistema Solar.

R Monocerotis ye una estrella masiva asitiada nel estremu sur de la nebulosa mista d'emisión y reflexón NGC 2261, conocida tamién como «Nebulosa variable de Hubble». Ye una estrella T Tauri bien nueva —en procesu de formación— con una edá que puede ser de namái 300.000 años. Ta arrodiada d'un discu de polvu que'l so tamañu ye similar al del Sistema Solar, que'l so rellumu camuda de forma irregular reflexando o volviendo radiar la enerxía proveniente de la estrella. Esti aniellu toroidal qu'arrodia la estrella provoca un fluxu bipolar asimétricu del mesmu tipu que'l reparáu n'oxetos Herbig-Haro. Amás, R Monocerotis ye una estrella variable que'l so rellumu varia ente magnitú +11,00 y +13,80.

La estrella principal tien una compañera más pequeña ya invisible, probablemente de la mesma edá.
La masa de la estrella principal pue tar en redol a 10 mases solares con un radiu'l doble que'l radiu solar, ente que la masa de la estrella secundaria pue ser 1,5 vegaes mayor que la del Sol. La distancia ente dambes ye de 500 UA.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies