open-index/open-wikipedia-markdown huggingface dataset:
Beta Coronae Australis

**Beta Coronae Australis** (β CrA / HD 178345 / HR 7259) ye una estrella de magnitú aparente +4,12, la más brillosa de la constelación de Corona Austral xunto con Alfecca Meridiana (α Coronae Australis); ente que nel Catálogu Hipparcos esta postrera apaez 0,02 magnitúes más brillosa, el Bright Star Catalogue da la mesma magnitú a dambes estrelles, +4,11.

Beta Coronae Australis ye una xigante naranxa —en cierto una xigante lluminosa— de tipu espectral K0II asitiada aproximao a 510 años lluz del Sistema Solar. Con una temperatura superficial de 4570 K, la so lluminosidá ye 730 vegaes mayor que la del Sol; a manera de comparanza, Menkent (θ Centauri) —xigante naranxa «normal» cercana a la Tierra— ye 12 vegaes menos lluminosa qu'ella.
Como cabría esperar, Beta Coronae Australis ye una estrella de gran tamañu inclusive dientro de les xigantes. El so radiu ye 43 vegaes más grande que'l del Sol, equivalente a 0,20 UA.
Hai unos 100 millones d'años —la so edá actual—, empezó la so vida como una estrella caliente de tipu B.

Beta Coronae Australis alcuéntrase cerca de la «Nube molecular de Corona Australis», rexón escura de formación estelar que la so masa envalórase en 7000 mases solares.
Sicasí, nun forma parte d'ella, anque se topa a namái 20 años lluz del estremu de la mesma.

## Referencies
Beta Fornacis

**Beta Fornacis** (β For) ye una estrella de magnitú aparente +4,46 na constelación de Fornax, el fornu.
Ye, dempués de Fornacis (α Fornacis), la segunda estrella más brillosa na so constelación.
Alcuéntrase a 169 años lluz del Sistema Solar.

Beta Fornacis ye una xigante mariellu-anaranxada de tipu espectral G8.5IIIb, tamién catalogada como K0III.
Tien una temperatura efectivo de 4790 K y la so lluminosidá ye 55 vegaes superior a la del Sol.
Son munches les xigantes visibles nel cielu nocherniegu asemeyaos a Beta Fornacis; ε Andromedae, ρ Cygni o η<sup>2</sup> Hydri son namái dellos exemplos.
El diámetru de Beta Fornacis ye 11 vegaes más grande que'l diámetru solar y la so masa ye un 65% mayor que la del Sol.

Beta Fornacis amuesa una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos que l'heliu— igual a la metá de la que tien el Sol ([Fe/H] = -0,31).
Fierro, vanadiu y bariu son los elementos más deficitarios, siendo'l sodiu y el siliciu aquellos elementos que los sos niveles tán más próximos a les solares.

Beta Fornacis forma una estrella doble con **CD-32 1025B**, de magnitú 14. Visualmente dambes estrelles tán dixebraes pocu más de 4 segundos d'arcu.

## Referencies
Beta Doradus

**Beta Doradus** (β Dor / HD 37350 / HR 1922) ye la segunda estrella más brillosa de la constelación de Doráu dempués de α Doradus.
Ye una variable cefeida que'l so rellumu varia ente magnitú +3,46 y +4,08 nun periodu de 9,8426 díes.
Dicha variación ye perceptible a simple vista, al igual qu'asocede n'otres cefeides como Eta Aquilae, Mekbuda (ζ Geminorum), W Sagittarii o X Sagittarii. 

Como toles demás cefeides, Beta Doradus ye una superxigante mariella que'l so tipu espectral camuda de F6 a G5 col subsiguiente cambéu en temperatura, siendo la so temperatura efectivo media d'unos 6000 K.
De gran tamañu, el so radiu ye ente 50 y 65 vegaes más grande que'l radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 6 km/s.
Relluma con una lluminosidá averada 3000 vegaes mayor que la lluminosidá solar y tien una masa 6,5 vegaes mayor que la del Sol. Les estrelles tan masives tienen una vida curtia; la edá de Beta Doradus envalórase en namái 60 millones d'años y yá s'atopa nuna fase avanzada de la so evolución estelar.

Beta Doradus presenta un conteníu metálico comparable a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,01.
Tocantes a otros elementos evaluaos, carbonu y magnesiu son la metá d'abondoses que nel Sol, ente que el gadolinio (Z = 64) ye un 60% más abondosu.

La midida de la so paralax col Telescopiu Espacial Hubble (3,14 ± 0,16 milisegundos d'arcu) axudica a Beta Doradus una distancia de 1040 años lluz respectu al Sistema Solar.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
Beta Horologii

**Beta Horologii** (β Hor / HD 18866 / HR 909) ye una estrella na constelación de Horologium —el reló— de magnitú aparente +4,96. Ye la tercera más brillosa de la mesma dempués de α Horologii y δ Horologii. Alcuéntrase a 295 años lluz de distancia del Sistema Solar.

Beta Horologii figura catalogada nes bases de datos como una xigante blanca de tipu espectral A4IIIm o A3-5IIIm.
Tien una temperatura superficial averada de 8400 K y, con una lluminosidá 65 vegaes mayor que la del Sol, emite la mayor parte de la so enerxía como lluz visible.
El so radiu, envaloráu a partir de la so temperatura y lluminosidá, ye 3,8 vegaes mayor que'l radiu solar; por ello, más qu'una verdadera xigante, piénsase que ye una subxigante con una masa de 2,5 mases solares y una edá de 600 millones d'años.

Beta Horologii ye una estrella con llinies metáliques —o estrella Am— que'l so espectru amuesa llinia d'absorción fuertes de dalgunos metales y defectos d'otros.
Ello tien llugar porque dalgunos elementos qu'absuerben meyor la lluz son emburriaos escontra la superficie, ente qu'otros fúndense por cuenta de la fuercia de la gravedá. Esti efeutu tien llugar namái si la velocidá de rotación ye baxa, como nel casu de Beta Horologii, que la so velocidá de rotación proyeutada ye de 84 km/s, implicando un periodu de rotación inferior a 2,3 díes.

## Referencies
Beta Equulei

**Beta Equulei** (β Equ / 10 Equulei / HD 203562) ye una estrella na constelación d'Equuleus.
Magar el so denominación de Bayer «Beta», ye namái la cuarta estrella más brillosa na constelación con magnitú aparente +5,16; ye superada en rellumu por Kitalpha (α Equulei), δ Equulei y γ Equulei.
Alcuéntrase a 329 años lluz del Sistema Solar. 

