open-index/open-wikipedia-markdown huggingface dataset:
Épsilon Monocerotis

**Épsilon Monocerotis** (ε Mon / 8 Monocerotis) ye una estrella na constelación de Monoceros, el unicorniu, de magnitú aparente +4,39. Alcuéntrase a 128 años lluz del Sistema Solar.

Épsilon Monocerotis ye una estrella doble que les sos componentes topar separaes 12,1 segundos d'arcu. La componente principal, **Épsilon Monocerotis A** (HD 44769 / HR 2298), ta catalogada como una subxigante blanca de tipu espectral A5IV. Tien una temperatura de 8300 K y ye 20 vegaes más lluminosa que'l Sol. Los sos parámetros de radiu y masa —respeutivamente 2,2 y 1,9 vegaes mayores que los del Sol—, amuesen qu'en realidá ye una estrella de la secuencia principal y non una subxigante, con una edá averada de 700 millones d'años. Xira sobre sigo mesma a una velocidá de siquier 137 km/s, lo que se traduz nun periodu de rotación igual o inferior a 19 hores.

**Épsilon Monocerotis B** (HD 44770 / HR 2299) ye una estrella blancu-mariella de tipu F5V y 6600 K de temperatura. Con una lluminosidá 2,5 vegaes mayor que la lluminosidá solar, el so radiu ye un 20% más grande que'l del Sol y la so masa un 25% mayor que la de la nuesa estrella. Separada de la estrella principal siquier 500 UA, el periodu orbital del sistema ye de más de 6000 años.

De la mesma, Épsilon Monocerotis A ye una binaria espectroscópica. El periodu orbital de la estrella acompañante ye de 331 díes; si la so masa fora la metá de la masa solar, la separación al respective de Épsilon Monocerotis A sería de namái 1,25 UA.

## Referencies
Épsilon Muscae

**Épsilon Muscae** (ε Mus / HD 106849 / HR 4671) ye un estrella na constelación de Musca, la mosca. De magnitú aparente +4,06, alcuéntrase a 302 años lluz de distancia del Sistema Solar. Anque esta distancia ye aproximao la mesma que nos dixebra de α Muscae, β Muscae y γ Muscae —les tres estrelles calientes azules y miembros de l'asociación estelar Centaurus-Crux—, Épsilon Muscae mover a una velocidá enforma mayor qu'elles, polo que nun ta rellacionada coles otres trés estrelles de la constelación. La so velocidá en rellación al Sol ye d'unos 100 km/s, unos cinco o seis veces mayor de lo normal.

Épsilon Muscae ye una xigante colorada fría de tipu espectral M5III con una temperatura superficial de 3400 K. La so lluminosidá ta entendida ente 1800 y 2300 vegaes la del Sol, dependiendo de la valoración que se faiga de la cantidá de radiación infrarroxo emitida pola estrella. Como xigante que ye, el so radiu ye 130 vegaes más grande que'l radiu solar, equivalente a 0,6 UA. Al igual qu'otres estrelles asemeyaes, Épsilon Muscae ye una variable semirregular, que'l so rellumu varia ente magnitú +3,99 y +4,31 mientres un ciclu de 40 a 45 díes.

## Referencies
Épsilon Normae

**Épsilon Normae** (ε Nor / HD 147971) ye un sistema estelar asitiáu na constelación de Norma.
De magnitú aparente +4,52, ye'l segundu más brillosu na constelación dempués de γ<sup>2</sup> Normae.
Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos, a 530 años lluz del Sistema Solar.

La estrella principal de Épsilon Normae ye una estrella de la secuencia principal blancu-azulada de tipu espectral B4V o B3V.
Con una temperatura superficial de 18.700 K, la so lluminosidá bolométrica —en tol espectru electromagnéticu— ye 2384 vegaes superior a la del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 165 km/s.
Tien una masa envalorada de 6,4 - 6,9 mases solares —anque otra fonte asígna-y un valor cimeru de 8,7 mases solares—, siendo la edá averada del sistema 50 millones d'años.

Épsilon Normae constitúi un sistema estelar triple.
En primer instancia, ye una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 3,2617 díes. 
Envalórase que la masa d'esta compañera estelar pue ser 3,8 vegaes mayor que la del Sol.
La escentricidá de la so órbita ye ε = 0,13.
Completa'l sistema una tercer estrella (HD 147970) que la so separación visual al respective de la binaria ye de 22,8 segundos d'arcu.
De tipu espectral B9V, la so masa ye 3,8 vegaes mayor que la del Sol.
Emplega más de 100.000 años en completar una órbita.

## Referencies
Épsilon Pavonis

**Épsilon Pavonis** (ε Pav) ye una estrella na constelación del Pavu.
De magnitú aparente +3,95, ye la quinta estrella más brillosa de la mesma dempués de Peacock (α Pavonis), β Pavonis, δ Pavonis y η Pavonis.

Épsilon Pavonis falta 106 años lluz del Sistema Solar y ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A0Va que les sos carauterístiques son asemeyaes a les de Vega (α Lyrae) o Algorab (δ Corvi).
La so enerxía provién de la fusión nuclear d'hidróxenu nel so nucleu internu y tien una temperatura superficial de 9896 K.
24 vegaes más lluminosa que'l Sol, el so radiu ye 2 vegaes más grande que'l del mesmu.
La so velocidá de rotación ye igual o mayor de 85 km/s.

Con una masa de 2,2 ± 0,1 mases solares, la edá de Épsilon Pavonis envalórase en 5,3 millones d'años.
Presenta un conteníu metálico llixeramente inferior al del Sol ([M/H] = -0,04).
Utilizando'l preséu MIPS del satélite Spitzer, detectóse escesu na radiación infrarroxo qu'emite a 70 μm, anque non a 24 μm.

## Referencies
Épsilon Piscis Austrini

**Épsilon Piscis Austrini** (ε PsA) ye una estrella na constelación de Piscis Austrinus.
De magnitú aparente +4,18, ye la segunda estrella más brillosa de la constelación dempués de Fomalhaut (α Piscis Austrini).
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos, alcuéntrase a 487 años lluz del Sistema Solar.

Épsilon Piscis Austrini ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B8Ve.
La so lluminosidá ye 661 vegaes superior a la lluminosidá solar y tien un radiu 3,2 vegaes más grande que'l del Sol.
La rápida rotación de la estrella —la so velocidá de rotación ye cimera a 216 km/s— ye, quiciabes, la so carauterística más notable.
De resultes d'ello, ye una estrella Be —al igual que Phact (α Columbae) o Pléyone (28 Tauri)— con un discu ecuatorial caliente.
La rápida rotación tamién fai que la forma de la estrella nun sía esférica sinón elipsoidal, tando esnachada polos polos; el so grau d'achatamiento envalórase en 0,34.
Coles mesmes, la so temperatura efectivo aparente ye de 11.066 K, pero debíu al escurecimientu gravitatoriu —el achatamientu fai que la zona ecuatorial sía menos brillosa y menos caliente— la so temperatura real algama los 13.294 K.

Épsilon Piscis Austrini tien una masa de 4,1 mases solares y ta abandonando, si nun lu hai fechu yá, la secuencia principal.
Puede ser una estrella binaria, pero de la so hipotética acompañante nada se sabe.

## Referencies
Épsilon Reticuli

**Épsilon Reticuli** (ε Ret / HD 27442 / HR 1355) ye una estrella asitiada na constelación de Reticulum. Con magnitú aparente +4,44, ye la tercer estrella más brillosa na so constelación, namái superada por α Reticuli y β Reticuli. En 2000 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar orbitando alredor d'esta estrella.

Épsilon Reticuli ye una subxigante naranxa de tipu espectral K2IVa con una temperatura superficial de 4750 K. Con un radiu 6,6 vegaes más grande que'l radiu solar, relluma con una lluminosidá 8,6 vegaes mayor que la del Sol.
La so metalicidá, datu estrechamente rellacionáu cola presencia de sistemes planetarios, ye mayor que la solar; delles fontes señalen una bayura relativa de fierro 2,6 vegaes mayor que la del Sol, ente qu'otres fontes amenorguen esta cifra a 1,7 vegaes el valor solar.
Tien una masa de 1,5 mases solares y paez ser una estrella antigua de 6600 millones d'años d'edá.

Épsilon Reticuli forma un sistema binariu con una acompañante visualmente a 13 segundos d'arcu, lo que correspuende a una separación proyeutada de 251 UA ente los dos componentes. El so fotometría nel espectru visible y infrarroxu cercanu nun ye compatible con una estrella de la secuencia principal, polo que se piensa que pue ser una nana blanca. Tien una masa mínimo equivalente al 60% de la masa solar.
El sistema alcuéntrase a 59 años lluz del Sistema Solar.

