open-index/open-wikipedia-markdown huggingface dataset:
NR Canis Majoris

**NR Canis Majoris** (NR CMa) ye una estrella na constelación del Can Mayor de magnitú aparente +5,62 que s'atopa a 301 años lluz de distancia.
Dientro de 2.972.000 años va alcuéntrase a 57 años lluz, la mínima distancia a la que va tar del Sistema Solar, momentu nel que va rellumar con magnitú +1,98.

## Carauterístiques
NR Canis Majoris ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A9Vn,
tamién catalogada como F2V.
Tien una temperatura efectivo de 7145 K y una lluminosidá 44 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Piénsase que ta abandonando la secuencia principal, lo que vien sofitáu pola so escesiva lluminosidá según pol so tamañu; a partir del so diámetru angular envaloráu, 0,55 milisegundos d'arcu, puede evaluase que'l so radiu ye 5,4 vegaes más grande que'l radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o mayor de 185 km/s y tien una masa 2,18 vegaes mayor que la del Sol.

NR Canis Majoris tien una compañera estelar visualmente separada d'ella 1,52 segundos d'arcu.
La magnitú aparente de dicha acompañante ye +9,51.

La órbita galáutica de NR Canis Majoris, con una notable escentricidá de y = 0,46, determina que la so distancia respeutu al centru de la galaxa varie ente 7,3 y 19,8 kilopársecs.
Na actualidá alcuéntrase bien próxima al periastru, coincidiendo col Sistema Solar, pero nun futuru volverá alloñar considerablemente del centru de la Vía Lláctea.

## Variablidad
NR Canis Majoris ye una variable Delta Scuti que'l so rellumu varia 0,02 magnitúes nun periodu de 0,1662 díes.
La so variabilidá afayóse pol satélite Hipparcos.
Les variables Delta Scuti, tamién denominaes cefeides nanes, esperimenten variaciones nel so rellumu debíes a pulsaciones radiales y non-radiales de la so superficie.
Caph (β Cassiopeiae), ρ Puppis y θ<sup>2</sup> Tauri son les más brilloses dientro d'esti grupu.

## Referencies
NT Vulpeculae

**NT Vulpeculae** (15 Vulpeculae / HD 189849 / HR 7653) ye una estrella variable na constelación de Vulpecula —la rapiega— de magnitú aparente +4,65. Alcuéntrase a 223 años lluz de distancia del Sistema Solar. 

NT Vulpeculae ta catalogada como una estrella xigante de color blancu y tipu espectral A4III, con una temperatura superficial de 7820 ~ K.
Con un radiu un 80% más grande que'l radiu solar, el so tamañu nun ye comparable al de les xigantes coloraes —considerablemente más grandes—, siendo la lluminosidá de NT Vulpeculae 58 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Tien una metalicidá un 20% más alta que la del Sol y la so velocidá de rotación ye igual o superior a 16 km/s.
Ye amás una binaria espectroscópica, con un periodu orbital de 3195 díes.

NT Vulpeculae ye una estrella con llinies metáliques (estrella Am) y una variable Alfa2 Canum Venaticorum. Esti tipu d'estrelles tienen intensos campos magnéticos y presenten llinies espectrales fuertes de dalgunos elementos químicos que varien cola rotación de la estrella. El rellumu de NT Vulpeculae varia 0,05 magnitúes nun ciclu de 14,0 díes.

## Referencies
Nu Octantis

**Nu Octantis** (ν Oct / HD 205478 / HR 8254) ye la estrella más brillosa na constelación d'Octans con magnitú aparente +3,73. Alcuéntrase a 69 años lluz de distancia del Sistema Solar.

Nu Octantis ye una xigante naranxa de tipu espectral K1III. Los sos parámetros son modestos tratándose d'una estrella xigante: la so lluminosidá ye 16 vegaes mayor que la del Sol y el so radiu ye 5,9 vegaes más grande.
Ello ye la resultancia de la masa de la estrella —un 40% mayor que la masa solar— y de la fase na que s'atopa dientro de la evolución estelar. Hai unos 2000 millones d'años escosó la fusión del hidróxenu nel so nucleu, empezando a crecer y a esfrecese según convertíase nuna estrella subxigante. Na so etapa actual ta a puntu de convertise nuna verdadera xigante. Dientro d'unos 100 millones d'años —un ralu de tiempu bien corto dientro de la vida d'una estrella d'estes carauterístiques— la so lluminosidá va aumentar unes 60 vegaes y el so diámetru va multiplicar por 15.

Nu Octantis ye una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 2,9 años. La compañera, **Nu Octantis B**, ye una nana de tipu K7-M1 y 0,5 mases solares, que la so separación media cola estrella principal ye de 2,55 UA; sicasí, la escentricidá de la órbita (ε = 0,24) fai que dicha separación fluctúe ente 2 y 3 UA.
Alteraciones nel espectru de la estrella xigante suxeren la posible esistencia d'un planeta xovianu orbitando a 1,2 UA de Nu Octantis A.
Nel casu de qu'esistiera, el planeta tendría una órbita por demás inestable; sicasí, si'l movimientu orbital del planeta fora en sentíu contrariu al de Nu Octantis B, podría sobrevivir dientro del sistema.

## Referencies
Nu Scorpii

**Jabbah** (ν Sco / ν Scorpii) ye un sistema estelar de la constelación de Scorpius, el so nome provién del árabe y significa "frente".

El sistema ta formáu por cinco estrelles dixebraes en dos grupos por 41 segundos d'arcu.

El primer grupu ta formáu por **Nu Scorpii A**, una binaria espectroscópica, y por **Nu Scorpii B** a una distancia de 1.3 segundos d'arcu.

El segundu frupo ta formáu por **Nu Scorpii C ** y **Nu Scorpii D** separaes por 2.4 segundos d'arcu.

Jabbah ye la estrella que causa la nebulosa de la reflexón catalogada como IC 4592. Esti tipu de nebuloses componer del polvu bien fino y de normal son escures, pero si tienen próximes estrelles bien enerxétiques pueden paecer azules al reflexar la lluz de les mesmes.

## Referencies

## Enllaces esternos
NU Vulpeculae

**NU Vulpeculae** (NU Vul / 21 Vulpeculae) ye una estrella na constelación de Vulpecula.

De magnitú aparente +5,20, alcuéntrase a 297 años lluz de distancia del Sistema Solar.

## Carauterístiques
NU Vulpeculae ye una subxigante blanca de tipu espectral A7IVn.
Tien una temperatura efectivo de 7621 K y una lluminosidá 67 vegaes superior a la lluminosidá solar.
A partir del so diámetru angular envaloráu, 0,57 milisegundos d'arcu, puede evaluase'l so diámetru, siendo ésti 5,5 vegaes más grande que'l del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o mayor de 222 km/s y tien una masa de 2,36 mases solares.
Nel so nucleu yá remató la fusión nuclear d'hidróxenu en heliu, abandonando NU Vulpeculae la secuencia principal.