Beta Equulei ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A3V con una temperatura superficial averada de 9000 K.
La so lluminosidá ye 75 vegaes mayor que la lluminosidá solar y tien una masa ente 2,4 y 2,5 mases solares.
Con un radiu 3,6 vegaes más grande que'l del Sol, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 49 km/s, implicando un periodu de rotación inferior a 4 díes.
Con una edá en redol a los 600 millones d'años, ta próxima a rematar la so etapa como estrella de la secuencia principal.
Al igual que Vega (α Lyrae) o Fomalhaut (α Piscis Austrini), Beta Equulei ta arrodiada por un discu circumestelar de polvu, que puede ser el niciu d'un posible sistema planetariu.

Delles estrelles tenues —ente magnitú 11,6 y 13,6— alcuéntrense visualmente a una separación entendida ente 30 y 90 segundos d'arcu de Beta Equulei. Nenguna d'elles ta físicamente venceyada con ella, siendo namái compañeres óptiques.

## Referencies
Beta Gruis

**Beta Gruis** (β Gru / HD 214952 / HR 8636) ye la segunda estrella más brillosa de la constelación de Grus con magnitú aparente +2,07, namái superada por Al Nair (α Gruis). Entá siendo la 60ª estrella más brillosa del cielu —l'orde exautu puede variar llixeramente d'una a otra clasificación— nun tener nome propiu habitual, anque dacuando ye conocida como **Gruid** o **Alphaulka**.

Beta Gruis una xigante colorada fría de 3400 K de temperatura superficial y tipu espectral M5III. Considerando la radiación emitida nel infrarroxu —importante nel casu d'estrelles coloraes— la so lluminosidá ye unes 3900 vegaes mayor que'l Sol. El so diámetru ye de 0,8 UA, esto ye, nel llugar del Sol estenderíase más allá de la órbita de Venus. Amás ye una estrella variable, clasificada como irregular, que'l so rellumu bazcuya ente magnitú +2,0 y +2,3.

Estudios d'interferometría suxeren que Beta Gruis puede tener una tenue compañera a menos de 0,22 segundos d'arcu, qu'a los 170 años lluz de distancia que nos dixebra d'ella, equivalen a 11 UA de separación al respective de la estrella principal.

## Referencies
Beta Indi

**Beta Indi** (β Ind) ye una estrella na constelación d'Indus.
De magnitú aparente +3,66, ye la segunda estrella más brillosa na constelación dempués de α Indi.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos, alcuéntrase a 611 años lluz del Sistema Solar.

## Carauterístiques
Beta Indi ye una xigante lluminosa anaranxada de tipu espectral K1II que la so temperatura efectivo ye de 4383 K.
Les xigantes lluminoses como Beta Indi son muncho más lluminoses que les xigantes naranxes «normales».
Asina, Beta Indi ye 1911 vegaes más lluminosa que'l Sol, siendo la so lluminosidá comparable a la de θ Herculis o a la de C Velorum.
En comparanza, ye 4,5 vegaes más lluminosa que la brillosa Aldebarán (α Tauri) —pero ta nueve veces más alloñada qu'ésta— y 31 vegaes más lluminosa que α Indi.
El so radiu, envaloráu de forma indireuta, pue ser 12 vegaes más grande que'l radiu solar.
Exhibe una metalicidá un 29% menor que la solar ([Fe/H] = -0,15).
Tien una masa 6,7 vegaes mayor que la del Sol y una edá averada de 53 millones d'años.

Beta Indi mover nuna órbita galáutica relativamente circular, que la so escentricidá, y = 0,065, ye inferior a la de la órbita del Sol, y = 0,160.
La so distancia respeutu al centru de la galaxa varia 895 pársecs ente l'apoastru y el periastru, tres veces menos que na órbita solar.

## Referencies
Beta Lacertae

**Beta Lacertae** (β Lac / 3 Lacertae / HD 212496 / HR 8538) ye una estrella na constelación de Lacerta. Anque ostenta la denominación de Bayer «*Beta*», ye namái la cuarta estrella más brillosa de Lacerta con magnitú aparente +4,43, siendo superada en rellumu por α Lacertae, 1 Lacertae y 5 Lacertae.
Alcuéntrase a 170 años lluz del Sistema Solar.

Beta Lacertae ye una xigante mariella de tipu espectral G9III con una temperatura efectivo de 4710 K.
Asemeyáu a otres xigantes más conocíes como Capella A (α Aurigae) o Vindemiatrix (ε Virginis), ye 60 vegaes más lluminosa que'l Sol.
Tien un radiu 11 vegaes más grande que'l radiu solar, valor llográu a partir de la midida direuta del so diámetru angular —1,92 milisegundos d'arcu—.
La so masa ye aproximao un 85% mayor que la del Sol, nun esistiendo consensu sobre la so edá; una fonte señala una edá de 1320 millones d'años, ente qu'otra atribuyir una edá considerablemente cimera de 6680 ~ millones d'años. 

La so metalicidá ye inferior a la del Sol, con una bayura relativa de fierro ente'l 33 y el 47% de la esistente na nuesa estrella. La bayura relativa d'elementos tales como itriu, bariu, lantanu y praseodimiu sigue'l mesmu enclín; namái la rellación ente los conteníos d'europiu y fierro ye significativamente mayor que nel Sol.

## Referencies
Beta Hydri

**Beta Hydri** (β Hyi) ye la estrella más brillosa na constelación de Hydrus con magnitú aparente +2,80. Ye la estrella brillosa más cercana al polu sur celeste, yá que Polaris Australis (σ Octantis), la Estrella Polar del hemisferiu sur, apenes relluma con magnitú 5,42. Nel pasáu, hacia l'añu 150 e.C., Beta Hydri tuvo asitiada a menos de dos graos del polu. Alcuéntrase a 24,4 años lluz de distancia del Sistema Solar.

## Carauterístiques
Beta Hydri ye una estrella subxigante de tipu espectral G2IV con una temperatura superficial de 5750 K, namái 30 K más fría que'l Sol. Ye 3,7 vegaes más lluminosa qu'ésti, siendo'l so radiu casi'l doble del radiu solar.
El so periodu de rotación, en redol a 29 díes, pue ser similar al de la nuesa estrella; sicasí, yá que nun se conoz l'enclín de la so exa, dichu periodu puede ser enforma menor.
Presenta una metalicidá un 22% inferior a la solar ([Fe/H] = -0,11).
Piénsase que pue ser una estrella variable, recibiendo la denominación provisional de **NSV 161**.

Con una masa de namái 1,1 mases solares, hai unos 5000 o 6000 millones d'años Beta Hydri empezó la so vida como una nana mariella de tipu F8, aumentando'l so rellumu a midida que consumía'l so hidróxenu internu para, n'última instancia, espandise na estrella qu'anguaño vemos. Nel futuru va siguir el so enfriamientu y espansión, llegando a algamar una lluminosidá 1000 vegaes mayor que la del Sol.
Darréu, va espulsar les sos capes esternes —fase de nebulosa planetaria— y va concluyir los sos díes como una nana blanca con una masa aproximao la metá que la que güei tien.

Beta Hydri foi estudiada per aciu astrosismoloxía, ciencia qu'estudia la estructura interna d'estrelles pulsantes interpretando la so espectru de frecuencies.
Sábese que'l gas solmenao nes capes esternes d'una estrella xenera ondes sonores. Asemeyaos a les ondes sísmiques d'un terremotu na Tierra, estes ondes provoquen pulsaciones na superficie estelar.
Nel Sol, estes pulsaciones fueron afayaes en 1979 y tienen un periodu averáu de 5 minutos.
Siendo Beta Hydri considerablemente más vieya que la nuesa estrella, el so periodu —de 17 minutos— ye tamién más llargu.

Beta Hydri ye una de les estrelles escoyíes polos proyeutu Darwin y Terrestrial Planet Finder (TPF) pa la busca de planetes terrestres na zona de habitabilidad alredor de la estrella.
La órbita d'un hipotéticu planeta con agua líquido taría centrada aproximao a 1,9 UA de la estrella.

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

## Referencies
Beta Hydrae

**Beta Hydrae** (β Hya / HD 103192 / HR 4552) ye una estrella de magnitú aparente +4,29 na constelación d'Hidra.
Xunto a &xi; Hydrae, en China yera conocida como **Tsing Kew**, «la llomba verde».
Alcuéntrase a 365 años lluz de distancia del Sistema Solar.

Beta Hydrae ye una estrella binaria que les sos componentes tán dixebraes 1,7 segundos d'arcu. **Beta Hydrae A**, clasificada como una xigante de tipu espectral B9IIIsp, tien una temperatura efectivo de 11.100 K. 210 vegaes más lluminosa que'l Sol, el so radiu ye 4 vegaes mayor que'l radiu solar. Ye una estrella peculiar de tipu Bp qu'exhibe manches con altes concentraciones de siliciu, cromu y estronciu. Esto convertir nuna estrella llixeramente variable —del tipu Alfa2 Canum Venaticorum— con un periodu equivalente al so periodu de rotación de 2,357 díes. Con una masa de 3,3 mases solares, la so edá envalórase en 200 millones d'años.

La componente secundaria del sistema, **Beta Hydrae B**, tien magnitú 5,47. La metá de lluminosa que la so compañera, probablemente ye una estrella de la secuencia principal más caliente que Beta Hydrae A. La órbita del sistema nun ta determinada, pero la so separación visual conduz a una distancia real ente les dos estrelles de siquier 190 UA, con un periodu orbital de más de 1000 años.

## Referencies
Beta Monocerotis

**Beta Monocerotis** (β Mon / 11 Monocerotis), tamién conocida como **Cerastes**, ye una estrella na constelación de Monoceros, el unicorniu, de magnitú aparente +3,76. Un pocu más brillosu que α Monocerotis y γ Monocerotis, asítiase como la más brillosa de la constelación. 

Asitiada a 690 años lluz del Sistema Solar, Beta Monocerotis ye un sistema estelar triple, nel cual, curiosamente, los trés componentes son iguales, estrelles blancu-azulaes de tipu espectral B3V. D'oeste a este fueron nomaes coles lletres A, B y C. Con una masa de 7, 6,2 y 6 mases solares respeutivamente, son estrelles bien nueves con una edá envalorada de 34 millones d'años —compárese colos 4600 millones d'años d'edá del Sol. Les tres estrelles tienen altes velocidaes de rotación —ente 123 y más de 300 km/s— y son estrelles Be. Les componentes B y C son les más próximes ente sigo, separaes 590 UA, ente que la componente A orbita alredor del par BC a 1570 UA, siendo'l so periodu orbital de siquier 14.000 años.

Con un pequeñu telescopiu puede reparase el sistema, siendo la componente A la más brillosa con magnitú +4,6, ente que les magnitúes de B y C son +5,4 y +5,6 respeutivamente. A y B tán dixebraes 7,4 segundos d'arcu, ente que la separación ente B y C ye de 2,8 segundos d'arcu.

## Referencies


* Beta Monocerotis A Beta Monocerotis B Beta Monocerotis C (SIMBAD)
* Llocalización de Beta Monocerotis (n'inglés)
* Beta Monocerotis (Stars, Jim Kaler)
Beta Muscae

**Beta Muscae** (β Mus / HD 110879 / HR 4844) ye una estrella de magnitú aparente +2,91, la segunda más brillosa na constelación de Musca tres α Muscae.
Alcuéntrase a 341 años lluz de distancia del Sistema Solar.

Beta Muscae ye una binaria compuesta por dos estrelles blancu-azulaes de la secuencia principal.
La componente principal, **Beta Muscae A**, tien tipu espectral B2V y ye una estrella caliente de 22.500 K de temperatura efectivo.
La so lluminosidá ye 2750 vegaes superior a la del Sol y tien una masa de 8 mases solares.
El so radiu ye 3,5 vegaes más grande que'l del Sol y, como otres estrelles asemeyaes, rota a gran velocidá —la so velocidá de rotación proyeutada ye de 160 km/s—, emplegando menos d'un día en completar un xiru.
**Beta Muscae B**, la estrella secundaria, tien tipu espectral B3V y una temperatura de 18.500 K.
1200 vegaes más lluminosa que'l Sol, tien una masa de 6 mases solares y ye del mesmu tamañu que la so compañera.

Los parámetros orbitales del sistema nun son bien conocíos; el periodu orbital averáu ye de 194,3 años y la separación media ente les dos estrelles pue tar entendida ente 80 y 101 UA.
La órbita ye notablemente escéntrica y el apoastru (máxima separación) tuvo llugar en 1954.
El planu orbital tópase inclináu 37º respectu al planu del cielu.

Beta Muscae pertenez a l'asociación estelar de Centaurus-Crux. El so velocidá radial (47 km/s, tres veces mayor que'l valor habitual) suxer que pue ser una estrella fuxitiva.

## Referencies
Beta Lupi

**Beta Lupi** (β Lup) ye una estrella de magnitú aparente +2,68, la segunda más brillosa de la constelación de Lupus dempués d'Alfa Lupi, y la 111 más brillosa del cielu nocherniegu.
Anque nun tien nome propiu habitual, dacuando recibe'l nome chinu de **Kekouan** o **Ke Kwan**, compartíu con κ Centauri, que'l so significáu ye l'oficial de caballería».

Beta Lupi ye una caliente xigante azul de tipu espectral B2III con una temperatura efectivo de 22.650 K.
Tan lluminosa como 13.600 soles, el so radiu ye 7,6 vegaes más grande que'l radiu solar.
El so periodu de rotación, calculáu a partir de la midida de la so velocidá de rotación proyeutada (110 km/s), ye inferior a 3,4 díes.
Amuesa una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos que l'heliu— inferior a la solar ([M/H] = -0,35 ± 0,11). 
Con una masa envalorada de 11 mases solares, la so edá averada ye de namái 18 millones d'años.
Dempués de pasar pola fase de xigante colorada probablemente va acabar españando como una supernova.

