open-index/open-wikipedia-markdown huggingface dataset:
XY Lyrae

**XY Lyrae** (XY Lyr) ye una estrella variable asitiada na constelación de Llira.
Alcuéntrase aproximao a 526 pársecs o 1720 años lluz del Sistema Solar.

XY Lyrae ta catalogada como xigante colorada lluminosa de tipu espectral M4-5II-III.
La so temperatura superficial máxima ye de 3350 K.
Tien una lluminosidá bolométrica —qu'inclúi la lluz infrarroxo, que ye la rexón del espectru na cual radia la mayor parte de la so enerxía— casi 17.000 vegaes mayor que la del Sol.
El so radiu, calculáu por modelos teóricos, ye unes 380 vegaes más grande que'l del Sol. Esta cifra concuerda cola llograda a partir de la midida direuta del so diámetru angular —6,90 ± 0,30 milisegundos d'arcu—, equivalente a 391 radios solares.
Sicasí, nun ye una estrella especialmente masiva; anque la so masa ye incierta, ésta envalórase nunes 2,3 mases solares.

La variabilidá d'esta xigante colorada foi reseñada per vegada primera en 1919 por T.H.Y.C. Espin.
Catalogada como variable irregular pulsante de tipu LC, el so rellumu varia ente magnitú aparente +5,80 y +6,35.
Detectóse un posible periodu de 122 díes.

## Referencies
XY Leonis

**XY Leonis** (XY Leo / HIP 49136 / BD+18 2307) ye una estrella variable na constelación de Leo. Visualmente a 1,5º de η Leonis, la so separación respeutu al Sistema Solar ye de 166 años lluz.

XY Leonis ye un sistema estelar cuádruplu, constituyíu por dos estrelles binaries. La binaria principal ye una estrella binaria de contautu —los dos componentes tópense tan próximes que lleguen a tocase o fundise, compartiendo la so capa esterior de gas—, compuesta por dos estrelles naranxes de tipu K que'l so periodu orbital ye de namái 0,2841 díes (6,818 hores).
Reparóse una medría del periodu a lo llargo del tiempu, que'l so orixe puede esplicase pola tresferencia de masa ente dambes estrelles.
Les mases respeutives son de 0,76 y 0,46 mases solares.
La lluminosidá de caúna de les componentes ta llixeramente percima del 20% de la lluminosidá solar; la estrella de menor masa relluma con una mayor lluminosidá que la que cabría esperar pa una estrella de la secuencia principal.
El par constitúi una binaria eclipsante del tipu W Ursae Majoris, bazcuyando'l so rellumu ente magnitú aparente +9,45 y +9,93.

La otra estrella binaria ta formada por dos nanes coloraes, envalorándose la so masa conxunto en 0,98 mases solares.
Ye una variable BY Draconis qu'amuesa una acusada actividá cromosférica. 
Completa una vuelta alredor de la binaria eclipsante cada 19,6 años, siendo la separación real ente dambes binaries de 9,6 ~ UA.

## Referencies
XY Persei

**XY Persei** (XY Per / HD 275877 / HIP 17890) ye una estrella binaria na constelación de Perséu de magnitú aparente +9,44. Alcuéntrase aproximao a 1130 años lluz del Sistema Solar.

La componente principal del sistema XY Persei ta catalogada como xigante lluminosa de tipu espectral A2II.
Ye una estrella Herbig Ae, una estrella pre-secuencia principal en fase de crecedera entá incorporando material del esterior.
Ye desaxeradamente nuevu, siendo la so edá averada 2,5 millones d'años.
Con una temperatura efectivo de 9750 K, tien una masa 2,8 vegaes mayor que la del Sol y la so lluminosidá actual ye 86 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 200 km/s.
El so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos que'l heliu— paez ser daqué más alzada que la solar ([Fe/H] ≈ +0,80).
Tocantes a la estrella acompañante, paez ser de tipu A2-A5. Alcuéntrase visualmente a 1,33 segundos d'arcu de XY Persei A.

XY Persei ye una variable Orión que les sos variaciones de lluminosidá son irregulares y eruptives.
L'amplitú de la variación ye de 1,2 magnitúes.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
Y Camelopardalis

**Y Camelopardalis** (Y Cam / HIP 37440 / BD+76 286) ye una estrella variable na constelación de Camelopardalis, la xirafa.
De magnitú aparente media +10,50, alcuéntrase a una incierta distancia del Sistema Solar de cerca de 2200 años lluz. 

Y Camelopardalis ye una estrella binaria con un periodu orbital de 3,3057 díes.
La componente principal ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A7V y una temperatura efectivo de 7219 K.
La so lluminosidá ye 20,9 vegaes mayor que la lluminosidá solar y tien un radiu casi tres veces más grande que'l del Sol.
Tamién ye daqué más masiva que'l Sol, con una masa de 1,70 mases solares.
L'acompañante ye una subxigante naranxa de tipu K1IV con una temperatura de 4507 K.
3,2 vegaes más lluminosa que'l Sol, el so radiu ye casi idénticu al del so brillosu compañera, pero la so masa supón namái'l 40% de la masa solar.
El periodu orbital del sistema amuesa variaciones al llargu plazu, que pueden debese a la presencia d'un tercer oxetu.
Esti hipotéticu oxetu completaría una órbita alredor de la binaria cercana cada 50,301 dias, siendo la escentricidá de la órbita ε = 0,38.
Tendría una elevada masa y, si fuera una estrella normal, sería una estrella de tipu O; yá que nun se reparó una estrella d'estes carauterístiques —que sería más brillosa que'l restu del sistema—, especulóse que pueda tratase d'un oxetu relativista.

El sistema constitúi una variable eclipsante bien asemeyada, por casu, a R Canis Majoris.
Nel eclís principal el so rellumu mengua 1,75 ente que nel eclís secundariu la cayida de rellumu ye d'apenes 0,10 magnitúes.
Amás, Y Camelopardalis ye una variable Delta Scuti, una de les poques binaria eclipsantes qu'amuesen esta clase de variabilidá.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
Y Leonis

**Y Leonis** (Y Leo / HIP 47178 / SAO 80927) ye una estrella binaria de magnitú aparente +10,07.
Encuadrada na constelación de Leo, visualmente alcuéntrase unos 2,5º al este d'Al Minliar al Asad (κ Leonis).
Ta aproximao a 980 años lluz del Sistema Solar.

Y Leonis ye una binaria cercana «semidesprendida» según una binaria eclipsante.
Mientres l'eclís principal, el rellumu del sistema mengua 3,11 magnitúes.
El so periodu orbital ye de 1,68610 díes y paez ser variable.
El planu orbital ye perpendicular al planu del cielu.

