open-index/open-wikipedia-markdown huggingface dataset:
Delta Serpentis

**Delta Serpentis** (δ Ser / 13 Serpentis / HD 138917J) ye un sistema estelar na constelación de Serpens, asitiáu en Serpens Caput, la cabeza de la culiebra. Ensin nome propiu habitual, dacuando foi llamáu **Qin** o **Chin**, del chinu mandarín 秦朝, *Qín Cháo*, en referencia a la dinastía Qin. Alcuéntrase a unos 210 años lluz de distancia del Sistema Solar.

Anque a simple vista Delta Serpentis vese como una estrella de magnitú aparente +3,8, reparada al traviés del telescopiu apaez como una estrella binaria que les sos componentes tán dixebraes 3,9 segundos d'arcu, formando un conxuntu similar a Porrima (γ Virginis). Dambes estrelles tán catalogaes como subxigantes blanques de tipu espectral F0IV. La más brillosa de los dos, **δ Serpentis A**, tien una temperatura de 7550 K y una lluminosidá 71 vegaes mayor que la del Sol. La otra componente, **δ Serpentis B**, ye 26 vegaes más lluminosa que'l Sol. Los sos radios respeutivos son 5 y 3 vegaes más grandes que'l radiu solar, y les sos mases son 2,4 y 2,1 vegaes mayores que la del Sol.

Con una edá averada de 800 millones d'años, dambes tán a puntu de convertise n'estrelles xigantes y, siendo la componente A más masiva, avanzó más na so evolución, terminando la fusión d'hidróxenu nel so nucleu. Ésta ye una variable Delta Scuti, con una variación nel so rellumu d'apenes 0,04 magnitúes con dellos periodos de 3,04 y 3,74 hores. La separación real ente dambes componentes ye de 375 UA con un periodu orbital d'unos 3200 años, magar el cálculu de la órbita ye prematuru dáu'l lentu movimientu orbital.

Visualmente a 66 segundos d'arcu atopa otra estrella binaria bien tenue (magnitú 14) que puede tar físicamente rellacionada con Delta Serpentis.

## Referencies
Delta Sextantis

**Delta Sextantis** (δ Sex / 29 Sextantis) ye una estrella na constelación de Sextans, el sestante.
De magnitú aparente +5,18, ye la cuarta más brillosa na so constelación dempués de α Sextantis, γ Sextantis y β Sextantis.
Alcuéntrase a 322 años lluz del Sistema Solar.

Delta Sextantis ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B9.5V.
Tien una temperatura efectivo de 10.360 K y la so lluminosidá ye 95 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Con un radiu 2,3 vegaes más grande que'l del Sol, rota con una velocidá proyeutada ente 140 y 172 km/s.
Tien una masa 2,82 vegaes mayor que la masa solar y, tocantes a la so edá, escurrió yá 3/4 partes de la so etapa como estrella la secuencia principal.

Delta Sextantis amuesa una bayura relativa de fierro inferior a la solar nun 70% ([Fe/H] = -0,52). El magnesiu manifiesta idénticu enclín, ente que'l nivel de siliciu ye muncho más paecíu al del Sol.
Recién estudios revelen qu'un ampliu númberu d'estrelles de tipu B tamién presenten anomalíes químiques —tocantes a que los niveles de los distintos metales difieren de les solares—, hasta agora circunscritas a estrelles más fríes de tipu Am y Fm.

## Referencies
Delta Trianguli

**Delta Trianguli** (δ Trianguli / δ Tri / 8 Trianguli) ye una estrella de la constelación de Triangulum de magnitú aparente +4,84. Ye una binaria espectroscópica que s'atopa relativamente próxima a la Tierra, a 35 años lluz de distancia. Forma parte de l'Asociación estelar de Zeta Herculis.

La estrella principal del par, **Delta Trianguli A**, ye una nana mariella de tipu espectral G0.5V y 5900 K de temperatura. Relluma con una lluminosidá ente 0,8 y 1,1 vegaes la que tien el Sol y el so radiu ta entendíu ente 0,86 y 0,98 radios solares —los númberos difieren según autores—. La so masa ye igual, o llixeramente cimera, a la del Sol.

Dada la proximidá ente los dos componentes del sistema, el tipu espectral de **Delta Trianguli B** nun ye bien conocíu. Menos lluminosa que'l Sol, el so tipu espectral paez tar entendíu ente K4 y G9, con una lluminosidá en redol a un terciu de la lluminosidá solar.
Anque'l sistema nun puede ser resueltu visualmente, la órbita foi calculada a partir d'observaciones d'interferometría.
La separación ente les dos estrelles ye de namái 0,106 UA, menos d'un terciu de la distancia esistente ente Mercuriu y el Sol. Completen la órbita, práuticamente circular, en 10,02 díes.

La estrella que s'atopa más próxima al sistema estelar Delta Trianguli ye GJ 3147, nana colorada a 1,8 años lluz.

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

## Referencies


* Delta Trianguli (SIMBAD)
* Delta Trianguli (Stars, Jim Kaler)
* Delta Trianguli (Solstation)
Delta Volantis

**Delta Volantis** (δ Vol / HD 57623 / HR 2803) ye, con magnitú aparente +3,98, la cuarta estrella más brillosa de la constelación de Volans —el pexe volador— dempués de β Volantis, γ Volantis y ζ Volantis.
Alcuéntrase a 738 años lluz del Sistema Solar.

Delta Volantis ye una xigante lluminosa de tipu espectral F6 II con una temperatura superficial averada de 6000&nbsp;K.
Relluma con una lluminosidá igual a la de 2900 soles y, al igual qu'otres estrelles de la so temperatura, presenta cierta actividá magnética.
Tien un radiu 50 vegaes más grande que'l radiu solar y la so velocidá de rotación proyeutada —llende inferior del valor real— ye de 12 km/s, dando llugar a un periodu de rotación d'hasta 200 díes —siendo esta cifra una llende cimera—.
Nel diagrama de Hertzsprung-Russell tópase asitiada ente Mirfak (α Persei) y Polaris (α Ursae Minoris), cerca de la rexón de les cefeides, anque ella nun amuesa les pulsaciones carauterístiques d'estes variables. 
Con una edá de 50 millones d'años, tien una masa averada de 6 - 6,5 mases solares. Anque ye difícil concretar el so actual estáu evolutivu, lo que puede asegurase ye que va acabar la so vida como una masiva nana blanca de 1 ~ masa solar.

## Referencies
Delta Velorum

**Delta Velorum** (δ Vel / HD 74956 / HR 3485) ye un sistema estelar de la constelación Vela, la vela del navío Argo, el segundu más brillosu detrás de γ Velorum. La so magnitú aparente ye +1,95 y falta 79,7 años lluz de la Tierra. Ye'l miembru más brillosu de la Falsa Cruz, asterismu que forma xunto a κ Velorum, Avior (ε Carinae) y Aspidiske (ι Carinae).