Beta Lupi ye una variable del tipu Beta Cephei, similar a Murzim (β Canis Majoris) a la enriba citada Alfa Lupi. Ye una variable multiperiódica con un periodu principal de 5,57 hores, anque nun se conoz bien la so amplitú de variación.

Como otres estrelles de tipu O y B de la constelación de Lupus, Beta Lupi forma parte d'una asociación estelar OB llamada subasociación «Centaurus Cimera-Lupus» o UCL, que de la mesma forma parte de la gran Asociación Scorpius-Centaurus. Beta Lupi alcuéntrase a 524 años lluz de distancia del Sistema Solar.

## Referencies
Beta Leonis Minoris

**Beta Leonis Minoris** (β LMi / 31 Leonis Minoris / HD 90537) ye una estrella na pequeña constelación de Leo Minor de magnitú aparente +4,20. A pesar de ser la única nesta constelación que lleva lletra griega —nun esiste la estrella «Alfa»— ye namái la segunda más brillosa dempués de Praecipua (46 Leonis Minoris). Alcuéntrase a 146 años lluz de distancia del Sistema Solar.

Beta Leonis Minoris ye una binaria espectroscópica compuesta por una xigante mariella de tipu espectral G9IIIb (**Beta Leonis Minoris A**) y una nana mariella de tipu F8V (**Beta Leonis Minoris B**). La estrella xigante tien una temperatura superficial de 5075 K y una lluminosidá 36 vegaes mayor que la del Sol. El so radiu ye 7,8 vegaes más grande que'l radiu solar y la so masa envalórase en daqué menos de dos mases solares.

Beta Leonis Minoris B ye, con una temperatura de 6200 K, más caliente que la so compañera.
Tien una lluminosidá 5,8 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Con un radiu doble que'l del Sol, la so masa ye un 35% mayor que la solar.
El periodu orbital d'esta binaria ye de 38,62 años, variando la separación ente les dos estrelles ente 5,4 UA y 27 UA a lo llargo d'una órbita por demás escéntrica (ε = 0,75).
La metalicidá del sistema ye igual a la del Sol ([Fe/H] = 0,00) y la so edá envalórase en 980 millones d'años.

## Referencies
Beta Phoenicis

**Beta Phoenicis** (β Phe) ye una estrella na constelación de Fénix.
De magnitú aparente +3,32, ye la segunda estrella más brillosa na constelación, namái superada por Ankaa (α Phoenicis).
Nun se sabe con certidume a qué distancia s'atopa, yá que na paralax llograda pol satélite Hipparcos (0,12 ± 14,62 milisegundos d'arcu), l'error ye más de 100 vegaes superior a la mesma midida.
Sicasí, envalórase que pue tar a unos 180 años lluz del Sistema Solar.

Beta Phoenicis ye una estrella binaria —orixe de la dificultá al midir la paralax— compuesta por dos xigantes mariellu-anaranxaes iguales de tipu espectral G8III.
Adoptando una temperatura efectivo de 4950 K, caúna d'elles ye unes 100 vegaes más lluminosa que'l Sol.
La masa de caúna d'elles pue tar entendida ente les 2,7 mases solares —nel casu de que sían xigantes ordinaries tresformando el so heliu en carbonu y oxíxenu— y les 3 mases solares —si tán empezando la so etapa como xigantes con un nucleu inerte d'heliu—.

El periodu orbital del sistema ye de 168 años.
La separación ente los dos componentes ye d'unes 52 UA, pero dada la incertidume na distancia a la que se topa Beta Phoenicis, esti valor ye namái averáu.
La órbita ye notablemente escéntrica (ε = 0,72), polo que la separación varia ente 16 y 96 UA; el postreru periastru tuvo llugar a mediaos de 2003.

## Referencies
Beta Piscis Austrini

**Beta Piscis Austrini** (β PsA / 17 Piscis Austrini / HD 213398) ye una estrella de magnitú aparente +4,29. Magar el so denominación de Bayer «*[[Beta]]*» ye namái la cuarta estrella más brillosa na constelación de Piscis Austrinus, dempués de Fomalhaut (α Piscis Austrini), ε Piscis Austrini y δ Piscis Austrini.
Al pie de esta postrera y ζ Piscis Austrini, yera conocida en China como **Tien Kang**, «la cuerda celestial».

Beta Piscis Austrini ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A0V.
Asitiada a 142 años lluz del Sistema Solar, tien una lluminosidá 33 vegaes mayor que la del Sol.
El so radiu ye'l doble que'l radiu solar y con una velocidá de rotación de siquier 36 km/s —otra fonte apurre un valor de 30 km/s—, completa una vuelta sobre sigo mesma en menos de tres díes.
La so masa ye 2,3 vegaes mayor que la masa solar y tien una edá averada de 170 millones d'años.

Visualmente a pocu más 30 segundos d'arcu de Beta Piscis Austrini reparar una estrella de magnitú +7,04. De tipu espectral G1V, ta catalogada como estrella pre-secuencia principal; la variación de la so posición al respective de Beta Piscis Austrini nos postreros 180 años fai pensar que nun forma un verdaderu sistema binariu con ella, siendo namái una doble óptica (dos estrelles na mesma llinia de visión pero a distancies bien distintes).

## Referencies
Beta Sagittae

**Beta Sagittae** (β Sge / 6 Sagittae / HD 185958) ye una estrella de magnitú aparente +4,39. A pesar de tener la denominación de Bayer «*[[Beta]]*», ye namái la cuarta estrella más brillosa de la constelación de Sagita, la flecha.
Alcuéntrase a 440 años lluz del Sistema Solar.

Beta Sagittae ye una xigante mariella de tipu espectral G8IIIa con una temperatura efectivo de 4860 K.
Tien una lluminosidá 429 vegaes mayor que la del Sol pero'l so tamañu ye inciertu; ente que d'alcuerdu a la teoría d'estructura estelar el so radiu ye 29 vegaes más grande que'l radiu solar, la midida direuta del so diámetru angular conduz a un valor 64 vegaes mayor que'l del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o mayor de 9 km/s, pudiendo ser el so periodu de rotación d'hasta 160 díes.
Tien una masa 4,3 vegaes mayor que la masa solar y la so edá envalórase en 130 millones d'años.

Beta Sagittae empezó la so vida como una caliente estrella de la secuencia principal de tipu B mediu.
Piénsase que anguaño funde heliu en carbonu y oxíxenu.
Tien una metalicidá bien paecida a la solar ([Fe/H] = +0,02) pero amuesa, sicasí, un arriquecimientu de cianóxenu (CN), molécula abondosa na atmósfera de xigantes fríes.
Ello suxer que'l nitróxenu xubió por conveición dende'l nucleu internu hasta la superficie.

