open-index/open-wikipedia-markdown huggingface dataset:
Pi2 Gruis

**Pi2 Gruis** (π2 Gru) ye una estrella na constelación de Grus, la grulla, de magnitú aparente +5,62.
Comparte la denominación de Bayer «*[[Pi (lletra)|Pi]]*» con π<sup>1</sup> Gruis, siendo la separación visual ente elles de 4 minutos d'arcu.
El par foi descritu como una estrella fondamente carmesí acompañada por otra daqué más brillosa —esta última Pi2 Gruis—, que paecen «dos pequeños discos apolazaos de cobre y plata vistos so un llume fuerte».

## Carauterístiques
Pi2 Gruis ye una estrella binaria que la so componente primaria ye una xigante o subxigante blancu-mariella de tipu espectral F3III-IV.
Con una temperatura efectivo de 6807 K, les sos carauterístiques son asemeyaes a les de χ Leonis o a les de 31 Cephei.
La so masa ye aproximao un 53% mayor que la masa solar y tien una edá envalorada de 1700 ± 200 millones d'años.
Presenta una metalicidá un 26% inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,13).
Coles mesmes, ye una estrella brillosa nel infrarroxu.

La estrella secundaria tien magnitú +11,3 y visualmente ta dixebrada 4,6 segundos d'arcu del so brillosu compañera, lo que correspuende a una separación proyeutada de 184 UA.

El sistema alcuéntrase a 130 años lluz del Sistema Solar.

## Referencies
Pléyone (estrella)

**Pléyone** o **Pleione** (28 Tauri / HD 23862 / HR 1180) ye'l nome d'una estrella del cúmulu abiertu de les Pléyades na constelación de Tauru. Alcuéntrase a unos 440 años lluz de distancia del Sistema Solar.

Como'l restu de les Pléyades, Pléyone ye una estrella de tipu espectral B y, xunto con Asterope (21 Tauri), ye la menos caliente, siendo la so temperatura efectivo de 12.000 K. De tipu espectral B8Vpe, ye una estrella de la secuencia principal, a diferencia d'otres estrelles de les Pléyades que son xigantes o subxigantes. Ye 190 vegaes más lluminosa que'l Sol y el so radiu ye 3,2 vegaes más grande que'l radiu solar.
Tien una masa envalorada de 3,4 mases solares.

La principal peculiaridá de Pléyone ye la so espectru característicu, con emisiones d'hidróxenu qu'apaecen en determinaes llonxitú d'onda, tando clasificada como una estrella Be. Estes emisiones provienen d'un aniellu de gas qu'arrodia a la estrella, y que se rellaciona cola so alta velocidá de rotación de 329 km/s nel ecuador, 165 vegaes mayor que la del Sol. Coles mesmes, en ciclos de 17 y 34 años, la estrella pasa por fases d'estrella B normal, estrella Be y estrella Be con envoltura. Tou ello provoca cambeos irregulares nel so lluminosidá, tando catalogada como una variable del tipo Gamma Cassiopeiae. Recibe la denominación de variable **BU Tauri**, variando'l so rellumu ente magnitú aparente +4,77 y +5,50.

## Referencies

## Enllaces esternos
Polaris Australis

**Polaris Australis** ye'l nome propiu de la estrella **Sigma&nbsp;Octantis** (σ&nbsp;Oct / HD&nbsp;177482), na constelación d'Octans, «el octante». Recibe'l nome de *Polaris Australis* por ser la Estrella Polar del hemisferiu sur, l'equivalente a Polaris nel hemisferiu norte. Sicasí, a diferencia d'ésta, Polaris Australis ye una estrella tenue de magnitú aparente +5,42, apenes visible a simple vista. Ye por ello polo que, na práutica, utilízase la constelación de la Cruz del Sur p'alcontrar el polu sur celeste. A pocu más d'un grau del mesmu —llixeramente más distante que Polaris del polu norte—, por cuenta de la precesión de la Tierra, Polaris Australis alloñar del polu sur dende la so mínima separación acaecida nel añu 1872.

A 270 años lluz del Sistema Solar, Polaris Australis ta clasificada como una estrella xigante blanca de tipu espectral F0III, con una temperatura superficial de 7.460&nbsp;K. La so velocidá de rotación, de más de 128&nbsp;km/s, da como resultáu un periodu de rotación menor d'un día y mediu. Coles mesmes, con un radiu 3,8 vegaes mayor que'l radiu solar y una lluminosidá 40 vegaes la del Sol, la estrella ye más una subxigante qu'una verdadera xigante. Destaca tamién la so alta metalicidá, un 80% mayor que la del Sol. Ye, amás, una variable pulsante del tipu Delta Scuti, con una variación nel so rellumu de 0,05 magnitúes y un únicu periodu midíu de 2,3 hores.

Polaris Australis ye la estrella más tenue qu'apaez nuna bandera nacional, concretamente la de Brasil, simbolizando a la capital Brasilia.

## Referencies


* Sigma Octantis (SIMBAD)
* Polaris Australis  (The Bright Star Catalogue)
* Polaris Australis (Stars, Jim Kaler)
*
Porrima

**Porrima** ye'l nome de la estrella γ Virginis (γ Vir / 29 Virginis), la segunda más brillosa de la constelación de Virgu, dempués d'Espiga (α Virginis), y la 122 más brillosa del cielu nocherniegu.
Alcuéntrase a 38,6 años lluz de distancia del Sistema Solar.

## Nome
El nome de **Porrima**, proveniente del llatín, alude a una diosa de la mitoloxía romana que xunto a Postversa, yera una de los dos ayudantes de Carmenta, la diosa del partu y la profecía. Invocar por que previniera y protexera los partos normales, aquellos nos que'l ñácaru nacía de cabeza.
Nel sieglu II esta estrella yera conocida por Aulus Gellius como **Prorsa** y **Prosa**.

Na antigua Babilonia señalaba la decimonovena constelación eclíptica, **Shur-mahrū-shirū**, y a títulu individual yera llamada **Kakkab Dan-nu**, la Estrella del Héroe».
En China recibía'l nome de **Shang Seang**, el «Altu Ministru d'Estáu».

## Carauterístiques físiques
Porrima ye una estrella binaria compuesta por dos estrelles de magnitú aparente +3,48 y +3,50 práuticamente idéntiques. Dambes son estrelles blanques de la secuencia principal de tipu espectral F0V
 y 7100 K de temperatura superficial. La lluminosidá de caúna d'elles ye unes 4 vegaes mayor que la lluminosidá solar y tienen un diámetru un 20% más grande que'l del Sol.
Caúna d'elles tien una masa averada de 1,4 mases solares y la edá del sistema envalórase en 1700 millones d'años.
A diferencia d'estrelles como'l Sol onde la fusión nuclear d'hidróxenu en heliu produzse fundamentalmente pola cadena protón-protón, n'estrelles cola masa de Porrima A y B el ciclu CNO ye la fonte d'enerxía predominante.

El periodu orbital del sistema ye de 169 años y el planu orbital ta inclináu 31º respectu al planu del cielu.
Anque la separación media ente dambes ye de 43 UA —pocu más de la distancia esistente ente Plutón y el Sol—, l'alta escentricidá de la órbita fai qu'ésta bazcuye ente 5 y 81 UA.
El postreru periastru —mínima separación ente componentes— tuvo llugar en 2005.

Porrima foi una de les primeres estrelles dobles descubiertes. Un misioneru na India, de nome Richaud, afayó'l so duplicidá en 1689. William Herschel midió'l so ángulu de posición en 1781, y el so fíu, John Herschel, calculó'l so órbita en 1833. Hasta l'empiezu de la década de 1990 yera un oxetu fácil pa los astrónomos aficionaos, pero la distancia aparente del sistema foi menguando hasta l'añu 2005, a partir del cual vuelve aumentar.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles brilloses más cercanes

## Referencies
PP Carinae

**PP Carinae** (PP Car / p Carinae / HD 91465 / HR 4140) ye una estrella na constelación de Carina de magnitú aparente +3,36.
Alcuéntrase a unos 500 años lluz de distancia del Sistema Solar.

PP Carinae ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B4Vne.
Como otres estrelles análogues —vease λ Crucis—, rota a gran velocidá, con una velocidá de rotación de 285 km/s.
Esta rápida rotación aburuya la forma de la estrella, que nun ye esférica sinón elipsoidal. Arriendes d'ello, la temperatura superficial de la estrella resulta malo de definir yá que, debíu al escurecimientu gravitatoriu, la temperatura nos polos ye mayor que nel ecuador, fenómenu reparáu en Regulus A (α Leonis). Una vegada consideráu esti aspeutu, la temperatura efectivo de PP Carinae cifrar en 19.338 K.

PP Carinae tien una masa ente 7,1 y 7,7 vegaes la del Sol.
Ta catalogada como estrella Be; éstes son estrelles calientes de tipu B de rápida rotación que se topen arrodiaes por un discu ecuatorial de gas de la so propia creación.
La materia espulsada provoca variaciones nel rellumu de PP Carinae de 0,1 magnitúes aproximao, tando clasificada como variable eruptiva del tipu Gamma Cassiopeiae.

## Referencies
PP Virginis

**PP Virginis** (PP Vir / HD 122970 / HIP 68790) ye una estrella variable na constelación del Virgu. Tien magnitú aparente media +8,30 y alcuéntrase a 423 años lluz de distancia del Sistema Solar.

PP Virgnis ta catalogada como una estrella blancu-mariella de tipu espectral F0p, siendo'l so temperatura efectivo de 6930 K. Tien una lluminosidá 6,2 vegaes mayor que la lluminosidá solar y un radiu 1,9 vegaes más grande que'l del Sol. Con una masa de 1,48 mases solares, la so edá envalórase en 1580 millones d'años.

PP Virginis ye una estrella químicamente peculiar, tando clasificada como una estrella Ap d'oscilaciones rápides (roAp), con carauterístiques asemeyaes a 10 Aquilae o a la Estrella de Przybylski. Ello ye que el comportamientu global de les pulsaciones na so atmósfera estelar ye bien similar al reparáu na Estrella de Przybylski. 
La velocidá de rotación proyeutada de PP Virginis ye distintu cuando se consideren les llinies espectrales d'elementos de tierres rares (3,5 km/s) o les de fierro (4,5 km/s). El periodu de rotación llográu de 3,877 díes, xunto a la baxa velocidá de rotación midida, suxer que la so exa de rotación debe de tar aproximao empobináu escontra nós. 
Clasificada como variable Alfa2 Canum Venaticorum, el so rellumu bazcuya 0,01 magnitúes.

## Referencies
Praecipua

**Praecipua** (46 Leonis Minoris / 46 LMi / HD 94264) ye una estrella de magnitú aparente +3,79 na pequeña constelación de Leo Minor. Ye la única estrella que, siendo conocida pola so denominación de Flamsteed —escarez de lletra griega—, ocupa'l primer puestu por rellumu dientro de la so constelación. Praecipua ye un nome relativamente modernu y provién del términu en llatín que significa «xefe» o «primero», aludiendo a la so condición d'estrella más brillosa. Alcuéntrase a 98 años lluz de distancia del Sistema Solar.

Praecipua ye una xigante naranxa de tipu espectral K0III con una temperatura superficial de 4690 K. La midida direuta del so diámetru angular per aciu interferometría —0,00254 segundos d'arcu— da como resultáu un radiu 8,2 vegaes más grande que'l del Sol, per debaxo de la media de les estrelles xigantes. La so lluminosidá ye 32 vegaes mayor que la lluminosidá solar y la so masa envalorada ye un 50% mayor que la del Sol.
Tien un conteníu metálico inferior a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,12.

Praecipua ye una posible estrella variable —recibe la denominación de variable provisonal **NSV 4999**— con una pequeña variación nel so rellumu de 0,05 magnitúes.
Coles mesmes, ye miembru del grupu de Wolf 630.

## Referencies
Princess Alexia

**Princess Alexia** ye una estrella que s'atopa nel sector del Cúmulu globular M2 http://www.astroimages.org/ccd/m2.html  o Messier 2http://www.seds.org/messier/m/m002.html, ente la constelación d'Acuariu, la d'Equuleus y la del Aquila. Les sos coordenaes exactes són ascensión reuta 21h 7min 43.1s y declinación -4º 37′ 49.6″. El so visibilidá ye óptima a entamu de setiembre. Pal so localitzación encamienta emponer pola situación de Beta Aquarii. El so nome foi rexistráu na Intergalactic Star Database col númberu ISD 0001940.

## Referencies

## Enllaces esternos

* Imaxe del clúster M2 
* Descripción del clúster M2
Polis (estrella)

**Polis** (μ Sagittarii / μ Sgr / 13 Sagittarii) ye un sistema estelar de la constelación de Saxitariu de magnitú aparente +3,84. El so nome provién del idioma coptu y significa «potru». Xunto a Kaus Borealis (λ Sagittarii) pue ser el *Anu-nin-tum* acadiu, acomuñáu cola diosa Ishtar.

Polis ta clasificada tradicionalmente como una superxigante blancu-azulada de tipu espectral B8Iap, pero la gran distancia que nos dixebra d'ella, siquier 3000 años lluz, fai difícil la so catalogación. La so pertenencia a l'asociación estelar Sagittarius OB1 asitiar a unos 3600 años lluz del Sistema Solar. Considerando esta última distancia como la más precisa, los sos parámetros son: lluminosidá 180.000 vegaes mayor que'l Sol, radio de 115 radios solares y masa de 23 mases solares. Dada la so enorme masa y el so estáu evolutivu, la so edá envalórase en namái 8 millones d'años.

Polis ye amás una estrella binaria eclipsante: cada 180,6 díes el so rellumu baxa 0,08 magnitúes cuando una estrella acompañante pasa per delantre de la estrella superxigante. Piénsase que l'acompañante ye una estrella de tipu B1.5V.

Cuatro estrelles más, llamaes Polis B, C, D y E completen el sistema estelar. Dada la so gran distancia a Polis A nun puede considerase qu'orbiten alredor d'un centru de mases común, una y bones el venceyu ye bien débil. En tabla inferior indíquense la magnitú y distancia a Polis A de caúna d'elles.

## Referencies

* Mu Sagittarii (SIMBAD)
* Polis (Stars, Jim Kaler)
Pólux (estrella)

**Pólux** (β Gem / β Geminorum / 78 Geminorum) ye la estrella más brillosa de la constelación de Xéminis y la decimoséptima más brillosa del cielu nocherniegu. De magnitú aparente +1,15, ye de color coloráu anaranxáu. Xunto a Cástor (α Geminorum) representa los dos ximielgos celestiales que dan nome a la constelación (*gemini* en llatín significa «los ximielgos»). En 2006 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta n'órbita alredor de Pólux.

## Nome
Pa dalgunos el nome de **Pólux** significa «enforma vieno», yá qu'en astroloxía Pólux acomuñóse con prosperidá y celebraciones con vinu. De forma más específica, Pólux fai referencia al hermanu inmortal de los Dioscuros, Pólux o Polideuco, fíu de Zeus y Leda.

La estrella tamién recibe'l nome árabe **Al Ras al-Tau'am al-Mu'akhar** (الرأس التؤام المؤخر), lliteralmente «la cabeza del segundu ximielgu».
En Babilonia determinaba la docena constelación eclíptica, *Mash-mashu-arkū*, «el ximielgu oriental»; individualmente recibía'l títulu de *Mu-sir-kes-da*, el xugu de la corralada».
En China denominen a esta estrella **[[Yang]]**, que na filosofía oriental ye una de les dos fuercies fundamentales, opuestes pero complementaries, que s'atopen en toles coses.

Al pie de Cástor forma la nakshatra (casona astrolóxica hindú) llamada Punarvasu nel calendariu astronómicu hindú.

## Carauterístiques físiques

Pólux ye una estrella xigante naranxa de tipu espectral K0IIIb. Asitiada a 33,7 años lluz de distancia, ye la xigante naranxa más próxima al Sistema Solar. Con una temperatura superficial de 4770&nbsp;K, el so radiu ye 9 o 10 vegaes más grande que'l radiu solar. Incluyendo la enerxía radiada nel infrarroxu, la so lluminosidá, anque bien cimera a la del Sol —46 vegaes mayor—, ye baxa en comparanza a otres xigantes naranxes cercanes como Arturu (α Boötis) o Menkent (θ Centauri). La so lluminosidá y temperatura dexen envalorar una masa 1,8 vegaes mayor que la masa solar. Como estrella xigante que ye, nel so nucleu produz la fusión del heliu en carbonu y oxíxenu.

## Sistema planetariu

Pólux ye la estrella más brillosa a la que se-y afayó un planeta estrasolar. Este, denomináu Pólux&nbsp;b, tien una masa mínimo 2,9 vegaes mayor que la masa de Xúpiter y describe una órbita casi circular a 1,69&nbsp;ua de Pólux, siendo el so periodu orbital de 1,6&nbsp;años. Dada la lluminosidá de la estrella central y la so distancia a la mesma, el planeta recibe 16 vegaes más radiación que la que recibe la Tierra del Sol.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles más brilloses
* Llista de planetes estrasolares
* Llista d'estrelles brilloses más cercanes
* Estrella (náutica)
* Llista d'estremos exoplanetarios

## Referencies

* Pollux (SIMBAD)
* 
* Pollux (Stars, Jim Kaler)
* Pollux (Solstation)
Propus

**Propus** puede facer referencia a dos estrelles distintes na constelación de Xéminis:

* **[[Eta Geminorum]]** (&eta; Gem / 7 Geminorum), tamién conocida como Tejat Prior.
* **[[1 Geminorum]]** (1 Gem)

## Referencies

## Enllaces esternos
Psi Aquarii

**Psi Aquarii** puede referise a trés estrelles distintes na constelación d'Acuariu:

* **[[Psi1 Aquarii]]** (91 Aquarii), estrella xigante naranxa de magnitú 4,24 onde s'afayó un planeta estrasolar.
* **[[Psi2 Aquarii]]** (93 Aquarii), estrella variable de magnitú 4,39 a 322 años lluz de la Tierra.
* **[[Psi3 Aquarii]]** (95 Aquarii), estrella binaria blanca de magnitú 4,98 a 249 años lluz.
Psi Aurigae

La denominación de Bayer **Psi Aurigae** (ψ Aur / ψ Aurigae) ye compartida por diez sistemes estelares distintos que s'atopen na constelación d'Auriga cerca de la llende con Llobu cerval:

* **[[Psi1 Aurigae|ψ<sup>1</sup> Aurigae]]** (46 Aurigae)
* **[[Psi2 Aurigae|ψ<sup>2</sup> Aurigae]]** (50 Aurigae)
* **[[Psi3 Aurigae|ψ³ Aurigae]]** (52 Aurigae)
* **[[Psi4 Aurigae|ψ<sup>4</sup> Aurigae]]** (55 Aurigae)
* **[[Psi5 Aurigae|ψ<sup>5</sup> Aurigae]]** (56 Aurigae)
* **[[Psi6 Aurigae|ψ<sup>6</sup> Aurigae]]** (57 Aurigae)
* **[[Psi7 Aurigae|ψ<sup>7</sup> Aurigae]]** (58 Aurigae)
* **[[Psi8 Aurigae|ψ<sup>8</sup> Aurigae]]** (60/61 Aurigae)
* **[[Psi9 Aurigae|ψ<sup>9</sup> Aurigae]]** (HIP 33377/SAO 41446)
* **[[16 Lyncis|ψ<sup>10</sup> Aurigae]]** (16 Lyncis)

La mayor parte d'estrellar Psi Aurigae pertenecíen a l'antigua constelación de Telescopium Herschelii, güei en desusu.
Psi Bootis

**Psi Bootis** (ψ Boo / 43 Bootis) ye una estrella na constelación de Boötes. 
De magnitú aparente +4,52, alcuéntrase a 246 años lluz del Sistema Solar.

## Denominación tradicional
Na tradición astronómica árabe, Psi Bootis recibe'l nome de **Aulanáthlat**. Esta estrella que xunto con otra estrella del brazu derechu de Bootes que bien probablemente sía la brillosa Izar (Épsilon (ε) Bootis) fueron denominaes como "les pequeñes" (**Al Aulād al Nadhlāt**) refiriéndose a los cachorritos más pequeños del asterísmo de Les hienes.

"Les hienes" formar les estrelles más brilloses del sector cimeru de Bootes: Nekkar (Beta (β) Bootis), Seginus (Gamma (γ) Bootis), Princeps (Delta (δ) Bootis) y Alkalurops (Mu (μ) Bootis).

## Carauterístiques
Psi Bootis ye una xigante naranxa de tipu espectral K2III con una temperatura efectivo de 4315 ± 4 K.
Ye 106 vegaes más lluminosa que'l Sol, siendo la so lluminosidá la metá de la d'Arturu (α Bootis) y una cuarta parte de la d'Izar A (ε Bootis), dambes xigantes naranxes nesta mesma constelación.
Tien un diámetru 20 vegaes más grande que'l diámetru solar y xira amodo sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 1,6 km/s.
Presenta un conteníu metálico notablemente inferior a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,35.

## Cinemática
Psi Bootis muévese al traviés de la Vía Lláctea con una velocidá relativa respectu al Sol de 68,1 km/s, daqué más alzada que la media de les estrelles de la redolada solar.
La so órbita galáutica ye relativamente escéntrica (y = 0,34) en comparanza a la órbita del Sol (y = 0,16).

## Referencies
Psi Centauri

**Psi Centauri** (ψ Centauri / ψ Cen / HD 125473 / HR 5367) ye una estrella na constelación de Centaurus de magnitú aparente +4,05.
Alcuéntrase a 247 años lluz del Sistema Solar.

De tipu espectral A0IV, Psi Centauri ye una binaria eclipsante que la so duplicidá afayóse pol satélite WIRE en 2006.
Esiste un amenorgamientu de rellumu de 0,26 magnitúes nel eclís primariu y 0,16 nel secundariu, siendo esti postreru un eclís total.
El periodu orbital del sistema ye de 38,82 díes y la órbita ye notablemente escéntrica (ε = 0,55).

Los dos componentes de Psi Centauri son bien distintes. La primaria tien una temperatura efectivo de 10.450 K y ye 126 vegaes más lluminosa que'l Sol. Tien un radiu de 3,7 radios solares y una masa 3,1 vegaes mayor que la del Sol.
Paez ser una estrella de tipu B9 y esiste evidencia de que ye una estrella variable pulsante.
El so acompañante ye más fría —8.800 K— y relluma con una lluminosidá 21 vegaes mayor que la lluminosidá solar. El so radiu ye 1,8 vegaes más grande que'l del Sol y tien una masa de 2 mases solares, parámetros que correspuenden a una estrella de tipu A2.
Pa una metalicidá similar a la del Sol, la edá del sistema sería de 290 millones d'años.

## Referencies
Psi Draconis

**Psi Draconis** o **Dziban** (ψ¹ Dra, ψ¹ Draconis) ye una estrella de la constelación del Dragón. El so nome tradicional **Dziban**, procedente del árabe **Adh-Dhi'ban**, significa "Los dos llobos" o "Los dos chacales". Abarrúntase que ye la componente principal d'un sistema binariu que la so acompañante ye una nana marrón.

En chinu, esta estella ye denomada 女史, Pinyin: Nǚshǐ, que significa *Protocolu femenín* por cuenta de que esta estrella definir por sigo mesma como'l asterismo del mesmu nome. 女史 (Nǚshǐ) occidentalizada como **Niu She** por R.H. Allen, col significáu de "El Palaciu del Gobernante", o "La muyer lletrada"

L'equipu del centru d'investigación planetaria Okayama de Xapón publicó un artículu na prensa a finales de 2008 informando que se repararon variaciones na velocidá radial d'esta estrella, lo que demuestra que pue tar acompañada por una componente subestelar tipu nana marrón. El compañeru subestelar invisible podría tener una masa equivalente a 50 vegaes la masa de Jupiter con un periodu orbital de 8.77 años. Estos datos entá nun fueron totalmente confirmaos.

## Referencies
Psi Fornacis

**Psi Fornacis** (ψ For) ye una estrella na constelación de Fornax, el fornu, de magnitú aparente +5,94.
Alcuéntrase a 191 años lluz y tuvo el so máximu acercamientu al Sistema Solar fai 1,4 millones d'años, cuando'l so rellumu algamó magnitú +4,74 a una distancia de 110 años lluz.

Psi Fornacis ye una subxigante blancu-mariella de tipu espectral F6IV, enantes clasificada como F5V.
D'asemeyaes carauterístiques a Metallah (α Trianguli), la so temperatura efectivo ye de 6549 K.
Ye un 50% más masiva que'l Sol y nun paez haber consensu tocantes a la so edá, tando ésta entendida ente 1500 y 5780 millones d'años.
Tocantes al so tamañu, tien un diámetru 2,71 vegaes más grande que'l diámetru solar, lo que denota el so calter de subxigante.
La so velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— ye de 21 km/s.

Psi Fornacis tien un delidiáu metálicu comparable a la solar ([Fe/H] = +0,03) pero presenta una bayura relativa de litiu daqué más alta que la del Sol (A(Li) = 2,15).
Como casi toles estrelles de la nuesa redolada, ye una estrella del discu finu.

## Referencies
Psi Ophiuchi

**Psi Ophiuchi** (ψ Ophiuchi / 4 Ophiuchi / HD 147700) ye una estrella na constelación d'Ophiuchus, el portador de la culiebra, de magnitú aparente +4,49.
Alcuéntrase a 1,5º de la eclíptica, la llinia aparente trazada pol Sol nel firmamentu a midida que la Tierra muévese alredor d'él.

Psi Ophiuchi ye una xigante naranxa de tipu espectral K0III con una temperatura ente 4775 y 4840 K.
Tien un radiu 12 vegaes más grande que'l radiu solar, siendo 66 vecs más lluminosa que'l Sol.
Ye una estrella non bien distinta a Cebalrai (β Ophiuchi) o κ Ophiuchi, nesta mesma constelación.
Xira amodo sobre sigo mesma, con una velocidá de rotación proyeutada de 1,72 km/s.
El so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos que'l heliu— ye menor que la solar nun 22%; otra manera, la rellación ente los conteníos de bariu y fierro ye notablemente cimeru a la del Sol ([Ba/Fe] = +0,24).
La so masa envalórase ente 1,94 y 2,35 mases solares y tien una edá averada de 776 millones d'años.
Alcuéntrase a 178 años lluz del Sistema Solar.

## Referencies
Psi Pegasi

**Psi Pegasi** (ψ Peg / 84 Pegasi / HD 224427) ye una estrella na constelación de Pegasu asitiada a 438 años lluz de distancia del Sistema Solar.