## Variablidad
NU Vulpeculae ye una variable Delta Scuti que'l so rellumu varia 0,016 magnitúes nun periodu de 0,1881 díes (4,5 hores).
Este ye unu de los periodos más llargos, superáu por poques d'estes variables, ente elles δ Scuti —prototipu del grupu—, S Eridani y YZ Capricorni.
Les variables Delta Scuti, dacuando llamaes «cefeides nanes», esperimenten variaciones na so lluminosidá causaes por pulsaciones radiales y non-radiales de la so superficie.

## Referencies
NN Apodis

**NN Apodis** (NN Aps / HD 137509 / HIP 76011) ye una estrella variable na constelación del Apus, el ave del paraísu.
Catalogada como variable Alfa2 Canum Venaticorum —clase tipificada por Cor Caroli (α2 Canum Venaticorum)—, el so rellumu bazcuya ente magnitú aparente +6,86 y +6,92.
Alcuéntrase a 812 años lluz de distancia del Sistema Solar.

NN Apodis ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B9p, la cual, con una edá averada de 77 millones d'años, ta casi nel ecuador de la so estancia dientro de la secuencia principal.
Ye una estrella químicamente peculiar que presenta una notable sobreabundancia de siliciu, fierro, cromu y titaniu en rellación al Sol.
Nel otru estremu, la so atmósfera ta emprobecida tocantes a heliu, calciu y magnesiu.
Tien un fuerte campu magnéticu —el so campu magnéticu superficial algama los 2900 G—, siendo'l segundu más intensu ente les estrelles químicamente peculiares dempués de la conocida Estrella de Babcock.

NN Apodis tien una temperatura efectivo de 11.910 K, siendo'l so radiu 3,2 vegaes más grande que'l radiu solar.
Relluma con una lluminosidá 185 vegaes mayor que la del Sol y ye ente 3,4 y 3,9 vegaes más masiva qu'ésti.

## Referencies
NN Serpentis

**NN Serpentis** (NN Ser) ye un sistema binariu formáu por una nana blanca y una nana colorada.
De magnitú aparente +16,7, ta encuadráu na constelación de Serpens, na rexón de Serpens Caput, visualmente a 17 minutos d'arcu de 39 Serpentis.
Alcuéntrase a 512 pársecs (1670 años lluz) del Sistema Solar.

## Componentes del sistema
La nana blanca del sistema tien tipu espectral DAO1.
El so nucleu ye de carbonu y oxíxenu y ta arrodiáu per una gruesa capa d'hidróxenu.
Bien caliente, tien una temperatura efectivo de 57.000 ± 3.000 K.
Con una masa de 0,535 mases solares, el so radiu equival al 2,1% del que tien el Sol.
La so edá d'enfriamientu, como remanente estelar, ye d'aproximao un millón d'años.

La nana colorada ye de tipu espectral M4 y tien una masa igual al 11,1% de la del Sol.
Nun tien forma esférica por cuenta de la fuerte atraición exercida pola so trupa y masiva acompañante, tando'l so radiu entendíu —dependiendo de la zona considerada— ente 0,147 y 0,153 radios solares.

## Parámetros orbitales
El periodu orbital de NN Serpentis ye de 0,13008 díes o 3,13 hores.
Los dos componentes tán bien próximes ente sigo, siendo la separación ente elles inferior al radiu solar (0,93 radios solares).
El planu orbital ta inclináu 89,6º respectu al planu del cielu —vemos la órbita casi de perfil—, polo que'l sistema ye una binaria eclipsante.
Nel pasáu los dos componentes compartíen la mesma envoltura y, nel futuru, el sistema va evolucionar escontra una variable cataclísmica.

## Sistema planetariu
Dende 2010 conozse la esistencia de dos planetes en redol al sistema NN Serpentis AB.
**NN Serpentis d**, el planeta más interior, orbita a 3,39 UA del sistema AB, ente que **NN Serpentis c**, el más esternu, orbita a 5,38 UA.

Los dos planetes pueden sobrevivir la fase d'envoltura común del sistema AB que dio llugar a la nana blanca güei presente, o bien pueden ser planetes de segunda xeneración aniciaos a partir d'un discu circumbinario creáu a la fin de dicha fase. Nesti últimu casu, los planetes seríen bien nuevos.

## Referencies
Nusakan

**Nusakan** ye'l nome de la estrella **β Coronae Borealis** (β CrB / 3 Coronae Borealis), de magnitú aparente +3,66, la segunda más brillosa de la constelación de Corona Boreal dempués d'Alphecca (α Coronae Borealis).
Alcuéntrase a 114 años lluz del Sistema Solar.

## Nome
La ortografía árabe de **Nusakan** ye *An-Nasaqan* y significa «los dos series». Provién del términu *Masakin*, de **Kasat al Masakin**, nome que los árabes daben a la constelación de Corona Boreal.

En China, esta estrella forma parte del asterismu 貫索 (Guàn El soǒ), «la correa endolcada», que tamién inclúi a π Coronae Borealis, θ Coronae Borealis, α Coronae Borealis, γ Coronae Borealis, δ Coronae Borealis, ε Coronae Borealis, ι Coronae Borealis y ρ Coronae Borealis.
Arriendes d'ello, β Coronae Borealis ye conocida como 貫索三 (Guàn El soǒ sān}, «la tercer estrella de la correa endolcada».

## Carauterístiques

Nusakan ye una estrella binaria, coles sos componentes dixebraes apenes 0,3 segundos d'arcu, lo que correspuende a una distancia ente elles de 10 UA. El so periodu orbital ye de 10,5 años, siendo la componente principal unos cuatro vegaes más lluminosa que la secundaria. La lluminosidá d'ésta última ye 7 vegaes mayor que la del Sol.
La estrella principal tien una masa aproximao doble de la del Sol, ente que'l so acompañante puede tener una masa de 1,3 mases solares.

Nusakan davezu apaez catalogada como F0p, siendo la «p» indicativa de peculiar, nel sentíu de que'l so espectru d'emisión presenta anomalíes na bayura de dellos elementos químicos.
Asina, ye deficiente n'elementos como oxíxenu, ente qu'otros elementos como estronciu, cromu y europiu presenten concentraciones más altes de lo habitual.
En realidá la estrella nun ta produciendo grandes cantidaes d'estos elementos, sinón que al nun esistir conveición nel so interior, dellos elementos son abasnaos por radiación al esterior, ente qu'otros fúndense escontra dientro. Al igual que la mayor parte de les estrelles peculiares, Nusakan rota amodo, completando un xiru en 18,49 díes. El so campu magnéticu ye bien grande, más de 10.000 vegaes mayor que'l campu magnéticu terrestre.