## Referencies
Beta Sculptoris

**Beta Sculptoris** (β Scl / HD 221507 / HR 8937) ye una estrella asitiada na constelación de Sculptor.
Ye, con magnitú aparente +4,37, la segunda estrella más brillosa na constelación dempués de α Sculptoris.
Alcuéntrase a 174 años lluz del Sistema Solar.

Anque nes bases de dato Beta Sculptoris figura catalogada como subxigante, les sos carauterístiques corresponder coles d'una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B9.5V.
Tien una temperatura superficial de 12.220 K y ye 82 vegaes más lluminosa que'l Sol.
El so diámetru ye'l doble que'l diámetru solar y la so masa ye de 3,1 mases solares.
 
Beta Sculptoris xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 29 km/s, baxa en comparanza con otres estrelles de tipu B, siendo 3,4 díes la llende cimera del so periodu de rotación.
Ye una estrella de mercuriu-manganesu —asemeyada a Alpheratz (α Andromedae) o χ Lupi— con un campu magnéticu 1000 vegaes más intensu que'l de la Tierra.
Esta clase d'estrelles caracterízase porque la superficie estelar amuesa un escesu de ciertos elementos químicos; nel casu de Beta Sculptoris, el manganesu ye 115 vegaes más abondosa que nel Sol, 15.000 vegaes más el xenón y 300.000 vegaes más el mercuriu.
Coles mesmes, el conteníu relativo de fierro ye un 40% más eleváu que'l de la nuesa estrella.

## Referencies
Beta Pavonis

**Beta Pavonis** (β&nbsp;Pav / HD&nbsp;197051 / HR&nbsp;7913) ye una estrella de magnitú aparente +3,43, la segunda más brillosa na constelación de Pavu. Ta asitiada a 137 años lluz del Sistema Solar.

Catalogada como xigante de tipu espectral A7III, Beta Pavonis tien una temperatura superficial de 8200&nbsp;K. 58 vegaes más lluminosa que'l Sol, el so radiu ye 3,8 más grande que'l radiu solar; la midida de la so velocidá de rotación proyeutada, 81 km/s, trai que'l so periodu de rotación seya a lo más de 2,3 díes.
Tien una masa entendida ente 2,3 y 2,4 mases solares.
Toos estos parámetros indiquen que, más qu'una verdadera xigante, Beta Pavonis ye una subxigante terminando la fusión del so hidróxenu internu.
La so edá actual envalórase en 60 millones d'años, cuando nació como una estrella B9.5V con una temperatura 2000 ~ K más alta que l'actual. Dende entós tamién creció en tamañu, con un diámetru aproximao'l doble que cuando se formó.
N'última instancia, va rematar los sos díes como una nana blanca que la so masa —una vegada espulsaes les sos capes esteriores al traviés del vientu estelar— namái va ser un 30% de la so masa actual.

La so composición química ye un tanto anómala; frente a un gran númberu d'elementos como magnesiu, siliciu, calciu y fierro, ente otros, que la so bayura ta claramente per debaxo de los valores solares, unos pocos —como ceriu, estronciu y europiu— son claramente «sobreabundantes»; especialmente notable ye'l casu del neodimiu, que'l so conteníu relativo ye cuasi 5 vegaes más eleváu que nel Sol.

## Referencies
Beta Serpentis

**Beta Serpentis** (β Ser / β Serpentis / 28 Serpentis) ye un sistema estelar na constelación de Serpens.
Recibe'l nome tradicional de **Chow**, del mandarín 周, *zhōo*, en referencia a la dinastía Zhou.
Alcuéntrase a 155 años lluz del Sistema Solar y forma parte de la corriente d'estrelles de l'Asociación estelar del sietestrellu.

La estrella principal, **Beta Serpentis A**, ye una subxigante blanca de tipu espectral A2IV de magnitú aparente de +3,65.
La so temperatura superficial algama los 8549 K y la so lluminosidá ye 61 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Xira sobre sigo mesma a gran velocidá —la so velocidá de rotación ye de siquier 189 km/s—, siendo el so periodu de rotación inferior a 23 hores.
Tien una masa ente 2,4 y 2,5 mases solares.

Acompaña a la subxigante **Beta Serpentis B**, una nana naranxa de tipu K3V y magnitú +9,9.
Separada d'ella siquier 1500 UA, emplega más de 31.000 años en completar una órbita.
Una tercer estrella de magnitú +10,7, **Beta Serpentis C**, tamién forma parte del sistema; ye coles mesmes una nana naranxa que'l so radiu orbital alredor del par AB ye igual o mayor de 9500 UA, lo qu'implica un ampliu periodu cimeru a 500.000 años.

## Referencies
Beta Scuti

**Beta Scuti** (β Sct / HD 173764 / HR 7063) ye una estrella na constelación de Scutum, orixinalmente *Scutum Sobiescii*, l'escudu de Sobieski. Ye la segunda más brillosa de la mesma, dempués de α Scuti, siendo la so magnitú aparente +4,22.
Alcuéntrase a 916 ± 80 años lluz del Sistema Solar, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos.

Beta Scuti ye una xigante lluminosa mariella de tipu espectral G4IIa con una temperatura superficial de 4700 K.
Ye unes 3100 vegaes más lluminosa que'l Sol y el so radiu ye 84 vegaes mayor que'l radiu solar, equivalente a 0,39 UA. La so edá envalórase nunos 55 millones d'años, cuando empecipió la so vida como una estrella caliente B3 de la secuencia principal. Anguaño, escosáu yá'l hidróxenu, nel so nucleu tien llugar la fusión d'heliu en carbonu y oxíxenu.

Beta Scuti ye amás una estrella binaria espectroscópica con un periodu orbital de 834 díes. L'acompañante, de magnitú +8,5, ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu A0V con una lluminosidá 40 vegaes superior a la del Sol.

## Referencies
Beta Sextantis

**Beta Sextantis** (β Sex / 30 Sextantis) ye una estrella na constelación de Sextans, el sestante.
De magnitú aparente +5,06, ye la tercera más brillosa na so constelación dempués de α Sextantis y γ Sextantis.
Más distante qu'elles, alcuéntrase a 406 años lluz del Sistema Solar.

Beta Sextantis ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B6V.
Anque la mayor parte de les estrelles de les sos carauterístiques topen sobre'l planu de la Vía Lláctea, ésti nun ye'l casu de Beta Sextantis, alloñada del círculu galácticu.
Tien una temperatura efectivo de 14.300 K y la so lluminosidá —incluyendo la lluz ultravioleta qu'emite— ye 316 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Con un radiu 2,9 vegaes más grande que'l del Sol, rota con una velocidá proyeutada de 93 km/s. Ello implica que'l so periodu de rotación ye igual o inferior a 38,4 hores.
Tien una masa cuatro veces mayor que la masa solar y una edá averada de 70 millones d'años, daqué menos de la metá del tiempu que va permanecer dientro de la secuencia principal.
Va Concluyir la so vida como una nana blanca de 0,8 mases solares.