La componente principal ye una estrella blanca de tipu espectral A3 o A5V que contribúi col 89% de la lluminosidá del sistema.
Tien una masa de 1,9 mases solares y un radiu un 90% más grande que'l del Sol.
La naturaleza de la componente secundaria nun ye bien conocida; diverses fontes considérenla una subxigante de tipu K6IV-G9IV.
Tien el 29% de la masa de la so compañera equivalente al 56% de la masa solar—, con un radiu que ye 2,2 vegaes más grande que'l radiu solar.
La estrella principal ye, amás, una variable Delta Scuti con un periodu de 0,696 hores.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
Y Ophiuchi

**Y Ophiuchi** (Y Oph / HD 162714 / HR 6661) ye una estrella na constelación d'Ophiuchus. 
Ye una variable cefeida —asemeyáu a δ Cephei o a Mekbuda (ζ Geminorum)— que'l so rellumu bazcuya ente magnitú aparente +5,87 y +6,46 nun periodu de 17,1241 díes.
Observaciones llevaes a cabu a lo llargo de dos décades constataron que l'amplitú de la curva de lluz d'esta cefeida mengua col tiempu.

Y Ophiuchi ye una superxigante de tipu espectral mediu F8Iab con una temperatura efectivo d'aproximao 5410 K.
De gran tamañu, tien un radiu entendíu ente 86 y 94 vegaes el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 4 km/s.
Tien una masa 5,8 vegaes mayor que la del Sol.
Presenta un conteníu metálico comparable a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,05.

Al igual que l Carinae o RS Puppis, Y Ophiuchi tópase arrodiada por una envoltura circumestelar que contribúi aproximao col 5% del fluxu total.
La so distancia respeutu al Sistema Solar, basada na rellación ente les variaciones de color y del diámetru angular, ye d'aproximao 1940 años lluz.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
Y Piscium

**Y Piscium** (Y Psc) ye una estrella variable na constelación de Piscis, visualmente asitiada a pocu más de 2º al nordeste de θ Piscium.
La so magnitú aparente máxima, en banda B, ye +9,60.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, Y Piscium alcuéntrase a una incierta distancia de 800 pársecs (2600 años lluz), anque'l error na midida ye igual al valor de la mesma midida.

Y Piscium ye una binaria espectroscópica con un periodu de 3,7658 díes.
La estrella primaria ye una estrella blanca de tipu espectral A3 con una lluminosidá 65 vegaes superior a la del Sol.
Tien una masa ente 2,05 y 2,80 mases solares y un radiu ente 2 y 3,1 radios solares.
La estrella secundaria ye una subxigante naranxa de tipu K0IV.
La so lluminosidá ye 8,5 vegaes mayor que la lluminosidá solar, anque apenes contribúi col 11% a la lluminosidá conxunta del sistema.
Con una masa inferior a la solar —ente'l 53% y el 70% d'ésta—, el so radiu ye ente 3,6 y 4,0 vegaes más grande que'l del Sol.

Y Piscium ye una binaria eclipsante, non bien distinta a Alphecca (α Coronae Borealis) o a Y Camelopardalis.
Mientres l'eclís principal, el rellumu de Y Piscium mengua 3 magnitúes, ente que nel secundariu l'amenorgamientu de rellumu nun ye perceptible.

## Ver tamién
*Llista d'estrelles variables

## Referencies
Y Sagittarii

**Y Sagittarii** (Y Sgr / HD 168608 / HR 6863) ye una estrella variable na constelación de Saxitariu. 
Ye una variable cefeida de magnitú aparente media +5,77, la tercera más brillosa nesta constelación dempués de X Sagittarii y W Sagittarii.
La midida de la so paralax per aciu el Telescopiu Espacial Hubble asitia a Y Sagittarii a 1530 años lluz de distancia del Sistema Solar.

El rellumu de Y Sagittarii bazcuya ente magnitú aparente +5,25 y +6,24 nun periodu de 5,7736 díes. De tipu espectral mediu F8II, la so temperatura efectivo ye de 5370 K. Tien un radiu 50 vegaes más grande que'l radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 16 km/s.
Tien una masa envalorada 6 vegaes mayor que la del Sol. El so conteníu metálico ye similar a la solar, con un índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,05.
Tocantes a otros metales evaluaos, amuesa cierta sobreabundancia de cobre, cinc, itriu y sodiu; el nivel d'esti últimu elementu ye casi'l doble que nel Sol ([Na/H] = +0,27).

Esiste evidencia de que Y Sagittarii puede constituyir una estrella binaria espectroscópica. Suxirióse un periodu orbital pal sistema del orde de 10.000 - 12.000 díes; sicasí, posteriores estudios qu'asumen una escentricidá cero pa la órbita, nun pudieron atopar una solución orbital convincente.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
Y Sextantis

**Y Sextantis** (Y Sex / HD 87079 / HIP 49217) ye una estrella variable de la constelación de Sextans, el sestante.
Ta asitiada al otru llau del ecuador celeste al respeutive de α Sextantis, a pocu menos de 2º d'ésta.
Alcuéntrase a 361 años lluz del Sistema Solar.

Y Sextantis ye una binaria de contautu de tipu espectral F5-F6 o F8V. Nesti tipu de binaries cercanes, por cuenta de la so proximidá, les dos estrelles comparten les sos capes esteriores de gas, anque nel casu de Y Sextantis el contautu ye namái marxinal.
Les temperatures respeutives de les componentes son 6650 y 6448 K.
La más caliente ye 4,3 vegaes más lluminosa que'l Sol y tien un radiu de 1,57 radios solares.
Ye un 50% más masiva que'l Sol ente que la so compañera apenes tien el 2% de la masa solar.
La rellación ente les mases de dambes componentes, *q*, ye igual a 0,195.
La estrella menos caliente ye llixeramente menos lluminosa que'l Sol y el so radiu equival al 80% del radiu solar.

Clasificada como variable W Ursae Majoris, la variabilidá de Y Sextantis foi reparada per primer vegada por Cuno Hoffmeister en 1934.
El so rellumu fluctúa ente magnitú aparente +9,83 y +10,21 a lo llargo del so periodu orbital de 0,4198 díes (10,075 hores).
Reparóse un amenorgamientu del periodu col tiempu, lo que s'interpretó como tresferencia de masa dende la estrella más masiva escontra la so compañera, o como perda de masa y de momentu angular per parte del sistema.
Coles mesmes, esisten dos oscilaciones periódiques adicionales, la primera de 51,22 años —con una amplitú de 0,0218 díes— y la segunda de 32,10 años.
Estos valores suxeren la presencia d'un tercer oxetu nel sistema —de tipu espectral envaloráu M3-M4 y de 0,3 mases solares— y la posibilidá de qu'esista un cuartu oxetu de menor masa.
Una esplicación alternativa ye que dambes estrelles tengan ciclos magnéticos de resultes de la so rápida rotación.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
Y Tauri

**Y Tauri** (Y Tau / HD 38307 / HR 1977) ye una estrella variable na constelación de Tauru. La so distancia al Sistema Solar ye de 735 pársecs (2400 años lluz).

Y Tauri ye una estrella de carbonu de tipu espectral CV4 con una temperatura superficial de 2735 K.
Nes estrelles de carbonu, al contrariu que na mayor parte de les estrelles como'l Sol, el conteníu de carbonu supera al d'oxíxenu; la rellación C/O en Y Tauri, mayor que la unidá, ye de 1,04.
Estes estrelles, nes últimes etapes de la evolución estelar, esperimenten una perda de masa estelar significativa; Y Tauri facer a razón de 1,6 &times; 10-6 mases solares per añu.
La so lluminosidá bolométrica —considerando toles llonxitúes d'onda— ye casi 20.000 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Por aciu interferometría midióse'l so diámetru angular en banda K, siendo ésti de 8,58 ± 0,01 milisegundos d'arcu.
Otra midida, ésta tomada mientres un tapecimientu llunar, da un valor daqué inferior de 8,18 ± 0,16 milisegundos d'arcu.
Considerando la primera de les cifres, puede evaluase'l so diámetru real de forma averada, resultando ser 680 vegaes más grande que'l diámetru solar.
Ello implica que si tuviera nel llugar del Sol, nel so interior quedaríen englobaes les órbites de los cuatro primeros planetes, según el Cinturón d'Asteroides.

Catalogada como variable semirregular SRB, el rellumu de Y Tauri varia ente magnitú aparente +6,50 y +9,20 nun periodu de 241,5 díes.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
Yed Posterior

**Yed Posterior** (ε Ophiuchi / ε Oph / 2 Ophiuchi) ye una estrella na constelación d'Ophiuchus de magnitú aparente +3,23. El nome de Yed Posterior tien un orixe mistu. La pallabra *Yed* provién del árabe «mano», y la pallabra *Posterior* provién del llatín «detrás», yá que sigue a Yed Prior (δ Ophiuchi) nel so movimientu al traviés del cielu. Al pie de ésta última forma una doble óptica, les dos estrelles asitiaes na mano d'Ophiuchus. Nun esiste rellación física ente dambes, tando Yed Prior asitiada a 170 años lluz del Sistema Solar, y Yed Posterior, más próxima, a 108 años lluz.

Yed Posterior ye una xigante mariellu-naranxa de tipu espectral G9.5IIIb con una temperatura efectivo de 4850 K. El so radiu, 11 vegaes más grande que'l radiu solar, nun ye bien grande tratándose d'una estrella xigante, siendo la so lluminosidá 61 vegaes mayor que la del Sol. Ye deficiente en cianóxenu (CN), molécula carauterística de les atmósferes de xigantes de tipu G y K, lo qu'implica que pertenez a una población más antigua que la del Sol. Al igual qu'otres xigantes similares ye una fonte débil de rayos X.
La so masa ye unes tres veces mayor que la masa solar.

Una estrella de magnitú 12,4 a dos minutu d'arcu de Yed Posterior pue tar físicamente rellacionada con ella; si ye asina, la separación real ente dambes sería de siquier 3600 UA.

## Referencies
Yed Prior

**Yed Prior** (δ Ophiuchi / δ Oph / 1 Ophiuchi) ye una estrella na constelación d'Ophiuchus, el portador de la culiebra, de magnitú aparente +2,73. El nome de Yed Prior tien un orixe mistu. La pallabra *Yed* procede del árabe «mano», y la pallabra *Prior* provién del llatín «delantre», yá que preciede a Yed Posterior (ε Ophiuchi) nel so movimientu al traviés del cielu. Con ésta última forma una doble óptica, magar les dos estrelles nun tán rellacionaes físicamente, tando Yed Prior asitiada a 170 años lluz del Sistema Solar ente que Yed Posterior alcuéntrase a 108 años lluz.

Yed Prior ye una xigante colorada de tipu espectral M0.5III —nel estremu más caliente de les xigantes coloraes— con una temperatura efectivo de 3800 K.
El so radiu ye 58 vegaes más grande que'l radiu solar y la so lluminosidá, incluyendo la radiación infrarroxo emitida, ye 630 vegaes mayor que la solar. Elementos químicos como fierro y nitróxenu son muncho más abondosos en Yed Prior que nel Sol; el conteníu del primeru ye doble que nel Sol, ente que'l conteníu del segundu casi triplica al atopáu na nuesa estrella, resultáu de procesos nucleares internos.

## Referencies
XY Pyxidis

**XY Pyxidis** (XY Pyx) ye un sistema estelar asitiáu na constelación de Pyxis, la brúxula.
Tien magnitú aparente +5,74 y alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, a 920 ± 149 años lluz del Sistema Solar.

La componente principal de XY Pyxidis ye una estrella de la secuencia principal blancu-azulada de tipu espectral B3V.
Tien una temperatura superficial de 18.700 K y relluma con una lluminosidá 2060 vegaes superior a la del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 158 km/s.
La so masa ye 6,7 ± 0,1 vegaes mayor que la masa solar y tien una edá averada de 26,3 millones d'años.

La estrella secundaria, resuelta per aciu interferometría de moteáu, ta dixebrada 0,100 segundos d'arcu de la primaria. La so magnitú aparente ye +6,95.
Piénsase que, de la mesma, la estrella primaria ye una binaria espectroscópica.
El sistema constitúi una binaria eclipsante con un periodu de 0,923 díes, siendo l'amplitú de la variación de 0,069 magnitúes.

## Referencies
Yildun

**Yildun** ye'l nome de la estrella **δ Ursae Minoris** (δ UMi / 23 UMi / HD 166205 / HR 6789), asitiada na constelación boreal de la Osa Menor. El términu *Yildun*, a diferencia de munchos nomes d'estrelles d'orixe árabe, vien de una pallabra turca que significa precisamente «estrella».
Los nomes de **Vildiur** y **Gildun**, utilizaos tamién pa designar a δ Ursae Minoris, tienen el mesmu orixe.

Yildun ye una estrella blanca de la secuencia principal —n'el so nucleu produz la fusión d'hidróxenu— de tipu espectral A1Vn y 9000 K de temperatura. La so lluminosidá ye 47 vegaes mayor que la del Sol y el so diámetru 2,8 vegaes más grande que'l diámetru solar. La so velocidá de rotación, 174 km/s, ye muncho más rápida que la del Sol, completando un xiru en 19 hores —compárese colos 26 díes que tarda en faelo nuesa estrella—. Esto fai que les llinies nel so espectru apaezan borroses.

Yildun alcuéntrase a namái 3,5º del polu norte celeste; si nun tuviera Polaris (α Ursae Minoris) podría ser utilizada aceptablemente como Estrella Polar, yá que la so magnitú aparente ye +4,35. Ye circumpolar y visible dende práuticamente tol hemisferiu norte.
Alcuéntrase a 183 años lluz del Sistema Solar.

## Referencies
YY Coronae Borealis

**YY Coronae Borealis** (YY CrB / HD 141990 / HIP 77958 / SAO 64941) ye una estrella variable de magnitú aparente +8,64.
Encuadrada na constelación de Corona Boreal, ta a 300 años lluz del Sistema Solar.

YY Coronae Borealis ye una binaria de contautu, lo qu'implica que los sos dos componentes comparten la so capa esterior de gas, siendo'l tipu espectral de la estrella primaria F8V.
Ésta tien una masa de 1,34 mases solares y una temperatura efectivo de 6135 K. El so radiu ye un 33% más grande que'l del Sol.
La estrella secundaria tien una cuarta parte de la masa de la so compañera, siendo la so temperatura de 6142 K.
El so radiu equival al 70% del radiu solar.
Dambes estrelles tán dixebraes ente sigo namái 0,012 UA o 2,63 radios solares.

El sistema exhibe una metalicidá inferior a la solar ([Fe/H] = -0,20) y la so edá envalórase en 6300 millones d'años.
El so periodu orbital ye de namái 9,04 hores (0,3766 díes).
Como la práutica totalidá de binaries de contautu, YY Coronae Borealis constitúi tamién una binaria eclipsante —del tipu W Ursae Majoris—, que'l so rellumu mengua 0,49 magnitúes mientres l'eclís principal.

## Referencies
YZ Ceti

**YZ Ceti** (LHS 138 / Gliese 54.1 / HIP 5643) ye una estrella na constelación de Cetus, la bisarma marina, que s'alcuentra en metá d'una llinia imaxinaria qu'una Deneb Kaitos (β Ceti) con τ Ceti.
Sicasí, la so magnitú aparente +12,10 fai que nun sela pueda reparar a simple vista.
Anguaño alcuéntrase a 12,1 años lluz de nós; a partir de los datos del satélite Hipparcos conozse que la so mínima separación al respective de nuesu Sistema Solar —7,9 años lluz— tuvo llugar fai 74.400 años.

YZ Ceti ye una nana colorada de tipu espectral M4.5V con una temperatura efectivo de 3105 ~ K.
Tien una masa envalorada de 0,14 mases solares y una lluminosidá visual —en condiciones normales— de 1/5000 soles. Ye una estrella acandilante al igual qu'otres nanes coloraes de la nuesa redolada, como Proxima Centauri, Wolf 359 o Luyten 726-8. Ello significa que sufre aumentos impredicibles na so lluminosidá y emisión de rayos X, bien acusaos en rellación a los parámetros normales.

Les sos vecines más próximes son Tau Ceti, nana mariella a 1,6 años lluz, el sistema estelar Luyten 726-8 a 3,6 años lluz, GJ 1002, nana colorada a 5,4 años lluz, y la Estrella de Van Maanen, nana blanca solitaria a 5,61 años lluz. 

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

## Referencies
YZ Persei

**YZ Persei** (YZ Per / HD 236979 / HIP 12302) ye una estrella variable na constelación del Perséu de magnitú aparente media +8,23.
Ye posible miembru de l'Asociación estelar Perseus OB1 y la so distancia averada del Sistema Solar ye de 1780 parsecs (5800 años lluz).

YZ Persei ye una superxigante colorada de tipu espectral M2Iab con una temperatura efectivo de 3660 K.
Con un radiu 540 vegaes más grande que'l radiu solar, ye una superxigante de grandes dimensiones similar a Antares (α Scorpii), pero'l so tamañu queda lloñe del de VY Canis Majoris o μ Cephei, dos de les estrelles más grandes de la galaxa. El radiu de YZ Persei equival a 2,5 UA; si tuviera nel llugar del Sol, les órbites de los primeros cuatro planetes —Marte inclusive— quedaríen englobaes nel interior de la estrella.
Consecuentemente ye una estrella bien lluminosa —la so magnitú absoluta bolométrica ye -7,0—, rellumando con una lluminosidá 51.000 vegaes superior a la del Sol.

Catalogada como una variable pulsante semirregular SRB, el rellumu de YZ Persei varia 1,9 magnitúes a o llargu d'un periodu de 378 díes.

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

## Referencies
Z Andromedae

**Z Andromedae** (HD 221650 / HIP 116287 / SAO 53146) ye una estrella variable na constelación d'Andrómeda, prototipu de les estrelles simbiótiques. De magnitú aparente media +10,59, alcuéntrase a 1420 años lluz de distancia de la Tierra. Les especiales carauterístiques del espectru de Z Andromedae, similar al de GK Persei y RS Ophiuchi, según la so variabilidá, fueron afayaes por Williamina Fleming en 1901.
 
Z Andromedae ye una estrella simbiótica, tipu de variables cataclísmicas que consisten nuna estrella binaria, onde una estrella caliente ioniza una cubierta de gas que vien de la estrella acompañante, una xigante colorada fría. Dientro d'esti tipu d'estrelles, esiste un subtipo llamáu estrelles Z Andromedae, del cual Z Andromedae ye l'arquetipu, amás de selo del conxuntu d'estrelles simbiótiques.

Mientres la mayor parte del tiempu, Z Andromedae ta inactiva y les úniques fluctuaciones nel so rellumu, de pequeña amplitú, correspuenden a la d'una variable semirregular de tipu espectral M6.5 con un periodu d'unos 700 díes. Sicasí, cada 10 o 20 años, Z Andromedae vuélvese bien activa, aumentando'l so rellumu unes 3 magnitúes. A los españíos de mayor amplitú, síguen-yos menores estallíos d'amplitú decreciente hasta que la estrella recupera l'aselu. Mientres los españíos la estrella faise más azul y l'espectru ta apoderáu pola componente caliente, de tipu espectral B.

El máximu rellumu rexistráu tuvo llugar nel españíu de 1939, cuando la estrella algamó magnitú +7,9. Parámetros básicos del sistema, como la masa de les componentes y l'enclín de la órbita son desconocíos, lo que torga'l desenvolvimientu de modelos teóricos sobre'l sistema.