Psi Pegasi ye una xigante colorada, una de les poques estrelles d'esta clase observables a simple vista; Gacrux (γ Crucis) y Mirach (β Andromedae) son les más brilloses ente elles.
De tipu espectral M3III, Psi Pegasi ye una estrella fría con una temperatura efectivo de 3475 K.
El so diámetru angular, en banda K, ye de 6,40 milisegundos d'arcu,
que correspuende a un diámetru real 121 vegaes más grande que'l del Sol.
Si tuviera asitiada nel centru del nuesu Sistema Solar, el so radiu estiéndese hasta cerca del 80% de la órbita del planeta Venus.

Psi Pegasi ye una estrella binaria que la so acompañante, separada visualmente 0,17 segundos d'arcu, orbita a una distancia media de 30 UA. El periodu orbital del sistema ye de 55,6 ± 11,31 años. La masa total del sistema ta entendida ente 2 y 3,8 mases solares.
Amás, Psi Pegasi figura catalogada como una posible variable nel New Catalogue of Suspected Variable Stars cola designación **NSV 14777**.

## Referencies
Psi Phoenicis

**Psi Phoenicis** (ψ Phe / HD 11695 / HR 555) ye una estrella na constelación de Fénix. Alcuéntrase a unos 321 años lluz del Sistema Solar.

Psi Phoenicis ye una xigante colorada de tipu espectral M4III
con una temperatura superficial de 3415 ± 87 K.
De magnitú aparente media +4,44, ye una de les poques xigantes coloraes que pueden reparase a simple vista, al igual que γ Phoenicis, daqué más brillosa y nesta mesma constelación.
La midida del so diámetru angular —considerando'l escurecimientu de llimbu— ye de 8,7 ± 0,3 milisegundos d'arcu.
Esti valor correspuende a un diámetru estelar 85 vegaes más grande que'l del Sol, igual a 0,40 UA, aproximao la distancia esistente ente Mercuriu y el Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada ente 2,5 y 3,9 km/s.
La so lluminosidá ye 882 vegaes superior a la lluminosidá solar y la so masa envalórase en 0,85 mases solares.

Al igual qu'otres xigantes coloraes, Psi Phoenicis ye una estrella variable.
Catalogada como variable semirregular —estrelles con una evidente periodicidá nes sos variaciones chiscada de diverses irregularidaes—, el so rellumu varia ente magnitú +4,30 y +4,50 con un periodu de 30 díes.

## Referencies
Psi Cancri

**Psi Cancri** (ψ Cnc / 14 Cancri / HD 67767 / HR 3191) ye una estrella na constelación de Cáncer —el cámbaru— de magnitú aparente +5,73. Alcuéntrase a 137 años lluz de distancia del Sistema Solar.

Anque Psi Cancri apaez catalogada con tipu espectral G7V en diverses bases de datos, el so tamañu y lluminosidá indiquen que se trata d'una estrella más evolucionada, figurando como subxigante G8IV en diversos estudios.
El so diámetru, más de 3 vegaes más grande que'l del Sol, según la so lluminosidá, 9 vegaes mayor que la lluminosidá solar, refugar como estrella de la secuencia principal. 
Con una temperatura efectivo ente 5232 y 5262 K, tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos que'l heliu— comparable a la solar.
Itriu y escandiu son los elementos que, comparativamente col Sol, alcuéntrase en menor proporción.

Psi Cancri xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de 3,1 km/s.
Anque más masiva que'l Sol, nun esiste alcuerdu sobre la so masa; un estudiu señala un valor de 1,64 mases solares, ente qu'otru establez la cifra de 3,3 mases solares, claramente cimeru. Daqué paecencia asocede cola so edá, entendida ente 1950 y 2700 millones d'años.

## Referencies
Psi Capricorni

**Psi Capricorni** (ψ Cap / 16 Capricorni / HD 197692) ye una estrella na constelación de Capricorniu de magnitú aparente +4,14. Dacuando recibe'l nome de **Pazan** o **Pazhan**, procedente del persa پاژن, que'l so significáu ye «cabra montesa xavaz».
En China yera conocida como **Yue**, un hachu de guerra.

Asitiada a 47,8 años lluz del Sistema Solar, Psi Capricorni ye una estrella de la secuencia principal de tipu F5V, que como'l Sol, llogra la so enerxía de la fusión nuclear del hidróxenu. Con una temperatura superficial de 6577 K, ye unos 800 K más caliente que'l Sol. Les sos carauterístiques físiques son bien similares a les de les componentes de Diadem (α Comae Berenices) o a les de θ Sculptoris. Tien una lluminosidá 4 vegaes mayor que la del Sol, siendo'l so radiu un 50% mayor que'l radiu solar. La so velocidá de rotación ye de siquier 41 km/s, considerablemente mayor que la del Sol, d'aproximao 2 km/s. Tien una metalicidá llixeramente inferior a la solar ([Fe/H] = -0,03). La so masa ye un 33% mayor que la masa solar, envalorándose la so edá nunos 1400 millones d'años.

Estes carauterístiques y la so relativa proximidá a la Tierra fixeron que Psi Capricorni figure ente los oxetivos del Terrestrial Planet Finder (TPF) pa la busca de planetes terrestres que puedan allugar vida.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles brilloses más cercanes

## Referencies
Psi Serpentis

**Psi Serpentis** (ψ Ser / 23 Serpentis / HD 140538) ye una estrella de magnitú aparente +5,88 asitiada en Serpens Caput —la cabeza de la culiebra—, dientro de la constelación de Serpens.

Asitiada a 47,9 años lluz del Sistema Solar, Psi Serpentis ye una nana mariella de tipu espectral G2.5V —catalogada tamién como G5V— que les sos carauterístiques asemeyaes a la del Sol convertir nun análoga solar.
Con una temperatura efectivo de 5691 K, la so lluminosidá correspuende al 89% de la lluminosidá solar.
Tocantes a tamañu y masa, los sos parámetros son namái llixeramente menores que los de la nuesa estrella, en dambos casos un 2% per debaxo.
La edá de Psi Serpentis ye imprecisa, tando asitiada dientro del ampliu rangu que va de 2300 a 9100 millones d'años; un estudiu señala 2800 millones d'años como la so edá más probable, polo que puede ser una estrella significativamente más nueva que'l Sol. 
El so metalicidá ye bien paecida a la solar ([Fe/H] = +0,05).
Diversos elementos evaluaos, tales como sodiu, siliciu, titaniu y níquel, presenten niveles bien asemeyaos a los de la nuesa estrella.