Nusakan ta catalogada como variable Alfa2 Canum Venaticorum.
El so rellumu varia 0,07 magnitúes a lo llargo del so periodu de rotación.

## Referencies
NV Aurigae

**NV Aurigae** (NV Aur) ye una estrella variable na constelación d'Auriga.
De magnitú aparente media +8,20 en banda J, alcuéntrase a una distancia de 1200 pársecs —aproximao 3900 años lluz— del Sistema Solar.

NV Aurigae ye una estrella bien fría de tipu espectral M10 y 2500 K de temperatura efectivo.
Relluma con una lluminosidá ente 9.800 y 13.284 vegaes superior a la lluminosidá solar.
De gran tamañu, tien un radiu 615 vegaes más grande que'l radiu solar, equivalente a 2,9 UA; si ocupara'l llugar del nuesu Sol, les órbites de los cuatro primeros planetes —la Tierra inclusive— taríen conteníes dientro de la estrella.

NV Aurigae alcuéntrase na caña asintótica xigante (AGB), periodu de la evolución estelar qu'esperimenten les estrelles de masa entemedio al concluyir les sos vides; la conocida Mira (ο Ceti), R Leonis y R Hydrae son exemplos d'estrelles nesta fase evolutiva.
NV Aurigae pierde masa estelar a razón de 1,8 &times; 10-5 mases solares per añu, y el ritmu de perda de masa ye constante.
Catalogada como variable Mira, la so variación de rellumu en banda H ye de 2,6 magnitúes y el so periodu de pulsación ye de 635 díes.

NV Aurigae ta arrodiada por una envoltura circumestelar onde se detectó emisión máser de SiO —una carauterística común de les estrelles AGB riques en oxíxenu—, agua y OH.
El SiO ye la especie emitida más cerca de la estrella, nuna capa de formación de polvu a una distancia ente dos y cuatro veces el radiu de la estrella; la emisión máser d'agua tien amestar a una distancia ente 10 y 20 vegaes el radiu de la estrella.
El radiu de la envoltura en redol a NV Aurigae ye de 2,0 &times; 1016 cm.

## Ver tamién
*Llista d'estrelles variables

## Referencies
NW Puppis

**NW Puppis** (NW Pup) ye una estrella variable na constelación de Puppis de magnitú aparente +5,08. Curiosamente ostenta dos denominaciones de Bayer distintes, **Ni2 Puppis** y **Ípsilon2 Puppis**, pero ye más conocida pol so denominación de variable NW Puppis o a cencielles polos sos diversos númberos de catálogu (HD 57219 / HR 2790 / HIP 35406).

Asitiada a 836 años lluz del Sistema Solar, NW Puppis ta catalogada como una estrella subxigante blancu-azulada de tipu espectral B2IVne.
Muncho más caliente que'l Sol, tien una temperatura efectivo de 18.286 K y un radiu 3,9 vegaes más grande que'l radiu solar. La so masa envalórase ente 5,9 y 6,2 vegaes la masa solar y la so edá cífrase en redol a 50 - 60 millones d'años. La so velocidá de rotación proyeutada ye de 84 km/s, magar otros estudios aumenten esti valor hasta 117 km/s.

NW Puppis ta clasificada como una estrella con llinies débiles d'heliu, una clase d'estrelles que'l so principal representante ye α Sculptoris. Ye tamién una variable Beta Cephei, un tipu de variable onde les oscilaciones de rellumu son debíes a pulsaciones na superficie de la estrella. Murzim (β Canis Majoris) y Becrux (β Crucis) son dos conocíos exemplos dientro d'esti grupu. NW Puppis presenta una pequeña variación nel so rellumu de 0,07 magnitúes a lo llargo d'un periodu de 0,125 díes. 

## Referencies
NZ Pegasi

**NZ Pegasi** (NZ Peg / HD 206043 / HR 8276) ye una estrella na constelación de Pegasu que s'alcuentra 1º al norte de 5 Pegasi.
De magnitú aparente +5,78, alcuéntrase a 127 años lluz de distancia del Sistema Solar.

NZ Pegasi ye una estrella de la secuencia principal de tipu F2V. 
Tien una temperatura efectivo de 7092 K y relluma con una lluminosidá 5,8 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
El so radiu ye un 60% más grande que'l radiu solar y xira sobre sigo mesma a gran velocidá, siendo la so velocidá de rotación proyeutada de 134,1 km/s.

NZ Pegasi ye una variable Gamma Doradus, clase de variables que'l so prototipu ye la estrella γ Doradus.
Nestes estrelles les variaciones fotométriques y espectroscópicas provienen de pulsaciones non radiales.
Nel diagrama de Hertzsprung-Russell asítiense sobre —o llixeramente percima— de la secuencia principal.
Típicamente tienen periodu fotométricos múltiples ente 0,3 y 3 díes, y exhiben curva de lluz curvu de lluz sinusoidales con pequeñes amplitúes.
El periodu principal de NZ Pegasi ye de 0,4113 díes, acompañáu por otros periodos de 0,4238 y 0,3961 díes.
L'amplitú de dicha variación ye de 0,03 magnitúes.

## Referencies
Nunki

**Nunki** ye'l nome de la estrella **σ Sagittarii**, la segunda más brillosa de la constelación de Saxitariu dempués de Kaus Australis (ε Sagittarii). De magnitú aparente +2,05, ta asitiada na rexón central de la constelación, na cinturón de la Vía Lláctea. Alcuéntrase a 220 años lluz de distancia del Sistema Solar.

## Nome

Al contrariu que munchos nomes d'estrelles que deriven del árabe, Nunki ye un nome d'orixe babiloniu y paez derivar de la *Tabla de les Trenta Estrelles* babilónica, onde s'identificaba cola *Estrella de la Proclamación del Mar*. El significáu del nome nun ta claro, anque pudiera provenir d'Enki, dios de Mesopotamia xeneralmente acomuñáu coles agües. Otros nomes que recibe la estrella son **Sadira** y **Pelagus**, esti postreru de la pallabra llatina para «mar».

## Carauterístiques físiques

Nunki ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B2.5V. Al igual que'l Sol, ye una estrella de la secuencia principal que la so enerxía provién de la fusión nuclear del hidróxenu en heliu. Pero a diferencia d'ésti, ye muncho más caliente. Con una temperatura superficial de 20.000 K emite una gran cantidá de radiación ultravioleta. Teniendo en cuenta ésta última, ye 3300 vegaes más lluminosa que'l Sol y 2200 vegaes más lluminosa si namái se considera la radiación emitida como lluz visible. La so masa ye 7,8 ± 0,2 vegaes mayor que la del Sol y el so radiu 5 vegaes más grande que'l radiu solar.
La duración de la so vida cífrase en redol a los 31 millones d'años, enantes de terminar los sos díes como una nana blanca.