Delta Velorum ta formada por un sistema binariu eclipsante (**Delta Velorum A**) y una nana de tipu espectral F6V (**Delta Velorum B**) de magnitú aparente 5,5 nuna órbita escéntrica con una separación que varia ente 0,6 y 3,0 segundos d'arcu y un periodu orbital de 142 años. **Delta Velorum A** ta formada por dos estrelles blanques de la secuencia principal, la más lluminosa de tipu espectral A0V (**Delta Velorum Aa**, de magnitú aparente 2,3) y la otra de tipu espectral ente A3V y A5V (**Delta Velorum Ab**, de magnitú aparente 3,4). Tán dixebraes 0,5 UA y el so periodu orbital ye de 45,15 díes. Los eclises, que faen que'l rellumu combináu del sistema fluctúe en redol al 50% mientres l'eclís primariu y 30% mientres el secundariu, fueron detectaos independientemente en 1989 pola misión espacial Galileo y en 1997 pol aficionáu arxentín Sebastián Otero. Al xunir los datos visuales de Galileo y Otero nel añu 2000, Otero, Lloyd y Fieselerpudieron determinar el periodu orbital y predicir los futuros eclises y amás notar que la órbita del sistema ye tamién escéntrica, yá que l'eclís secundariu producir na fase 0,43 del ciclu orbital (namái 19 díes dempués del eclís primariu). Curiosamente, a pesar de ser una de les estrelles más brilloses del cielu, nun se reparara primeramente la so variabilidá.

Anguaño créese que **Delta Velorum C** de magnitú 11, y **Delta Velorum D** de magnitú 13, separaes visualmente 6 segundos d'arcu y distantes 150 UA ente sigo, nun son componentes físiques del sistema de Delta Velorum.

Por cuenta de la precesión de la Tierra, Delta Velorum va ser la Estrella Polar del hemisferiu sur hacia l'añu 9200 NE.

## Enllaces esternos
* Datos astronómicos de Delta Velorum (SIMBAD)
* Datos actualizaos y efemérides de Delta Velorum (Páxina de Sebastián Otero)
* Delta Velorum (Stars, Jim Kaler)

## Referencies
Delta1 Canis Minoris

**Delta1 Canis Minoris** (δ1 CMi / 7 Canis Minoris / HD 59881) ye una estrella na constelación de Canis Minor que comparte la denominación de Bayer *Delta* con otros dos estrelles, Delta2 Canis Minoris (δ2 CMi) y Delta3 Canis Minoris (δ³ CMi). Nenguna d'elles ta rellacionada coles otres, siendo distintes les distancies que nos dixebren d'elles. La más cercana a nós ye Delta2, a 136 años lluz, ente que Delta3 y Delta1 alcuéntrase a unos 676 y 790 años lluz respeutivamente. Delta1 Canis Minoris ye la más brillosa de los trés, con magnitú aparente +5,24.

Delta1 Canis Minoris ye una xigante blancu-mariella de tipu espectral F0 III y 7450 K de temperatura que relluma con una lluminosidá 360 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Estos valores dexen evaluar el so diámetru, 11 vegaes más grande que'l del Sol, según el so masa, unes 3,75 vegaes mayor que la masa solar.
Rota con una velocidá de siquier 71 km/s, siendo el so periodu de rotación inferior a 8 díes.
Tien una elevada metalicidá, con una rellación fierro-hidróxenu un 50% mayor que nel Sol.
Empezó la so vida siendo una estrella blancu-azulada de tipu B6 y anguaño alcuéntrase nuna etapa avanzada de la so evolución estelar enantes de volver espandise y aumentar el so rellumu. Dempués va espulsar les sos capes esteriores pa finalmente acabar los sos díes como una tenue nana blanca.

## Referencies

* Delta1 Canis Minoris (SIMBAD)
* Eta CMi/Delta1 CMi (Stars, Jim Kaler)
Delta1 Telescopii

**Delta1 Telescopii** (&delta;1 Tel) ye una estrella de magnitú aparente +4,92
asitiada na constelación de Telescopium.
Ocupa'l sestu llugar na so constelación tocantes a rellumu, detrás de α, ζ, ε, λ, y ι Telescopii.
Comparte la denominación de Bayer «Delta» con Delta2 Telescopii, siendo la separación visual ente dambes estrelles de 0,16º.

## Carauterístiques
Delta1 Telescopii ye una subxigante blancu-azulada de tipu espectral B6IV, asemeyáu a Taygeta (19 Tauri).
Tien una temperatura efectivo de 12.417 K y una lluminosidá 899 vegaes superior a la del Sol.
El so radiu, envaloráu de forma indireuta, ye aproximao 4,7 vegaes más grande que'l radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 11 km/s.
Tien una masa de 4,5 ± 0,1 mases solares y una edá averada —yá que acaba d'abandonar la secuencia principal— de 230 millones d'años.

Delta1 Telescopii tien una compañera estelar, cola que forma una binaria espectroscópica.
El periodu orbital de l'acompañante ye de 18,85 díes, siendo la órbita notablemente escéntrica (y = 0,51).

D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos, el sistema alcuéntrase a 706 ± 29 años lluz del Sistema Solar.

## Referencies
Delta2 Gruis

**Delta2 Gruis** (δ2 Gruis / HD 213080 / HR 8560) ye una estrella na constelación de Grus, la grulla, de magnitú aparente +4,12. Comparte la denominación de Bayer *Delta* con δ<sup>1</sup> Gruis, magar dambes estrelles nun tán físicamente rellacionaes, pos s'atopen dixebraes ente sí unos 30 años lluz.

Delta2 Gruis ye una xigante colorada de tipu espectral M4.5IIIa con una temperatura de namái 3400 K. Ye tan lluminosa como 2200 soles (incluyendo una gran parte de la so enerxía que ye emitida como radiación infrarroxo) y el so radiu ye 135 vegaes más grande que'l radiu solar; si tuviera nel llugar del Sol, estiéndese hasta la órbita de Venus. El so rellumu varia 0,13 magnitúes y ta catalogada como una variable irregular. Alcuéntrase a 325 años lluz de distancia de la Tierra. 

Una estrella de magnitú +9,2 asitiada a pocu más d'un minutu d'arcu nun ye una compañera real, formando una doble óptica con Delta2 Gruis.

## Referencies

* Delta2 Gruis (SIMBAD)
* Delta Gruis (Stars, Jim Kaler)
Delta2 Canis Minoris

**Delta2 Canis Minoris** (δ2 CMi / 8 Canis Minoris) ye una estrella na constelación del Can Menor que comparte la denominación de Bayer «Delta» con otros dos estrelles, Delta1 Canis Minoris (δ1 CMi) y Delta3 Canis Minoris (δ³ CMi). Nenguna d'elles ta rellacionada coles otres. Delta2 Canis Minoris, a 136 años lluz del Sistema Solar, ye la que ta más cerca de los trés.
La so magnitú aparente ye +5,59, lo que la convierte na decimocuarta estrella más brillosa na so constelación.