Psi Serpentis forma un sistema binariu con una tenue compañera de magnitú 12.
La separación visual ente elles ye de 4,2 segundos d'arcu, lo qu'implica una separación real de siquier 61 UA.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles brilloses más cercanes

## Referencies
Psi Ursae Majoris

**Psi Ursae Majoris** (ψ UMa / 52 Ursae Majoris / HD 96833) ye una estrella de magnitú aparente +3,01, la séptima más brillosa na constelación del sietestrellu. Dacuando recibe'l nome **Ta Tsun**, d'orixe chinu, que supuestamente significa "la gran jarra de vinu". Alcuéntrase a 147 años lluz de distancia del Sistema Solar.

Psi Ursae Majoris ye una xigante naranxa de tipu espectral K1III. Tien una temperatura de 4545 K y una lluminosidá 170 vegaes mayor que la del Sol, una gran parte de la so lluz proveniente de la zona infrarroxa del espectru. A partir d'estos valores puede deducise el so radiu, 21 vegaes mayor que'l radiu solar, que concuerda col valor llográu a partir de la midida direuta del so diámetru angular —20 radios solares—.

Al igual qu'otres estrelles xigantes, Psi Ursae Majoris xira amodo sobre sigo mesma, con una velocidá de rotación nel so ecuador de 1,1 km/s —la metá de la del Sol—, siendo este la llende inferior. Considerando'l so exa de rotación perpendicular a la llinia de visión, precisa 2,6 años pa completar una vuelta. Tien una metalicidá similar a la solar. Empezó la so vida hece unos 300 millones d'años como una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu B7 y va rematar los sos díes como una nana blanca masiva d'unes 0,7 mases solares.

## Referencies

* Psi Ursae Majoris (SIMBAD)
* Psi Ursae Majoris (Stars, Jim Kaler)
Psi Velorum

**Psi Velorum** (ψ Vel / HD 82434 / HR 3786) ye una estrella de la constelación Vela (la vela del navío Argo), la octava más brillosa de la mesma con magnitú aparente +3,6. Alcuéntrase a 60,5 años lluz de distancia del Sistema Solar.

Psi Velorum ye un sistema binariu formáu por dos estrelles blancu-marielles de tipu espectral F, non bien distintu a Porrima (γ Virginis) o Diadem (α Comae Berenices). Sicasí, a diferencia d'estos dos sistemes que les sos componentes son práuticamente iguales, **Psi Velorum A** —la componente principal— tien magnitú aparente +4,1 ente que **Psi Velorum B** tien magnitú +4,6. Ente que Psi Velorum A ta clasificada como subxigante de tipu F2IV o F3IV, Psi Velorum B apaez catalogada bien como subxigante de tipu F0IV o bien como estrella de la secuencia principal de tipu F0V, implicando que nel so interior inda tien llugar la fusión del hidróxenu como nel Sol. La componente A tien una temperatura efectivo de 7130 K, ente que la componente B, más caliente, tien una temperatura de 7400 K. Caúna con una masa envalorada 1,5 vegaes la masa solar, en realidá ye posible que dambes sían estrelles de la secuencia principal. Amás, Psi Velorum B puede ser una estrella variable con una variación de rellumu de 0,6 magnitúes.

Visualmente separaes 0,68 segundos d'arcu, el periodu orbital del sistema ye de 33,99 años. La separación media real de les dos estrelles ye de 16 UA, teniendo llugar el periastru (mínima separación) nel añu 2037.

## Referencies
Psi Virginis

**Psi Virginis** (ψ Vir / 40 Virginis / HD 112142) ye una estrella na constelación de Virgu de magnitú aparente +4,79.
Xunto a χ Virginis yera conocida en China como **Tsin Teen**.
Alcuéntrase a una distancia averada de 417 años lluz del Sistema Solar.

Psi Virginis ye una xigante colorada de tipu espectral M3III, una de les xigantes d'esta clase visibles a simple vista, que la so temperatura superficial ye de namái 3525 K. La so lluminosidá equival a 1500 soles, ente que'l so radiu ye 119 vegaes más grande que'l radiu solar o, lo que ye lo mesmo, 0,55 UA, daqué más de la metá de la distancia esistente ente la Tierra y el Sol.
Amuesa un conteníu metálico inferior a la solar ([Fe/H] = -0,10).

Psi Virginis ye una estrella pulsante, catalogada como variable irregular de tipu LB, fluctuando el so rellumu ente magnitú +4,73 y +4,96, ensin que se conoza nengún periodu definíu. Psi Virginis tien amás una estrella acompañante a namái 0,04 segundos d'arcu, afayada por tapecimientu. Si ésta última ye una estrella de la secuencia principal, el so tipu espectral sería F6V.

## Referencies
Psi1 Aquarii

**Psi1 Aquarii** (ψ1 Aqr / 91 Aquarii / HD 219449) ye una estrella de la constelación d'Acuariu. Comparte la denominación de Bayer «*[[Psi (lletra)|Psi]]*» con Psi2 Aquarii y Psi3 Aquarii, siendo toes elles estrelles independientes. Ente que Psi1 Aquarii alcuéntrase a 150 años lluz del Sistema Solar, Psi2 Aquarii ta a más del doble de distancia y Psi3 Aquarii ta a una distancia entemedia ente dambes.

Psi1 Aquarii ye una estrella de magnitú aparente +4,24. Ye una estrella múltiple que la so estrella principal, **Psi1 Aquarii A**, ye una xigante naranxa de tipu espectral K0III. El so radiu ye 10 vegaes más grande que'l radiu solar y ye 50 vegaes más lluminosa que'l Sol.
Con una masa averada 2,5 vegaes mayor que la masa solar, mientres la so estancia na secuencia principal foi una estrella blancu-azulada de tipu B8.
Dende 2003 conozse la esistencia d'un planeta n'órbita alredor de Psi1 Aquarii A.

Visualmente a 49,6 segundos d'arcu de la estrella primaria puede reparase una binaria compuesta por dos estrelles de décima magnitú, **Psi1 Aquarii B** y **Psi1 Aquarii C**, dixebraes ente sí 0,3 segundos d'arcu.
Dambes son nanes naranxes de tipu K3, siendo la separación media ente elles de 21,5 UA. El periodu orbital d'esta binaria ye de 84 años.
La distancia real al respective de Psi1 Aquarii A ye cimera a 2300 UA.

## Sistema planetariu

En 2003 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar, llamáu Psi1 Aquarii b o 91 Aquarii b, orbitando la estrella xigante Psi1 Aquarii A. Trátase d'un planeta xigante que la so distancia a la estrella ye daqué menor que la qu'esiste ente Mercuriu y el Sol, siendo'l so periodu orbital de mediu añu xustu.