Nunki ye una estrella binaria, con una compañera de magnitú +9,5 a 309 segundos d'arcu; estudios fechos per aciu interferometría suxeren que puede esistir una tercera compañera más cercana.

## Observación

Dacuando Nunki ye clisada pola Lluna, y más raramente polos planetes. La postrera tapecimientu de Nunki por un planeta tuvo llugar el 17 de payares de 1981, nesti casu por Venus.

Per otra parte, Nunki ye la estrella más brillosa que puede ser despintada por un planeta esterior, anque solo Marte puede faelo, y bien dacuando. La última vegada qu'asocedió esto foi'l 3 de setiembre de 423.

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

## Referencies
OGLE BW3 V38

**OGLE BW3 V38** (embrivíu como BW3 V38) ye una estrella binaria na constelación de Saxitariu de magnitú aparente +18,3.
Alcuéntrase a una incierta distancia de 400 pársecs (1300 años lluz) del Sistema Solar.

OGLE BW3 V38 ye una binaria cercana que les sos componentes —bien próximes ente sigo— son nanes coloraes de tipu espectral M3V. El so periodu orbital ye de namái 0,19839 díes (4,76 hores) y el semiexe mayor de la órbita ye de 1,355 radios solares (0,006 UA).
L'enclín del planu orbital, 85,5º respectu al planu del cielu, fai que'l sistema constituya una binaria eclipsante.
Magar la proximidá ente los dos componentes, nun aportar# a una binaria de contautu.
La solución de la so curva de lluz suxer que dambes estrelles tán notablemente aburuyaes, siendo los sos parámetros entemedios ente los de YY Geminorum y CM Draconis.
La so órbita ye una de les más pequeñes ente les binaries compuestes por estrelles de la secuencia principal.
Esti sistema foi afayáu nel marcu del proyeutu OGLE nel campu de la ventana de Baade BW3.

La estrella primaria tien una temperatura efeutivo de 3500 K y una masa equivalente al 44% de la masa solar.
El so radiu ye igual al 51% del que tien el Sol y rota bien apriesa, siendo'l so velocidá de rotación proyeutada 230 km/s.
La so lluminosidá apenes supón el 3,4% de la lluminosidá solar, magar ye un 70% más lluminosa que'l so acompañante.
Esta postrera tien una temperatura de 3448 K y una masa de 0,41 mases solares.
El so radiu equival al 44% del radiu solar y roto a 118 km/s.

La edá de OGLE BW3 V38 ye desconocida, pero la so llocalización nel planu galácticu y la baxa velocidá del baricentru del sistema suxeren que pertenez a la población de discu Entemedia.
Piénsase que les componentes del sistema, cuando empezaron la so vida na secuencia principal, taben más separaes que na actualidá.
La perda de momentu angular por «rotura magnético» provocó que la separación menguara dende entós.
Los datos fotométricos y la presencia d'una gran mancha escura na estrella primaria suxeren la presencia de fuertes campos magnéticos.
En binaries sincronizaes los efeutos de la perda pel momento angular traducir nel encoyimientu de la órbita, amenorgamientu del periodu orbital y aumentu de la velocidá de rotación de les componentes.

## Referencies
OGLE-2005-BLG-169L

**OGLE-2005-BLG-169L** ye una estrella que s'atopa aproximao a 2,700 pársecs na constelación de Saxitariu. El so tipu espectral entá nun ta definíu. Si ésta ye una estrella de la secuencia principal, entós lo más probable ye que se trate d'una nana colorada con aproximao la metá de la masa del Sol. Otres posibilidaes son que sía una nana blanca, (o menos probablemente) una estrella de neutrones o un furacu prietu.

En 2006, un planeta estrasolar foi afayáu alredor d'esta estrella.



## OGLE-2005-BLG-169Lb

**OGLE-2005-BLG-169Lb** ye un planeta estrasolar, que foi afayáu pol proyeutu OGLE, al traviés del métodu de microlente gravitacional. Basáu na masa más probable pa la estrella anfitriona, de 0.49 mases solares, el planeta tendría una masa de 13 vegaes la de Tierra. La so temperatura y masa envaloraes tán cerca de les d'Uranu. Especúlase qu'esti planeta puede ser un xigante de xelu como Uranu, o "una supertierra" con una superficie sólida predresa xelada.

## Referencies

* ()
OGLE-TR-10

**OGLE-TR-10** ye una estrella distante del Sol unos 5000 Años lluz, que s'atopa na constelación de Saxitariu. Tien una magnitú aparente 14,93. Ta alcontrada, como se ve dende la Tierra, cercana al centru de la galaxa. La estrella foi clasificada como una nana mariella, o como una nana naranxa, similar al Sol. Yá que la estrella ye tan débil, y ta alcontrada nes rexones superpoblaes de Saxitariu, nun presentaba nenguna carauterística especial, y nun fuera catalogada enantes.

En 2002, mientres una busca de materia escuro del equipu OGLE foi detectada un amenorgamientu periódicu nel so rellumu, qu'indicaba la posible presencia d'un Planeta realizando tránsitos astronómicos. Depués, en 2004, pudo ser comprobada, na esistencia del planeta estrasolar **[[OGLE-TR-10 b]]**, per mediu de midíes de la velocidá radial de la estrella.

## Referencies
* ()

## Referencies

## Enllaces esternos
*The Estrasolar Planets Encyclopaedia  entry 
*Estrasolar Visions entry
Oxetu de Sakurai

L**'Oxetu de Sakurai** (*Sakurai's object* n'inglés) ye la estrella central d'una tenue nebulosa planetaria asitiada na constelación de Saxitariu.
Recibe tamién la designación de **V4334 Sagittarii** (V4334 Sgr).
De magnitú aparente +11,4 na actualidá, afayóse como estrella variable el 20 de febreru de 1996 pol astrónomu aficionáu Yukio Sakurai mientres buscaba cometes.
La distancia a la que s'atopa respectu al Sistema Solar ye incierta, pero envalórase que pue ser de 11.500 años lluz —3500 parsecs—.

L'Oxetu de Sakurai ye una estrella que se topa nes fases finales de la so evolución estelar. De comportamientu similar a una nova, piénsase qu'enantes yera una estrella de la caña asintótica xigante qu'esperimentó un «flax d'heliu final» enantes de convertise nuna nana blanca. La nebulosa planetaria qu'arrodia a la estrella, bien tenue y estendida, indica que la postrera gran eyección de masa tuvo llugar fai dellos miles d'años.

El flax d'heliu, que dio empiezu en 1996, devolver momentáneamente a la fase de caña asintótica xigante; por ello nesti tipu d'eventos falar de «reencendido» o «renacencia».
En términos astronómicos, el flax final ye una etapa de bien curtia duración —unes poques decenes d'años— polo que ye bien difícil reparar esti tipu d'eventos. L'únicu socesu comparable ye l'acaecíu en V605 Aquilae en 1917.
La temperatura actual de la estrella ye 12.000 K y paez tar aumentando la so temperatura a un ritmu de 1000 K per añu. 
La estrella alcuéntrase arrodiada por un compactu discu de polvu con un enclín de 75º. Con un radiu esterior de 500 ~ UA, la so masa envalórase en 6 × 10-5 mases solares. El discu ta compuestu fundamentalmente por granos de carbonu amorfos.

Propúnxose que l'Oxetu de Sakurai forma un sistema binariu con un cuerpu de baxa masa que sobreviviría a la evolución del sistema; l'acompañante podría ser una estrella fría de tipu espectral M7. Ello esplicaría la forma asimétrica reparada na nebulosa planetaria.

## Referencies

## Ver tamién
* V605 Aquilae
* FG Sagittae
OGLE-TR-56

**OGLE-TR-56** ye una estrella allugada na Constelación de Saxitariu, similar al Sol, que s'atopa a unos 4900 años lluz de distancia. Afayóse, metanes una busca del proyeutu OGLE, un planeta estrasolar orbitándola, b, que nel añu 2003 foi confirmáu per mediu de la espectroscopia d'Efeutu Doppler.

## Ver tamién
* OGLE
* OGLE-TR-56 b

## Referencies

## Enllaces esternos
* OGLE-TR-56 Observaciones estrasolares
* OGLE-TR-56b  Observaciones estrasolares
* Planet: OGLE-TR-56b Planetes estrasolares
O Velorum

**O Velorum** (O Vel / HD 85561) ye una estrella na constelación de Vela, una de les partes na que foi estremada la constelación d'Argo Navis.
Tien magnitú aparente +5,55 y la «O» alude a la so denominación de Bayer.
Alcuéntrase a 343 años lluz del Sistema Solar, siendo'l error na midida del 2,3%.

O Velorum nun tien de ser confundida con ο Velorum (HD 74195), dacuando conocida como Xestus.

## Carauterístiques
O Velorum ta clasificada como una subxigante blanca de tipu espectral A0IV, anque un estudiu recién señala qu'inda nun abandonó la secuencia principal y qu'entá lu resta por percorrer un 31% de dicha etapa.
Atendiendo a la so clasificación como subxigante, sería una estrella asemeyada a Alhena (γ Geminorum), pero la so lluminosidá —77 vegaes superior a la del Sol— oldéase más a la d'una estrella A0 de la secuencia principal como Phecda (γ Ursae Majoris), Sadachbia (γ Aquarii) o ε Herculis.

O Velorum tien una temperatura efectivo de 10.023 K —10.350 según otra fonte— y una masa de 2,70 ± 0,03 mases solares.
Envalórase que'l so radiu ye 2,7 vegaes más grande que'l radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 40 km/s.

## Referencies
Omega Andromedae

**Omega Andromedae** (ω And / 48 Andromedae / HD 8799) ye una estrella de magnitú aparente +4,83 asitiada na constelación d'Andrómeda. Alcuéntrase a 92 años lluz del Sistema Solar.

Omega Andromedae ye una subxigante blancu-mariella de tipu espectral F5IVe.
Con una temperatura efectivo de 6581 K, ye 7,6 vegaes más lluminosa que'l Sol.
A partir del so diámetru angular, 0,70 milisegundos d'arcu, puede envalorase el so verdaderu diámetru, siendo ésti 2,3 vegaes más grande que'l diámetru solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o mayor de 57,1 km/s.
Tocantes al so conteníu metálico, amuesa una metalicidá inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,16).
Ye más masiva que la nuesa estrella —envalórase que la so masa ye casi un 50% mayor que la del Sol— y tien una edá averada de 2100 millones d'años.

Omega Andromedae forma un sistema binariu con una estrella 3,65 magnitúes más tenue. L'actual separación visual ente dambes componentes ye de 0,669 segundos d'arcu.

## Referencies
Omega Aquarii

**Omega Aquarii** (&omega; Aqr) ye una denominación de Bayer compartida por dos estrelles distintes na constelación del Acuariu:

* **[[Omega1 Aquarii]]** (102 Aquarii), estrella de magnitú 4,99.
* **[[Omega2 Aquarii]]** (105 Aquarii), estrella blanca de magnitú 4,48.

Dambes estrelles nun tán físicamente amestaes, siendo la distancia ente elles d'unos 20 años lluz.
Omega Aquilae

**Omega Aquilae** (&omega; Aql) fai referise a dos estrelles distintes na constelación d'Aquila:

* **[[Omega1 Aquilae]]** (25 Aquilae), estrella de magnitú 5,28.
* **[[Omega2 Aquilae]]** (29 Aquilae), estrella blanca de magnitú 6,02.
 

## Referencies

## Enllaces esternos
Omega Aurigae

**Omega Aurigae** (ω Aurigae / 4 Aurigae / HD 31647) ye una estrella na constelación d'Auriga de magnitú aparente +4,99.
Alcuéntrase a 159 años lluz del Sistema Solar.

Omega Aurigae ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A1V.
Tien una temperatura efectivo de 9750 K y, a partir de la midida del so diámetru angular —0,346 milisegundos d'arcu—, puede conocese el so radiu, que ye aproximao un 82% más grande que'l radiu solar.
Como otres estrelles asemeyaes, xira sobre sigo mesma rápido, con una velocidá de rotación de siquier 107 km/s, unes 50 vegaes mayor que la del Sol.
Ye una estrella brillosa en rayos X, siendo la so lluminosidá en dicha rexón del espectro de 1656,2×1020 W.
Tocantes a la so composición elemental, tien una metalicidá comparable a la solar, con una bayura relativa de fierro igual a la del Sol ([Fe/H] = 0,00).
Amuesa, sicasí, cierta falta n'elementos como calciu, bariu y sodiu.

Coles mesmes, Omega Aurigae forma un sistema binariu con una estrella de magnitú +8,1 y tipu espectral F9. Dambes tán dixebraes nel cielu 4,5 segundos d'arcu, lo qu'equival a una separación real de siquier 220 UA.

## Referencies
Omega Canis Majoris

**Omega Canis Majoris** (ω CMa / 28 Canis Majoris / HD 56139) ye una estrella na constelación del Can Mayor de magnitú aparente +4,02.
Alcuéntrase a 910 años lluz del Sistema Solar.

Omega Canis Majoris ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B2IV-Ve con carauterístiques entemedies ente una subxigante y una estrella de la secuencia principal.
Tien una temperatura d'aproximao 21.750 K y ye 11.800 vegaes más lluminosa que'l Sol.
El so radiu ye 7,7 vegaes más grande que'l radiu solar y rota con una velocidá de siquier 112 km/s, implicando un periodu de rotación inferior a 3,4 díes.
Ye una estrella Be similar, por casu, a Gomeisa (β Canis Minoris) o a κ Canis Majoris; estes estrelles emiten radiación dende un discu circumestelar d'orixe inciertu, pero rellacionáu sía que non cola rápida rotación estelar.
Coles mesmes, como asocede con munches estrelles d'esta clase, ta catalogada como variable Gamma Cassiopeiae, que'l so prototipu ye la mesma γ Cassiopeiae. Les variaciones de rellumu son errátiques y nel casu d'Omega Canis Majoris, son visibles a simple vista.

Omega Canis Majoris tien una edá llixeramente inferior a 20 millones d'años.
La so masa, 10,5 vegaes mayor que la masa solar, ye abondo alzada por que concluya la so vida esplotando como una supernova.

## Referencies
OGLE-TR-132

**OGLE-TR-132** ye una estrella distante del Sol unos 4900 Años lluz, que s'atopa na constelación de Carina. Tien una débil magnitú aparente de 15,72. La estrella foi clasificada como una estrella nana blancu-mariella de la secuencia principal, del tipu espectral F, con una alta metalicidá, siendo un pocu más caliente y lluminosa que'l Sol. Yá que la estrella ye tan débil, alloñada, y ta alcontrada nes rexones superpoblaes del espaciu, nun presentaba nenguna carauterística especial, y nun fuera catalogada enantes.

En 2002, mientres una busca de materia escuro del *Esperimentu de lente óptica gravitacional* (OGLE) foi detectada un amenorgamientu periódicu nel so rellumu, qu'indicaba la posible presencia d'un Planeta realizando tránsitos astronómicos, anque esto nun podía ser confirmáu preliminarmente, pos el fenómenu tamién puede ser producíu pola presencia d'un sistema estelar binariu, con una estrella nana marrón o colorada. Depués, en 2004, pudo ser comprobada la esistencia del planeta estrasolar del tipu Xúpiter caliente, **[[OGLE-TR-132b]]**, per mediu de midíes de la velocidá radial de la estrella.

## Ver tamién
* Efeutu Doppler
* OGLE-TR-132b

## Referencies

## Enllaces esternos
* '''Estrasolar Planets Encyclopaedia''': OGLE-TR-132 (inglés)
:* OGLE-TR-132 b(inglés)
* '''Estrasolar Visions''': OGLR-TR-132 (inglés)
:* OGLE-TR-132 b (inglés)
Omega Cygni

**Omega Cygni** (&omega; Cyg) puede referise a dos estrelles distintes na constelación del Cisne:

* **[[Omega1 Cygni]]** (45 Cygni), subxigante blancu-azulada de magnitú 4,94.
* **[[Omega2 Cygni]]** (46 Cygni), xigante colorada de magnitú 5,47.
Omega Fornacis

**Omega Fornacis** (ω For) ye una estrella na constelación de Fornax, el fornu.
De magnitú aparente +4,96, ye la cuarta estrella más brillosa na constelación dempués de Fornacis (α Fornacis), β Fornacis y ν Fornacis.
Ye una estrella binaria que les sos componentes tán dixebraes visualmente 10,8 segundos d'arcu.

La primaria del sistema ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B9.5V. 
Tien una temperatura efectivo de 10.256 K —10.730 K, utilizando un métodu de midida distintu— y la so lluminosidá ye 268 vegaes mayor que la del Sol.
El so diámetru ye 2,81 vegaes más grande que'l diámetru solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 85 km/s.
Con una masa 3,42 vegaes mayor que la del Sol, piénsase que ta rematando la so etapa como estrella de la secuencia principal.

La componente secundaria ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu A3V, asemeyáu, por casu, a Denébola (β Leonis).
El so radiu ye 2,2 vegaes más grande que'l del Sol y la so velocidá de rotación proyeutada ye de 180 km/s.
La separación cola estrella primaria ye de siquier 1520 UA.

Omega Fornacis alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, a 484 años lluz del Sistema Solar.

## Referencies
Omega Hydrae

**Omega Hydrae** (ω Hya / 18 Hydrae / HD 77996 / HR 3613) ye una estrella que s'alcuentra al norte de la constelación d'Hidra.
Tien magnitú aparente +5,00 y alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de datos de paralax del satélite Hipparcos, a 895 años lluz del Sistema Solar.

Omega Hydrae ye una superxigante naranxa de tipu espectral K2I con una temperatura efectivo de 4250 K.
Bien lluminosa, radia 1074 vegaes más enerxía que'l Sol, siendo brillosu na rexón infrarroxa del espectru.
La midida del so diámetru angular en banda K, una vegada correxida debíu al escurecimientu de llimbu, ye de 1,85 ± 0,02 milisegundos d'arcu. Ello dexa envalorar el so tamañu real, siendo ésti 55 vegaes más grande que'l del Sol.
La so velocidá de rotación ye igual o superior a 2,3 km/s, polo que ye considerada una superxigante de rotación lenta.

D'alcuerdu a los distintos modelos d'estructura y evolución estelar, la masa d'Omega Hydrae taría entendida ente 3,8 y 5,0 mases solares.
Tien una metalicidá igual a la solar ([Fe/H] = 0,0) y amuesa una bayura relativa de litiu elevada (A(Li) = 1,5).

## Referencies
Omega Orionis

**Omega Orionis** (ω Ori / 47 Orionis) ye una estrella na constelación d'Orión de magnitú aparente +4,57 asitiada aproximao a 1380 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Tópase arrodiada per una nube de polvu, formando una modesta nebulosa de reflexón de más d'un añu lluz d'un estremu a otru.

Omega Orionis ye una xigante azul de tipu espectral B3IIIe con una temperatura efectivo de 19.100 K.
Incluyendo una gran cantidá radiación ultravioleta emitida, Omega Orionis relluma con una lluminosidá 15.275 vegaes mayor que la del Sol.
Con un radiu 11,4 vegaes más grande que'l radiu solar, la so velocidá de rotación proyeutada —181 km/s— implica un periodu de rotación inferior a 3,15 díes.
Sicasí, la so velocidá de rotación real puede algamar los 450 km/s, envalorándose que'l so eje tópase inclináu 24º al respective de la llinia de visión.
Tien una masa 10,5 vegaes superior a la del Sol, xusto percima de la llende a partir del cual les estrelles españen como supernoves. La so edá envalórase en 19 millones d'años y namái apocayá empezó la so etapa como xigante.

De resultes de la so rápida rotación, Omega Orionis ye una estrella Be.
Ente les estrelles d'esta clase, foi la primera onde se midió'l campu magnéticu, resultando ser 1000 vegaes mayor que'l de la Tierra.
Omega Orionis ye, como munches estrelles Be, una estrella variable que'l so rellumu varia 0,19 magnitúes.
Coles mesmes, reparáronse pequeñes variaciones debíes a pulsaciones non radiales, con periodos de 0,97 y 2,19 díes.