## Carauterístiques
Delta2 Canis Minoris ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F2V.
De carauterístiques asemeyaes a Rijl al Awwa (μ Virginis), tien una temperatura efectivo de 7181 K.
8,5 vegaes más lluminosa que'l Sol, tien una masa un 63% mayor que la del Sol y piénsase que ta na metá de la so vida como estrella de la secuencia principal.

Delta2 Canis Minoris tien un radiu un 86% más grande que'l radiu solar y la so velocidá de rotación devasa los 117,5 km/s.
Arriendes d'ello, el so periodu de rotación ye de namái 0,6 díes, equivalente a 1/42 del que tien el Sol.
Ye una estrella solitaria ensin nenguna compañera estelar conocida.
Mover pol espaciu con una órbita galáutica más escéntrica que la del Sistema Solar (y = 0,27).

## Referencies
Delta3 Tauri

**δ³ Tauri** ye un sistema estelar triple de la constelación del toru. A una distancia de 148 años lluz, ta separada angularmente de δ¹ Tauri por 0.72°.

Esta estrella tradicionalmente tien el nome d'orixe griegu (griegu Κλεεια) que se translitera como **Cleeía** o ***Kleeía*** que ye una de les hermanes híadas.

El primer componente **δ³ Tauri A**, ye una estrella blanca tipu A subxigante con una magnitú aparente de +4.30.

Amás, tratar d'una estrella variable de la clase Alfa-2 Canum Venaticorum variando'l so rellumu de forma intrínseca de tal manera que ye observable diferencies de la so magnitú aparente ente +4.29 y +4.32, apenes perceptibles a güeyu y con un periodu de 57.25 díes.

La so compañera más cercana nun ye visible a güeyu, tien magnitú 8 y ye la so acompañante binaria **δ³ Tauri B** a 1,4 segundos d'arcu lo que fai suponer que la distancia física ente dambes seya de siquier 64 UA.

Hai una tercera componente, d'undécima magnitú y asitiada a 77 segundos d'arcu, trátase de **δ³ Tauri C**.

## Referencies
DEN 0255-4700

**DEN 0255-4700** ye un sistema estelar binariu pocu lluminosu a 16,197 años lluz de nós. Ye'l 48u más cercanu a la Tierra. Ye'l nanu L más cerca a la tierra.

El 22 de marzu de 2006 afayóse una estrella compañera, una nana marrón, designada como SCR 1845-6357.

## Referencies
DEN 1048-3956

**DEN 1048-3956** (DENIS-P J104814.9-395604 / 2MASS J10481463-3956062) ye una estrella cercana a la Tierra, a 13,17 años lluz de distancia en direición a la constelación d'Antlia, la máquina neumática. Ye una estrella de rellumu bien débil con magnitú aparente +16,50. Afayóse en 2001 por Delfosse et. al. mientres buscaben nueves estrelles cercanes na base de datos DENIS.

Anque catalogada primeramente como de tipu espectral M9, darréu revisóse a tipu M8. Con una masa envalorada ente 0,06 y 0,09 mases solares, pue ser una nana colorada bien tenue o una nana marrón, una y bones la llende ente un tipu d'oxetu y otru ta en 0,08 mases solares. La so lluminosidá equival a namái 3,56 millonésimes de la lluminosidá solar, siendo'l so temperatura efectivo d'unos 2500 K. Asumiendo una composición química similar a la solar, la so edá puede tar entendida ente 1000 y 2000 millones d'años.

DEN 1048-3956 ye una estrella acandilante onde se reparó un fogaral ópticamente visible que la so masa asítiase na llende de la fusión nuclear del hidróxenu, según dos intenses erupciones d'unos 4-5 minutos de duración a 4,80 y 8,64 GHz, dambes bien polarizaes.

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

## Referencies
Deneb Algedi

**Deneb Algedi** o **Scheddi** (δ Capricorni / δ Cap / 49 Capricorni) ye la estrella más brillosa de la constelación de Capricorniu con magnitú aparente +2,85. Alcuéntrase a namái 38,6 años lluz del Sistema Solar.

## Nome
El nome de **Deneb Algedi** provién del árabe ذنب الجدي, *ðanab[o] al-jadiyy*, que significa «la cola de la cabra», indicando la so posición na constelación.
El mesmu orixe tien la denominación alternativa **Scheddi**, como apaez en delles llistes d'estrelles, nome igualmente utilizáu pa designar a Nashira (γ Capricorni). Al pie de esta postrera yera conocida polos antiguos árabes como **Al Sa'd al Nashirah**, «la afortunda» o «la que trai marees aparentes».

## Carauterístiques físiques

Deneb Algedi ye una estrella blanca de tipu espectral A5-A7 con una temperatura de 7700 K. De mala clasificación, foi catalogada indistintamente como xigante, subxigante o como estrella de la secuencia principal, anque lo más probable ye que s'atope nes últimes fases de la fusión d'hidróxenu.
Ye una estrella con llinies metáliques (Am) —la so espectru presenta llinies d'absorción fuertes de dellos metales y débiles d'otros, como calciu—, siendo una de les más brilloses dientro d'esti grupu.
8,5 vegaes más lluminosa que'l Sol, tien, sicasí, una compañera de tipu desconocíu, siendo una binaria espectroscópica y una variable eclipsante.
La magnitú respeutiva de cada componente ye +3,2 y +5,2, tando separaes 0,0018 segundos d'arcu.
Dambes estrelles completen una órbita alredor del centru de mases común cada 1,0228 díes, produciéndose un amenorgamientu de rellumu de 0,2 magnitúes mientres l'eclís. A lo último, abarrúntase que Deneb Algedi ye, por sigo mesma, una variable intrínseca del tipu Delta Scuti.

Piénsase qu'otres dos estrelles pueden tar rellacionaes col par anterior. **Deneb Algedi B** —de magnitú 16— ta visualmente a 1 minutu d'arcu, ente que **Deneb Algedi C** —de magnitú 13— ta a 42 segundos d'arcu.

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

## Referencies

## Enllaces esternos

*
Deneb Algenubi

**Deneb Algenubi** (η Ceti / η Cet / 31 Ceti) ye una estrella na constelación de Cetus asitiada a 118 años lluz del Sistema Solar.
Dempués de Deneb Kaitos (β Ceti) y Menkar (α Ceti) ye, con magnitú aparente +3,45, la estrella más brillosa na so constelación.
Otru nome pol que se conoz a esta estrella ye **Dheneb**, utilizáu tamién pa designar a ζ Aquilae.