## Ver tamién
* Llista de planetes estrasolares

## Referencies
Psi2 Aquarii

**Psi2 Aquarii** (ψ2 Aqr / 93 Aquarii / HD 219688) ye una estrella de la constelación d'Acuariu. Comparte la denominación de Bayer *Psi* con otros dos estrelles, Psi1 Aquarii y Psi3 Aquarii, pero son estrelles independientes. Psi1 Aquarii ta a 148 años lluz, Psi3 Aquarii a 249 años lluz, y Psi2 Aquarii, la más alloñada de los trés, alcuéntrase a 322 años lluz de distancia del Sistema Solar. Psi2 Aquarii tien magnitú aparente +4,39.

Psi2 Aquarii ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B5V. El so tipu y carauterístiques son bien paecíes a estrelles como Fum al Samakah (β Piscium) y θ Coronae Borealis, y al igual qu'éstes ye una estrella Be, ye dicir nel so espectru apaecen llinies d'emisión prohibíes d'hidróxenu. La emisión nun provién de la estrella, sinón d'un discu circumestelar formáu pola perda de masa provocada pola rápida rotación de la estrella. La velocidá de rotación de Psi2 Aquarii ye de 332 km/s —bien cimera a los los 2 km/s de velocidá de rotación del Sol—, pero comparable a otres estrelles asemeyaes como η Centauri y l'antes citada θ Coronae Borealis.

Anque, como'l Sol, Psi2 Aquarii ye una estrella de la secuencia principal —n'el so nucleu produz la tresformamientu d'hidróxenu en heliu—, la so lluminosidá ye 352 vegaes mayor que la solar. La so temperatura efectivo ye de 13.400 K y el so radiu ye de 3,5 radios solares. Ye una estrella variable con una pequeña variación nel so rellumu de 0,06 magnitúes.

## Referencies

* Psi2 Aquarii (SIMBAD)
* Psi2 Aquarii  (The Bright Star Catalogue)
Psi1 Aurigae

**Psi1 Aurigae** (ψ1 Aurigae / 46 Aurigae) ye una estrella na constelación de l'Auriga.
Comparte la denominación de Bayer «Psi» con otros nueve estrelles y tien magnitú aparente +4,97.
Ye una estrella bien alloñada que la so paralax midida por Hipparcos (0,82 ± 0,28 milisegundos d'arcu) ye pocu fiable.
Un estudiu asitiar a una distancia averada de 817 pársecs (2660 años lluz) del Sistema Solar.

Psi1 Aurigae figura catalogada na base de datos SIMBAD como una superxigante anaranxada de tipu espectral K5, pero apocayá haber reclasificado como superxigante colorada de tipu M0I.
Tien una temperatura efectivo ente 3750 y 3984 K y la so lluminosidá ye 63.600 vegaes superior a la lluminosidá solar.
A partir del so diámetru angular —4,9 milisegundos d'arcu—, puede envalorase el so verdaderu diámetru.
Considerando que la distancia que nos dixebra d'ella ye de 817 pársecs, puede envalorase el so diámetru real, siendo'l so valor averáu 600 vegaes más grande que'l diámetru solar.
Per otra parte, presenta una metalicidá cimera a la solar ([Fe/H] = +0,20).
Ye una estrella masiva de 14,4 mases solares, cifra que la asitia claramente percima de la llende a partir del cual les estrelles rematen la so vida españando como supernoves.
Tien una edá de 12,3 ± 0,4 millones d'años.

Psi1 Aurigae puede tener una o dos compañeres estelares de les que nada se sabe.
La so supuesta «variabilidá» puede debese a la presencia d'una compañera estelar cercana.

## Referencies
Psi5 Aurigae

**Psi5 Aurigae** (ψ5 Aur / 56 Aurigae / HD 48682 / HR 2483) ye una estrella na constelación d'Auriga de magnitú aparente +5,26.
Comparte la denominación de Bayer *[[Psi Aurigae]]* con otros nueve estrelles, siendo d'elles la más cercana al Sistema Solar, yá que ta asitiada a 53,9 años lluz.

Asemeyáu al Sol, Psi5 Aurigae ye una nana mariella de tipu espectral G0V.
Tien una temperatura efectivo d'aproximao 6000 K y relluma con una lluminosidá un 77% mayor que la de la nuesa estrella.
El so diámetru ye un 21% más grande que'l diámetru solar y rota con una velocidá de siquier 4,8 km/s.
Tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos que'l heliu— daqué mayor que la del Sol ([Fe/H] = +0,10).
La so masa ye un 12% mayor que la masa solar y la so edá envalórase en redol a 2900 - 3300 millones d'años.
Les sos carauterístiques son bien similares a les d'estrelles como Asterion (β Canum Venaticorum), β Comae Berenices y χ<sup>1</sup> Orionis, más brillosos al tar más próximes a nós.

Al igual qu'estrelles como η Leporis o 50 Persei, Psi5 Aurigae amuesa un escesu de radiación infrarroxo a 70 μm, indicando la presencia d'un discu circumestelar de polvu alredor de la estrella.

## Referencies
PSR B1620-26

El **PSR B1620-26** ye un sistema binariu d'estrelles, allugáu a casi 4500 al del cúmulu globular M4 na constelación Scorpius, compuestu por un púlsar y una estrella nana blanca, amás d'un tercer oxetu, el que correspuende al planeta estrasolar PSR B1620-26c (Matusalén), con una masa envalorada ente dos y diez veces la masa del planeta Xúpiter.
El sistema triple ta fora del corazón del recímanu globular. La edá del recímanu, como s'envaloró, ye aproximao 12.7 mil millones d'años. D'ende esto ye la estimación d'edá pa la nacencia del planeta, y dos estrelles.

## Sistema Planetariu
PSR B16220-26c de primeres foi afayáu polos cambeos de Doppler, el so órbita induz sobre señales de la estrella (nesti casu, cambeos nel periodu de pulsación evidente del púlsar).
A principios de los años 1990, un grupu d'astrónomos conducíos por Donald Backer, estudiando lo qu'ellos pensaron yera un púlsar binariu, determinó qu'un tercer oxetu yera necesariu pa esplicar los cambeos de Doppler reparaos. Los efeutos gravitacionales del planeta sobre la órbita del púlsar y la nana blanca fueron midíos nel intre de dellos años, dando a una estimación de la masa del tercer oxetu que yera demasiáu pequeñu pa ser una estrella. La conclusión que'l tercer oxetu yera un planeta foi anunciada por Stephen Thorsett y los sos collaboradores en 1993.

## Referencies

## Enllaces esternos
PSR B1906-59

**PSR B1906-59** (PSR J1910-59) ye un sistema binariu compuestu por un púlsar, **PSR J1911-5958A**, y una nana blanca, **COM J1911-5958A**.
Ta asitiáu na constelación del Pavu en direición al cúmulu globular NGC 6752.
Primeramente pensóse qu'esti sistema taba acomuñáu con dichu cúmulu, pero posteriores estudios tienden a refugar que sía asina.
La so distancia respeutu al Sistema Solar ye de 3,1 ± 0,7 kilopársecs, lo qu'equival a unos 10.100 años lluz.