## Referencies
Omega Capricorni

**Omega Capricorni** (ω Cap / 18 Capricorni / HD 198542) ye una estrella na constelación de Capricorniu de magnitú aparente +4,12, la séptima más brillosa de la mesma a pesar de la so denominación de Bayer «*[[Omega]]*». Tien el nome tradicional, pero pocu utilizáu, de **Baten Algiedi**, d'orixe árabe y que significa «banduyu» —de la cabra de mar—.

Omega Capricorni alcuéntrase a una distancia averada de 630 años lluz, y ye una estrella xigante de tipu espectral inciertu ente K5 y M0 que la so temperatura efectivo averada ye de 3960 K. La midida del so diámetru angular —0,005 segundos d'arcu— dexa calcular el so tamañu; el so radiu ye 104 vegaes más grande que'l del Sol o, lo que ye lo mesmo, 0,5 UA, la metá de la distancia esistente ente la Tierra y el Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 4,7 km/s.
Con una masa envalorada ente 5 y 6 mases solares, probablemente alcuéntrase nuna fase estable de la so evolución, tresformando heliu en carbonu nel so interior. Anque clasificada como estrella de bariu «leve», la so pertenencia a esti grupu ye discutible.

A lo último, hai de solliñar qu'Omega Capricorni ta clasificada como una posible estrella variable.

## Referencies
Omega Cassiopeiae

**Omega Cassiopeiae** (ω Cas / 46 Cas) ye una estrella na constelación de Cassiopeia de magnitú aparente +4,97.
Alcuéntrase a 699 años lluz de distancia del Sistema Solar.

## Carauterístiques
Omega Cassiopeiae ta catalogada como una xigante azul de tipu espectral B5III, tamién clasificada como B7III.
Tien una temperatura efectivo de 12.860 K y una lluminosidá 817 vegaes mayor que la lluminosidá del Sol.
Con un radiu 5,8 vegaes más grande que'l radiu solar, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 35 km/s.
Ello trai que'l so periodu de rotación nun supera los 5,3 díes.
La so masa cifrar ente les 4,5 y les 4,7 mases solares y, según dellos autores, más qu'una verdadera xigante probablemente ye una subxigante d'unos 100 millones d'años d'edá.

Omega Casssiopeiae ye una estrella aprobetada en heliu —o estrella Bw, como α Sculptoris— pero arriquecida en estronciu.
La so atmósfera estelar, en relativu reposu, favorez que dellos elementos xuban a la superficie por radiación y otros fúndanse nel interior pola gravedá.

## Sistema binariu
Omega Casssiopeiae ye una estrella binaria que la so acompañante pudo ser detectada per aciu espectroscopia.
El so periodu orbital ye de 69,92 díes.
Asumiendo que dicha acompañante ye una estrella de baxa masa, la so separación media al respective de la estrella azul ye de 0,55 UA, siendo la órbita relativamente escéntrica.

## Referencies
Omega Virginis

**Omega Virginis** (ω Vir / 1 Virginis / HD 101153) ye una estrella na constelación de Virgu de magnitú aparente +5,24. Alcuéntrase a 496 años lluz del Sistema Solar.

Omega Virginis ye una xigante colorada de tipu espectral M4III que, con una temperatura efectivo de 3500 K, alcuéntrase ente les estrelles más fríes del firmamentu.
Rica en metales —el so conteníu relativo de fierro respectu al d'hidróxenu ye un 32% mayor que'l del Sol—, ye una variable semirregular, con dos periodos de 30 y 275 díes.
Rota tan amodo que la so velocidá de rotación nunca foi midida.
La so lluminosidá, correxida pola radiación infrarroxo qu'emite, ye ente 1100 y 1500 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Esta incertidume afecta al so posible tamañu; sicasí, la midida direuta del so diámetru angular da como resultáu un radiu 106 vegaes más grande que'l del Sol.
Tien una masa entendida ente 1,5 y 2 mases solares.

Omega Virginis ye una estrella evolucionada que puede topase en distintes etapes de la so evolución estelar.
Puede tar cerca del puntu d'ignición del heliu, puede empezar la fusión nuclear d'esti elementu en carbonu, o puede tar aumentando en rellumu —per segunda vegada— con un nucleu inerte de carbonu-oxíxenu. La so variabilidá suxer la última etapa.
Sía que non, nun futuru va evolucionar primero nuna variable Mira, pa darréu formar una nebulosa planetaria.
N'última instancia va rematar la so vida como una nana blanca.

## Referencies
Omega1 Aquarii

**Omega1 Aquarii** (ω1 Aquarii / 102 Aquarii) ye una estrella na constelación d'Acuariu de magnitú aparente +4,99.
Comparte la denominación de Bayer «Omega» con Omega2 Aquarii, pero nun hai rellación física ente dambes estrelles.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, Omega1 Aquarii alcuéntrase a 142 años lluz del Sistema Solar.

Omega1 Aquarii ye una subxigante blanca de tipu espectral A7IV, enantes catalogada como F0IV.
Tien una temperatura efectivo de 7516 K, siendo la so lluminosidá 18 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Como otres estrelles análogues, xira sobre sigo mesma a gran velocidá, anque distintos estudios dan un valor ente 86 y 105 km/s pal so velocidá de rotación proyeutada.
La so masa ye de 1,88 mases solares y, con una edá envalorada por isocrones de 600 millones d'años, ta abandonando la secuencia principal.

Omega1 Aquarii evidencia una metalicidá comparable a la del Sol ([Fe/H] = -0,07).
Otros elementos evaluaos como oxíxenu, siliciu, calciu y bariu amuesen niveles cercanos a les solares, ente que la bayura relativa de sodiu ye inferior a la metá de la del Sol ([Na/H] = -0,37).

## Referencies
Omega1 Cygni

**Omega1 Cygni** (ω1 Cyg / 45 Cygni / HD 195556 / HR 7844) ye una estrella na constelación del Cisne de magnitú aparente +4,94.
Comparte la denominación de Bayer «*[[Omega]]*» con Omega2 Cygni, conocida col nome de Ruchba.

## Carauterístiques
Omega1 Cygni ye una subxigante blancu-azulada de tipu espectral B2.5IV con una temperatura averada de 18.500 K.
Tien una lluminosidá equivalente a 4800 soles y un radiu 6,8 vegaes más grande que'l radiu solar.
Xira sobre sí acorica con una velocidá de rotación de siquier 165 km/s, siendo el so periodu de rotación inferior a dos díes.
Ye una estrella masiva, con una masa ente 7,5 y 8 mases solares, anque se topa xusto per debaxo de la llende percima del cual les estrelles españen como supernoves; por tanto, cabo esperar qu'acabe la so vida como una nana blanca masiva.
Anque ta catalogada como una estrella variable —del tipu Beta Cephei—, anguaño piénsase qu'en realidá nun ye variable.

