open-index/open-wikipedia-markdown huggingface dataset:
83 Leonis

**83 Leonis** (83 Leo / GJ 429 AB) ye una estrella binaria na constelación de Leo, asitiada al sur de Duhr (δ Leonis), oeste de Zavijava (β Virginis) y este d'α Sextantis. El sistema, conocíu tamién como **Struve 1540** AB, alcuéntrase a 58 años lluz de distancia de la Tierra. Conócense dos planetes estrasolares alredor d'una de les componentes del sistema.

83 Leonis ye una binaria amplia que les sos componentes, separaes visualmente 28 segundos d'arcu, alcuéntrase a unes 720 UA de distancia ente sigo y muévense nuna órbita escéntrica (ε = 0,46) que completen nunos 32.000 años. Una tercer estrella a 90,3 segundos d'arcu paez que nun ye una compañera real y a cencielles ta na mesma llinia de visión.

**83 Leonis A** (HD 99491), la estrella principal, ye una subxigante mariellu-naranxa de tipu espectral G6/8-K0IV de magnitú aparente +6,49. El so radiu ye 1,9 vegaes mayor que'l radiu solar, con una lluminosidá del 66% de la que tien el Sol. El so metalicidá ye ente 1,2 y 2,3 vegaes mayor que la solar. **83 Leonis B** (HD 99492) ye una nana naranxa —anque tamién pudiera ser una subxigante— de tipu K2V-IV y magnitú +7,57. Con un radiu equivalente al 88% del radiu solar, la so lluminosidá ye namái'l 24% de la del Sol, y la so masa el 88% de la masa solar.

## Sistema planetariu

En 2005 afayóse alredor de 83 Leonis B un planeta (HD 99492 b) con una masa mínimo de 36 vegaes la masa terrestre o'l 11% de la masa de Xúpiter. Asitiáu mui cerca de la estrella —a 0,12 UA, una tercer parte de la distancia ente Mercuriu y el Sol— completa una órbita cada 17,04 díes.

Un segundu planeta más esternu, afayáu en 2010 y denomináu HD 99492 c, orbita a una distancia media de 5,4 UA de 83 Leonis B. El so periodu orbital ye de 4970 díes.

## Ver tamién
* Llista de planetes estrasolares

## Referencies


* 
* 
* 83 Leonis A 83 Leonis B (SIMBAD)
* 83 Leonis (Solstation) 
* HD 99492 (The Estrasolar Planets Encyclopaedia)
8 Andromedae

**8 Andromedae** (8 And / HD 219734 / HR 8860) ye una estrella na constelación d'Andrómeda. De magnitú aparente +4,85, alcuéntrase a 655 años lluz del Sistema Solar.

8 Andromedae ye una xigante colorada de tipu espectral M2III con una temperatura efectivo de 3730 K.
Asemeyáu a Mirach (β Andromedae) —nesta mesma constelación—, Menkar (α Ceti) o γ Hydri, ye una de les poques xigantes coloraes que pueden ser reparaes a simple vista.
El so radiu ye 30 vegaes más grande que'l radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 5 km/s.
El conteníu metálico de 8 Andromedae ye cimeru a la solar ([Fe/H] = +0,27), siendo la so bayura relativa de fierro un 86% mayor que la esistente nel Sol.
Ye posible que seya una estrella variable —la so variabilidá nun foi confirmada—, recibiendo la denominación de variable provisional ZI 2130.

8 Andromedae tien delles compañeres visuales que pueden tar físicamente rellacionaes con ella. Les dos más cercanes son **8 Andromedae B**, estrella de magnitú 13 asitiada a 8 segundos d'arcu, y **8 Andromedae P**, una compañera más tenue de magnitú 16, a 15 segundos d'arcu. A daqué menos d'un minutu d'arcu alcuéntrase **8 Andromedae D** (magnitú 11,6), ente que **8 Andromedae C** (magnitú 10,7) alcuéntrase a más de 3 minutos d'arcu.

## Referencies
8 Cancri

**8 Cancri** (8 Cnc / HD 66664 / HR 3163) ye una estrella na constelación de Cáncer de magnitú aparente +5,15. 
Magar escarecer de denominación de Bayer —por ello ye conocida davezu pol so númberu de Flamsteed—, ye la sesta estrella más brillosa de la constelación, namái superada por β, δ, ι, γ y α Cancri.

Asitiada a 211 años lluz del Sistema Solar, 8 Cancri ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A1V. Con una temperatura efectivo de 9462 K, la so lluminosidá equival a 40 vegaes la lluminosidá solar.
Les sos carauterístiques son paecíes a les d'otres conocíes estrelles, ente les que cabo citar a Siriu (α Canis Majoris), Vega (α Lyrae), Cástor Aa (α Geminorum), Alphecca (α Coronae Borealis) o Asellus Australis (γ Cancri), esta postrera tamién en Cáncer.

El so radiu envaloráu por métodos indireutos— ye tres veces más grande que'l radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o superior a 191 km/s, 95 vegaes más apriesa que'l Sol.
Tien una masa 2,35 vegaes mayor que la masa solar y ta na metá de la so vida como estrella de la secuencia principal.
A diferencia d'otres estrelles blanques que presenten ciertes peculiaridaes na so composición elemental —Alioth (ε Ursae Majoris) ye quiciabes l'exemplu más notables—, 8 Cancri paez ser una estrella normal».

## Referencies
83 Virginis

**83 Virginis** (83 Vir / HD 119605 / HR 5165) ye una estrella na constelación de Virgu de magnitú aparente +4,16.
Alcuéntrase aproximao a 825 años lluz del Sistema Solar.

83 Virginis ye una superxigante o xigante lluminosa mariella de tipu espectral G0Ib-IIb, magar na base de datos SIMBAD apaez catalogada como subxigante o estrella de la secuencia principal (G1IV/V).
Tien una temperatura efectivo de 5430 ± 100 K y relluma con una lluminosidá 437 vegaes mayor que la del Sol, cifra que sofita'l so estatus de superxigante o xigante lluminosa.
La so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos que'l heliu— ye la metá de la del Sol ([Fe/H] = -0,31).
Con una masa de 4,2 ± 0,2 mases solares, la so edá envalórase en 155 millones d'años.

83 Virginis tien un diámetru 29 vegaes más grande que'l diámetru solar.
Nun ye una estrella variable y nella nun se detectó campu magnéticu, a diferencia d'otres superxigantes marielles como Alwaid (β Draconis) o Azmidiske (ξ Puppis) onde sí se detectó.

## Referencies
85 Pegasi

**85 Pegasi** (85 Peg / HD 224930 / HR 9088) ye un sistema estelar na constelación de Pegasu asitiáu a 40,5 años lluz del Sistema Solar.

La componente principal del sistema, **85 Pegasi A** (GJ 914 A), ye una nana mariella de tipu espectral G5V y magnitú aparente +5,75 daqué más pequeña que'l Sol. La so temperatura superficial ye de 5550 K y la so lluminosidá equival al 61% de la lluminosidá solar. Tien una masa de 0,88 mases solares.

A una distancia media de 10,3 UA de la componente A orbita **85 Pegasi B** (GJ 914 B), una nana naranxa de tipu K7V y 4200 K de temperatura. Emplega 26,28 años en completar una vuelta al so alredor y, por cuenta de la escentricidá de la órbita, la distancia ente dambes varia ente 6,4 y 14,2 UA.
Piénsase que 85 Pegasi B ye de la mesma una binaria cercana compuesta por dos estrelles de 0,55 y 0,11 mases solares. La lluminosidá de 85 Pegasi Ba, la más brillosa del par, ye poco mayor del 7% de la lluminosidá solar; la tenue acompañante, **85 Pegasi Bb**, sería una nana colorada 35 vegaes menos lluminosa que la so compañera.
La separación ente estos dos estrelles ye de 2 UA.

La edá del sistema paez ser significativamente mayor que la del Sol, envalorándose en 9345 ± 500 millones d'años. Tien una metalicidá bien baxa, en redol a un 27% de la solar.

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

## Referencies
88 Aquarii

**88 Aquarii** (88 Aqr / c2 Aquarii) ye una estrella na constelación del Acuariu.
De magnitú aparente +3,68, ye'l quintu astru más brillosu na so constelación dempués de Sadalsuud (β Aquarii), Sadalmelik (α Aquarii), δ Aquarii y ζ<sup>1</sup> Aquarii.
Alcuéntrase a una distancia de 270 años lluz del Sistema Solar, siendo'l error en tala midida del 1,8%.

## Carauterístiques
88 Aquarii ye una xigante naranxa, como tantes otres estrelles del cielu nocherniegu —por casu τ<sup>2</sup> Aquarii o ψ<sup>1</sup> Aquarii , nesta mesma constelación.
De tipu espectral K1III, tien una temperatura efectivo de 4435 K.
Relluma con una lluminosidá 350 vegaes superior a la del Sol, mayor que la d'Arturu (α Bootis) nun 60% y cuasi ocho veces mayor que la de Pólux (β Geminorum).
El so tamañu, evaluáu a partir del so diámetru angular —3,24 ± 0,20 milisegundos d'arcu—, ye 29 vegaes más grande que'l del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 3,6 km/s y tien una metalicidá equivalente a 2/3 partes de la solar ([Fe/H] = -0,20).

88 Aquarii muévese alredor de la galaxa nuna órbita relativamente escéntrica (y = 0,24), lo que fai qu'ente que nel periastru la so distancia respeutu al centru galácticu ye similar a la del Sol (7,4 kilopársecs aproximao), nel apoastru allóñase del mesmu hasta 12,2 kilopársecs.

## Referencies
88 Leonis

**88 Leonis** (88 Leo / HD 100180 / HR 4437) ye una estrella na constelación de Leo de magnitú aparente +6,20.
Alcuéntrase a 75 años lluz del Sistema Solar.

88 Leonis ye una nana mariella de tipu espectral G0V con una temperatura efectivo de 5949 K.
Ye una análoga solar —de carauterístiques asemeyaes al nuesu Sol—, nuna versión daqué más caliente y lluminosa que la nuesa estrella.
Un 36% más lluminosa que'l Sol, el so radiu ye un 8% más grande que'l radiu solar.
La so velocidá de rotación ye de siquier 3,3 km/s, completando un xiru en 14 díes.
Puesto que les estrelles ralenticen la so rotación col pasu del tiempu, utilízase'l periodu de rotación pa envalorar la edá d'una estrella. Según esti métodu, denomináu xirocronoloxía, 88 Leonis tien una edá averada de 2070 millones d'años; sicasí, d'alcuerdu a la so actividá cromosférica, la so edá podría ser de 4210 millones d'años.
Presenta una bayura relativa d'elementos químicos —fierro, sodiu, siliciu y titaniu— comparable a la solar.

88 Leonis tien una acompañante alloñada de magnitú +9,22, denomada **LTT 13146** (SAO 99647), visualmente alcontrada a 15,4 segundos d'arcu d'ella. La so separación con 88 Leonis tien de ser igual o superior a 465 UA.

## Referencies
89 Herculis

**89 Herculis** (89 Her / HD 163506 / HR 6685) ye una estrella na constelación d'Hércules de magnitú aparente +5,47. La midida direuta de la paralax asitia a 89 Herculis a daqué más de 3000 años lluz del Sistema Solar, pero los errores inherentes a la mesma midida faen qu'esti valor nun seya fiable. Llixeramente variable, con una oscilación nel so rellumu de 0,2 magnitúes, recibe la denominación de variable **V441 Herculis**.

89 Herculis ye una superxigante mariella de tipu espectral F2Ibe con una lluminosidá ente 7000 y 9000 vegaes superior a la del Sol. Ye una fonte emisora de radiación infrarroxo proveniente d'una envoltura gaseosa qu'arrodia a la estrella. Esta envoltura, compuesta fundamentalmente d'hidróxenu pero rica en oxíxenu, tien el so cantu interior a 100 UA de la estrella, tando'l so cantu esterior unes 100 vegaes más alloñáu. La estrella, con un radiu 60 vegaes más grande que'l radiu solar, creó la envoltura per mediu d'un fuerte vientu estelar y esperimenta una continua perda de masa.

89 Herculis alcuéntrase na fases finales de la so evolución estelar. Representa una etapa posterior a les variables Mira, y ta en cursu de dexar al descubiertu'l so nucleu esprendiéndose de les sos capes esteriores pa formar una protonebulosa planetaria. Ye la única estrella d'estes carauterístiques observable a simple vista. La contraición posterior de dichu nucleu va dar llugar a una nana blanca.

## Referencies
9 Ceti

**9 Ceti** (9 Cet / HD 1835 / HR 88 / HIP 1803) ye una estrella variable de magnitú aparente +6,38. Alcuéntrase nel rincón suroeste de la constelación de Cetus, al suroeste de ι Ceti, noroeste de Deneb Kaitos (β Ceti) y al norte de 6 Ceti.
Alcuéntrase a 66 años lluz de distancia del Sistema Solar.

9 Ceti ye una nana mariella de tipu espectral G3V con una temperatura efectivo de 5767 K.
Llixeramente más lluminosa que'l Sol, el so diámetru ye daqué más grande que'l de la nuesa estrella —aproximao un 10% mayor—, anque la so masa paez ser daqué inferior a la masa solar, equivalente al 93% de la mesma.
Presenta una metalicidá un 44% mayor que la del Sol, reparándose'l mesmu enclín n'otros elementos como magnesiu, níquel y siliciu.

A diferencia del Sol, que la so edá ye de 4600 millones d'años, 9 Ceti ye una estrella bien nueva, con una edá de namái 600 millones d'años. La so edá envalorada per aciu xirocronoloxía ye inclusive inferior, en redol a 400 millones d'años. Ta clasificada como una variable BY Draconis, recibiendo la denominación de variable **BE Ceti**; la variabilidá tien el so orixe na presencia de manches escures qu'entren y salen del campu de visión por cuenta de la rápida rotación, una y bones el periodu de rotación ye de 7,7 díes.
Conócense dos ciclos d'actividá cromosférica de 9,1 y 6,7 años, pudiendo esistir superpuestu a ellos un ciclu más llargu de 25 años.

## Referencies
9 Hydrae

**9 Hydrae** (9 Hya / HD 74137 / HR 3441) ye una estrella na constelación d'Hidra de magnitú aparente +4,87.
Alcuéntrase a 212 años lluz del Sistema Solar.

Como munches estrelles del cielu nocherniegu, 9 Hydrae ye una xigante naranxa, siendo'l so tipu espectral K0IIICN.
Na mesma constelación d'Hidra, Alfard (α Hydrae), λ Hydrae, ν Hydrae y π Hydrae son tamién estrelles d'esta clase.
Les lletres «CN» nel tipu espectral de 9 Hydrae indiquen que, al igual que θ Herculis, ye una estrella rica en cianóxenu (CN), onde los elementos creaos nel so nucleu por fusión nuclear algamen la so superficie.

9 Hydrae tien una temperatura efectivo de 4688 ± 5 K y ye 49 vegaes más lluminosa que'l Sol.
Tien un diámetru 11 vegaes más grande que'l diámetru solar, comparable al de la conocida Pólux (β Geminorum), la xigante naranxa más cercana al Sistema Solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 19 km/s.
Amuesa un conteníu metálico comparable a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] igual a +0,01.
Ye una estrella del discu finu con una edá envalorada de 4570 millones d'años.

Anque 9 Hydrae forma una estrella doble con **BD-15 2554B**, dambes estrelles nun tán físicamente rellacionaes, constituyendo una doble óptica.

## Referencies
9 Lacertae

**9 Lacertae** (9 Lac / HD 214454 / HR 8613) ye una estrella na constelación de Lacerta de magnitú aparente +4,65.
Ta asitiada a 172 años lluz de distancia del Sistema Solar.

9 Lacertae ye una subxigante blanca de tipu espectral A8IV.
El so estatus de subxigante implica que terminó la fusión del hidróxenu nel so nucleu, siendo les sos carauterístiques asemeyaes a les d'Asellus Tertius A (κ Bootis), α Pictoris o β Pavonis.
Tien una temperatura efectivo de 7261 K y una lluminosidá 31 vegaes superior a la del Sol.
Con un diámetru 2,1 vegaes más grande que'l diámetru solar,
rota a gran velocidá, siendo la so velocidá de rotación proyeutada de 105 km/s; la so verdadera velocidá de rotación ye igual o mayor qu'esti valor, en función del enclín que tenga'l so exa de rotación respectu al observador terrestre.

9 Lacertae presenta una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos que'l heliu— inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,20).
Frente a dellos elementos como oxíxenu, magnesiu, aluminiu y vanadiu, que la so bayura relativa ye comparable a la solar, otros presenten bayures que claramente difieren de los valores solares.
Neodimio, cinc y sobremanera cobaltu —11 vegaes más abondosa que nel Sol— amuesen valores bien percima de les solares; nel otru estremu, níquel, estronciu y circoniu son deficitarios al respective de la nuesa estrella.

## Referencies
9 Pegasi

**9 Pegasi** (9 Peg / HD 206859 / HR 8313) ye una estrella na constelación de Pegasu de magnitú aparente +4,34.
Alcuéntrase aproximao a 923 años lluz del Sistema Solar.

9 Pegasi una superxigante mariella de tipu espectral G5Ib con una temperatura efectivo de 4910 ± 100 K.
A partir del valor del so diámetru angular, llográu de forma indireuta —2,57 milisegundos d'arcu—, puede envalorase el so radiu, resultando ser ésti 78 vegaes más grande que'l radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 9,9 km/s.
Relluma con una lluminosidá 1100 vegaes mayor que la lluminosidá solar; a pesar d'esta elevada cifra, ye una superxigante «menor», lo que se reflexa na *b* del so tipu espectral.
La so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos que'l heliu— ye comparable a la del Sol ([Fe/H] = -0,03).
Anque la so masa envalorada ye de 7,1 ± 0,4 mases solares, nun ye lo suficientemente masiva pa rematar la so vida españando como una supernova.
Tien una edá averada de 43 millones d'años.

9 Pegasi ta catalogada como una posible estrella variable, pero la so variabilidá nun foi confirmada.

## Referencies
9 Sagittarii

**9 Sagittarii** (9 Sgr / HD 164794 / HR 6736) ye una estrella na constelación de Saxitariu de magnitú aparente +5,93. Ye miembru del cúmulu NGC 6530, envalorándose la so distancia en 5150 años lluz —1580 pársecs—; otres fontes asitiar entá más lloñe del Sistema Solar, a 5800 años lluz.

9 Sagittarii ye una estrella de la secuencia principal de tipu espectral O4V. Ye una estrella bien caliente, con una temperatura efectivo de 43.000 K.
Extraordinariamente lluminosa, relluma con una lluminosidá equivalente a 770.000 soles.
Tien un radiu 16 vegaes más grande que'l radiu solar y xira sobre sigo mesma a gran velocidá; diversos estudios cifren la so velocidá de rotación ente 102 y 128 km/s.
Ye una estrella desaxeradamente nueva de namái 1,5 millones d'años d'edá, polo que, comparativamente, l'antigüedá del Sol ye 3000 vegaes mayor.

Magar davezu considerar una estrella simple, variaciones na velocidá radial de 9 Sagittarii suxirieron que podría ser binaria espectroscópica de llargu periodu. La hipotética estrella acompañante tendría de ser tamién de tipu O, y yá que nun pudo resolvese por interferometría de moteáu nun estudiu que detecta binaries separaes 0,0035 segundos d'arcu, supúnxose que la so separación ye menor; ello correspondería a una distancia real ente componentes inferior a 55 UA —considerando que s'atopara a 5150 años lluz—.
Asumiendo que la estrella primaria fuera de tipu O4V con una masa de 55 ~ mases solares, y el so acompañante sería de tipu O8V con una masa de 25 ~ mases solares, la llende cimera del periodu orbital, pa una órbita circular, sería de 45 años.