Deneb Algenubi ye una xigante naranxa de tipu espectral K2III con una temperatura efectivo de 4600 K.
Tien un diámetru 17,4 vegaes más grande que'l del Sol, cifra calculada a partir de la midida direuta del so diámetru angular considerando'l escurecimientu de llimbu —3,44 milisegundos d'arcu—.
La so lluminosidá ye unes 100 vegaes mayor que la lluminosidá solar.

Deneb Algenubi paez tener una metalicidá bien similar a la de Sol ([Fe/H] = +0,02), magar otru estudiu considera un índiz de metalicidá claramente cimeru ([Fe/H] = +0,16).
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 3,78 km/s y tien una edá envalorada de 3650 ± 1730 millones d'años.

## Referencies
Deneb el Okab

**Deneb el Okab** (del árabe ذنب العقاب *ðanab al-cuqāb*, "la cola del ferre") puede referise a les siguientes estrelles na constelación d'Aquila:

***[[Épsilon Aquilae]]** (13 Aql), estrella de magnitú 4,02.
***[[Zeta Aquilae]]** (17 Aql), tercer estrella más brillosa de la constelación con magnitú 2,99.
Deneb Dulfim

**Deneb Dulfim** (ε Delphini / ε Del / 2 Delphini) ye una estrella de magnitú aparente +4,03 na constelación de Delphinus, la tercera más brillosa de la mesma dempués de Rotanev (β Delphini) y Sualocin (α Delphini).

## Nome
El nome de **Deneb Dulfim**, n'árabe «la cola del delfín», vien del mesmu raigañu *dhenab* qu'apaez nos nomes d'estrelles como Deneb (α Cygni), Denébola (β Leonis) o Aldhanab (γ Gruis).

En Arabia ε Delphini yera tamién llamada *Al ʽAmūd al Ṣa elīb*, señalando la Pilastra de la Cruz», pos pa dellos grupos de primeros cristianos —melquites y nestorianos— l'actual constelación del Delfín simbolizaba la Cruz de Jesús. 
Pela so parte, a esta estrella llamar en China **Pae Chaou**, «el melón podre».

## Carauterístiques físiques
Deneb Dulfim, asitiada na periferia de la Vía Lláctea, falta 360 años lluz del Sistema Solar. Catalogada como una xigante blancu-azulada de tipu espectral B6III, tien una temperatura superficial de 13.146 K. Incluyendo la gran cantidá de lluz ultravioleta qu'emite de resultes de la so elevada temperatura, la so lluminosidá ye 745 vegaes mayor que la del Sol. La so velocidá de rotación proyeutada ye de 47 km/s,
lo que supón un periodu de rotación igual o inferior a 4,4 díes.

Siendo'l so radiu 4,4 vegaes mayor que'l radiu solar, Deneb Dulfim nun ye verdadera xigante sinón una estrella de la secuencia principal qu'entá funde hidróxenu con una edá envalorada de 66 millones d'años. Con una masa de 4,8 mases solares, el so destín últimu ye convertise nuna nana blanca de carbonu-oxíxenu con aproximao'l 85% de la masa del Sol, perdiendo'l 80% de la so masa mientres les etapes finales de la so evolución. Paez ser una estrella llixeramente variable que'l so rellumu puede llegar a algamar magnitú +3,95.

## Referencies
Deneb Kaitos

**Deneb Kaitos** (β Ceti / 16 Ceti / HD 4128 / HR 188 / HIP 3419) ye la estrella más brillosa de la constelación de Cetus, la ballena. Dacuando ye superada pola variable Mira (ο Ceti), cuando ésta algama'l so máximu rellumu.De magnitú aparente de +2,04, ye bono d'alcontrar al tar asitiada nuna zona escura del cielu.

## Nome

El nome de **Deneb Kaitos**, del árabe *Al Dhanab al Ḳaiṭvos al Janūbīyy*, significa «la cola de la ballena», aludiendo a la so posición dientro de la constelación. Nes Tables Alfonsíes, llibru de tables astronómiques realizaes por iniciativa d'Alfonsu X el Sabiu, figura como *Denebcaiton*.

Otru nome comúnmente utilizáu pa designar a esta estrella ye **Diphda** o **Difda**, dacuando llatinizáu como **Xaronca Secunda**.
Tamién ostentó'l títulu de *Al Difdi al Thani*, «la segunda xaronca», ente los antiguos árabes, siendo Fomalhaut (α Piscis Austrini) «la primer xaronca», *Al Difdi' al Awwal*.

En China yera conocida como **Too Sze Kung**, «el superintendente de les escavaciones (edificaciones)».

## Carauterístiques físiques

Deneb Kaitos ye una estrella xigante de color mariellu-naranxa y tipu espectral na llende ente G y K. Daqué más fría que'l Sol, tien una temperatura superficial de 4800 K. Ye muncho más brillosu que'l Sol —145 vegaes más lluminosa qu'ésti—, pos la so masa y el so radiu son considerablemente mayores; el so diámetru ye 17 vegaes más grande que'l diámetru solar.
Tien un conteníu metálico similar al del Sol, y la so edá envalórase en 390 millones d'años.
A una distancia de 96 años lluz de la Tierra, la so magnitú absoluta ye de -0,31.

Deneb Kaitos ye una de les estrelles más brilloses en rayos X nes cercaníes del Sistema Solar. La radiación aníciase la corona calecida a dellos millones de K por cuenta de magnetismu. Puesto que el magnetismu rellacionar cola velocidá de rotación y Deneb Kaitos xira amodo —18 km/s—, piénsase que la estrella abandonó apocayá la secuencia principal na so evolución escontra una xigante colorada, calteniendo inda dalguna de les carauterístiques propies de la so anterior etapa.
Otra manera, la so composición química suxer que nel so interior el heliu empezó a fundise en carbonu.

## Ver tamién
* Estrella (náutica)

## Referencies
Denébola

**Denébola** (β Leonis / β Leo / 94 Leonis) ye la segunda estrella más brillosa na constelación de Leo, detrás de Régulu (α Leonis). La so magnitú aparente ye +2,12. Alcuéntrase a 35,9 años lluz de distancia del Sistema Solar.

## Nome

El nome de **Denébola** provién del árabe *Al Dhanab al Asad* y significa «la cola del lleón». Munchos otros nomes d'estrelles provienen d'esta mesmu raigañu árabe *Dhenab*, ente otres Deneb (α Cygni), Deneb Kaitos (β Ceti) y Deneb Algedi (δ Capricorni). Na carta estelar del hemisferiu norte de 1871 de R. A. Proctor, Denébola apaez col nome de **Deneb Aleet**.

**Dafira** ye un nome menos utilizáu y provién de la pallabra árabe que designa la guedeya de pelo a la fin de la cola del lleón, que ye onde ta asitiada la estrella.