## Compañeres estelares
Omega1 Cygni paez tener dos compañeres estelares.
La primera (**Omega1 Cygni B**), separada visualmente 17 segundos d'arcu, tien magnitú +12,9; pol so rellumu, ten de ser una estrella asemeyada al Sol distante siquier 4800 UA del so brillante acompañante.
D'alcuerdu a les lleis de Kepler, el so periodu orbital ye de más de 8000 años.
La segunda compañera (**Omega1 Cygni C**), visualmente a 56 segundos d'arcu —lo que correspuende a una distancia real de más 15.500 UA—, tien magnitú +9,4.
Posiblemente sía una estrella de tipu A mediu qu'emplega más de mediu millón d'años en completar una órbita en redol al par interior.
El sistema alcuéntrase a 910 años lluz de distancia del Sistema Solar.

## Referencies
Omega2 Aquarii

**Omega2 Aquarii** (ω2 Aquarii / 105 Aquarii) ye una estrella na constelación d'Acuariu de magnitú aparente +4,48.
Alcuéntrase a una distancia de 149 años lluz del Sistema Solar, siendo'l error en tala midida del 1,2%.

Omega2 Aquarii ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B9V, tamién catalogada como B9.5V.
Tien una temperatura efectivo de 10.011 K, siendo la so lluminosidá 40 vegaes superior a la lluminosidá solar.
El so radiu ye 2,2 vegaes más grande que'l del Sol y, como otres estrelles análogues, xira sobre sigo mesma a gran velocidá.
Distintos estudios dan un valor entendíu ente 148 y 160 km/s pal so velocidá de rotación proyeutada, lo que trai que'l so periodu de rotación sía de namái mediu día.

Omega1 Aquarii presenta una metalicidá inferior a la del Sol nun 25% ([Fe/H] = -0,13).
Tolos metales evaluaos amuesen niveles más baxos que les solares, siendo'l calciu —ente los elementos evaluaos— el más deficitariu ([Ca/H] = -0,40).
Tien una masa de 2,46 mases solares y apenes percorrió'l 18% de la so trayeutoria como estrella de la secuencia principal.
Ente les estrelles que tán a menos de 50 pársecs del Sistema Solar, ye una de les cien más brillosos na rexón de rayos X; la so lluminosidá nesa rexón del espectru ye de 11,96 × 1022 W.

Suxirióse qu'Omega2 Aquarii podría ser una binaria espectroscópica.
Per otra parte, paez tar físicamente amestada a una estrella de magnitú +10,6 separada visualmente d'ella 5,7 segundos d'arcu.
Esta compañera estelar pue ser una nana naranxa de tipu KVe.

## Referencies
Omega2 Aquilae

**Omega2 Aquilae** (ω2 Aql / 29 Aquilae) ye una estrella na constelación d'Aquila.
De magnitú aparente +6,02, comparte de la denominación de Bayer «Omega» con Omega1 Aquilae, magar nun esiste rellación física ente dambes estrelles.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, Omega2 Aquilae alcuéntrase a 266 años lluz del Sistema Solar.

Omega2 Aquilae ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A3V.
Asemeyáu a Denébola (β Leonis) o a Heze (ζ Virginis) —anque más alloñaes qu'elles—, tien una temperatura efectivo de 8472 K.
Relluma con una lluminosidá 25 vegaes superior a la lluminosidá solar y el so un radiu ye'l doble de grande que'l del Sol.
Xira sobre sigo mesma a gran velocidá, siendo la so velocidá de rotación proyeutada —llinde inferior de la mesma— de 154 km/s; otru estudiu, que per aciu l'usu de tresformaes de fourier tien en cuenta'l escurecimientu de llimbu, ufierta una cifra mayor de 181 km/s.

Omega2 Aquilae tien una masa de 2,1 mases solares y vivió el 60% de la so vida como estrella de la secuencia principal.

## Referencies
Omega2 Tauri

**Omega2 Tauri**, tamién conocida a cencielles como **Omega Tauri** (ω2 Tau / ω Tau / 50 Tauri), ye una estrella na constelación de Tauru.
De magnitú aparente +4,93, alcontrar a menos d'un grau al sur de la eclíptica.
La so distancia al Sistema Solar ye de 94 años lluz.

Omega2 Tauri ye una estrella blanca de tipu espectral A3m.
Tien una temperatura efectivo ente 7552 y 8709 K y ye 8 vegaes más lluminosa que'l Sol.
Tien un radiu un 51% más grande que'l radiu solar y rota con una velocidá de siquier 62 km/s.
La so masa ta entendida ente 1,9 y 2,3 mases solares.
Nun esiste consensu tocantes a la so edá; ente que un estudiu otorgar una edá de namái 13 millones d'años, otru alza esta cifra hasta los 193 millones d'años, casi 15 vegaes más.
Al igual qu'otres estrelles asemeyaes, l'escesu d'emisión infrarroxa reparáu tanto a 24 μm como a 70 μm indica la esistencia d'un discu de polvu circumestelar.

Omega2 Tauri presenta una bayura relativa de fierro doble de la del Sol ([Fe/H] = +0,32), sobreabundancia tamién reparada nel casu del bariu, que'l so conteníu ye seis veces cimeru.
Nel estremu opuestu destaca'l conteníu de calciu, namái una tercer parte de la solar.
Coles mesmes, como lo pon de manifiestu'l so tipu espectral, Omega2 Tauri ye una estrella con llinies metáliques al igual que Siriu (α Canis Majoris).

## Referencies
Omega Piscium

**Omega Piscium** (ω Psc / 28 Piscium / HD 224617) ye la tercera estrella más brillosa de la constelación de Piscis a pesar d'ostentar la denominación de Bayer «*[[Omega]]*», vigésimocuarta y última lletra del alfabetu griegu. De magnitú aparente +4,03, alcuéntrase a 106 años lluz de distancia del Sistema Solar.

Omega Piscium ta clasificada como una estrella subxigante blancu-mariella brillosa de tipu espectral F4IV que la so temperatura superficial ye d'aproximao 6600 K. Puede ser o non una estrella binaria que les sos componentes tán próximes ente sigo. Variaciones na so espectru llevaron a pensar primeramente que se trataba d'una binaria espectroscópica con un periodu de 2,16 díes. Sicasí, darréu aducióse que les variaciones provienen de la variabilidá intrínseca de la estrella.

Si Omega Piscium nun tien compañera estelar, la so lluminosidá equival a 20 vegaes la del Sol, con una masa un 80% mayor que la masa solar.
Otra manera, si fora un sistema binariu, los sos tipos espectrales podríen ser F2 y F6, con mases en redol a 1,6 mases solares.
La midida de la so velocidá de rotación proyeutada da un valor de 40 km/s y la so edá envalórase en 1200 millones d'años.

## Referencies