Nun artículu publicáu na edición de xunu de 2012 de la revista *[[Astronomy & Astrophysics]]* amuésase cómo se pudieron determinar finalmente los parámetros del sistema 9 Sagittarii per aciu midíes espectroscópicas realizaes mientres un periodu de tiempu bastante llargu. Acordies con l'estudiu, 9 Sagittarii ta formada por una estrella de tipu espectral O3.5V acompañada por otra de tipu espectral O5 o O5.5V 40%-50% menos brillosu que la primaria según el tipu espectral que tuviera, moviéndose los dos nuna órbita d'elevada escentricidá (0,7) que tarden 8,6 años en completar

## Ver tamién
* Llista d'estrelles más lluminoses

## Referencies
90 Tauri

**90 Tauri** (90 Tau / c Tauri / HD 29388) ye una estrella na constelación de Tauru de magnitú aparente +4,27.
Ye miembru del cúmulu de les Híades y alcuéntrase a 150 años lluz del Sistema Solar.

90 Tauri ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A6V que la so temperatura efectivo ye de 8194 K.
A partir del so diámetru angular —0,58 ± 0,02 milisegundos d'arcu—, puede evaluase'l so radiu, resultando ser ésti 2,9 vegaes más grande que'l radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 82 km/s.
Nun se detectó escesu na radiación infrarroxo emitida por 90 Tauri, lo qu'en principiu refuga la presencia d'un discu circumestelar de polvu al so alredor.
Per otra parte, ye una estrella brillosa en rayos X, siendo la so lluminosidá en dicha rexón del espectro de 46 ×1020 W. 

Tocantes a la so composición elemental, 90 Tauri tien una metalicidá comparable a la solar, con una bayura relativa de fierro cuasi igual a la del Sol ([Fe/H] = -0,03).
Oxíxenu, siliciu y calciu tamién presenten niveles cercanos a los solares pero bariu y sodiu son menos abondosos que na nuesa estrella ([Na/H] = -0,47).

Coles mesmes, 90 Tauri ye una binaria espectroscópica, implicando que los dos componentes tán tan próximes ente sigo, o tan alloñaes de la Tierra, que nun pueden ser resueltes visualmente.

## Referencies
89 Leonis

**89 Leonis** (89 Leo / HD 100563 / HR 4455) ye una estrella na constelación de Leo asitiada a 1,5º de τ Leonis mui cerca de la llende con Virgu. De magnitú aparente +5,70, nun tien lletra griega de Bayer y ye comúnmente conocida pol so númberu de Flamsteed.

Asitiada a 87 años lluz del Sistema Solar, 89 Leonis ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F5.5V con una temperatura efectivo de 6450 K. Ye tres veces más lluminosa que'l Sol y el so radiu ye un 30% mayor que'l radiu solar. De carauterístiques físiques similares a otres estrelles más conocíes como Tabit (π³ Orionis) o γ Serpentis, la so masa ye un 28% mayor que la masa solar. Más nuevu que'l Sol, la so edá varia según la fonte consultada ente 730 y 1000 millones d'años.

89 Leonis tien una metalicidá, espresada como la so bayura relativa de fierro, superior a la solar nun 38%.
La so velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— ye de 13,5 km/s, a la que correspuende un periodu de rotación igual o menor a 5,24 díes.
Esti valor ye bien inferior al periodu de rotación del Sol —en redol a 26 díes—, pero queda bien lloñe del qu'amuesen estrelles más calientes como Altair (α Aquilae), que'l so periodu ye d'aproximao 10 hores. 

## Referencies
9 Cephei

**9 Cephei** (9 Cep / HD 206165 / HR 8279) ye una estrella variable de magnitú aparente media +4,79 na constelación de Cepheus.
Ye una estrella alloñada distante 2700 años lluz del Sistema Solar y miembru de l'Asociación estelar Cepheus OB2, a la cual tamién pertenez la superxigante ν Cephei.

9 Cephei ye una superxigante azul de tipu espectral B2Ib con una temperatura efectivo de 19.300 K.
Descomanadamente lluminosa, radia 129.000 vegaes más enerxía que'l Sol —superando a Deneb (α Cygni) o la citada ν Cephei— y tien un diámetru 32 vegaes más grande que'l del Sol. Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 45 ± 7 km/s.
Ye una estrella masiva, siendo la so masa aproximao 12 vegaes mayor que la masa solar y pierde masa estelar a razón de 2,7 &times; 10-7 mases solares cada añu.

9 Cephei ye una variable Alfa Cygni —clase de variables qu'esperimenten pulsaciones non radiales na so superficie—, siendo una de les más brilloses d'esta clase. El so rellumu bazcuya 0,09 magnitúes ensin qu'esista un periodu conocíu.
Por ello recibe la denominación, tocantes a estrella variable, de **V337 Cephei**.

## Referencies
93 Ceti

**93 Ceti** (93 Cet / HD 18883 / HR 190) ye una estrella na constelación de Cetus de magnitú aparente +5,62. Alcuéntrase, d'alcuerdu al amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos (5,93 milisegundos d'arcu), a 550 años lluz del Sistema Solar.

93 Ceti ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B7V, bien similar a la componente principal de Regulus (α Leonis), anque ta unes siete veces más alloñada qu'ésta.
Con una temperatura efectivo de 12.800 K, la so lluminosidá ye 321 vegaes mayor que la solar.
El so radiu ye 3,2 vegaes más grande que'l radiu solar y la so velocidá de rotación proyeutada, 71 km/s, nun ye descomanadamente alta pa una estrella de les sos carauterístiques.
Tien una masa de 3,8 mases solares y cumplió yá 3/4 partes de la so vida como estrella de la secuencia principal.

93 Ceti forma una estrella doble óptica con Menkar (α Ceti), de la que visualmente alcuéntrase separada 16 minutos d'arcu. Les dos estrelles nun tán físicamente rellacionaes yá que Menkar alcuéntrase a la metá de distancia de nós.

## Referencies
94 Aquarii

**94 Aquarii** (94 Aqr) ye una estrella múltiple na constelación del Acuariu de magnitú aparente +5,19.
Alcuéntrase a una distancia de 69 años lluz del Sistema Solar, magar l'error en tala midida algama'l 5,2%.

Ye un sistema estelar triple, onde los dos componentes más próximes ente sí —94 Aquarii Aa y 94 Aquarii Ab, resueltes per aciu interferometría de moteáu— tienen una distante compañera a 13 segundos d'arcu, denomada 94 Aquarii B.

## 94 Aquarii Aa y Ab
**94 Aquarii Aa** ye una subxigante mariella de tipu espectral G8.5IV, enantes catalogada como G5IV.
El so rellumu, 0,13 magnitúes percima del que correspondería a una estrella de la secuencia principal, correspuende a una lluminosidá 3,5 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Tien una temperatura efectivo de 5488 ± 83 K y una masa d'aproximao 1,29&nbsp;mases solares.
El so radiu puede ser un 90% más grande que'l radiu solar y completa una rotación en 42 díes.
Ye una estrella rica n'elementos pesaos que la so metalicidá ye un 41% más elevada que la solar ([Fe/H] = +0,15).