## Nana blanca
La nana blanca del sistema tien magnitú aparente +22,03.
Tien un nucleu d'heliu y ye una nana blanca de baxa masa.
Tien una temperatura efectivo de 10.090 ± 125 K y una gravedá superficial log *g* = 6,44&nbsp;cm/s².
A partir de la so temperatura, envaloróse la so tipu espectral como DA5.
Utilizando rellaciones radio/masa apropiáu pa nanes blanques d'heliu de baxa masa, deduciéronse la so masa (0,18 ± 0,02 mases solares) y el so radiu (0,043 ± 0,009 radios solares).

## Púlsar
El púlsar, afayáu en 2001, tien un periodu de 3,266182 milisegundos.
La rellación de mases *q* ente'l púlsar y el so acompañante ye de 7,36, lo que dexa envalorar la masa del primeru, igual a 1,40 mases solares.
El periodu orbital del sistema ye de 20 hores y la órbita ye desaxeradamente circular (y -5).

## Referencies

## Enllaces esternos
Psi1 Orionis

**Psi1 Orionis** (ψ1 Ori / 25 Orionis / HD 35439 / HR 1789) ye una estrella na constelación d'Orión de magnitú aparente +4,87. Ye miembru de l'asociación OB que lleva'l so nome, que de la mesma forma parte de l'asociación estelar Orión OB1. Alcuéntrase a unos 1110 años lluz de distancia del Sistema Solar.

Psi1 Orionis ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B1Ve con una temperatura de cerca de 25.000 K. Incluyendo la gran cantidá radiación ultravioleta emitida, Psi1 Orionis ye 10.500 vegaes más lluminosa que'l Sol. Tien un radiu 6 vegaes mayor que'l radiu solar y, con una masa de 10,5 mases solares, supera la llende a partir del cual les estrelles esploten en forma de supernova.

La rápida rotación de Psi1 Orionis (la so velocidá de rotación nel ecuador ye de 310 km/s) favorez que sía una estrella Be, onde esiste un discu circumestelar qu'emite radiación. Catalogada como una estrella con envoltura, el discu apaez dende la nuesa llinia de visión aproximao de perfil. Ye una estrella nueva con una edá inferior a 10 millones d'años.

## Referencies
PSR J0737-3039

**PSR J0737-3039** ye un sistema binariu formáu por dos pulsiares.
Alcuéntrase a una distancia averada de 1630 años lluz (500 pársecs) respectu al Sistema Solar en direición a la constelación del Puppis.
Afayóse en 2003 por un equipu empobináu por Marta Burgay utilizando'l radiotelescopiu del Observatoriu Parkes (Australia).

## Carauterístiques del sistema

El sistema ta constituyíu por dos pulsiares de curtiu periodu. El denomináu **Pulsar A** tien un periodu de rotación de 22,7 ms, ente que'l so acompañante, llamáu **Pulsar B**, rota con un periodu de 2,77 s. El sistema, que'l so periodu orbital ye de 2,4 hores, reparar práuticamente de perfil dende la nuesa posición (enclín d'aproximao 89º). La órbita amuesa una escentricidá de ε = 0,088. 

Les carauterístiques principales del sistema reflexar na siguiente tabla:

Produzse un curtiu eclís de radiu —d'unos 30 s de duración— cuando'l Pulsar B pasa per delantre del Pulsar A. Tamién se repara modulación orbital de la emisión de radiu de B pola influencia d'A. Per otra parte, anque'l sistema emite rayos X, nun esisten signos d'emisión de rayos X procedentes d'una onda de choque ente'l vientu estelar d'A, y el mediu interestelar o la magnetosfera de B. 

Les edaes de formación de dambos pulsiares nun son bien conocíes.
Ente que los modelos teóricos estándar envaloren la edá del Pulsar B en 50 millones d'años, modelos que consideren la influencia del vientu relativista d'A na ralentización de la rotación de B, asitien la formación del Pulsar B fai 80 - 180 millones d'años.
El Pulsar A puede tener una edá cercana a 180 millones d'años. 

## PSR J0737-3039 y la relatividá xeneral

Un sistema de les carauterístiques de PSR J0737-3039 ye una oportunidá única pa evaluar la teoría de la relatividá xeneral d'Einstein, una y bones los efeutos relativistes pueden ser reparaos mientres el cronometraxe de los pulsos del sistema. Sicasí, la mayor parte de sistemes binarios similares consisten nun púlsar y una estrella de neutrones, siendo PSR J0737-3039 el primer casu onde dambos componentes son pulsiares. Ello nun ye sorprendente, una y bones el segundu púlsar en formase tien una vida muncho más corta que'l primeru, qu'en tolos casos conocíos foi recicláu como un púlsar de rápida rotación y de débil magnetización.

El periodu orbital de PSR J0737-3039 (2,4 hores) ye'l más curtiu conocíu pa un oxetu d'estes carauterístiques, lo que dexa realizar pruebes d'una mayor precisión. En 2005 anuncióse que les midíes efeutuaes amosaren un alcuerdu escelente ente la teoría de relatividá xeneral y la observación. En concretu, la predicción de la perda d'enerxía debida a ondes gravitacionales paez concordar cola teoría. Ello ye que por cuenta de esta perda d'enerxía, la órbita común del sistema mengua a razón de 7 mm per día. Les dos estrelles de neutrones van xunise dientro d'aproximao 85 millones d'años.

## Ver tamién
* PSR B1913+16

## Referencies
PT Velorum

**PT Velorum** (PT Vel / HD 79154 / HIP 45079) ye una estrella variable na constelación de Vela que s'alcuentra a 34 minutos d'arcu de la brillosa Suhail (λ Velorum).
Alcuéntrase a 548 años lluz del Sistema Solar.

PT Velorum ye una estrella binaria cercana, onde la separación ente componentes ye comparable al diámetru de les componentes.
La estrella primaria ye la más caliente, tien tipu espectral A1V y una temperatura efectivo de 9250 ± 150 K.
Tien una masa 2,22 vegaes mayor que la del Sol y un radiu 2,09 vegaes más grande que'l radiu solar.
La so velocidá de rotación ye de siquier 63 km/s.
La componente secundaria ye tamién una estrella blanca de la secuencia principal —de tipu A6V— y tien una temperatura de 7650 ± 200 K.
El so radiu ye un 58% más grande que'l del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 40 km/s.
Tien una masa de 1,63 mases solares.

El sistema constitúi una binaria eclipsante con un periodu orbital de 1,802 díes.
La magnitú aparente conxunta ye +7,05, menguando 0,55 magnitúes mientres l'eclís principal.
El semiexe mayor de la órbita ye de 0,045 UA, siendo ésta moderadamente escéntrica (ε = 0,13).
La edá averada d'esti sistema ye de 400 ± 40 millones d'años.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies