open-index/open-wikipedia-markdown huggingface dataset:
Kruger 60

**Kruger 60** (GJ 860 AB) ye un sistema estelar na constelación de Cepheus, unu de los más cercanos al Sistema Solar, del que s'atopa a 13,15 años lluz.
Ye una estrella binaria compuesta por dos nanes coloraes que la so separación media ye de 9,5 UA, aproximao la distancia que dixebra Saturnu del Sol. L'acusada escentricidá de la órbita fai que la separación ente les dos estrelles varie dende 5,5 UA nel periastru a 13,5 UA nel apoastru. El periodu orbital ye de 44,67 años.

**Kruger 60 A** (HD 239960 / LHS 3814), de magnitú aparente +9,59, ye una estrella de tipu espectral M3V. Con una temperatura efectivo de 3380 K, tien una masa de 0,28 mases solares y relluma col 1% de la lluminosidá solar. La so velocidá de rotación proyeutada ye de 7,0 km/s y la so metalicidá envalórase nun 91% de la que tien el Sol.

**Kruger 60 B** (HD 239960B / LHS 3815), de magnitú +11,40, ye más tenue que la so compañera. De tipu M4V y 3150 K de temperatura, tien una masa del 16% de la masa solar, siendo la so lluminosidá un terciu de la de la so compañera. La so velocidá de rotación proyeutada ye de 8,0 km/s.
Amás ye una estrella acandilante que típicamente dobla'l so rellumu pa volver a la normalidá nun periodu de 8 minutos. Por ello recibe la denominación d'estrella variable **DO Cephei**.

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

## Referencies
KZ Andromedae

**KZ Andromedae** (KZ And) ye un sistema estelar na constelación d'Andrómeda.
De magnitú aparente media +7,93, alcuéntrase visualmente a 1,5º al sur de 7 Andromedae.
Alcuéntrase a 77 años lluz del Sistema Solar.

## Carauterístiques
La estrella principal del sistema, **KZ Andromedae A**, ye una nana mariella de tipu espectral G5Ve.
Tien una temperatura efectivo de 5741 K y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 8 km/s.
Llixeramente menos masiva que'l Sol —la so masa ye un 5% menor que la masa solar—, amuesa una metalicidá comparable a la solar ([Fe/H] = -0,06).
La so edá envalórase en 3300 millones d'años.

KZ Andromedae A xira en redol a un sistema binariu, **KZ Andromedae B**, formáu de la mesma por dos nanes naranxes, dambes de tipu K2V.
Caúna de les componentes d'esti subsistema tien una temperatura averada de 4932 K.
Les mases respeutives son 0,74 y 0,70 mases solares.
Rotan bien apriesa, con velocidaes de rotación proyeutaes de 12,30 y 11,60 km/s.
El periodu orbital d'esta binaria ye de 3,033 díes, tando'l planu orbital inclináu 58º.
De la mesma, KZ Andromedae A y la binaria KZ Andromedae B empleguen 6272 años en dar una vuelta completa alredor del centru de mases común.

## Variabilidá

KZ Andromedae B ye una binaria que presenta actividá cromosférica.
Ye una variable BY Draconis que la so amplitú de variación ye de 0,08 magnitúes.
Estes estrelles emiten enerxía en forma de rayos X; en dicha rexón del espectru, la lluminosidá de KZ Andromedae ye de 15,22×1022 W, siendo unes de les 100 estrelles más brilloses na rexón de rayos X asitiaes a menos de 50 pársecs de distancia.

## Referencies
L Velorum

**L Velorum** (L Vel) ye una estrella de magnitú aparente +5,03 asitiada na constelación de Vela.
Alcuéntrase a 894 ± 47 años lluz de distancia del Sistema Solar.

L Velorum ye una caliente subxigante azul de tipu espectral B1.5IV con una temperatura superficial de 22.675 K.
La so lluminosidá ye casi 6000 vegaes superior a la del Sol.
Tien un diámetru unes 6,2 vegaes más grande que'l diámetru solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 207 km/s, más de 100 vegaes más apriesa que'l Sol.
La so masa, percima de les 9 mases solares, asitiar na llende que dixebra aquelles estrelles qu'acaben la so vida españando como supernoves, d'aquelles que, de forma menos violenta, escastar como nanes blanques masives.

L Velorum ye una estrella fuxitiva, esto ye, muévese al traviés del espaciu a gran velocidá en comparanza coles estrelles de la so redolada.
En concretu, la velocidá espacial de L Velorum al respective de la rotación de la galaxa ye de 32,1 km/s.
Constatóse que nel pasáu —hai ente 2 y 10 millones d'años—, la estrella ocupó'l mesmu espaciu que'l cúmulu abiertu IC 2602.
Piénsase que la so condición d'estrella fuxitiva ye la resultancia de la esplosión como supernova d'una de les componentes d'un sistema binariu; en munchos casos, tres la esplosión, el sistema binariu permanez como tal, pero n'otros casos la esplosión imprime una gran velocidá a la estrella acompañante, como pudo ser el casu de L Velorum.
Polo xeneral, esti tipu d'estrelles fuxitives roten a gran velocidá y la so edá cinemática —desque la estrella foi expelida del sistema— ye inferior a la del grupu d'orixe.
L Velorum cumple esta última condición, yá que la so edá de 14,1 ± 2,3 millones d'años ye inferior a la del cúmulu IC 2602 (25 millones d'años). 

## Referencies
L1 Puppis

**L1 Puppis** (L1 Pup / HD 56022 / HR 2746 / SAO 218546) ye una estrella de magnitú aparente +4,89 na constelación de Puppis, la popa del míticu Argo Navis. Forma una doble óptica con L2 Puppis, asitiada al norte, tando dambes estrelles separaes siquier 10 años lluz. L1 Puppis alcuéntrase a 181 años lluz del Sistema Solar.

L1 Puppis ye una estrella blanca de tipu espectral A0sp catalogada como A peculiar. Esta clase d'estrelles carauterizar por tener campos magnéticos fuertes y por una rotación comparativamente lenta en rellación a otres estrelles de tipu A. La velocidá de rotación de L1 Puppis ye 28 km/s, lloñe de la d'otres estrelles A que superen los 100 km/s.
Tien un campu magnéticu superficial de 0,5 kG.
Con una temperatura efectivo de 9600 K, ye 37 vegaes más lluminosa que'l Sol. Tien un diámetru 6,3 vegaes más grande que'l diámetru solar.

L1 Puppis ye una estrella variable del tipu Alfa2 Canum Venaticorum. El so rellumu bazcuya ente magnitú aparente +4,86 y +4,93 a lo llargo d'un periodu de pocu más de 22 hores. Recibe la denominación, tocantes a variable, de **OU Puppis**.

## Referencies
L2 Puppis

**L2 Puppis** (L2 Pup / HD 56096 / HR 2748 / HIP 34922) ye una estrella variable na constelación de Puppis, la popa del míticu Argo Navis. Alcuéntrase a 198 años lluz de distancia del Sistema Solar.

L2 Puppis ye una xigante colorada de tipu espectral M5III. La so temperatura superficial ye más fría que la del Sol, 3400 K, y relluma con una lluminosidá entendida ente 1500 y 2400 vegaes la lluminosidá solar. La mayor parte de la radiación qu'emite ye radiación infrarroxo y non lluz visible.
Con una masa ente 1 y 3 mases solares, L2 Puppis posiblemente alcuéntrase nes primeres etapes de la so muerte como estrella, con un nucleu inerte de carbonu y oxíxenu. Pierde masa per mediu del vientu estelar que sopla dende la so superficie, anque la baxa velocidá d'ésti —del orde d'unos pocos km/s—, suxer que la estrella alcuéntrase nes sos primeres fases como variable Mira. El gas y el polvu en redol a la estrella producen un máser de monóxidu de siliciu.

L2 Puppis ye una estrella pulsante y variable semirregular. El so rellumu bazcuya ente magnitú aparente +2,6 —cuando anda a la tema coles estrelles más brilloses de la constelación— y +6,2, con un llargu periodu de 141 díes.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies


* L2 Puppis (SIMBAD)
* L2 Puppis  (The Bright Star Catalogue)
* L2 Puppis (Stars, Jim Kaler)
La Superba

**La Superba** (Y Canum Venaticorum / Y&nbsp;CVn) ye una estrella de la constelación de Canes Venatici, notable pol so fondu color coloráu. El so nome deber al astrónomu italianu del sieglu XIX Angelo Secchi quien, impresionáu pola so guapura, llamar asina («La Soberbia»).

## Carauterístiques físiques

Asitiada a aproximao 711 años lluz del Sistema Solar, La Superba ye una de les estrelles más coloraes del cielu y una de les estrelles de carbonu más brillosos. La so temperatura superficial ta en redol a los 2800&nbsp;K, lo que la convierte nuna de les estrelles más fríes que se conocen. Ye una variable semirregular, que la so magnitú aparente bazcuya ente +4,8 y +6,3 nun ciclu de 160 díes. 

Apenes ye visible a simple vista, pos la mayor parte de la radiación qu'emite ta fora del espectru visible. Si consideramos la radiación infrarroxo, ye 4400 vegaes más lluminosa que'l Sol, con un radiu de 215 radios solares. Si tuviera asitiada nel centru del Sistema Solar, la so superficie algamaría la órbita de la Tierra.

## Aspeutu

Pa esplicar el so estraordinariu color hai que señalar que les estrelles de la secuencia principal, una vegada qu'acabaron la fusión del hidróxenu nel so nucleu, empiecen a tresformar l'heliu en carbonu. Nesta fase, llamada de xigante colorada, les capes esternes espándense y esfrecen, faciendo que la radiación emitida pola estrella mover escontra l'estremu colloráu del espectru electromagnéticu.

Al averase a la fin d'esti ciclu estelar, los productos de fusión xuben a la superficie por conveición, aumentando la bayura de carbonu na atmósfera, onde se formen compuestos como monóxidu de carbonu y cianóxenu. Estes molécules tienden a absorber la radiación de llonxitúes d'onda curties, resultando un espectro con menos azul y violeta que nuna xigante colorada clásica, lo que produz el color coloráu tan notable.

## Evolución

La Superba paez tar del cantu p'allá fases de la fusión del heliu en carbonu y pierde masa per mediu d'un vientu estelar a un ritmu un millón de vegaes mayor que'l Sol. Ta arrodiada d'una nube de material espulsáu primeramente d'unos 2,5 años lluz de tamañu, lo qu'indica que con anterioridá perdió masa a un ritmu 50 vegaes superior al actual. Paez llista pa espulsar les sos capes esteriores y formar una nebulosa planetaria, con una nana blanca nel so centru como remanente.

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

## Referencies


* V* Y CVn -- Semi-regular pulsating Star (SIMBAD)
* Y Canum Venaticorum  (The Bright Star Catalogue)
* La Superba (Stars, Jim Kaler)
* Carbon stars (North Central Kansas Astronomical Society)
Labrum

**Labrum** ye'l nome tradicional de la estrella δ Crateris (δ Crt / 12 Crt), la más brillosa de la constelación de Crater, la copa, con magnitú aparente +3,56. El so nome provién del llatín y refierse al Santu Grial, mota utilizáu por Xesús y los Apóstoles na Última Cena, tamién utilizáu por Xosé d'Arimatea pa recoyer el sangre de Xesucristu na Cruz.

A 195 años lluz de distancia del Sistema Solar, Labrum ye una xigante naranxa de tipu espectral K0III con una temperatura superficial de 4600 K. Como n'otres estrelles d'esti tipu, nel so tranquil interior el heliu tresformar en carbonu y oxíxenu. El so radiu ye 21 vegaes más grande que'l radiu solar, siendo la so lluminosidá 175 vegaes mayor que la del Sol.

Labrum ye una de les munches xigantes naranxes visibles nel cielu nocherniegu, ente elles la vecina Alkes (α Crateris). A diferencia d'ésta, Labrum presenta una metalicidá bastante baxa, lo que sumáu a la so velocidá relativa respectu al Sol de 68 km/s (más del doble de lo normal), fai abarruntar que Labrum provién de fora del finu discu galácticu onde ta'l Sol, d'una rexón más antigua con un menor conteníu n'elementos pesaos.

## Referencies
Lacaille 8760

**Lacaille 8760** (GJ 825) ye una estrella na constelación de Microscopium. De magnitú aparente +6,67, alcuéntrase al sur de α Microscopii, al suroeste de γ Microscopii y al noroeste de θ<sup>1</sup> Microscopii. Foi una de les estrelles incluyíes por Nicolas Louis de Lacaille nel so catálogu de 9766 estrelles del hemisferiu sur publicáu en 1763.

## Carauterístiques
Lacaille 8760 ye una nana colorada que foi clasificada dende tipu espectral K7 a M2.
La intensidá de les sos bandes moleculares correspuenden a una estrella K7V, pero frecuentemente catalogar como M1V, magar el so color infrarroxu ye demasiáu baxu pa una nana M1.
Na base de datos SIMBAD y nel proyeutu RECONS apaez como M0V.
Tien una temperatura efectivo de 3599 ± 52 K.
La so magnitú absoluta ye mayor qu'otres nanes coloraes cercanes a la Tierra como Proxima Centauri, Wolf 359 o Ross 154, siendo la so lluminosidá equivalente al 6% de la lluminosidá solar.
Tien una masa ente 0,56 y 0,60 mases solares y el so diámetru más probable ye igual al 51% del que tien el Sol.

Lacaille 8760 ta a 12,87 años lluz del Sistema Solar y les sos vecines más próximes son ε Indi a 4,1 años lluz, Gliese 832 a 4,2 años lluz y Lacaille 9352 a 4,9 años lluz.

## Estrella acandilante
Lacaille 8760 ye una estrella acandilante, anque non especialmente activa, entrando n'erupción, como media, menos d'una vegada al día.
Lleva la denominación d'estrella variable **AX Microscopii**. Pola poca actividá como estrella acandilante y pola escentricidá de la so órbita alredor de la galaxa (y = 0,23), piénsase que Lacaille 8760 ye, siquier, tan vieya como'l Sol.

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

## Referencies
Lacaille 9352

**Lacaille 9352** (GJ 887 / HIP 114046 / LHS 70) ye una estrella que s'atopa a 10,74 años lluz del Sol, lo que la convierte na oncena más cercana al nuesu Sistema Solar.
Tópase asitiada na constelación de Piscis Austrinus cerca de la llende con Grus, al sureste de β Piscis Austrini, y suroeste de γ Piscis Austrini y δ Piscis Austrini.
De magnitú aparente +7,34, nun ye observable a simple vista.

Lacaille 9352 foi una de les estrelles qu'incluyó Nicolas Louis de Lacaille nel so catálogu del añu 1763 onde figuren 9766 estrelles reparaes dende'l hemisferiu sur.
Al respective de nós muévese a razón de 6,9" per añu, la cuarta estrella con mayor movimientu propiu (el primeru en notalo foi Benjamin Apthorp Gould en 1881).

De tipu espectral M1.5V, Lacaille 9352 ye una nana colorada con una temperatura efectivo de 3700 K.
Con apenes daqué más del 1% del la lluminosidá solar, la so metalicidá ye un 60% de la que tien el Sol ([Fe/H] = -0,22).
La midida del so diámetru angular, teniendo en cuenta'l escurecimientu de llimbu —1,388 milisegundos d'arcu—, dexa calcular el so radiu, igual al 64% del que tien el Sol; otres fontes, sicasí, envaloren un radiu inferior, equivalente al 49% del radiu solar.
La so masa ye aproximao la metá de la que tien el Sol.

Dada la proximidá de Lacaille 9352 respectu al Sol, esta estrella foi oxetu de gran interés astronómicu. Foi escoyida como oxetivu prioritariu de la Space Interferometry Mission (SIM) de la NASA, proyeutu de busca de planetes de tres mases terrestres dientro de les 2 UA más cercanes a la estrella.
Hasta'l momentu, el Telescopiu espacial Hubble nun detectó oxetos del tamañu d'un planeta xigante o una nana marrón alredor d'esta estrella.
Incluyendo la lluz infrarroxo emitida, un hipotéticu planeta terrestre —por qu'allugara agua líquido— tendría que tar asitiáu a 0,22 UA de Lacaille 9352.

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

## Referencies
Lalande 21185

**Lalande 21185** (GJ 411) ye'l nome de la quinta estrella más cercana al nuesu Sol dempués d'Alfa Centauri, la Estrella de Barnard, Luhman 16 y Wolf 359. A pesar de la so cercanía, namái tien magnitú aparente +7,47 y nun ye visible a simple vista, anque sí con cualesquier telescopiu pequeñu.
Alcuéntrase nel rincón sureste de la constelación del sietestrellu, al noroeste d'Alula Borealis (ν Ursae Majoris) y al nordeste de Praecipua (46 Leonis Minoris). Afayóse por Joseph-Jérôme Lefrançais de Lalande, quien fora direutor del Observatoriu de París.

## Carauterístiques
Lalande 21185 ye una nana colorada de tipu espectral M2.0V que la so temperatura efectivo ye de 3526 K.
Tien una masa y un diámetru daqué menores que la metá de los del Sol. La so lluminosidá apenes correspuende al 2% de la lluminosidá solar y la so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos que'l heliu— equival al 52% de la que tien el Sol ([M/H] = -0,28). Moviéndose perpendicularmente al planu galácticu a una velocidá de 47 km/s, piénsase que Lalande 21185 ye una estrella de les llamaes del discu gruesu galácticu. Éstes suelen ser estrelles antigües con baxa metalicidá que se mueven n'órbites bien escéntriques alredor de la galaxa. Anque muncho más antigua que'l Sol —que la so edá ye d'unos 4600 millones d'años—, piénsase que la edá de Lalande 21185 nun supera los 10.000 millones d'años. Coles mesmes, ta catalogada como una estrella acandilante.

Lalande 21185 alcuéntrase a 8,31 años lluz del Sistema Solar y dientro de 20.000 años va alcuéntrase a namái 4,7 años lluz de la Tierra.
La tamién nana colorada Wolf 359, a 4,7 años lluz, ye la estrella conocida más próxima a ella.

## Posible sistema planetariu
L'analís de perturbaciones astrométricas de datos de plaques fotográfiques llograes ente 1930 y 1984 llevó a pensar que pueden esistir siquier dos planetes d'un tamañu comparable al de Xúpiter orbitando alredor de Lalande 21185.
Sicasí, posteriores midíes de la velocidá radial nun pudieron confirmar la presencia de dichu sistema planetariu.

El primeru de los posibles planetes, denomináu Lalande 21185 b, taría a 2,2 UA de la estrella y la so masa mínimo sería 9/10 de la masa de Xúpiter, ente que'l segundu, Lalande 21185 c, con una masa siquier 1,6 vegaes mayor que la de Xúpiter, mover a 11 UA de la estrella.
Dambos planetes atoparíense más allá de la zona de habitabilidad del sistema, que'l so estremu esterior asitiar a 0,27 UA de la estrella.
Coles mesmes, si la masa del segundu planeta nun foi subestimada significativamente, podría esistir un tercer planeta nuna órbita entá más esterna.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles más cercanes

## Referencies
Lalande 26630

**Lalande 26630** (HD 128429) ye una estrella na constelación de Llibra, la balanza.
Tien magnitú aparente +6,20 y alcuéntrase a 105 años lluz del Sistema Solar.

## Carauterístiques
Lalande 26630 ye una nana mariella de tipu espectral F6V con una temperatura efectivo de 6388 K.
Ye 3,1 vegaes más lluminosa que'l Sol y tien un radiu aproximao un 33% más grande que'l radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 16 km/s.
Tien una masa un 19% mayor que la masa solar y la so edá envalórase ente 2000 y 3300 millones d'años, siendo la so edá más probable 2800 millones d'años.
Ye una estrella probe en metales, con una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos que'l heliu—, equivalente a 2/3 partes de la del Sol ([Fe/H] = -0,19).
Amás, piénsase que Lalande 26630 pue ser una estrella binaria.

## Cinemática
Lalande 26630 mover a una velocidá relativa respectu al Sistema Solar de casi 160 km/s, enforma mayor que la de la mayoría de les estrelles de la nuesa redolada.
La so órbita galáctica, bien escéntrica (y = 0,62), llévalu a alloñar a una distancia máxima respectu al planu galácticu de 1300 pársecs —nel Sol esta distancia ye de namái 30 pársecs, unes 40 vegaes menor.
Ye una estrella del discu gruesu al igual que 72 Herculis o 171 Puppis, esta última estrella de carauterístiques bien paecíes a les de Lalande 26630.

## Referencies
Lambda Andromedae

**Lambda Andromedae** (λ And / 16 Andromedae / HD 222107) ye una estrella na constelación d'Andrómeda. Magar nun tien nome propiu, a nivel astronómicu ye una estrella de gran interés por ser una de les variables RS Canum Venaticorum más brilloses. Alcuéntrase a 84,2 años lluz del Sistema Solar.

Les variables RS Canum Venaticorum son un tipu de variables eruptives compuestes por un estrella binaria que les sos componentes tienen intensa actividá cromosférica. Asina, Lambda Andromedae ye una binaria espectroscópica que'l so periodu orbital ye de 20,52 díes. La estrella visible ye una xigante o subxigante mariella de tipu espectral G8III-IV. La so lluminosidá ye unes 22 vegaes mayor que la del Sol, y el so radiu ye 6,5 vegaes más grande que'l radiu solar.

La estrella acompañante nun pudo detectase direutamente, polo que nun se conoz la separación ente dambes. Sicasí, por cuenta de la fuercia de marea la rotación de caúna de les estrelles afecta a la de la otra. La rotación acelérase y ello aumenta l'actividá magnética, provocando l'apaición d'enormes manches na superficie estelar que al entrar y salir del campu de visión faen que'l rellumu varie. El rellumu de Lambda Andromedae varia ente magnitú +3,69 y +3,97 cola so periodu de rotación de 54,2 díes. A diferencia d'otres variables RS Canum venaticorum, les dos estrelles nun tienen entá rotación síncrona, esto ye, nun s'amuesen siempres la mesma cara la una a la otra. Coles mesmes, esiste cierta evidencia d'un ciclu d'actividá de llarga duración —ente 5 y 14 años—, similar al ciclu de 11 años del Sol.

La intensa actividá magnética fai que Lambda Andromedae sía una radioestrella visible per aciu radiotelescopios. Como tal utilizar pa correllacionar posiciones de coordenaes en llonxitú d'onda de radio d'oxetos celestes, con posiciones óptiques d'estrelles llograes por satélites.

Lambda Andromedae paez tar amestada a un cuartetu de nanes coloraes de baxa masa, concretamente dos estrelles dobles. Siempres y cuando nun se trate a cencielles d'estrelles na mesma llinia de visión, el primer par, visualmente a 48 segundos d'arcu, taría dixebráu de la estrella principal siquier 1300 UA; la separación del segundu par, a 217 segundos d'arcu, sería igual o mayor de 5600 UA.

## Referencies

* Lambda Andromedae (SIMBAD)
* Lambda Andromedae  (The Bright Star Catalogue)
* Lambda Andromedae (Stars, Jim Kaler)
Lambda Arae

**Lambda Arae** (λ Ara / HD 160032 / HR 6569) ye una estrella de magnitú aparente +4,77 asitiada na constelación d'Ara, l'altar. Alcuéntrase a 71 años lluz del Sistema Solar.

Enantes catalogada como una subxigante de tipu F3IV,güei Lambda Arae ye considerada una estrella blancu-mariella de tipu espectral F4V que, como'l Sol, funde hidróxenu en heliu. Con una temperatura superficial de 6675 K, ye unos 900 K más caliente que'l Sol y unes 5 vegaes más lluminosa qu'ésti.
De carauterístiques asemeyaes a ψ Capricorni o g Lupi, ye llixeramente más lluminosa que cualesquier d'elles.
Tien una masa envalorada un 30% mayor que la masa solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 16 km/s.
Ye una posible estrella variable del tipu Delta Scuti.

Lambda Arae tien una bayura relativa de fierro inferior a la del Sol, aproximao un 54% de la d'ésti.
La so edá ta entendida ente 1850 y 3300 millones d'años. Observaciones llevaes a cabu nel infrarroxu nun revelaron la presencia d'un discu de polvu alredor de Lambda Arae.

## Referencies
Lambda Arietis

**Lambda Arietis** (λ Ari / 9 Arietis) ye una estrella na constelación d'Aries de magnitú aparente +4,79. 
Alcuéntrase a 129 años lluz de distancia del Sistema Solar.

Lambda Arietis ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F0V, tamién catalogada como A7V.
Al igual que'l Sol, llogra'l so enerxía de la fusión nuclear d'hidróxenu en heliu pero, más caliente qu'ésti, tien una temperatura efectivo de 7177 K.
Ye una estrella de carauterístiques asemeyaes a α Hydri o los dos componentes de Porrima (γ Virginis).
Con una lluminosidá 19 vegaes mayor que la lluminosidá solar, tien un diámetru 2,2 vegaes más grande que'l diámetru solar.
La so velocidá de rotación nel ecuador ye de siquier 107 km/s, unes 50 vegaes más alta que la del Sol pero comparable a la d'otres estrelles análogues.
Tien una edá averada de 310 millones d'años.

La composición química de Lambda Arietis presenta significatives diferencies al respective de la del Sol.
Anque la bayura relativa de fierro ye asemeyáu a la de la nuesa estrella ([Fe/H] = +0,01), ciertos metales pesaos son muncho más abondosos.
Destaquen los altos niveles de neodimiu, cobaltu, cobre y europiu; esti postreru ye 8 vegaes más abondosa que nel Sol.
Otra manera, amuesa ciertu emprobecimientu en aluminiu y samariu al respective de los niveles solares.

Lambda Arietis paez tar físicamente acomuñada a una estrella de tipu G1V y magnitú +7,75.
La separación visual ente elles ye de 37,4 segundos d'arcu, lo que correspuende a una separación real de siquier 1480 UA.

## Referencies
Lambda Aurigae

**Lambda Aurigae** (λ Aur / 15 Aurigae / HD 34411) ye una estrella na constelación d'Auriga de magnitú aparente +4,70.
Ensin nome propiu habitual, l'astrónomu persa del sieglu XIII Zakariya al-Qazwini mentar como **Al Ḣibāʽ**, «la tienda» —entendiéndose como vivienda—.
Ta asitiada a 41,2 años lluz de distancia del Sistema Solar.

Lambda Aurigae ta clasificada como nana mariella o posible subxigante de tipu espectral G1.5IV-V.
Tien una temperatura superficial de 5889 K —5838 K según otra fonte— y una lluminosidá un 75% mayor que la lluminosidá solar.
El so diámetru ye un 30% más grande que'l del Sol y la so masa ye un 7% mayor que la masa solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 2,5 km/s, implicando un periodu de rotación de 26 díes a lo más.
Nun presenta actividá magnética, lo que puede ser consecuencia de la so avanzada edá.
Nun esiste consensu tocantes a la so edá, que puede tar entendida ente los 3715 y los 6200 millones d'años; considerando esta última cifra como la más probable, puede considerase a Lambda Aurigae como una análoga solar qu'en curtia va abandonar la secuencia principal una vegada rematara la fusión nuclear del so hidróxenu internu.

Lambda Aurigae amuesa una metalicidá daqué mayor que la solar ([Fe/H] = +0,11).
Los conteníos relativos d'otros elementos químicos como sodiu, magnesiu, aluminiu o siliciu son cimeros en ~ 25% a los esistentes nel Sol.

Visualmente dixebraes ente 76 y 310 segundos d'arcu de Lambda Aurigae, pueden reparase hasta cuatro estrelles que nel pasáu pensóse que podíen tar físicamente amestaes a ella. 
Sicasí, el so movimientu indica que nun ye asina y que cenciellamente s'atopen a distinta distancia na mesma llinia de visión.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles brilloses cercanes

## Referencies
Lambda Bootis

**Lambda Bootis** (λ Boo / 19 Bootis / HD 125162) ye una estrella perteneciente a la constelación de Bootes con una magnitú aparente +4,18.

## Denominación tradicional
Na tradición astronómica árabe, esta estrella xunto coles *Aselli* (Asellus Primus (Theta (θ) Bootis), Asellus Secundum (Iota (ι) Bootis) y Asellus Tertius (Kappa (κ) Bootis) formen el asterísmo denomináu **Auladhíba** (**ألعولد ألذعب** - *al aulād al dhiʼb*) que n'español significa "Los cachorros de les hienes" y aluden a otru asterísmo conocíu como Les hienes compuestu poles estrelles más brilloses del sector cimeru de Bootes: Nekkar (Beta (β) Bootis), Seginus (Gamma (γ) Bootis), Princeps (Delta (δ) Bootis) y Alkalurops (Mu (μ) Bootis).

## Carauterístiques
Alcuéntrase a 97 años lluz del Sistema Solar.es una estrella blanca de la secuencia principal clasificada como A0p. Con una temperatura efectivo de 8900 K, ye 16 vegaes más lluminosa que'l Sol, parámetros que correspuenden a una estrella con una masa doble de la solar.

Catalogada como estrella peculiar, el principal interés de Lambda Bootis anicia na so composición química. Mientres les capes esteriores de la estrella tán emprobecíes (nun factor de 10) ~ en metales tales como cromu, bariu, níquel y titaniu, el conteníu d'otros elementos ye más o menos normal. Estes estrelles, denominaes estrelles Lambda Bootis, son escases, siendo conocíes namái unes 50 estrelles d'esti tipu. N'otres estrelles, como Gienah Gurab (γ Corvi), los conteníos anómalos de ciertos elementos tán causaos pola separación d'elementos nuna atmósfera quiescente. Esti nun ye'l casu de Lambda Bootis, que la so velocidá de rotación proyeutada ye de 128 km/s; considerando que'l so radiu ye un 70% mayor que'l radiu solar, implica un periodu de rotación inferior a 0,66 díes. La idea predominante ye qu'estes estrelles nuna edá temprana topábense arrodiaes per una gruesa nube de gas y polvu. Ye bien conocíu que los granos de polvu interestelar absuerben átomos metálicos del gas, favoreciendo un emprobecimientu del gas. Puede asoceder que la presión de radiación de la estrella caltenga estremáu'l polvu ente que'l gas intégrase dientro de la estrella.

## Referencies

## Enllaces esternos
* Lambda Bootis (SIMBAD)
* Lambda Bootis (Stars, Jim Kaler)
Lambda Cassiopeiae

**Lambda Cassiopeiae** (λ Cas / 14 Cassiopeiae) ye una estrella binaria na constelación de Cassiopeia.
Alcuéntrase a 378 años lluz del Sistema Solar y forma parte de la gran asociación estelar de Cassiopeia-Taurus.

Les dos estrelles del sistema Lambda Cassiopeiae tán dixebraes ente sigo por menos d'un segundu d'arcu.
La componente principal, de magnitú aparente +5,33, ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B8V.
Tien una temperatura efectivo de 12.200 K y ye 153 vegaes más lluminosa que'l Sol.
Con un radiu 2,8 vegaes más grande que'l radiu solar, la velocidá de rotación proyeutada del sistema —220 km/s— probablemente correspuenda a esta estrella, lo que trai un periodu de rotación de namái 0,64 díes (15,4 hores).
La so masa ye tres veces mayor que la del Sol y tien una edá próxima a los 360 millones d'años.

La componente secundaria tien magnitú aparente +5,62, y ye tamién una estrella blancu-azulada anque de tipu espectral B9V.
Daqué menos caliente que'l so acompañante, la so temperatura algama los 11.000 K.
La so lluminosidá ye 92 vegaes mayor que la lluminosidá solar y tien un radiu 2,7 vegaes más grande que'l del Sol, siendo la so masa de 2,8 mases solares.

El periodu orbital del sistema ye de 536,5 años.
La separación media ente les dos estrelles ye de 135 UA pero, al ser la órbita bien escéntrica (ε = 0,82), dicha separación bazcuya ente 245 y 25 UA.

## Referencies
Lambda Centauri

**Lambda Centauri** (λ Cen) ye una estrella na constelación de Centauru de magnitú aparente +3,12 que s'atopa a 420 años lluz del Sistema Solar.
Ye miembru del subgrupu «Centaurus Inferior-Crux», dientro de la gran Asociación estelar Scorpius Centaurus.

Lambda Centauri ye una xigante blancu-azulada de tipu espectral B9III.
Tien una temperatura efectivo d'aproximao 10.170 K y relluma con una lluminosidá, incluyida la radiación ultravioleta emitida, 955 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Con un radiu 10 vegaes más grande que'l del Sol, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 185 km/s, a la que correspuende un periodu de rotación inferior a 2,7 díes.
Tien una masa 4,5 vegaes mayor que la masa solar y una edá averada de 125 millones d'años.

Lambda Centauri presenta un conteníu metálico distintu al del Sol.
La so bayura relativa de fierro ye 2,6 vegaes mayor que la solar ([Fe/H] = +0,41), «sobreabundancia» reparada tamién n'otros metales como calciu, níquel, sodiu y circoniu. El conteníu d'esti últimu elementu ye casi diez veces cimeru al del Sol.
Otra manera, y al igual que n'otres estrelles de l'Asociación estelar Centaurus Inferior-Crux, el carbonu y el siliciu son daqué menos abondosos que nel Sol.

Lambda Centauri tien una compañera estelar, visualmente dixebrada d'ella 0,73 segundos d'arcu, de magnitú aparente +6,8.
Puede ser una estrella de clase A media con una masa aproximao doble de la masa solar.
La so separación media al respective de la primaria ye de siquier 90 UA, emplegando más de 335 años en completar una órbita en redol a ella.

## Referencies
Lambda Cephei

**Lambda Cephei** (λ Cep / 22 Cephei) ye una estrella na constelación de Cefeo de magnitú aparente +5,05. Ye una estrella alloñada que la so distancia respectu al Sistema Solar, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos, ye de 1955 años lluz.

## Carauterístiques
Lambda Cephei ye una superxigante azul de tipu espectral O6I.
La so temperatura superficial ye estraordinariamente alta —38.900 ± 866 K— y la so lluminosidá ye unes 377.000 vegaes superior a la del Sol, la mayor parte de la so radiación emitida na rexón ultravioleta.
Sicasí, nel espectru visible, la so lluminosidá inda ye 15.000 vegaes mayor que la lluminosidá solar.

Anque Lambda Cephei ye una estrella bien masiva, nun esiste consensu en cuantes al valor exautu de la so masa.
D'alcuerdu al so tipu espectral, pue ser 62 vegaes más masiva que'l Sol, pero otros modelos asitien la so masa en redol a les 33 mases solares.
Tien un radiu envaloráu 21 vegaes más grande que'l del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 200 km/s.
Amuesa un conteníu metálico bien paecíu a la solar ([Fe/H] = +0,03).
Magar el so estatus de superxigante, suxirióse qu'entá podría siguir fundiendo la so hidróxenu internu en heliu.
La so edá más probable ye de namái 2,9 millones d'años, malapenes un 0,06% de la edá actual del Sol.
Tocantes a la so evolución, va rematar la so vida españando como una brillosa supernova; el remanente estelar va ser una estrella de neutrones ya inclusive podría dar llugar a un furacu prietu.

## Cinemática
L'alta velocidá relativa de Lambda Cephei en rellación al Sol -83 km/s, unos cinco vegaes mayor que'l valor habitual— apunta a que ye una estrella fuxitiva; éstes son estrelles que se mueven al traviés del espaciu con una velocidá inusitadamente alta en comparanza con otres estrelles de la so redolada.
Ello ye que'l so movimientu al traviés del espaciu indica que fai 2,5 millones d'años Lambda Cephei salió despidida de l'asociación estelar Cepheus OB3.
Suxirióse que la so condición d'estrella fuxitiva pue ser la resultancia d'un alcuentru con un sistema binariu masivu.

## Ver tamién
* Llista de les estrelles más lluminoses
* Llista d'estrelles más masives

## Referencies
Lambda Ceti

**Lambda Ceti** (λ Cet / 91 Ceti / HD 18604) ye una estrella na constelación de Cetus, la ballena, de magnitú aparente +4,70.
Nel pasáu yera conocida col nome de **Menkar** —aplicáu tantu pa esta estrella como pa α Ceti—, pero güei esi títulu úsase pa designar a esta postrera.

Lambda Ceti, catalogada como una xigante azul de tipu espectral B6III, ye una estrella caliente que la so temperatura superficial ye de 13.400 K.
Una vegada considerada la importante cantidá de lluz ultravioleta qu'emite, la so lluminosidá algama la cifra de 920 vegaes la lluminosidá solar.
Estos valores dexen envalorar el so radiu, 5,4 vegaes más grande que'l del Sol, según la so masa, entendida ente 4,5 y 4,8 mases solares.
Xira con una velocidá proyeutada de 128 km/s, siendo el so periodu de rotación inferior a 2 díes.
Toos estos parámetros suxeren que más qu'una xigante pura ye una subxigante relativamente nueva de 100 - 125 años d'edá.
Alcuéntrase a 576 años lluz de distancia del Sistema Solar.

## Referencies
Lambda Crucis

**Lamba Crucis** (λ Cru / HD 112078 / HR 4897) ye una estrella de la constelación Cruz del Sur de magnitú aparente +4,60. 

De tipu espectral B4Vne, Lamba Crucis ye, al igual que'l Sol, una estrella de la secuencia principal que la so enerxía provién de la fusión del hidróxenu nel so interior. Les semeyances acaben equí, yá que ye una estrella muncho más caliente (17.300 K) y significativamente más lluminosa, 4790 vegaes más que'l Sol. El so diámetru ye 3,5 vegaes más grande que'l diámetru solar y rota a la enorme velocidá de 300 km/s, 150 vegaes más apriesa que'l Sol. 7 vegaes más masiva que'l Sol, la so edá puede ser inferior a 50 millones d'años. Ye una variable Beta Cephei, con una pequeña variación de rellumu de 0,2 magnitúes. Esiste un periodu principal de 0,3951 díes y un posible periodu secundariu de 0,1793 díes.

Al igual que munches de les estrelles más brilloses de la Cruz del Sur, Lambda Crucis forma parte de l'Asociación estelar de Scorpius-Centaurus, l'asociación estelar OB más cercana al Sistema Solar. La so distancia al respective de nós, 360 años lluz, ye práuticamente la mesma que la de Becrux (β Crucis) y Decrux (δ Crucis). 

## Referencies
Lambda Geminorum

**Lambda Geminorum** (λ Gem / 54 Geminorum / HD 56537) ye una estrella múltiple na constelación de Xéminis.
Alcuéntrase a 101 años lluz de distancia del Sistema Solar.

## Carauterístiques
La componente principal del sistema, **Lambda Geminorum A**, ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A3V.
De magnitú aparente +3,58, la so temperatura efectivo ye d'aproximao 8600 K.
Relluma con una lluminosidá equivalente a 28 soles y tien una masa de 2,2 mases solares.
Con un diámetru 2,4 vegaes más grande que'l del Sol, la so velocidá de rotación proyeutada ye de 154 km/s, lo qu'implica que completa una vuelta en menos de 19 hores.

Separada visualmente 10 segundos d'arcu de la componente A, **Lambda Geminorum B** tien magnitú aparente +10,7 y la so magnitú absoluta dexa deducir que ye una nana naranxa de tipu K8.
Anque nun se reparó movimientu orbital dalgunu nos postreros 200 años, dambes estrelles muévense conxuntamente al traviés del espaciu.
El periodu orbital d'esta binaria supera los 3000 años y la separación media ente dambes estrelles ye cimera a 300 UA.

Una tercer estrella, **Lambda Geminorum Ab**, completa'l sistema.
Descubierta per aciu tapecimientu llunar, mover nuna órbita bien próxima a la brillosa estrella blanca —la separación al respective de ella ye de namái unes centésimes de segundu d'arcu—, nun esistiendo consensu tocantes a les sos carauterístiques.
La edá del sistema cifrar en 900 millones d'años.

## Referencies
Lambda Cygni

**Lambda Cygni** (λ Cygni / 54 Cygni) ye una estrella múltiple na constelación del Cisne de magnitú aparente +4,75.
Alcuéntrase a 769 años lluz del Sistema Solar.

## Componentes del sistema
El sistema estelar Lambda Cygni ta integráu por trés estrelles. Dos d'elles, Lambda Cygni Aa y Ab, formen una binaria, orbitada por una tercera componente, llamada Lambda Cygni B.
La separación visual ente la binaria Lambda Cygni A y Lambda Cygni B ye inferior a un segundu d'arcu.
Una cuarta estrella denomada Lambda Cygni C, dixebrada d'elles 83 segundos d'arcu, probablemente nun ye un miembru del sistema, sinón una estrella más alloñada na mesma llinia de visión.

## Lambda Cygni Aa y Ab
Lamba Cygni Aa y Lambda Cygni Ab formen una binaria espectroscópica que les sos componentes son estrelles blancu-azulaes, casi idéntiques, de tipu espectral B5V.
**Lambda Cygni Aa** tien una temperatura efectivo de 15.629 ± 315 K, siendo la so lluminosidá 1260 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Tien un radiu 4,9 vegaes más grande que'l del Sol y la so velocidá de rotación ye de siquier 128 km/s.
La so masa ye de 5,5 mases solares.
Ye una «estrella Be» que xenera una fuerte emisión procedente d'un discu circundante de materia. Pal observador terrestre, el discu apaez aproximao de perfil, polo que foi catalogada como «estrella con envoltura».

**Lambda Cygni Ab** tien una lluminosidá 800 vegaes mayor que la del Sol y una masa de 5 mases solares.
El periodu orbital d'esta binaria ye de 11,6 años y la distancia media ente les dos estrelles ye de 11,3 UA. Sicasí, la elevada escentricidá de la órbita (y = 0,52) fai que la distancia ente elles varie ente 5 y 17 UA.

## Lambda Cygni B
**Lambda Cygni B** ye tamién una estrella blancu-azulada de la secuencia principal, anque de tipu B7V.
Con magnitú aparente +6,06, ye 400 vegaes más lluminosa que'l Sol y tien una masa cuatro veces mayor qu'ésti.
Completa una órbita en redol a la binaria cada 391 años, y la separación media al respective de ella ye de 183 UA. Tamién la órbita ye escéntrica, polo que la separación varia ente 101 y 216 UA.

La metalicidá del sistema ye daqué más baxa que la del Sol ([Fe/H] = -0,05) y la so edá envalorada ye de 63 millones d'años.

## Referencies
Lambda Hydrae

**Lambda Hydrae** (λ Hya / 41 Hydrae) ye una estrella na constelación de la Hidra.
De magnitú aparente +3,61, ye la octava más brillosa de la so constelación.
Alcuéntrase a 113 años lluz del Sistema Solar.

Lambda Hydrae ye una xigante naranxa de tipu espectral K0IIICN, onde les lletres «CN» indiquen que ye una estrella rica en cianóxenu (CN).
La so temperatura efectivo ye de 4940 ± 34 K.
Ye 46 vegaes más lluminosa que'l Sol y tien un diámetru 10 vegaes más grande que'l diámetru solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 1,9 km/s.
Presenta un conteníu metálico superior a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,10.
Elementos como cobaltu, siliciu y manganesu son significativamente más abondosos; el conteníu d'esti últimu metal ye tres veces más eleváu que na nuesa estrella.
Tien una edá de 1080 ± 290 millones d'años y, con una masa ente 1,41 y 1,62 mases solares, el so cinemática correspuende a la d'una estrella del discu finu.

Lambda Hydrae ye una binaria espectroscópica —la so naturaleza binaria conocer pol desplazamientu Doppler de los sos llinies espectrales— con un periodu orbital de 1585,8 díes (4,34 años).
La escentricidá de la órbita ye ε = 0,14.

## Referencies
Lambda Leporis

**Lambda Leporis** (λ Lep / 6 Leporis / HD 34816 / HR 1756) ye una estrella na constelación de Lepus, la llebre, de magnitú aparente +4,27.
Acordies col nuevu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos, alcuéntrase a 1150 años lluz del Sistema Solar.

Lambda Leporis ye una subxigante blancu-azulada de tipu espectral B0.5IV.
Bien caliente, tien una temperatura superficial de 26.850 K y una lluminosidá bolométrica —qu'inclúi una importante cantidá d'enerxía radiada como lluz ultravioleta— 13.480 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
El so radiu ye 4,5 ± 1,3 vegaes más grande que'l del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 25 km/s.
Ye una estrella asemeyada a Becrux (β Crucis) o Dschubba (δ Scorpii), anque ta muncho más alloñada qu'éstes.

Lambda Leporis tien una masa de 12,2 ± 0,3 mases solares.
Tien una edá envalorada de 600.000 años, equivalente a 1/7700 parte de la edá del nuesu Sol; sicasí, una estrella tan masiva vive una curtia vida y, ello ye que Lambda Leporis ta yá abandonando la secuencia principal. La so masa supera sobradamente la llende de percima del cual les estrelles rematen la so vida españando en forma de supernova.

## Referencies
Lambda Librae

**Lambda Librae** (λ Lib / 45 Librae) ye una estrella na constelación de Llibra de magnitú aparente +5,03.
Anque nun tien nome propiu habitual, xunto a κ Librae ostentó'l títulu de **Jih**, «el Sol».
Alcuéntrase práuticamente sobre la eclíptica, cerca de la llende cola vecina Escorpiu.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, alcuéntrase a 309 años lluz del Sistema Solar.

Lambda Librae ye un sistema estelar compuestu por dos, o quiciabes trés, componentes.
La primaria ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B3V.
Tien una temperatura efectivo de 20.350 K y una lluminosidá bolométrica —en toles llonxitúes d'onda— 810 vegaes superior a la del Sol.
Con un diámetru 3,9 vegaes más grande que'l diámetru solar, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 17 km/s, anque la so verdadera velocidá puede ser enforma mayor.
Presenta una metalicidá significativamente inferior a la solar ([Fe/H] = -0,27).
La so masa envalorada ye de 6,3 mases solares y tien una edá averada de namái 70 ± 50 millones d'años (1/66 de la edá del Sol).
De la estrella secundaria nada se sabe. Cada 12,48 díes completa una órbita alredor de la primaria, siendo la escentricidá de la mesma ε = 0,27.
El sistema podría tener una tercera componente adicional.

Lambda Librae ye una variable elipsoidal rotante (ELL).
Estes variables —ente les que s'atopen Espiga (α Virginis) o TY Corvi— son estrelles binaries cercanes que les sos componentes tienen forma elipsoidal pola atraición gravitatoria de l'acompañante.La variación de rellumu de Lambda Librae ye de 0,02 magnitúes.

## Referencies
Lambda Pegasi

**Lambda Pegasi** (λ Pegasi / 47 Pegasi / HD 215665) ye una estrella na constelación de Pegasu, dacuando conocida col nome de **Sadalpheretz**.
De magnitú aparente +3,97, alcuéntrase a 365 años lluz del Sistema Solar.

Lambda Pegasi ye una xigante mariella —anque tamién foi catalogada como superxigante— de tipu espectral G8II-III.
Tien una temperatura efectivo entendida ente 4650 y 4775 K.
La so lluminosidá ye 400 vegaes superior a la del Sol y tien un diámetru 30 vegaes más grande que'l diámetru solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de 8,0 km/s, magar ésti ye una llende inferior que depende del enclín del so exa de rotación.

Lambda Pegasi tien una metalicidá comparable a la del Sol, con un conteníu de fierro en rellación al d'hidróxenu llixeramente per debaxo del valor solar (aproximao'l 82% del mesmu).
La so masa envalórase ente 3,7 y 4 mases solares.
Tocantes al so estáu evolutivu, piénsase que nel so nucleu ta empezando la fusión nuclear del heliu en carbonu y oxíxenu.
Va Rematar la so vida como una nana blanca con 3/4 partes de la masa del Sol.

## Referencies
Lambda Piscium

**Lambda Piscium** (λ Psc / 18 Piscium / HD 222603 / HR 8904) ye una estrella na constelación de Piscis.
De magnitú aparente +4,50, alcuéntrase a 101 años lluz del Sistema Solar.
Anque polo xeneral considerar miembru de la corriente d'estrelles de l'Asociación estelar del sietestrellu, esisten estudios que cuestionen dicha pertenencia.

Lambda Piscium ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A7V con una temperatura efectivo de 7646 K. 
Al igual que'l Sol, esta clase d'estrelles llogren la so enerxía a partir de la fusión nuclear del hidróxenu, magar son más calientes y lluminoses qu'ésti.
Munches conocíes estrelles como Siriu (α&nbsp;Canis Majoris) o Denébola (β&nbsp;Leonis) son estrelles blanques de la secuencia principal; γ Crateris, na pequeña constelación de Crater, ye una estrella casi idéntica a Lambda Piscium.
Esta postrera tien una masa de 1,84 mases solares y una edá de 700 millones d'años.

Diverses estimaciones cifren el diámetru de Lambda Piscium ente un 20% y un 80% más grande que'l del Sol. 
La so velocidá de rotación ye de siquier 63 km/s, magar ésti ye una llende inferior, una y bones el valor real depende del enclín de la so exa al respective de la Tierra.
Respectu al Sol amuesa un emprobecimientu en metales como fierro y níquel, siendo esti enclín más acusáu nel casu del magnesiu.

## Referencies
Lambda Serpentis

**Lambda Serpentis** (λ Ser / 27 Serpentis / HD 141004 / GJ 598) ye una estrella de magnitú aparente +4,43 que forma parte de la constelación de Serpens. Ta asitiada nel centru de Serpens Caput —la cabeza de la culiebra—, a pocu más de 1º d'Unukalhai (α Serpentis).
Alcuéntrase a 38,3 años lluz de distancia del Sistema Solar.

Lambda Serpentis ye una nana mariella de tipu espectral G0V que les sos carauterístiques físiques dexen definila como una análoga solar. 
Tien una temperatura efectivo de 5877 K y una lluminosidá el doble de la lluminosidá solar. El so diámetru ye más grande que'l del Sol, ente'l 33% y el 39% mayor, y la so masa envalórase en 1,08 mases solares.
Coles mesmes, presenta una metalicidá comparable a la del Sol; les bayures relatives de diversos elementos químicos —fierro, sodiu, calciu o magnesiu, ente otros— son práuticamente iguales a les del Sol.

Lambda Serpentis paez tener una edá de 5600 millones d'años, siendo unos 1000 millones d'años más antigua que'l Sol. La so edá envalorada per aciu xirocronoloxía —basada na so periodu de rotación de 25,8 díes— ye tamién bien similar, aproximao 5570 millones d'años. Nun se detectó la presencia d'un campu magnéticu na so superficie.

Les estrelles conocíes más cercanes a Lambda Serpentis son γ Serpentis y Gliese 585, respeutivamente a 6 y 8 años lluz de distancia.

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

## Referencies