**94 Aquarii Ab** ye una nana naranxa que les sos carauterístiques nun son bien conocíes.
El so rellumu puede ser unes 3 magnitúes inferior al del so brillante y más evolucionada compañera.
Con una temperatura de 4800 K aproximao, la so masa envalorada ye un 9% menor que la del Sol.
Completa una órbita en redol a la subxigante cada 6,3 años (2291 díes).

## 94 Aquarii B
**94 Aquarii B** ye tamién una nana naranxa de magnitú +6,97.
De tipu espectral K2V, tien una temperatura efectivo de 5136 ± 80 K.
El so radiu ye un 7% más pequeñu que'l radiu solar y la so masa un 4% menor que la del Sol.
Tien una lluminosidá equivalente a daqué más de la metá de la que tien el Sol.
El so periodu orbital alredor de la binaria Aa-Ab ye d'unos 3450 años.

El sistema tien una edá d'aproximao 6250 millones d'años.

## Referencies
94 Ceti

**94 Ceti** (94 Cet) ye una estrella binaria asitiada na constelación de Cetus. Asitiada a una distancia de 73 años lluz del Sistema Solar, relluma con magnitú aparente +5,06.

## Estrella primaria
La estrella primaria del sistema ye **94 Ceti A**, nana mariella de tipu espectral F8V con una temperatura superficial de 6190 ± 45 K.
Tien una masa de 1,33 mases solares y ye 3,68 vegaes más lluminosa que'l Sol.
El so radiu ye un 90% más grande que'l radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 8 km/s.
Anque nun principiu pensóse que 94 Ceti A podía ser una binaria espectroscópica, en 2000 afayóse la esistencia d'un planeta xigante en redol a esta estrella.

94 Cet A tien una metalicidá —basada na so bayura relativa de fierro— un 61% mayor que la solar ([Fe/H] = +0,207).
Los niveles d'otros elementos evaluaos son igualmente elevaos, destacando'l nivel de cobre, tres veces más altu que nel Sol.

## Estrella secundaria
**94 Ceti B**, una nana colorada de tipu M3V, ye la otra componente del sistema. Muncho más tenue que la so compañera, la so lluminosidá equival a pocu más del 1% de la lluminosidá solar.

La separación media ente les dos estrelles del sistema ye de 151 UA. Empleguen unos 1420 años en completar una vuelta a lo llargo de la so órbita, que la so escentricidá ye ε = 0,26.

## Sistema planetariu

La zona de habitabilidad en redol a 94 Ceti A asítiase a 2,11 UA de la estrella. El planeta estrasolar descubiertu, denomináu HD 19994 b o 94 Ceti b, orbita a 1,42 UA de la estrella y la so masa ye siquier un 68% mayor que la masa de Xúpiter. Paez improbable la esistencia d'un planeta terrestre na zona de habitabilidad pola presencia del planeta xigante, que la so órbita ye claramente escéntrica.

## Referencies
95 Herculis

**95 Herculis** (95 Her) ye una estrella binaria na constelación d'Hércules asitiada a 470 años lluz del Sistema Solar. La componente más brillosa, **95 Herculis A** (HD 164669 / HR 6730), ye una xigante blanca de tipu espectral A5III y magnitú aparente +4,96, ente que **95 Hercules B** (HD 164668 / HR 6729) ye una xigante mariella de tipu G8III y magnitú +5,18. La separación visual ente dambes ye de 6,3 segundos d'arcu.

95 Herculis A, la más caliente de los dos, tien una temperatura averada de 8000 K y una lluminosidá equivalente a 167 soles. El so tamañu, con un radiu 6,8 vegaes mayor que'l radiu solar, nun ye tan grande dientro de les estrelles xigantes, y tien una masa de 2,8 mases solares. La so elevada velocidá de rotación de 233 km/s —siendo ésti la llende inferior llevar a completar una vuelta en menos d'un día y mediu.

Anque visualmente menos brillosu que la so compañera, 95 Herculis B superar en lluminosidá cuando se considera la radiación infrarroxo emitida, siendo entós 194 vegaes más lluminosa que'l Sol. Tien un radiu 19,4 vegaes mayor que'l radiu solar. La so velocidá de rotación ye de namái 5,7 km/s, notablemente inferior al de 95 Herculis A, siendo'l so periodu de rotación igual o inferior a 170 díes. El so metalicidá ye menor que la solar, en redol a un 60% de la mesma. Con una masa de 3,2 mases solares, ye una estrella más evolucionada que la so compañera, envalorándose la edá del sistema en 500 millones d'años.

La separación real ente 95 Herculis A y 95 Herculis B ye de siquier 900 UA a la que, d'alcuerdu a les sos mases, correspuende un periodu orbital de más de 11.000 años. Arriendes d'ello, nun se pudo reparar movimientu orbital dalgunu.

## Referencies


* HD 164669 (95 Herculis A) (SIMBAD)
* HD 164668 (95 Herculis B) (SIMBAD)
* 95 Herculis (Stars, Jim Kaler)
99 Herculis

**99 Herculis** (99 Her / b Herculis) ye una estrella binaria na constelación d'Hércules de magnitú aparente +5,07.
Alcuéntrase a 51 años lluz de distancia del Sistema Solar.

La estrella primaria de 99 Herculis ye una nana mariella de tipu espectral F7V.
Tien una temperatura efectivo de 5918 - 5928 K y una lluminosidá llixeramente percima del doble de la lluminosidá solar.
Con un radiu aproximao un 10% más grande que'l del Sol, el so periodu de rotación ye de 9 díes.
La so masa ye un 2% menor que la del Sol.
Tien una metalicidá sensiblemente inferior a la solar, siendo'l conteníu relativo de fierro igual al 28% del reparáu nel Sol ([Fe/H] = -0,55). Esta mesmu enclín reparar nel conteníu d'elementos como sodiu, magnesiu, aluminiu y níquel.
Al igual que'l Sol, ye una estrella del discu finu, que la so edá envalorada ye de 6700 - 6800 millones d'años.

La estrella secundaria, muncho menos estudiada, ye una nana naranxa de tipu K4V.
De magnitú aparente +8,9, el so radiu ye igual al 74% del radiu solar.
El so periodu orbital ye de 56,40 años y la escentricidá de la órbita ε ye igual a 0,75.

## Referencies
A36 (estrella)

**A36** (GSC 03161-00815) ye una estrella binaria na constelación del Cisne.
Primeramente pensóse que yera miembru de l'Asociación estelar Cygnus OB2, lo que la asitiaría a unos 1400 kilopársecs del Sistema Solar.
Darréu cuestionóse la so pertenencia a esta asociación y postuláronse dos explicaciones sobre la so estatus. A36 pue ser una estrella binaria fuxitiva —anque estos oxetos son raros— o a cencielles ye un sistema más alloñáu —pero nel mesmu campu de visión— que Cygnus OB2.

A36 ye una binaria masiva compuesta por una superxigante azul de tipu espectral B0 Ib y una xigante azul de tipu B0 III.
La primera tien una masa de siquier 19,8 mases solares, ente que la segunda ye siquier 13,8 vegaes más masiva que'l Sol; la rellación de mases ente los dos componentes, *q*, ye igual a 0,70.
El semiexe mayor de la órbita de la estrella más masiva ye de 15,6 radios solares —pocu más de 0,07 UA— polo que se piensa qu'una o los dos componentes enllenen los sos lóbulos de Roche, constituyendo probablemente una estrella binaria de contautu binaria de contautu.
Como cabo esperar cuando les componentes tán tan próximes ente sigo, A36 ye, amás, una binaria eclipsante.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles más masives

## Referencies
A1 (estrella)

**A1** (NGC 3603 A1 / WR 43a) ye una estrella binaria na constelación de Carina de magnitú aparente +11,18. Xunto a NGC 3603 B, ye la estrella visualmente más brillosa del cúmulu abiertu NGC 3603, asitiáu a unos 20.000 años lluz de distancia del Sistema Solar.

A1 ye una binaria espectroscópica eclipsante que'l so espectru combináu correspuende al una estrella de Wolf-Rayet de tipu espectral WN6hai. Paez ser una estrella desaxeradamente lluminosa, más masiva qu'otres estrelles de tipu O3 esistentes en NGC 3603. Como tal, tien de contener una considerable cantidá d'hidróxenu, a diferencia d'otres estrelles de Wolf-Rayet.

El periodu orbital del sistema ye de 3,7724 díes, amosando un doble eclís a lo llargo del so órbita circular. Los dos componentes son estrelles de llinies d'emisión, non necesariamente del mesmu tipu espectral. Combinando midíes espectroscópicas de velocidaes radiales coles de fotometría tomaes col Telescopiu espacial Hubble, un equipu de la Universidá de Montreal calculó que les componentes d'esti sistema binariu tán ente les estrelles más masives conocíes. La masa de la estrella principal ye de 116 ± 31 mases solares y la de la secundaria ye de 89 ± 16 mases solares.

## Ver tamién
* Llista de les estrelles más masives

## Referencies
A11 (estrella)

**A11** (2MASS J20323154+4114082) ye una estrella na constelación del Cisne.
Ye miembru de Cygnus OB2, asociación estelar qu'alluga un gran númberu d'estrelles masives incluyendo una proporción significativa d'estrelles O y B de nuesa galaxa.
Esta asociación ta asitiada aproximao a 1700 kilopársecs del Sistema Solar.

A11 ye una estrella caliente de 36.000 K de temperatura efectivo.
El so espectru indica que ye una estrella evolucionada, una superxigante azul de tipu espectral O7.5Ib-II(f).
Extraordinariamente lluminosa —400.000 vegaes más que'l Sol—, tien un diámetru 15,9 vegaes más grande que'l diámetru solar.
La edá de les estrelles de Cygnus OB2 envalórase en 2,5 millones d'años; piénsase que namái les estrelles de más de 35 mases solares abandonaron la secuencia principal —cuanto mayor ye la masa d'una estrella más rápida ye la so evolución—, siendo A11, con cerca de 40 mases solares, una d'elles.

A11 alcuéntrase bien próxima a la candidata a hiperxigante azul Cygnus OB2 12, no que paez ser la zona más escura de l'asociación.
Coles mesmes, suxirióse que puede ser l'equivalente ópticu de la fonte de rayos X **1Y 2023043+4103.9**.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles más masives

## Referencies
AA Tauri

**AA Tauri** (AA Tau / GCRV 55202 / HBC 63) ye una estrella que s'atopa na constelación de Tauru a unos 450 años lluz de distancia del Sistema Solar.

## Carauterístiques
De magnitú aparente +12,82, AA Tauri tien tipu espectral M0V:y.
Ye una nueva estrella T Tauri, que la so edá ye de menos d'un millón d'años.
Adoptando una temperatura efectivo de 4000 K, la so masa equivaldría al 80% de la masa solar y la so lluminosidá al 80% de la que tien el Sol.
El so radiu ye un 85% más grande que'l radiu solar y el so periodu de rotación ye de 8,4 díes. 

Ta clasificada como variable Orión, variando'l so rellumu ente magnitú +12,2 y +16,10.

## Discu protoplanetariu
Cola ayuda del Telescopiu Espacial Spitzer afayóse la esistencia d'un discu protoplanetariu alredor d'AA Tauri. Compuestu mayoritariamente por gas, detectóse la presencia de trés molécules orgániques nel material que forma'l discu: cianuru d'hidróxenu, acetilenu y dióxidu de carbonu, amás de vapor d'agua. Coles mesmes, la cantidá d'estos compuestos ye mayor nel discu que na nube molecular de gas interestelar a partir de la cual formóse el discu. Ello evidencia una química orgánica activa dientro del mesmu, formando estes molécules y aumentando el so conteníu.

Según el descubridores, el fechu d'atopar grandes cantidaes de cianuru d'hidrógeno —sustancia precursora na formación d'aminoácidos— nuna estrella qu'acaba de nacer, suxer que les posibilidaes de formación de molécules complexes rellacionaes con nuesa mesma bioloxía son enforma mayores de lo que s'imaxinaba.

## Referencies

## Enllaces esternos
*  12-03-2008
AB Doradus

**AB Doradus** (AB Dor / HD 36705 / HIP 25647) ye un sistema estelar que s'atopa a 48,7 años lluz na constelación austral de Doráu. La estrella principal ye una estrella acandilante, d'ende la denominación de variable «AB».

La estrella principal **AB Doradus A**, nana naranxa de tipu espectral K2V, tien una temperatura efectivo de 5100 ± 20 K.
La so lluminosidá equival al 43% de la lluminosidá solar y el so radiu ye un 16% más pequeñu que'l del Sol.
Xira sobre sigo mesma muncho más apriesa que'l Sol, siendo la so velocidá de rotación de siquier 53 km/s.
El so periodu de rotación ye de namái 0,51 díes.
De resultes d'esto, tien un intensu campu magnéticu.
Midíes precises de la velocidá de rotación de la estrella nel so ecuador amosaron que dicha velocidá varia col tiempu debíu al efeuto de dichu campu magnéticu.
Coles mesmes, presenta mayor númberu de manches estelares que'l Sol.
Con una masa de 0,91 mases solares, tien una edá averada de 75 millones d'años.

**AB Doradus B** ye una nana colorada a 135 UA de la componente A. **AB Doradus C** ye una compañera bien próxima a la estrella principal, a namái 2,3 UA, con un periodu orbital de 11,75 años. Ye una de les estrelles conocíes con menor masa —93 vegaes la masa de Xúpiter—, mui cerca de la llende de 75 - 80 vegaes la masa de Xúpiter per debaxo del cual clasificárase como una nana marrón. La so lluminosidá ye namái una milésima de la del Sol.

El sistema da nome a la llamada Asociación estelar d'AB Doradus, compuesta por unes 30 estrelles que se mueven na mesma direición y tienen una edá similar.
Otros miembros d'esta asociación son AK Pictoris, PW Andromedae y LO Pegasi.

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

## Referencies
AB Pictoris

**AB Pictoris** (AB Pic / HD 44627 / HIP 30034) ye una estrella asitiada na constelación de Pictor. Ye una variable BY Draconis que'l so rellumu varia ente magnitú aparente +9,21 y +9,35. En 2005 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar o nana marrón n'órbita alredor d'esta estrella.

AB Pictoris ye una nana naranxa de tipu espectral K2 V con una temperatura efectivo de 4875 K.
Con un diámetru daqué menor que'l del Sol —el 88% del mesmu—, la so lluminosidá equival al 51% de la lluminosidá solar.
Ye una estrella probe en metales, con una metalicidá inferior a una cuarta parte de la que tien el Sol ([Fe/H] = -0,64).
Asitiada a 149 años lluz del Sistema Solar, ye miembru de l'Asociación estelar de Tucana-Horologium, que la so edá ye d'unos 30 millones d'años.

## AB Pictoris b

En 2005, un equipu del ESO llogró una imaxe de l'acompañante d'AB Pictoris, AB Pictoris b. La so masa más probable asitiar ente 13 - 14 vegaes la masa de Xúpiter con una temperatura en redol a 2000 K. L'oxetu paez similar a GQ Lupi b anque más antiguu.

Puesto que la distinción ente nana marrón y planeta xigante asítiase en 13,6 vegaes la masa de Xúpiter, l'acompañante descubierta asítiase xusto na llende ente dambes clases d'oxetos subestelares. Alcuéntrase abondo alloñada de la estrella principal —260 UA—, unes 9 vegaes la distancia ente Neptunu y el Sol, formando un sistema planetariu con unes carauterístiques úniques nel momentu del so descubrimientu.

## Ver tamién
* Llista de planetes estrasolares
* GQ Lupi

## Referencies
AC Leporis

**AC Leporis** (AC Lep / HD 40745 / HR 2118) ye una estrella variable na constelación de la Llebre de magnitú aparente media +6,21. Alcuéntrase a 205 años lluz de distancia del Sistema Solar.

AC Leporis ye una subxigante de tipu F2IV con una temperatura efectivo de 6840 ± 180 K.
Tien una lluminosidá 9,1 vegaes mayor que la lluminosidá solar y el so radiu ye de 2,1 radios solares.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 42 km/s; el verdaderu valor puede ser más altu dependiendo del enclín de la so exa al respective de la nuesa llinia de visión.
Amuesa una metalicidá igual a la solar ([Fe/H] = -0,00 ± 0,09).
Elementos como escandiu, titaniu, cromu y fierro son igual d'abondosos que nel Sol pero'l manganesu ye deficitariu al respective de la nuesa estrella.
La so masa averada ye un 65% mayor que la del Sol y la so edá envalórase en 1400 millones d'años.

AC Leporis ye una variable Gamma Doradus con un periodu de 0,82427 díes.
Estes variables nun son bien conocíes y piénsase que la so variabilidá provién de pulsaciones non radiales de la so superficie.
Amás de γ Doradus, prototipu del grupu, cabo citar d'ente elles a QW Puppis y V398 Aurigae.

## Referencies
Achernar

**Achernar** (Alfa Eridani / α&nbsp;Eri / HR&nbsp;472 / HIP&nbsp;7588) ye una estrella de primer magnitú (la octava más brillosa del cielu nocherniegu) que configura l'estremu sur de la llarga constelación d'Eridanus («El Ríu Erídanu»). Ye de color blancu azuláu y ye circumpolar dende llatitúes australes superiores a 32º 45' S (y, poro, nunca ye visible dende llatitúes boreales superiores a 32º 45' N). El so nome deriva del árabe *Al Ahir al Nahr*, «el fin del ríu».

Alcuéntrase a unos 144 años lluz del Sol y la so magnitú aparente ye +0,45, polo que la so lluminosidá intrínseca ye unes 1076 vegaes la solar. Ye una estrella de bien rápida rotación, polo que la so forma ye considerablemente esnachada. Coles mesmes ye una variable de tipu Lambda Eridani.

## Ver tamién
* Catálogu d'estrelles
* Estrella (náutica)
* Estrelles más brilloses

## Referencies

## Referencies
* 

## Enllaces esternos

* Achernar en solstation.com
Achird

**Achird** (Eta Cassiopeiae / η Cas), ye un sistema d'estrelles asitiáu na constelación de Cassiopeia.

La estrella principal del sistema, η1, ye una nana mariella con una magnitú aparente de +3,45 de la clase espectral G3V. La so lluminosidá ye 1,3 vegaes superior a la del Sol, con un diámetru apenes un 15% superior al de la nuesa estrella, y namái 1,07 vegaes más masiva, tou lo cual facer bien similar a ella (que pertenez a la clase espectral G2V). Dellos autores pensaron que sería una binaria espectroscópica de 9 díes de periodu, pero ello yá foi refugáu.

La so compañera, η 2, ye una nana naranxa de la clase espectral K7V y magnitú aparente de +7,51. La so lluminosidá ye de 0,07 vegaes la solar, el so radiu de la metá del Sol, y tien 0,42 vegaes la masa del nuesu astru.

Les dos estrelles xiren alredor del so centru de mases nuna órbita de 480 años de periodu, y una separación media de 71 unidaes astronómiques, anque la elevada escentricidá orbital fai que tal separación varie ente 36 unidaes astronómiques y 107 unidaes astronómiques. 

El sistema Eta Cassiopeiae ta na llista d'estrelles asemeyaes al Sol que podríen tener planetes similares al nuesu y que van ser investigaos pol Terrestrial Planet Finder; sicasí, les busques de planetes estrasolares hasta la fecha nun atoparon nengunu, y la baxa metalicidá del sistema -apenes daqué más de la metá de la esistente nel nuesu Sol- fixo pensar que nun paeza bien probable qu'haya planetes ellí. 

Esisten amás seis componentes ópticos, qu'en realidá s'atopen a muncha mayor distancia que η1 y η 2.

## Referencies

## Enllaces esternos

Achird (Stars)

Eta Cassiopeiae (Solstation)
AB Aurigae

**AB Aurigae** (AB Aur) ye una estrella variable na constelación d'Auriga. Alcuéntrase a 470 años lluz de distancia del Sistema Solar.

AB Aurigae ye una estrella blanca de tipu espectral A0Ve con una lluminosidá 31 vegaes mayor que la lluminosidá solar. Ye una estrella bien estudiada yá que ye considerada prototipu de les estrelles Herbig Ae, estrelles nueves de masa entemedio qu'entá nun entraron na secuencia principal. Asitiada na rexón de formación estelar de Taurus-Auriga, la so edá ta entendida ente 1 y 3 millones d'años. Arrodiada por una complexa combinación d'estructures de gas y polvu, AB Aurigae amuesa una serie fenómenos fascinantes, ente ellos una nebulosa de reflexón que s'estiende miles d'UA más allá de la estrella, según una rexón más compacta con forma d'aniellu (ente 100 y 750 UA de la estrella) compuesta fundamentalmente de gas. Paez que'l discu interior de polvu tien un radiu esterior d'aproximao 130 UA, dientro del cual esiste bien poca cantidá de gas.

L'aniellu de polvu presenta un espaciu vacíu a 102 UA d'AB Aurigae; ello, xuníu a la esistencia d'escamplaes dientro del aniellu a menor distancia de la estrella, suxer la formación de siquier un oxetu pequeñu a una distancia orbital d'aproximao 100 UA. Tamién se detectó un puntu fonte» na parte esterna del aniellu, que'l so orixe puede ser una zona de mayor densidá causada pol acrecimientu sobre un compañeru invisible.

La magnitú aparente d'AB Aurigae bazcuya de forma irregular ente +6,9 y +8,4, tando catalogada como una variable Orión.
 
## Referencies
Ácrux

**Ácrux** (α Crucis) ye la decimocuarta estrella más brillosa del cielu con magnitú aparente +0,77.
Alcuéntrase a 325 años lluz del Sistema Solar en direición de la constelación de la Cruz del Sur.

L'alliniación de les estrelles de la Cruz del Sur «γ-α» señala en direición al Polu Sur Celeste —vease esfera celeste—; trazar imaxinaria d'una bisectriz de la llinia que xune α Centauri con Hadar (β Centauri) curtia a l'anterior llinia aproximao sobre'l polu sur.
La Estrella Polar sur ye σ Octantis, conocida tamién como Polaris Australis.

## Carauterístiques
Identificada como estrella doble por misioneros xesuites, Ácrux ta compuesta por dos estrelles blancu-azulaes, separaes 4 segundos d'arcu.
La más brillosa, denomada **Alfa-1 Crucis** (HD 108248 / HR 4730), ta catalogada como una subxigante de tipu espectral B0.5IV y magnitú 1,33, ente que la so compañera, **Alfa-2 Crucis** (HD 108249 /HR 4731), tien tipu B1V y magnitú 1,7 y entá s'atopa na secuencia principal.
En xunto, el par presenta una magnitú de 0,77.
Alfa-1 Crucis ye, de la mesma, una binaria espectroscópica con un periodu de 75,86 díes.

La componente principal d'Alfa-1 Crucis tien una temperatura superficial de 30.000&nbsp;K.
Les dos estrelles d'esti subsistema son, respeutivamente, 25.000 y 7.000 vegaes más lluminoses que'l Sol.
Alfa-2 Crucis tien una temperatura de 27.000&nbsp;K y una lluminosidá aproximao 20.000 vegaes superior a la lluminosidá solar.
La so masa ye unes 13 vegaes mayor que la masa solar.

La separación de la binaria Alfa-1 Crucis al respective de Alfa-2 Crucis ye de 400 UA —siendo ésti un valor mínimu— y el so periodu orbital ye de siquier 1300 años.
Pela so parte, la separación media ente los dos componentes d'Alfa-1 Crucis ye de namái 1 UA, pero la notable escentricidá de la so órbita fai qu'esta varie ente 0,5 y 1,5 UA.

A 90 segundos d'arcu en direición SSO alcuéntrase otra estrella de magnitú 4,9 y tipu espectral B, visible con binoculares y denomada Alfa Crucis C. Anque aparentemente tien el mesmu movimientu propiu qu'Alfa-1 y Alfa-2 Crucis, esta estrella alcuéntrase a más del doble de distancia y polo tanto nun tien rellación física col par.

## Referencies

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

**Acubens** (α Cnc / α Cancri / 65 Cancri) ye un sistema estelar asitiáu na constelación de Cáncer que'l so nome deriva de la pallabra árabe الزبانى *Az-Zubana* que significa «pinza» -del cámbaru-. **Sertan** o **Sartan** son nomes utilizaos tamién pa designar a esti sistema. De magnitú aparente +4,25 ye namái la cuarta estrella más brillosa de Cáncer magar tener la denominación de Bayer *[[Alfa]]*. Alcuéntrase a 174 años lluz del Sistema Solar.

La componente principal del sistema, **Acubens A**, ye de la mesma una estrella binaria —la duplicidá descubierta por tapecimientu pola Lluna— que les sos componentes tán dixebraes 0,1 segundos d'arcu. Los dos son estrelles práuticamente idéntiques, presumiblemente estrelles blanques de la secuencia principal de tipu Am; la *m* indica que son estrelles con llinies metáliques. Caúna de les estrelles ye 23 vegaes más lluminosa que'l Sol con una masa que dobla la masa solar.

A 11 segundos d'arcu, **Acubens B** puede vese como una estrella de magnitú 12. De la mesma ye un sistema binariu del que nada se sabe salvu'l so duplicidá. Si los dos componentes de Acubens B son iguales, pueden ser dos nanes coloraes tenues. Acubens A y Acubens B atópense dixebraes siquier 600 UA.

## Referencies

* Alfa Cancri (SIMBAD)
* Acubens (Stars, Jim Kaler)
AD Bootis

**AD Bootis** (AD Boo / SAO 83421) ye una estrella de magnitú aparente +9,38
asitiada na constelación de Boötes, el pastor de gües.
Alcuéntrase a 668 años lluz del Sistema Solar.

AD Bootis ye una binaria espectroscópica compuesta por dos estrelles blancu-marielles de la secuencia principal.
La componente más lluminosa, de tipu espectral F4V, tien una temperatura superficial de 6575 K.
Ye 4,4 vegaes más lluminosa que'l Sol y la so masa ye un 41% mayor que la masa solar.
Con un radiu de 1,61 radios solares, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 38 km/s.
El so acompañante, de tipu F8V, tien una temperatura de 6145 K.
Relluma con una lluminosidá un 90% mayor que la lluminosidá solar y ye un 21% más masiva que'l Sol.
Tien un radiu de 1,21 radios solares y rota con una velocidá de siquier 31 km/s.

El par constitúi una binaria eclipsante que'l so periodu orbital ye de 2,07 díes.
Ye, por tanto, una estrella variable onde nel eclís primariu produzse una cayida de rellumu de 0,60 magnitúes.
El sistema tien una metalicidá asemeyada a la solar ([Fe/H] = +0,10) y la so edá envalórase en 1585 millones d'años.

## Referencies