Na astronomía babilonia, esta estrella marcaba la decimoséptima constelación eclíptica, *Zibbat A.*, «la cola del lleón», magar esisten ciertes duldes al respeutu.
Otros nomes atribuyíos a esta estrella son **Lamash**, «el colosu», y **Sa**, «azul»; en Persia yera conocida como **Avdem**, «la de la cola».
Al pie de la vecina Chertan (θ Leonis), recibía'l nome coptu de **Asphulia**, probablemente tamién «la cola».

## Carauterístiques físiques

Denébola ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A3V con una temperatura efectivo de 8750 K. Tien una lluminosidá 13,8 vegaes mayor que la del Sol, una masa de 1,75 vegaes la masa solar y un radiu 1,65 vegaes más grande que'l radiu solar. La so velocidá de rotación ye de siquier 120 km/s, 60 vegaes más rápida que la del Sol; arriendes d'ello, el so periodu de rotación ye inferior a 0,65 díes.
Con una edá envalorada inferior a 400 millones d'años, ye una estrella relativamente nueva comparada col Sol, que la so edá ye de 4600 millones d'años.
Enantes considerada una variable Delta Scuti, anguaño piénsase que'l so rellumu nun varia de forma significativa.

Un escesu nel infrarroxu detectáu indica la esistencia d'un discu circumestelar alredor de Denébola, similar al atopáu en Vega (α Lyrae) y β Pictoris. Como se piensa que'l nuesu Sistema Solar formar a partir d'un discu asemeyáu, Denébola puede ser un bon candidatu pa la busca de planetes estrasolares. El discu de polvu tien una temperatura averada de 120 K.
Observaciones d'interferometría infrarroxa suxeren qu'esisten dos bandes de polvu; la primera empezaría a una distancia de 0,13 ~ UA de la estrella, estendiéndose 0,3 UA, ente que la segunda empezaría a 13 ~ UA, con un anchu de 6,2 UA.

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

## Referencies
Denominación de Bayer

La **denominación de Bayer** ye un sistema de denominación d'estrelles empecipiáu por Johann Bayer a empiezos de sieglu XVII nel so atles estelar *[[Uranumetria]]* (1603).
Asignaba a la estrella más brillosa d'una constelación la lletra siguida del xenitivu llatín de la constelación —por casu α Lupi—, la siguiente en rellumu la lletra β, siguiendo asina coles lletres del alfabetu griegu en minúscula pa les estrelles de la constelación siempres en rellumos o magnitúes aparentes decrecientes. A estes lletres denominar **lletres de Bayer**.

En dellos casos l'orde de asignación orixinal de Bayer ye incorreutu (non siempres la estrella más brillosa tien asignada la α) o dacuando les fronteres modernes de les constelaciones nun correspuenden a les de Bayer. Aun así, la denominación de Bayer ye llargamente utilizada.

El sistema de Bayer ampliar pa poder designar más estrelles. Primero usando lletres llatines en minúscules y depués mayúscules. La mayoría d'estes denominaciones úsense pocu, con delles esceiciones, como P Cygni y l Carinae. La notación de Bayer llatina mayúscula nunca va más allá de la Q; los nomes como R Leporis o W Ursae Majoris correspuenden a denominaciones d'estrelles variables que nun tienen nada que ver cola denominación de Bayer.

Tamién s'usen superíndices pa distingir estrelles dobles que primeramente teníen una sola denominación de Bayer, anque esto non siempres ye esclusivu d'estrelles dobles, como la cadena d'estrelles π<sup>1</sup>, π<sup>2</sup>, π³, π<sup>4</sup>, π<sup>5</sup> y π<sup>6</sup> Orionis.

Más tarde, John Flamsteed asignó númberos arábigos pa identificar les estrelles de cada constelación. En dambos sistemes, a les lletres o númberos sigue'l xenitivu llatín del nome de la constelación. Asina, Aldebarán y Elnath son tamién conocíes como Alfa (α) y Beta (β) Tauri nel sistema de Bayer, o 87 y 112 Tauri nel sistema de Flamsteed, respeutivamente.

Na antigüedá namái unes poques estrelles brilloses recibieron nomes propios, los árabes asignaron nomes propios a munches otres. Les estrelles tamién pueden recibir otros nomes, dependiendo de los diversos catálogos que s'han compilado y de los que formen parte. De tal forma, una mesma estrella recibe munches denominaciones.

## Ver tamién
* Nomenclatura estelar
* Denominación de Flamsteed
* Henry Draper Catalogue (HD)
* Harvard Revised Catalogue (HR)
* Bonner Durchmusterung (BD)

## Referencies

## Enllaces esternos
DG Tauri

**DG Tauri** (DG Tau / DG 32 / HBC 37) ye una estrella que s'atopa nuna rexón de formación estelar na constelación de Tauru, a unos 450 años lluz del Sistema Solar. De magnitú aparente +12,79, ye una estrella T Tauri con un espectru peculiar.

DG Tauri ye una estrella de tipu espectral K5 - M0.
Desaxeradamente nuevu, tien una edá entendida ente 1,3 y 2,2 millones d'años —compárese colos 4500 millones d'años d'antigüedá que tien el Sol—.
Con una temperatura efeutivo ente 4205 y 4775 K, ye 3,6 vegaes más lluminosa que'l Sol.
Tien un radiu 2,5 vegaes más grande que'l radiu solar y completa una rotación cada 6,7 díes.

A unos 50 segundos d'arcu de DG Tauri, esiste otru oxetu, denomináu **DG Tauri B**, que paez ser una protoestrella inda agospiada dientro del material circundante. Detectada en ondes de radio, imáxenes nel infrarroxu cercanu amuesen, probablemente non a la protoestrella, sinón una gruesa banda de polvu vista de perfil.

## Remexos de rayos X

Imáxenes llograes pol Telescopiu espacial Chandra dexen reparar dos remexos ("jets") de rayos X estendiéndose unes 700 UA en dambos sentíos dende DG Tauri. 
Unu de los jets ye más enerxéticu que l'otru, siendo la esplicación más probable que parte de los rayos X de baxa enerxía d'unu de los jets son absorbíos por un discu circumestelar qu'arrodia a la estrella.
El discu puramente dichu resulta demasiáu fríu como pa ser detectáu na imaxe.

Suxirióse que los rayos X d'una estrella nueva típica pueden afectar significativamente les propiedaes del discu circundante, calecer y creando partícules ionizadas.
Piénsase qu'en dalguna etapa de la evolución de les estrelles moces pueden esistir rayos X d'alta enerxía. Esto podría asoceder mientres les primeres etapes de la formación del Sistema Solar, pudiendo la moza Tierra tar espuesta a jets de rayos X como los de DG Tauri. Anque nun se conocen los efeutos qu'éstos pudieren causar, ye posible que, en xunto, fueren más positivos que negativos. Ionizando el discu circumestelar, los rayos X podríen xenerar una turbulencia que tuviera un efeutu sustancial na órbita de la moza Tierra, torgando que se bastiara escontra'l Sol. Amás, la irradiación de rayos X pue ser ser importante na creación de molécules complexes nel discu circumestelar, molécules que finalmente van terminar formando parte de los planetes.

## Referencies
DH Cephei

**DH Cephei** (DH Cep) ye una estrella binaria na constelación de Cefeo de magnitú aparente +8,61.
Al ser una estrella bien alloñada del Sistema Solar, la midida de la so paralax (0,65 ± 0,87 milisegundos d'arcu) nun ye útil pa conocer la distancia a la que s'atopa.
Sicasí, la so pertenencia al cúmulu abiertu NGC 7380 dexa envalorar la so distancia en 2600 pársecs (8500 años lluz).

DH Cephei ta compuesta por dos estrelles azules de la secuencia principal de tipu O6V.
Bien calientes, la so temperatura efectivo algama los 41.000 K.
La componente primaria relluma con una lluminosidá 73.400 vegaes superior a la del Sol, anque según otru modelu podría ser hasta 150.000 vegaes más lluminosa que la nuesa estrella.
La so masa ye aproximao 21 vegaes mayor que la masa solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 135 km/s y el so radiu ye 12,9 vegaes más grande que'l del Sol.
La componente secundaria tien la mesma masa que la so compañera y una lluminosidá 70.700 vegaes superior a la lluminosidá solar —tamién según otru modelu la so lluminosidá podría hasta 104.000 vegaes mayor que la del Sol—.
Con un radiu 11,3 vegaes más grande que'l radiu solar, rota a una velocidá de siquier 105 km/s.

El periodu orbital d'esta binaria ye de 2,111 díes y la escentricidá de la órbita ye ε = 0,13.
La separación ente dambes estrelles ye de 0,13 UA.
DH Cephei ye una estrella variable con una variación de rellumu de 0,09 magnitúes; nel General Catalogue of Variable Stars figura catalogada como una variable elipsoidal rotante (ELL).

DH Cephei, con una edá de 4 millones d'años, alcuéntrase na etapa tardía de llimpieza del material circundante.
Puede provocar la formación estelar en nubes moleculares vecines qu'alluguen estrelles nueves que tienen la mesma edá y comparten movimientu propiu con NGC 7380, magar nun tán gravitacionalmente amestaes a dichu cúmulu.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles más masives

## Referencies
Diadema de Berenice (Alpha Comae Berenices)

**Diadem** ye'l nome de la estrella α Comae Berenices (α Com / 42 Com), la segunda más brillosa de la constelación de Melota de Berenice, dempués de β Comae Berenices. El so nome ye modernu y d'orixe inciertu, y dizse que representa la diadema de la reina Berenice II. Alcuéntrase a aproximao 60 años lluz de distancia del Sistema Solar.

Diadem ye una estrella binaria compuesta por dos estrelles práuticamente idéntiques, caúna d'elles de magnitú aparente +5,07 y tipu espectral F5V. Dambes son estrelles blancu-marielles de la secuencia principal, formando un sistema similar al de Porrima (γ Virginis), magar les componentes d'ésta última son daqué más calientes que les de Diadem. Con una temperatura efectivo de 6500 K, caúna de les estrelles de Diadem tien una lluminosidá 2,5 vegaes mayor que la del Sol y la so masa ye un 25% más grande que la masa solar.

Los dos componentes del sistema tienen un periodu orbital de 25,85 años, y dende la Tierra la órbita reparar práuticamente de perfil. Sicasí, un perpequeñu enclín del planu orbital al respective de la llinia de visión fai que'l sistema nun llegue a constituyir una binaria eclipsante. Visualmente, nel apoastru —máxima distancia ente les componentes— les dos estrelles atópense separaes 0,7 segundos d'arcu, ente que nel periastru nun se pueden resolver. La separación real ente dambes varia ente 6 y 19 UA.

## Referencies

* Diadem A (SIMBAD)
* Diadem B (SIMBAD)
* Diadem (Stars, Jim Kaler)
DI Crucis

**DI Crucis** (DI Cru / HD 104994 / WR 46) ye una estrella na constelación de la Cruz del Sur de magnitú aparente +10,8.
Alcuéntrase a 55 minutos d'arcu al norte de θ<sup>2</sup> Crucis.
Ye miembru de l'alloñada Asociación estelar Cru OB4, asociación de tipu O distante 4.000 pársecs o 13.000 años lluz del Sistema Solar.

## Carauterístiques
DI Crucis ye una estrella de Wolf-Rayet de tipu espectral WN3pe.
El so espectru carauterizar pola presencia de llinies fuertes de Nv y HeII y pola ausencia d'hidróxenu.
Anque nel pasáu foi considerada una binario de rayos X de baxa masa o una estrella V Sagittae, güei la so naturaleza Wolf-Rayet ye incuestionable.

Los parámetros físicos de DI Crucis son toos envaloraos. Tien una temperatura efectivo de 90.210 K y una lluminosidá 500.000 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Con una masa 18 vegaes mayor que la del Sol, tien un radiu equivalente a 2,9 vegaes el radiu solar.
La velocidá terminal de la so vientu estelar algama los 2450 km/s, perdiendo masa a razón 4 &times; 10-6 vegaes la masa solar cada añu.

DI Crucis ye una conocida fonte de rayos X, aspeutu ésti que foi afayáu pol Observatoriu Einstein.
La so lluminosidá en rayos X, ente 0,2 y 10,0 keV, ye de 7,7 × 1032 erg/s.
El so espectru de rayos X ta apoderáu por una componente blanda pero tamién s'aprecia una componente dura percima de 3 keV, similar al d'otres estrelles WN.

## Posible compañera estelar
Piénsase que DI Crucis pue ser un sistema binariu, nel cual una estrella de tipu OB acompaña a la estrella de Wolf-Rayet.
Comparando les llinies d'heliu del espectru de DI Crucis coles de WR 152 —estrella WN solitaria— especulóse que'l tipu espectral de la compañera seya B7V.
El periodu orbital del sistema sería de 0,3113 díes.

## Variabilidá
DI Crucis exhibe una variabilidá bien complexa n'escales de tiempu relativamente curties d'unes
poques hores.
Nel pasáu reparáronse cambeos periódicos pero intermitentes na velocidá radial, según múltiples periodos fotométricos.
Propúnxose qu'esti comportamientu al curtiu plazu débase a pulsaciones non radiales, a modulación rotatoria rápida, o tea motiváu pola presencia d'una compañera de baxa masa.

Coles mesmes, l'estudiu de DI Crucis nel ultravioleta alloñáu dexó constatar variaciones significatives n'escales de tiempu d'unos ocho hores, que tamién se manifiesten en lluz ultraviola y na rexón de rayos X.

## Referencies
DK Ceti

**DK Ceti** (DK Cet) ye una estrella na constelación de Cetus.
Tien magnitú aparente +8,00, polo que nun ye observable a simple vista, y alcuéntrase a 137 años lluz del Sistema Solar. 

DK Ceti ye una nana mariella de tipu espectral G4V.
Tien una temperatura superficial de 5800 K y la so velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— ye de 15 km/s.
Amuesa una metalicidá inferior a la del Sol ([Fe/H] = −0,28).
Ye una estrella bien nueva, tando catalogada como estrella presecuencia principal. Con una edá de namái 30 millones d'años (1⁄153 parte de la edá del nuesu Sol), ye miembru de l'Asociación estelar de Tucana-Horologium.

El satélite Spitzer detectó escesu na radiación infrarroxo emitida por DK Ceti, lo qu'implica la presencia de partícules de polvu al so alredor.
Dichu escesu, detectáu a 24 μm pero non a  70 μm, indica que'l discu circumestelar tien un cantu esternu y otru internu.
La temperatura de les partícules de polvu ye de 160 K.

DK Ceti ye una estrella variable del tipu BY Draconis que'l so rellumu varia 0,12 magnitúes.

## Referencies
DS Leonis

**DS Leonis** (DS Leo / Gliese 410 / HD 95650 / HIP 53985) ye una estrella na constelación de Leo de magnitú aparente +9,69. Alcuéntrase a 38,0 años lluz de distancia del Sistema Solar.

DS Leonis ye una nana colorada de tipu espectral M0.5V. Catalogada como variable BY Draconis, amuesa una fluctuación nel so rellumu de 0,05 magnitúes.
El so radiu equival al 52% del radiu solar, y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de 2 km/s —teniendo en cuenta qu'esti ye un valor mínimu—, implicando un periodu de rotación igual o inferior a 14 díes.
L'estudiu de la so variabilidá fotométrica indica que dicha variabilidá ye cíclica en periodos de 13,99 y 15,71 díes, polo que'l so orixe rellacionar cola rotación estelar, acomuñada a rotación diferencial superficial (que modula el periodu fotométricu reparáu al migrar les manches estelares a distintes llatitúes).
La temperatura superficial de DS Leonis ye de 3840 K y tien una masa de 0,58 mases solares.
La so lluminosidá —incluyendo una considerable parte de la so enerxía emitida como radiación infrarroxo— correspuende al 5,7% de la lluminosidá solar.
Ye una estrella nueva con una edá averada de 370 millones d'años.

Les estrelles conocíes más cercanes a DS Leonis son Gliese 403 y Gliese 414, asitiaes respeutivamente a 5,7 y 5,9 años lluz de distancia.
Coles mesmes, DS Leonis forma parte de la corriente d'estrelles de l'Asociación estelar del sietestrellu, ampliu grupu qu'inclúi estrelles más conocíes como Aldhafera (ζ Leonis), π<sup>1</sup> Ursae Majoris, ρ Cygni o γ Microscoscopii.

## Referencies
Dschubba

**Dschubba** (δ Scorpii / δ Sco / 7 Scorpii) ye una estrella variable na constelación de Scorpius. El so nome probablemente provién del árabe *Al Jabhah*, «la frente», pola so posición nel cuerpu del escorpión. Nel Catálogu de Palermo figuraba col nome de **Iclarkrav**. Alcuéntrase a 402 años lluz del Sistema Solar.

Dschubba ye un sistema estelar con cuatro componentes.
La componente principal ye una estrella azul de tipu espectral B0 que la so lluminosidá —incluyida la radiación emitida nel ultravioleta— ye 14.000 vegaes superior a la del Sol. Con una velocidá de rotación de siquier 181 km/s —90 vegaes más alta que la del Sol—, ye cinco veces más grande que la nuesa estrella. La estrella sufrió un sópitu cambéu; nel añu 2000 empezó aumentar de rellumu —de magnitú aparente +2,32 llegó a algamar cuasi primer magnitú— al tresformase nuna estrella Be arrodiada por un discu circumestelar. En 2008 la so magnitú yera +2,1, 0,2 magnitúes percima del so rellumu habitual.

La estrella principal ta acompañada por una estrella más fría tamién de tipu B, 10 vegaes menos lluminosa que la so compañera. Separaes ~ 0,4 UA, el periodu orbital d'esta binaria ye de namái 20 díes. Una tercer estrella, que la so lluminosidá ye 2/3 de la de la componente principal, alcuéntrase a una distancia mínima d'ésta igual a la que dixebra Saturnu del Sol. A lo último, la cuarta componente tópase siquier a 19 UA del par interior.
Piénsase que toes elles pueden tar na secuencia principal, anque la más brillosa puede algamar la fase de subxigante. Toes son estrelles masives con mases entendíes ente 6 y 12 mases solares.

## Referencies
DT Canum Venaticorum

**DT Canum Venaticorum** (DT CVn / HD 111604 / HR 4875) ye una estrella na constelación del Canes Venatici de magnitú aparente +5,89. Alcuéntrase a 388 años lluz del Sistema Solar.

DT Canum Venaticorum ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A3V que la so temperatura efectivo ye de 7600 K.
Relluma con una lluminosidá bolométrica 74 vegaes mayor que la del Sol, siendo'l so diámetru angular —envaloráu a partir del so fluxu bolométrico— de 0,274 milisegundos d'arcu, lo que trai un diámetru unes 3,5 vegaes más grande que'l diámetru solar.
La so velocidá de rotación proyeutada ye de 196 km/s.
Tien una masa 2,6 vegaes mayor que la del Sol.

DT Canum Venaticorum ye una estrella Lambda Bootis; esti heteroxeneu grupu ta formáu por estrelles con llinies metáliques débiles qu'amuesen una falta d'elementos pesaos —particularmente del grupu del fierro— cola clara esceición de carbonu, nitróxenu, oxíxenu y azufre.
La bayura relativa de fierro en DT Canum Venaticorum ye namái'l 8% de la esistente nel Sol ([Fe/H] = -1,08 ± 0,04) ya igual comportamientu amuesen cromu, magnesiu y siliciu. Otra manera, esiste arriquecimientu de sodiu en rellación al valor solar ([Na/H] = +0,45).

Detectáronse en DT Canum Venaticorum pulsaciones non radiales con una manera d'oscilación alto (m ≈ 20). Les carauterístiques d'estes pulsaciones circunnavegan la estrella cada 0,71 díes.
La esistencia de pulsaciones supón que l'orixe de les anomalíes químiques na so superficie nun puede provenir de los mesmos procesos d'espardimientu que tienen llugar nes estrelles Am, que nun son estrelles pulsantes.
DT Canum Venaticorum ta catalogada como estrella variable Delta Scuti con una pequeña variación nel so rellumu de 0,03 magnitúes.

## Referencies
Duhr

**Duhr** (δ Leonis / δ Leo / 68 Leonis) ye una estrella na constelación de Leo tamién conocida pol nome de **Zosma**. De magnitú aparente +2,56, ye la cuarta estrella más brillosa de la constelación —detrás de Régulu (α Leonis), Denébola (β Leonis) y Algieba (γ Leonis)— y la 97 más brillosa del cielu nocherniegu.
Forma parte de la corriente d'estrelles de l'Asociación estelar del sietestrellu, grupu que comparte un movimientu común al traviés del espaciu.

## Nome

El nome de **Duhr**, tamién escritu como **Dhur**, provién del árabe *Al Thahr al Asad* y significa «el llombu del lleón», en clara referencia a la so posición dientro de la constelación. **Zosma** o **Zozma**, l'otru nome habitual de la estrella, ye una pallabra persa que'l so significáu ye «faxa» o «taparrabos». **Zubra** ye otra denominación menos frecuente utilizada pa designar a Delta Leonis.

Xunto a Chertan (θ Leonis), Duhr formaba'l *Al Kihil al Asad* árabe , «espaciu ente los costazos del lleón», según *Al Haratan*, trescritu dacuando como Chortan, y traducíu como les dos pequeñes costielles» o «furacos» enfusando nel interior del lleón.

## Carauterístiques físiques

Duhr ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A4V con una temperatura efectivo de 8350 K. 23 vegaes más lluminosa que'l Sol, el so radiu ye'l doble del radiu solar. Tien una alta velocidá de rotación de siquier 180 km/s nel so ecuador -90 vegaes mayor que la del Sol-, con un periodu de rotación de menos de mediu día. A diferencia de la so vecina Denébola y d'otres estrelles asemeyaes, nun se detectó una nube de polvu alredor que pueda rellacionase cola presencia de planetes estrasolares. La so edá ta entendida ente 600 y 750 millones d'años, y calcúlase que nunos 300 o 400 millones d'años va empezar a tresformase nuna xigante naranxa.

Tocantes a la composición química, Duhr exhibe una bayura relativa de fierro bien paecida a la del Sol ([Fe/H] = +0,06).
Sicasí, amuesa un emprobecimientu de bariu y sodiu, más acusáu nel casu d'esti postreru elementu, que la so bayura ye menos d'una tercer parte de la esistente nel Sol.

Piénsase que Duhr pue ser una variable pulsante del tipu Delta Scuti. Alcuéntrase relativamente próxima al Sistema Solar, a 57,7 años lluz de distancia.

## Referencies
Dubhe

**Dubhe** (Alfa Ursae Majoris / α&nbsp;UMa / 50&nbsp;Ursae Majoris) ye la segunda estrella más brillosa de la constelación del sietestrellu, dempués d'Alioth (ε&nbsp;Ursae Majoris). La so magnitú aparente ye +1,79. Ye una de les dos estrelles «apuntadores», xunto con Merak (β&nbsp;Ursae Majoris), de la «Estrella Polar» (Polaris o α&nbsp;Ursae Minoris) y, poro, del polu norte celeste.

## Nome

El nome de **Dubb**, según el más habitual **Dubhe**, provienen de la pallabra árabe pa «osu», *dubb*, de la frase ظهر الدب الاكبر, *żahr ad-dubb al-akbar*, «el llombu del gran osu». La denominación Dubb apaez per vegada primera nes Tables alfonsíes.
Los chinos conocen a α&nbsp;Urase Majoris por **Tien Choo** —«el pivós del cielu»— y como **Kow Ching**.
D'alcuerdu a Al-Biruni, pa los hindús yera **Krata**, el «rishi» o «sabiu».

Afirmóse que nel antiguu Exiptu esta estrella yera **Ak**, el&nbsp;«güeyu» , la estrella más prominente de la constelación, utilizada na alliniación de les parés del Templu de Hathor en Dendera, y el puntu de la orientación de dicha estructura quiciabes enantes del 5100 enantes de Cristu.

## Carauterístiques físiques

Dubhe ye un sistema estelar múltiple nel que sobresal la estrella binaria formada por **Dubhe&nbsp;A**, xigante mariellu-naranxa de tipu espectral K0III, y **Dubhe&nbsp;B**, estrella blancu-mariella de secuencia principal. Con una temperatura de 4500&nbsp;K, Dubhe A ye 300 vegaes más lluminosa que'l Sol y el so diámetru ye unes 30 vegaes más grande que'l d'ésti. Pela so parte, Dubhe&nbsp;B relluma con una lluminosidá 15 vegaes mayor que la lluminosidá solar. La distancia ente dambes ye de 23 UA y el periodu orbital ye de 44 años. Muncho más alloñada, a 8000 UA, alcuéntrase **Dubhe&nbsp;C**, nana mariella de tipu F8. Daqué más lluminosa que'l Sol —magnitú absoluta +4,22—, tien de la mesma una acompañante que la orbita cada 6 díes.

A 124 años lluz del Sistema Solar, Dubhe nun forma parte de l'Asociación estelar del sietestrellu, grupu d'estrelles con un probable orixe común que se mueven pel espaciu na mesma direición. De les estrelles principales del sietestrellu, Dubhe ye la que ta más alloñada, y xunto a Benetnasch (η&nbsp;Ursae Majoris), mover en direición opuesta al restu del grupu.

Por cuenta de la precesión de los equinoccios, Dubhe foi la Estrella Polar alredor del añu 5100 e.C., y volverá selo de nuevu en redol al añu 20.500.

## Referencies

## Ver tamién
* Estrella (náutica)
DX Cancri

** DX Cancri ** (DX Cnc) ye una estrella de magnitú aparente +14,81 asitiada na constelación de Cáncer al noroeste del cúmulu abiertu M44 (El Preselbe) y Asellus Australis (δ Cancri).
Bien tenue, nun ye visible a simple vista, anque ye una de les estrelles más cercanes al Sol yá que s'atopa a una distancia de 11,8 ± 0,1 años lluz.

DX Cancri ye una nana colorada de clase espectral M6V o M6.5V.
Tien una temperatura efectivo de 2840 K, siendo una de les nanes coloraes más fríes de la nuesa redolada.
La so masa asitiar ente'l 9% y el 10% de la masa del Sol.
El so diámetru apenes supón el 12% del diámetru solar, siendo ésti inclusive menor que'l de Próxima Centauri o Wolf 359.
La so velocidá de rotación proyeutada, 13 km/s, ye de les más rápides ente les estrelles de la so clase; el so periodu de rotación ye de 0,4 díes (~ 9,6 hores).
Relluma con una lluminosidá equivalente a 12 millonésimes partes de la lluminosidá solar.

DX Cancri ye una estrella acandilante, con cambeos intermitentes nel so rellumu qu'amonten hasta cinco veces el so rellumu inicial.
En 2006 reparóse un espectacular fogaral procedente d'esta estrella.

Les vecines más próximes a DX Cancri son el sistema estelar Procyon (α Canis Minoris), Estrella de Luyten y GJ 1116, toes elles a una distancia entendida ente 5 y 5,7 años lluz.

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

## Referencies