## Referencies


* Z Andromedae - Symbiotic Star (SIMBAD)
* Z Andromedae star. The Internet Encyclopedia of Science
* Z Andromedae: The Prototype of the Symbiotic Class (AAVSO)
Z Camelopardalis

**Z Camelopardalis** (Z Cam / TYC 4380-1032-1) ye una estrella variable cataclísmica na constelación de Camelopardalis —la xirafa—, prototipu d'una subclase de variables dientro de les novas nanes. Alcuéntrase a 530 años lluz de distancia del Sistema Solar.

Z Camelopardalis ye una estrella binaria compuesta por una estrella mariella de tipu espectral G1 qu'abandonó la secuencia principal y una nana blanca. El periodu orbital del sistema ye de 7 hores y 21 minutos. La nana blanca zuca material rico en hidróxenu de la so compañera, que forma un discu de gas y polvu que xira al so alredor. Cada poques selmanes produzse una erupción que multiplica por 40 la so lluminosidá, cuando la inestabilidá causa que'l material impacte na superficie de la nana blanca. Z Camelopardalis ye'l prototipu d'una subclase de novas nanes —estrelles Z Camelopardalis— que mientres un periodu detener nun determináu rellumu per debaxo del so picu. Esti periodu puede estendese hasta más d'un añu, ensin qu'haya manera de saber cuando acaba esautamente.

Observaciones llevaes a cabu nel ultravioleta pol satélite GALEX dexaron ver una cubierta masiva arrodiando a Z Camelopardalis producida por una erupción miles de vegaes más brillosa, qu'evidencia que na nova nana tuvo una esplosión clásica de nova fai dellos miles d'años. Ello dexó, per vegada primera, rellacionar nuna mesma estrella una nova nana y una nova clásica.
 
## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies


* Z Camelopardalis (SIMBAD)
* Z Camelopardalis (Jumk.de/astronomie)
* Z Camelopardalis star. The Internet Encyclopedia of Science
* NASA Mission Finds Link Between Big and Small Stellar Blasts
Z Canis Majoris

**Z Canis Majoris** (Z CMa / HD 53179 / HIP 34042) ye un sistema estelar de magnitú aparente +9,85 na constelación del Can Mayor. Alcuéntrase a una distancia envalorada de 3000 años lluz respectu al Sistema Solar.

Z Canis Majoris nun sistema binariu de tipu espectral B8 resueltu por interferometría de moteáu nel infrarroxu cercanu en 1991.
Consiste en dos estrelles bien nuevos de namái 50.000 años d'edá.
Una de les componentes ye una estrella Herbig Ae/Be con una masa envalorada 12 vegaes mayor que la masa solar.
Ye 2400 vegaes más lluminosa que'l Sol y tópase arrodiada por una envoltura de polvu.
La segunda componente ye una estrella FU Orionis de 3 mases solares.
Tien una temperatura efectivo de 10.000 K y la so lluminosidá ye 1300 vegaes mayor que la lluminosidá solar. El so radiu ye 13 vegaes más grande que'l de Sol.

Dambos oxetos tán arrodiaos por discos de acreción activos.
Les propiedaes d'estos discos son difíciles d'evaluar, pos tampoco puede refugase la esistencia d'un únicu discu arrodiando a dambes estrelles.
Asumiendo un únicu discu en redol a la estrella Herbig Ae/Be, la masa d'ésti pue ser de 7 ~ &times; 10-4 mases solares; amás, los modelos predicen un tamañu máximu de 1 ~ cm pa los granos de polvu.
La so forma podría ser la d'un toroide con un radiu internu de 2000 UA y un radiu esternu de 5000 UA. El so enclín sería de 30º dende la nuesa llinia de visión.

Asociáu al sistema binariu hai un «jet» xigante del tamañu d'un pársec. Observaciones de polarimetría amuesen que l'ángulu de posición de la polarización óptica llinial ye perpendicular a la exa del jet; ello significa que la lluz escapa de la envoltura de la estrella Herbige Ae/Be por cuévanos alliniaes con dichu exa y ye entós tremada escontra la llinia de visión del observador. Apocayá'l sistema esperimentó l'españíu más grande de los postreros 90 años.

## Referencies
Z Draconis

**Z Draconis** (Z Dra) ye una estrella variable na constelación de Draco, el dragón.
De magnitú aparente media +10,97 en banda B, la so variabilidá afayóse en 1903 por W. Ceraski.
Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu del paralax midíu pol satélite Hipparcos —4,31 ± 1,28 milisegundos d'arcu—, aproximao a 755 años lluz del Sistema Solar. 

Z Draconis ye una estrella binaria onde dambes componentes tán bien próximes ente sigo, constituyendo una «binaria semidesprendida»; ello implica qu'una de les estrelles llena la so lóbulu de Roche, tresfiriendo masa estelar a la so compañera o a un discu de acreción.
El tipu espectral conxuntu ye A5V, que correspuende a una estrella de la secuencia principal blanca asemeyada a Sheratan (β Arietis).
La componente principal tien una temperatura efectivo de 8678 K y una lluminosidá 12,5 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
El so radiu ye 1,56 vegaes más grande que'l del Sol y tien una masa de 1,40 mases solares.
Pela so parte, la estrella acompañante, más fría, tien una temperatura de 4573 K.
Un 4% menos lluminosa que'l Sol, tien el mesmu tamañu que'l so compañera pero la so masa apenes supón el 38% de la masa solar.
La edá d'esti sistema ye de 17 ± 4 millones d'años.

Z Draconis ye una binaria eclipsante —asemeyada a Algol (β Persei) o a ζ Phoenicis— que'l so rellumu mengua 3,30 magnitúes mientres l'eclís principal y 0,20 magnitúes mientres l'eclís secundariu.
El periodu orbital ye de 1,3575 díes y tiende a aumentar col tiempu.

## Ver tamién
*Llista d'estrelles variables

## Referencies
YZ Canis Minoris

**YZ Canis Minoris** (YZ CMi / GJ 285 / HIP 37766 / LHS 1943) ye una estrella asitiada na constelación de Canis Minor.
Tien magnitú aparente +11,40, polo que nun ye visible a simple vista.
Alcuéntrase a pocu más de 19 años lluz del Sistema Solar. El so máximu acercamientu a la Tierra socedió fai 161.000 años, cuando pasó a una distancia de 10 años lluz.

YZ Canis Minoris ye una nana colorada de tipu espectral M4.5Ve con una temperatura superficial de 2975 K. Tien una lluminosidá bolométrica de 0,03 soles y la so masa equival al 28% de la que tien el Sol.
Con un radiu aproximao igual al 30% del radiu solar, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 6,5 km/s.
El so conteníu metálico ye asemeyáu al del Sol ([Fe/H] = +0,07).
Tien un fuerte fluxu magnético superficial, superior a 3900 G.

YZ Canis Minoris ye una estrella variable miembru al empar de los grupos UV Ceti —estrelles acandilantes— y BY Draconis. Como estrella acandilante ye similar a otres nanes coloraes de la nuesa redolada, como Proxima Centauri o la mesma UV Ceti, y foi estudiada profusamente. Les erupciones d'estrelles acandilantes na rexón de rayos X fueron detectaes per primer vegada en 1975 estudiando YZ Canis Minoris y UV Ceti.
Como variable BY Draconis amuesa variaciones na so lluminosidá acomuñaes a la rotación de la estrella, por cuenta de la esistencia de manches na so superficie o otru tipu d'actividá cromosférica. El so periodu de variación de 2,781 díes.

Les sos vecines más próximes son dos nanes coloraes, Ross 619, a 3,99 años lluz, y la Estrella de Luyten, a 7,07 años lluz de distancia.

## Referencies
Z Lacertae

**Z Lacertae** (Z Lac / HD 214975 / HIP 111972) ye una estrella variable na constelación de Lacerta, asitiada visualmente 18 minutos d'arcu al este de V416 Lacertae.

Z Lacertae ye una cefeida que'l so rellumu varia ente magnitú aparente +7,88 y +8,93 a lo llargo d'un periodu de 10,8856 díes.
Tien tipu espectral mediu F6Ib y una temperatura efectivo de 5604 K.
Relluma con una lluminosidá media 600 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Al igual qu'otres cefeides, ye una estrella de gran tamañu, siendo'l so radiu 68 vegaes más grande que'l del Sol, lo qu'equival a 0,31 UA.
Ye, amás, una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 382,6 díes.

Z Lacertae presenta una bayura relativa de fierro llixeramente mayor que la solar, con un índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,10.
Sacante dellos elementos como manganesu y carbonu, menos abondosos que na nuesa estrella, los niveles del restu de los elementos evaluaos son mayores que nel Sol; dientro d'esos postreros, ye'l neodimiu'l metal más «sobreabundante» ([Nd/H] = +0,34).
Z Lacertae tien una masa cuatro veces mayor que la masa solar y la so distancia respeutu al Sistema Solar ye d'aproximao 6120 años lluz.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
Z Vulpeculae

**Z Vulpeculae** (Z Vul) ye una estrella variable na constelación de Vulpecula, asitiada visualmente 44 segundos d'arcu al suroeste de 3 Vulpeculae.
El so rellumu varia ente magnitú aparente +7,25 y +8,90 y alcuéntrase a una distancia averada de 625 años lluz del Sistema Solar.

Z Vulpeculae ye una binaria espectroscópica con un periodu de 2,45493 díes.
La estrella primaria ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B4V, asemeyáu a Benetnasch (η Ursae Majoris).
Tien una temperatura efectivo de 17.050 K y ye 2800 vegaes más lluminosa que'l Sol.
El so radiu ye 4,5 más grande que'l radiu solar.
La estrella secundaria ye una xigante blanca de tipu A3III.
La so lluminosidá ye unes 160 vegaes superior a la lluminosidá solar —anque ye apenes un 6% de la de la so compañera— y ye llixeramente más grande qu'ésta.
Tien una masa de 2,3 mases solares, ente que la estrella primaria tien una masa 5,4 vegaes mayor que la del Sol.

Z Vulpeculae ye una binaria cercana catalogada como «binaria semidesprendida».
Al igual que Algol (β Persei) o λ Tauri, ye una binaria eclipsante; mientres l'eclís principal, el rellumu de Z Vulpeculae aparra 1,65 magnitúes, ente que nel secundariu l'amenorgamientu ye de namái 0,33 magnitúes.

## Ver tamién
*Llista d'estrelles variables

## Referencies
Z Piscium

**Z Piscium** (Z Psc) ye una estrella variable na constelación de Piscis. Alcuéntrase a una distancia averada de 1520 años lluz del Sistema Solar.

Z Piscium ye una estrella de carbonu de tipu espectral CV2 con una temperatura superficial de 3170 ± 130 K.
La so lluminosidá bolométrica —considerando toles llonxitúes d'onda— ye 5550 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
La midida del so diámetru angular en banda K —4,91 ± 0,7 milisegundos d'arcu— dexa envalorar el so diámetru real, unes 250 vegaes más grande que la solar; dichu valor, al depender de la distancia, ye namái averáu.
Tocantes a la so masa, d'alcuerdu a modelos teóricos ésta pue ser de 1 o 2 mases solares.
Nes estrelles de carbonu, al contrariu que na mayor parte de les estrelles incluyendo al Sol, la bayura de carbonu ye mayor que la d'oxíxenu; asina, la rellación carbonu-oxíxenu en Z Piscium ye de 1,014.
Amás, son estrelles qu'esperimenten una importante perda de masa estelar; Z Piscium facer a razón de 6,1 &times; 10-8 mases solares per añu.

Catalogada como variable semirregular SRB, el rellumu de Z Piscium varia ente magnitú aparente +8,8 y +10,1 nun periodu de 144 díes.

## Ver tamién
*Llista d'estrelles variables

## Referencies
Zaurak

**Zaurak** (γ Eridani / 34 Eridani) ye la tercera estrella más brillosa de la constelación d'Erídanu.
El nome Zaurak, escritu dacuando como **Zaurac**, ye d'orixe árabe y significa «el barcu».

De magnitú aparente +2,98, Zaurak alcuéntrase —d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos— a 203 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Ye una xigante colorada de tipu espectral M1IIIb que la so temperatura superficial ye de 3811 K.
La so lluminosidá bolométrica —qu'inclúi una importante fracción de la so radiación emitida como lluz infrarroxo— ta entendida ente 860 y 1258 soles, la cifra varia según la fonte consultada.
La midida del so diámetru angular por métodos indireutos, teniendo en cuenta'l escurecimientu de llimbu, ye de 8,74 ± 0,09 milisegundos d'arcu, lo que supón que'l so radiu ye 59 vegaes más grande que'l del Sol; daqué mayor ye la midida direuta del so diámetru angular per aciu interferometría —9,33 ± 0,17 milisegundos d'arcu—, resultando un radiu 63 vegaes mayor que'l del Sol.
Estos valores concuerden col valor llográu a partir de los modelos teóricos, que ye de 66 radios solares.

La masa de Zaurak ye malo d'evaluar, anque pudiera ser unes dos veces la del Sol.
Tampoco ye fácil resolver el so estáu evolutivu; ye posible que rematara la fusión del so heliu y, con un nucleu inerte de carbonu y oxíxenu, tea empezando a evolucionar escontra una variable Mira.
Al igual qu'otres xigantes asemeyaes, ye una estrella variable irregular de tipu LB, siendo la so variación nel so rellumu de 0,08 magnitúes.

## Referencies
Zavijava

**Zavijava** (β Virginis / β Vir / 5 Virginis) ye una estrella asitiada na constelación de Virgu de magnitú aparente +3,61.

## Nome

**Zavijava** o **Zavijah** ye un nome d'orixe árabe que provién de *Zawiyat al-Awwa* y significa «esquina del que llate». Tamién se conoz a esta estrella como **Zarijan**, nome procedente de *Al-Zawiah*, «l'ángulu» o «la esquina». Otros títulos indíxenes que recibió fueron **Al Bard**, «la fría», pos se dixo que producía fríu; tamién **Warak al Asad**, «les ancas del lleón», yá que na astronomía árabe Leo yera un lleón más grande que l'actual.
**Alaraph** o **Al Araf** son nomes menos frecuentes usaos pa designar a Beta Virginis.

Xunto con Minelava (δ Virginis), Zaniah (η Virginis), Porrima (γ Virginis) y Vindemiatrix (ε Virginis) formaba un grupu d'estrelles conocíu na antigua Arabia como *Al 'Awwa*', que paez que representaba una caseta pa perros o un perru llatiendo.

## Carauterístiques físiques

Zavijava ye una nana mariella de tipu espectral F9V hasta ciertu puntu similar al nuesu Sol anque, siendo la so temperatura de 6059 K, ye unos 280 K más caliente.
Midióse'l so diámetru angular utilizando'l interferómetro estelar de la Universidá de Sydney, llográndose un valor pa el so radiu de 1,703 ± 0,022 radios solares.
Tien una masa ente un 30% y un 40% mayor que la masa solar y piénsase que ta a puntu d'abandonar la secuencia principal.

Zavijava relluma con una lluminosidá 3,5 vegaes mayor que la lluminosidá solar. La so velocidá de rotación ye de siquier 3 km/s, completando una vuelta en menos de 28 díes. Ye más rica que'l Sol n'elementos pesaos, con un conteníu en fierro un 30% mayor que la solar, pero a diferencia d'ésti paez tener poca actividá magnética. La so edá envalórase ente 3240 y 4010 millones d'años. Alcuéntrase relativamente próxima a nós, a namái 36 años lluz de distancia. Estes carauterístiques fixeron que Zavijava tea ente los oxetivos prioritarios del Terrestrial Planet Finder (TPF) pa la busca de planetes terrestres que puedan allugar vida.
La estrella conocida más cercana a ella ye Ross 119, que s'atopa a una distancia de 5,2 años lluz.

Al tar cerca de la eclíptica, Zavijava puede ser despintada pola Lluna y en rares ocasiones por planetes. El próximu tapecimientu va producise'l 11 d'agostu de 2069 por Venus.
Zavijava foi la estrella utilizada por Albert Einstein mientres l'eclís solar del 21 de setiembre de 1922 —que tuvo llugar cerca d'ella— pa determinar la velocidá de la lluz nel espaciu.

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

## Referencies
Zeta Andromedae

**Zeta Andromedae** (ζ And / 34 Andromedae) ye una estrella binaria na constelación del Andrómeda de magnitú aparente +4,10.
La so distancia al Sistema Solar ye de 189 años lluz.

## Componentes del sistema

La estrella primaria de Zeta Andromedae ye una xigante naranxa de tipu espectral K1III.
Tien una temperatura efectivo de 4632 ± 43 K y una lluminosidá 85 vegaes superior a la del Sol.
La midida del so diámetru angular por interferometría óptica ye de 2,55 ± 0,09 milisegundos d'arcu, lo que correspuende a un radiu 15,9 vegaes más grande que'l radiu solar.
La so masa puede ser 2,6 vegaes mayor que la del Sol.

Piénsase que la componente invisible ye una nana de tipu G tardíu o K.
El conteníu metálico del sistema ye inferior a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,15.

## Variabilidá

El periodu orbital de Zeta Andromedae ye de 17,77 díes.
Constitúi una binaria eclipsante onde, mientres l'eclís primariu, el rellumu de Zeta Andromedae mengua 0,22 magnitúes; nel secundariu, l'amenorgamientu de rellumu ye de 0,10 magnitúes.

Amás, Zeta Andromedae ye una variable RS Canum Venaticorum.
Na rexón ecuatorial de la xigante detectáronse manches estelares fríes, según la esistencia d'una capa polar fría.
Yá que la primaria enllena'l 80% del lóbulu de Roche del so acompañante, la xigante nun tien forma esférica, sinón elipsoidal.
Envalórase que la diferencia ente'l so diámetru mayor y menor ye d'aproximao un 4%.

## Referencies
Zeta Aquarii

**Zeta Aquarii** (ζ Aqr / 55 Aquarii) ye una estrella binaria na constelación d'Acuariu que s'atopa a 92 años lluz del Sistema Solar. Considérase que Christian Mayer, direutor del Observatoriu de Mannheim, foi'l primeru en reparar la so duplicidá en 1777.
Alcuéntrase práuticamente sobre l'ecuador celeste. Ello ye que enantes de finales de 2003 taba nel hemisferiu sur, momentu nel que por cuenta de la precesión de la Tierra crució al hemisferiu norte.

## Nome
Zeta Aquarii ostenta'l nome tradicional de **Sadaltager** —o Altager—, del árabe **سعد التاجر** *sa‘d al-tājir*, «la suerte del mercader».
Nel catálogu estelar *Calendarium d'Al Achsasi Al Mouakket*, esta estrella foi designada **Achr al Achbiya** (**أجر ألأجبية** - *akhir al ahbiyah*), que foi traducíu al llatín como **Postrema Tabernaculorum**, que significa «el final de la suerte de les tiendes (viviendes)».

Coles mesmes, Zeta Aquarii, xunto a les vecines Sadachbia (γ Aquarii), Seat (π Aquarii) y η Aquarii, yeren **al Aḣbiyah** (**الأخبية**), «la tienda».

## Carauterístiques
Les dos estrelles del sistema son blancu-marielles, de tipu espectral F.
La más brillosa, **Zeta Aquarii A** (ζ2 Aquarii / HD 213052), tien magnitú aparente +4,36 y ye una estrella de la secuencia principal de tipu F3V quince vegaes más lluminosa que'l Sol.
Pela so parte, **Zeta Aquarii B** (ζ1 Aquarii / HD 213051) ye una subxigante de tipu F6IV —clasificada tamién como F2— con una lluminosidá equivalente a 12 soles.
La masa de la componente principal ye un 72% mayor que la masa solar, ente que la de la secundaria ye un 65% mayor. 

El sistema Zeta Aquarii namái foi podíu ser reparáu a lo llargo de la metá de la so órbita. Por ello, el tamañu y la forma de la órbita nun son bien conocíes. El so periodu orbital pue ser de 587 años y l'órbita paez ser claramente escéntrica, siendo la distancia ente componentes nel apoastru unes cuatro veces mayor que nel periastru, cuando ye aproximao la esistente ente'l Sol y Plutón.

Per otra parte, abarrúntase que Zeta Aquarii B puede ser, de la mesma, una binaria astrométrica.
Con un periodu de 25,8 díes, el semiexe mayor d'esta órbita tendría 10,8 UA. De confirmase, l'acompañante sería una nana colorada de tipu M0V con una masa equivalente al 40% de la del Sol.

El sistema amuesa una metalicidá llixeramente inferior a la solar ([Fe/H] = -0,05) y tien una edá d'aproximao 1200 millones d'años.

## Referencies
Zeta Aquilae

**Zeta Aquilae** (ζ Aql / 17 Aquilae) ye la tercera estrella más brillosa de la constelación del Águila, dempués d'Altair (α Aquilae) y Tarazed (γ Aquilae), con magnitú aparente +2,99. Recibe'l nome tradicional de **Deneb el Okab**, compartíu con ε Aquilae, proveniente del árabe ذنب العقاب (*ðanab al-<sup>c</sup>uqāb*) y que'l so significáu ye «la cola del ferre». 

Asitiada a 83 años lluz del Sistema Solar, Zeta Aquilae ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A0Vn. La so lluminosidá ye 39 vegaes mayor que la del Sol y la so temperatura superficial ye de 9680 K. El so diámetru y la so masa son, respeutivamente, 2,2 y 2,4 vegaes mayores que los del Sol. La carauterística más notable de Zeta Aquilae ye la so elevadísima velocidá de rotación, una de les mayores que se conocen. La so velocidá ecuatorial ye de 330 km/s —165 vegaes mayor que la del Sol—, completando un xiru cada 16 hores. Yá que les estrelles van xirando más adulces conforme pasa'l tiempu, deduzse que Zeta Aquilae ye una estrella nueva que les sos carauterístiques físiques nun camudaron enforma dende la so formación.

A 6 segundos d'arcu esiste una compañera tenue, una nana colorada dixebrada siquier 125 UA con un periodu orbital de 800 años a lo menos. Una segunda estrella más distante, tamién nana colorada, nun ye seguru si ye una compañera real o si a cencielles alcuéntrase na mesma llinia de visión.

## Referencies
Zaniah

**Zaniah** ye'l nome de la estrella **η Virginis** (η Vir / 15 Virginis / HD 107259), de magnitú aparente +3,89, na constelación de Virgu.

## Nome
El nome de **Zaniah** provién del árabe *Az-Zawiyah* y significa «l'ángulu».
Pela so parte, en China yera conocida como **Tso Chih Fa**, «la de la esquierda que caltién la Llei».

## Carauterístiques
Distante 250 años lluz del Sistema Solar, Zaniah ye un sistema estelar triple, magar los sos componentes nun pueden ser resueltes con telescopiu.
La estrella primaria ta clasificada como subxigante blanca de tipu espectral A2IV.
Tien una temperatura efectivo de 9756 K y una lluminosidá que puede ser 130 vegaes superior a la del Sol.
El so más envalorada ye de 2,68 mases solares y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 18 km/s.

Esta estrella tien una compañera cercana, revelada pol espectrógrafu, con una masa 2,04 vegaes mayor que la del Sol.
La separación media de les componentes d'esta binaria ye de 0,5 UA, siendo'l periodu orbital de 72 díes.

El sistema cunta con una tercer estrella, visualmente a 0,12 segundos d'arcu de la binaria, lo qu'equival a una distancia de 10 UA.
Esta acompañante tien una masa un 66% mayor que la masa solar y llévalu 13,1 años el completar una órbita en redol a la binaria.
Piénsase que los trés componentes pueden ser de tipu espectral A.
El sistema presenta un conteníu metálico igual a 2/3 del que tien el Sol ([Fe/H] = -0,17).

Zaniah ta mui cerca de la eclíptica según del ecuador celeste, tando asitiada 5º al este del equinocciu serondiegu.
Puede ser despintada pola Lluna y rares vegaes por planetes. La postrera tapecimientu por un planeta foi al cargu de Venus el 27 de setiembre de 1843, que va despintar de nuevu'l 19 de payares de 2445.

## Referencies
Zeta Arae

**Zeta Arae** (ζ Ara) ye una estrella de magnitú aparente +3,13. Asitiada na constelación d'Ara, ye la tercer estrella más brillosa de la mesma dempués de β Arae y α Arae.
Anque nun tien nome propiu habitual, en China ye conocida, xunto a δ Arae, como **Tseen Yin**, «el cielu escuru».
Alcuéntrase a 486 años lluz de distancia del Sistema Solar.

Zeta Arae ye una xigante naranxa de tipu espectral K3III.
Con una temperatura superficial de 4350 K, ye notablemente lluminosa, siendo la so lluminosidá equivalente a la de 4920 soles.
Paez tar escurecida por polvu interestelar, magar que nun debería de talo de forma significativa si namái considérase la distancia a la que s'atopa.
De gran tamañu, tien un radiu calculáu a partir de la midida del so diámetru angular— 128 vegaes más grande que'l radiu solar.

Zeta Arae ye una estrella masiva con unos seis mases solares que, na fase final de la so evolución estelar, va dar llugar a una nana blanca masiva comparable a Siriu B.
Anguaño ye una estrella estable que funde el so heliu en carbonu y oxíxenu.
Amuesa una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos que'l heliu— considerablemente inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,40).

## Referencies
Zeta Arietis

**Zeta Arietis** (ζ Ari / 58 Arietis / HD 20150 / HR 972) ye una estrella na constelación d'Aries, el carneru, de magnitú aparente +4,88.
Nun tien nome propiu habitual pero, xunto a Botein (δ Arietis), en China denominar **Tsin Yin**.

Zeta Arietis ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A1V.
Tien una temperatura efectivo de 9578 K y relluma con una lluminosidá bolométrica 77 vegaes mayor que la del Sol.
Les sos carauterístiques son asemeyaes a les de la componente principal del sistema Cástor (α Geminorum) o a les de Merak (β Ursae Majoris), pero tópase 3,3 vegaes más alloñada qu'esta postrera; d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos, Zeta Arietis alcuéntrase a 262 años lluz del Sistema Solar.

El diámetru angular de Zeta Arietis —envaloráu a partir del so fluxu bolométrico— ye de 0,315 milisegundos d'arcu, lo que trai un diámetru 2,7 vegaes más grande que'l diámetru solar.
La so velocidá de rotación proyeutada ye de 133 km/s.
Tien una masa 2,6 vegaes mayor que la masa solar y consumió el 79% de la so vida como estrella de la secuencia principal.

## Referencies