Beta Sextantis ta catalogada como variable Alfa2 Canum Venaticorum.
La so variación de rellumu ye bien pequeña, apenes 0,1 magnitúes, ensin qu'haya constancia de nengún periodu.
Na bóveda celeste ta asitiada mediu grau al sur del ecuador y, xunto a α Sextantis y 69 Leonis, a unu y otru llau d'ella, definen la llinia del ecuador celeste.
Debíu al movimientu de precesión de la Tierra, hasta 1875 aproximao Beta Sextantis tuvo nel hemisferiu norte celeste.

## Referencies
Beta Trianguli

**Beta Trianguli** (β Tri / 4 Trianguli / HD 13161) ye la estrella más brillosa na constelación de Triangulum con magnitú aparente +3,00, per delantre de Metallah o Mothallah (α Trianguli). Dacuando recibe los nomes de **Deltotum** —d'orixe llatín— y **Deltotron** —d'orixe griegu—. Dambos faen alusión a la forma de la constelación, qu'a los antiguos griegos recordábalos la lletra *[[Δ|Delta]]* mayúscula (Δ). Alcuéntrase a 124 años lluz de distancia del Sistema Solar.

Anque clasificada enantes como estrella xigante, modernamente considerar una subxigante, esto ye, ta terminando —si nun lu hai fechu yá— la fusión d'hidróxenu nel so nucleu pa convertise nuna xigante colorada. De color blancu y tipu espectral A5IV, tien una temperatura superficial de 8020 K. La so lluminosidá ye 71 vegaes mayor que la del Sol y el so diámetru unes 4,4 vegaes mayor que la solar. Con una masa de 2,5 mases solares, tien una edá de 580 millones d'años.

Beta Trianguli ye una estrella binaria. La compañera ye una nana mariella similar al Sol que cada 31,8 díes completa la órbita alredor de la estrella principal. La separación ente dambes, nuna órbita claramente escéntrica, varia ente les 0,17 y les 0,42 UA. Al igual qu'otres estrelles tamién de tipu espectral A como Vega (α Lyrae), tien un discu de polvu alredor que pue ser un niciu de la esistencia de planetes. 

## Referencies

* Beta Trianguli (SIMBAD)
* Beta Trianguli (Stars, Jim Kaler)
Beta Trianguli Australis

**Beta Trianguli Australis** (β TrA / HD 141891 / HR 5897), dacuando llamada **Betria**, ye la segunda estrella más brillosa de la constelación del Triángulu Austral —dempués d'Atria (α Trianguli Australis)— con magnitú aparente +2,83. Alcuéntrase relativamente cercana al Sistema Solar, a una distancia de 40 años lluz.

Anque catalogada dacuando como xigante o subxigante, Beta Trianguli Australis tópase a mediu camín na so etapa como estrella de la secuencia principal. De tipu espectral F1V y 7220 K de temperatura, relluma con una lluminosidá 8,5 vegaes mayor que la del Sol.
Tien un diámetru un 90% más grande que'l diámetru solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación non inferior a 92 km/s, siendo el so periodu de rotación inferior a 1 día.
La so masa envalórase en 1,65 mases solares.

El analís elemental de Beta Trianguli Australis amuesa diferencies significatives al comparalo col del Sol. Per una parte, el oxíxenu ye aparentemente «sobreabundante» ([O/H] = +0,11), lo mesmo qu'asocede nel casu de vanadiu y cobaltu ([Co/H] = +0,45).
Especialmente notable ye'l casu del europiu, cinco veces más abondosu que nel Sol.
Pero polo xeneral munchos elementos —ente ellos sodiu y calciu— tienen valores comparables a los del Sol y, ello ye que les bayures relatives de la mayor parte de los elementos tán per debaxo de los valores solares.
Esto reparar para níquel, cromu, fierro, manganesu y cinc; nesti últimu casu'l so conteníu ye menos d'un terciu del atopáu nel Sol.

Esiste una compañera visual de magnitú +13,2 a 155 segundos d'arcu que puede constituyir un sistema binariu ampliu con Beta Trianguli Australis, o a cencielles ser una compañera óptica.

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

## Referencies
Beta Tucanae

**Beta Tucanae** (β Tuc) ye un grupu de seis estrelles na constelación de Tucana que paecen tar siquier sele venceyaes nun sistema estelar. Trés d'estes estrelles son abondo lluminoses pa recibir denominaciones de Bayer: β1 Tucanae, β2 Tucanae y β³ Tucanae. Alcuéntrase a unos 140 años lluz de la Tierra.

## β<sup>1</sup> Tucanae

**β<sup>1</sup> Tucanae** o **Beta Tucanae A** (HD 2884 / HR 126 / SAO 248201), la más brillosa del sistema con magnitú aparente +4,37, ye una estrella de tipu espectral B9V. Con una temperatura de 10.990 K, ye 40 vegaes más lluminosa que'l Sol. El so radiu ye 1,74 vegaes mayor que'l radiu solar y, con una velocidá de rotación de siquier 107 km/s, tarda menos d'un día en completar un xiru sobre sigo mesma. Tien una masa de 2,5 mases solares y ye una estrella desaxeradamente nueva, na llamada "edad cero", que ta empezando la so andadura dientro de la secuencia principal.

A 2,5 segundos d'arcu esiste una nana colorada de magnitú 13,5, **Beta Tucanae B**, que la so separación real con Beta Tucanae A ye de siquier 110 UA. Emplega 700 años a lo menos en completar una vuelta en redol a la so compañera más masiva.

## β<sup>2</sup> Tucanae

**β<sup>2</sup> Tucanae** (HD 2885 / HR 127 / SAO 248202) ye una estrella binaria que les sos componentes (**Beta Tucanae C** y **Beta Tucanae D**) tán dixebraes ente sigo mediu segundu d'arcu. Dambes son estrelles blanques de la secuencia principal de magnitúes +4,8 y +6,0, y tipos espectrales A2V y A7V respeutivamente. Les sos temperatures respeutives son 9100 y 8000 K, y les sos lluminosidaes 17 y 8 vegaes mayores que la lluminosidá solar. Como cabría esperar son tan nuevos como β1 Tucanae.

La separación media ente Beta Tucanae C y Beta Tucanae D ye de 16,5 UA, pero la gran escentricidá de la órbita fai que la separación varie ente 3,3 y 30 UA. El so periodu orbital ye de 43,43 años.

Visualmente a 27 segundos d'arcu de β1 Tucanae, β2 Tucanae alcuéntrase a una distancia proyeutada al respeutive de ella de 1160 UA, polo que orbitaría con un periodu de siquier 155.000 años.

## β³ Tucanae

**β³ Tucanae** (HD 3003 / HR 136 / SAO 248208) ye igualmente una estrella binaria. Visualmente a 9 minutos d'arcu de β1 Tucanae y β2 Tucanae, la distancia real que la dixebra d'éstes ye de siquier 23.000 UA o 0,37 años lluz, polo que nun ta claro'l grau d'unión al respeutive de elles. Sicasí, el que compartan el mesmu movimientu propiu al traviés del espaciu indica qu'esiste ciertu venceyu gravitatoriu ente elles.

El sistema componer dos estrelles blanques de la secuencia principal de tipu A0V y A2V. Con magnitúes +5,8 y +6,0, tán dixebraes visualmente 0,1 segundos d'arcu, correspondiendo a una separación real de 4 UA.

## Referencies

## Enllaces esternos

* Beta1 Tucanae (SIMBAD)
* Beta2 Tucanae (SIMBAD)
* Beta3 Tucanae (SIMBAD)
* Beta Tucanae (Stars, Jim Kaler)
Beta Volantis

**Beta Volantis** (β Vol / HD 71878 / HR 3347) ye una estrella na constelación de Volans, el pexe volador. Ye la más brillosa de la so constelación con magnitú aparente +3,77, per delantre de γ Volantis. Alcuéntrase a 108 años lluz de distancia del Sistema Solar.

Beta Volantis ye una xigante naranxa de tipu espectral K2III o K1III con una temperatura superficial de 4540 K. 
La so lluminosidá ye 41 vegaes mayor que la del Sol y el so radiu ye 13 vegaes mayor que'l radiu solar, carauterístiques bien asemeyaes a les de Wazn (β Columbae) o δ Muscae; ζ Volantis, nesta mesma constelación, ye una estrella asemeyada, anque daqué menos fría. Beta Volantis ta clasificada como una posible estrella variable, recibiendo la denominación SV ZI 707.

La observación de Beta Volantis col satélite d'infrarroxos WIRE dexó envalorar la so masa, utilizando métodos astrosísmicos, en 1,62 mases solares; en principiu, la estimación de la masa d'estrelles xigantes ye más precisa con esta metodoloxía que cola emplegada tradicionalmente, basada na situación de la estrella nel diagrama de Hertzsprung-Russell.

## Referencies
BH Virginis

**BH Virginis** (BH Vir / HD 121909 / HIP 68258) ye un sistema estelar de magnitú aparente +9,68
asitiáu na constelación de Virgu.
Alcuéntrase a 505 años lluz de distancia del Sistema Solar.

## Carauterístiques del sistema
BH Virginis ye una binaria espectroscópica compuesta por dos nanes marielles.
La componente principal tien tipu espectral F8V y la so lluminosidá ye casi'l doble de la lluminosidá solar.
Tien una temperatura efectivo de 6100 K y la so masa ye un 17% mayor que la masa solar.
El so radiu ye un 25% más grande que'l radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 79,7 km/s.

La componente secundaria, de tipu G5V, ye llixeramente más lluminosa que'l Sol y tien una temperatura efectivo de 5500 K.
La so masa ye un 5% mayor que la del Sol y el so radiu un 14% más grande que'l d'ésti; la so velocidá de rotación ye igual o superior a 68,3 km/s.

La edá d'esti sistema envalórase en cuasi 8000 millones d'años.

## Variabilidá
BH Virginis constitúi una binaria eclipsante que'l so periodu orbital ye de 0,8169 díes.
Nel eclís principal el so rellumu mengua 0,96 magnitúes ente que nel secundariu'l descensu de rellumu ye de 0,64 magnitúes.
El par ye amás una variable RS Canum Venaticorum.

Reparóse que'l periodu orbital sufre una variación cíclica que contién trés componentes con distintos periodos: unu de 9,2 años, otru de 11,8 años y un tercer periodu de 50,7 años.
Esti tipu de variación foi tamién reparáu n'otres variables RS Canum Venaticorum como AR Lacertae, XY Ursae Majoris y RS Canum Venaticorum.
Dichos cambeos nel periodu orbital tán aniciaos por dos mecanismos distintos.
La variación al llargu plazu puede tar causada pola presencia d'un tercer cuerpu.
Les otres dos variaciones de curtia duración paecen tener el so orixe na actividá magnética de los dos componentes; ello ye que dambes componentes amuesen actividá asemeyada a la solar, siendo ésta mayor nel casu de la estrella secundaria.

Dambes estrelles presenten manches na so superficie, que concéntrense siempre cerca del ecuador y en llatitúes entemedies; la superficie con manches puede llegar a algamar el 29% de la superficie total.
Les diferencies de temperatura ente les manches estelares y la fotosfera inactiva ye de 2300 K.
Coles mesmes, les manches estelares concéntrense en dos llonxitúes actives, dixebraes ente sigo aproximao pola metá del periodu orbital (0° y 184°); talos llargores activos permanecieron invariables mientres más de 40 años.

## Referencies
Bharani (estrella)

**Bharani** ye'l nome de la estrella **41 Arietis** (41 Ari / HD 17573 / HR 838), la tercera más brillosa de la constelación d'Aries, con magnitú aparente +3,61. Nun tien lletra griega de denominación de Bayer, yá que d'antiguo formaba parte de la constelación de Musca Borealis, güei refugada, siendo la so estrella más brillosa. Dacuando recibe'l nome de **c Arietis**. El nome de Bharani provién d'una de les casones astrolóxiques hindús o nakshatres, siendo'l nome de la diosa de la bona fortuna na relixón hindú.

Bharani ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B8V y 12.000 K de temperatura superficial. Con una lluminosidá 126 vegaes mayor que'l Sol, tien una masa de 3,2 mases solares. Como otres estrelles de carauterístiques asemeyaes, Bharani tien una alta velocidá de rotación, 180 km/s a lo menos, 90 vegaes mayor que la del Sol.
Puesto que tien un radiu 2,6 vegaes más grande que'l radiu solar, el so periodu de rotación ye igual o inferior a 17 hores.

Bharani tien una compañera estelar de la que nada se sabe. Detectada tantu por espectroscopia como por interferometría, alcuéntrase a 0,2 segundos d'arcu de la estrella principal, a una incierta distancia de 15 UA. Dambes atópense a unos 160 años lluz del Sistema Solar.

## Referencies

* 41 Ari -- Star in double system (SIMBAD)
* Bharani (Jim Kaler, Stars)
BI Canum Venaticorum

**BI Canum Venaticorum** (BI CVn / HIP 63701 / BD+37 2356) ye un sistema estelar na constelación de Canes Venatici de magnitú aparente media +10,36.
Alcuéntrase a 782 años lluz del Sistema Solar.

## Carauterístiques del sistema
BI Canum Venaticorum ye una estrella binaria de contauto, lo qu'implica les dos estrelles —al tar mui cerca la una de la otra— comparten les sos capes esteriores de gas.
El so tipu espectral conxuntu ye F8.

La componente principal tien una temperatura efectivo de 6700 K, la so masa ye un 59% mayor que la masa solar y el so radiu ye un 37% más grande que'l del Sol.
Contribúi col 68% del total de la lluminosidá del sistema.
La componente secundaria tien el 41% de la masa del so acompañante, lo qu'equival a 0,65 mases solares.
Con una temperatura de 6720 K —anque otru estudiu señala una temperatura inferior de 6684 K—, tien un radiu llixeramente inferior al radiu solar.
El periodu orbital del sistema ye de 0,3842 díes (9,22 hores) y el so grau de contautu ye del 18%.

## Variabilidá
La variabilidá de BI Canum Venaticorum afayóse en 1955 por Kippenhahn.
Darréu catalogada como variable W Ursae Majoris, el rellumu de BI Canum Venaticorum fluctúa ente magnitú aparente +10,26 y +10,71.
Constatóse que'l periodu escai a lo llargo del tiempu, siendo esta variación de 1,51&times;10-7 díes per añu.
Esti amenorgamientu atribuyir a dos mecanismos: de primeres, a la tresferencia de masa dende la estrella primaria a la secundaria, y en segundu llugar a la perda de momentu angular por «frenáu» magnéticu.
Coles mesmes, l'asimetría na curva de lluz del sistema paez tar causada pola esistencia de manches escures na superficie de dambes estrelles.

El periodu de BI Canum Venaticorum tamién varia a lo llargo d'un ciclu de 27,0 años, lo que puede debese a la presencia d'un tercer oxetu nel sistema.
Dichu oxetu completaría una órbita alredor de la binaria de contautu cada 27 años y el so enclín orbital ten de tar próxima a los 90º. 
La so masa ye de siquier 0,58 mases solares, polo que cabría esperar que fuera una nana colorada.
En dichu supuestu, la contribución de la tercer estrella al total de lluz del sistema sería más importante en llonxitúes d'onda llargues; sicasí, asocede xustu lo contrario, lo que llevó a pensar que la tercera componente pueda ser un oxetu compactu, como por casu una nana blanca.

## Referencies
Binaria eclipsante

Entiéndese por **binaria eclipsante** un sistema formáu por dos estrelles que'l so planu orbital ta empobináu escontra la Tierra, de tal manera, que dende la nuesa perspeutiva, sufren eclises y tránsitos mutuos. L'eclís o tránsitu pue ser total o parcial. A diferencia d'otros conxuntos binarios, les **binaries eclipsantes** nun dexen estremar les sos estrelles unes d'otres. Sicasí, gracies a los cambeos de lluminosidá periódicu nestos sistemes, puede deducise cuando una estrella oculta a la otra. Polo xeneral, un sistema **binariu eclipsante** suel tar constituyíu por estrelles de gran tamañu n'órbites bien amenorgaes y a la llarga pueden terminar nuna fusión mutua.

## Cambéu de lluminosidá

Esiste una rellación direuta ente la variación de lluminosidá y el tiempu trescurríu. Esta rellación representar nuna curva de lluz. Esta curva de lluz, amuésanos el tiempu que tarda una estrella n'orbitar a la otra. Teniendo esto en cuenta, podemos deducir, que nun periodu de máximu rellumu, les dos estrelles tán llau a llau. Tamién se deduz, que cuando la curva de lluz llega a un puntu mínimu, la estrella menos brillosa, y polo xeneral la más grande, despinta a la so compañera. Asina mesmu, cuando la estrella más brillosa, y polo xeneral la más pequeña, despinta a la so compañera, solo hai una pequeña perdida de lluminosidá. 
Estos cambeos de perfil que se dibuxen na curva de lluz, denominar **mínimu primariu**, cuando la estrella menos brillosa oculta a la más brillosa, y **mínimu secundariu**, cuando la más brillosa oculta a la menos brillosa.

## Un pocu d'historia

Los primeros sistemes binarios fueron reparaos en 1779 por William Herschel. Mientres 25 años reparó más de 50 sistemes binarios, llegando a la conclusión que yeren estrelles amestaes gravitacionalmente. En 1803 publicó les sos resultaos, demostrando que la llei física de la gravitación de Newton podía aplicase más allá del Sistema Solar. Sicasí, el primer sistema **binariu eclipsante** afayóse en 1782 pol astrónomu John Goodricke. Tratóse de Beta Persei, la segunda estrella más brillosa de la constelación Perseus. Esta falsa estrella, güei conocida como'l sistema Algol, son 2 estrelles formando un sistema **binariu eclipsante**, a una distancia de cuasi 95 años lluz de la Tierra. Los sos componentes tán dixebraos tan solo por 10 millones de km, si tomamos como referencia al Sol, que ta dixebráu de nós 150 millones de km.

## Ver tamién
* Estrelles binaries
* Algol

## Referencies

## Enllaces esternos
* Informe detalláu del cálculu gravitacional de los sistemes binarios. 
* estrella-del demoniu/ Algol, la estrella del demoniu, cuasi tou sobre ella. por Pablo Lonnie Pacheco (astronomos.org) 7 de xunetu de 2010, visitáu'l 20 de xunetu de 2011.
* Artículu sobre les distintes curves de lluz nos sistemes binarios. 
* Artículu sobre la evolución de les estrelles binaries.
BG Ceti

**BG Ceti** (BG Cet / HD 3326) ye una estrella variable na constelación de Cetus, la bisarma marina.
De magnitú aparente media +6,06, alcuéntrase a 162 años lluz de distancia del Sistema Solar.

De tipu espectral A5m, BG Ceti ye una estrella químicamente peculiar con sobreabundancia del elementu estronciu.
Amuesa un campu magnéticu intensu, siendo'l so campu magnéticu llonxitudinal  igual a 99 ± 62 G.
Tien una temperatura efectivo de 7570 K y relluma con una lluminosidá 5,6 vegaes mayor que la del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 110 km/s, unes 55 vegaes más apriesa que'l Sol, habitual n'estrelles de les sos carauterístiques.

Catalogada como variable Delta Scuti, el rellumu de BG Ceti bazcuya 0,003 magnitúes a lo llargo d'un periodu de 0,0299 díes. Estes variables —ente les que cabe solliñar a Vega (α Lyrae) y Seginus (γ Bootis)— alcuéntrense dientro del diagrama de Hertzsprung-Russell na interseición ente la franxa d'inestabilidá de les cefeides y la secuencia principal.
Son estrelles que la so masa ta entendida ente 1,5 y 2,5 mases solares.

## Referencies