## Sistema planetariu

El planeta estrasolar descubiertu, denomináu Épsilon Reticuli b o HD 27442 b, orbita alredor de la subxigante naranxa. Con una masa mínimo 1,28 vegaes mayor que la masa de Xúpiter, mover a lo llargo d'una órbita a 1,18 UA de la estrella. El so periodu orbital ye de 424 díes.

## Ver tamién
* Llista de planetes estrasolares

## Referencies
Épsilon Lupi

**Épsilon Lupi** (ε Lup / HD 136504) ye una estrella na constelación de Lupus, la quinta más brillosa de la mesma con magnitú aparente +3,37. Alcuéntrase a 506 años lluz del Sistema Solar y, al igual que α Lupi, β Lupi o η Lupi, forma parte del grupu Centaurus Superior-Lupus (UCL), dientro de la gran asociación de Scorpius-Centaurus.

Épsilon Lupi ye un sistema estelar formáu por trés distintes estrelles. Dos d'elles puédense resolver visualmente, anque la so separación ye d'apenes 0,3 segundos d'arcu (1992).
El tipu espectral conxuntu del par ye B2IV-V, siendo la diferencia de rellumu ente los dos componentes de 1,5 magnitúes.
De la mesma, la componente principal ye una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 4,56 díes.
La tercer estrella completa una órbita en redol a la binaria espectroscópica cada 322 años.

La lluminosidá del sistema ye 4100 vegaes mayor que la del Sol y la midida de la velocidá de rotación proyeutada da un valor de 41 km/s.
Les tres estrelles tienen mases asemeyaes, entendíes ente 7 y 8,5 mases solares.

Una estrella de magnitú 9, visualmente a 27 segundos d'arcu, probablemente nun ye una compañera real y a cencielles alcuéntrase na mesma llinia de visión.

## Referencies

## Enllaces esternos
Épsilon Sagittae

**Épsilon Sagittae** (ε&nbsp;Sagittae / 4&nbsp;Sagittae) ye una estrella na constelación de Sagita —la flecha— de magnitú aparente +5,67.
Magar el so denominación de Bayer «Épsilon», ye namái la oncena estrella más brillosa de la constelación.

Épsilon Sagittae ye una xigante mariella de tipu espectral G8III con una temperatura efectivo de 4978 K.
Ye 138 vegaes más lluminosa que'l Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 3,3 km/s.
Tien una masa averada de 3,1 mases solares y una edá de 331 millones d'años.
Presenta una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos que'l heliu— comparable a la del Sol ([Fe/H] = +0,03).

Épsilon Sagittae ye similar a otres conocíes xigantes marielles como Capella A (α Aurigae) —la componente más fría d'esti sistema—, Kornephoros (β Herculis), Nekkar (β Bootis) o ζ Cygni.
Asitiada a 480 ± 28 años lluz de distancia, ta más alloñada del Sistema Solar que cualesquier d'elles.
Dientro de 3600 millones d'años va ser cuando tea más cerca de la Tierra —a 193 años lluz—, y va rellumar con magnitú +3,70. 

Épsilon Sagittae forma una estrella doble con HD 232029.
Sicasí, dambes estrelles nun tán físicamente rellacionaes, constituyendo una doble óptica. 

## Referencies
Épsilon Eridani

**Épsilon Eridani** ye una estrella de la constelación d'Eridanus. Ta asitiada a unos 10,5 años lluz de la Tierra, siendo una de les más próximes al Sistema Solar y la cuarta más próxima visible a güeyu. Ye una estrella de la secuencia principal, de tipu espectral K2, bien paecida al Sol, con una masa de 0,83 mases solares, un radiu de 0,895 radios solares y una lluminosidá estelar de 0,28 vegaes la solar.

El so espectro ópticu ye bien variable, con munches llinies espectrales d'emisión. Tien un campu magnéticu bien fuerte que xira aproximao cada 11 díes. El so periodu de rotación ye de 12 díes. La razón pa tou ello ye la so mocedá: tien namái 600 millones d'años cuando'l nuesu Sol tien 4600 millones.

## Sistema planetariu
Tien un planeta estrasolar que orbita al so alredor, **[[Épsilon Eridani b]]**, afayáu en 2000 por un equipu d'astrónomos empobináu por Artie Hatzes. 
Tien una masa de 1,2 ± 0,33 la de Xúpiter y ta a una distancia de 3,3 UA de la so estrella. Otru observadores, incluyendo Geoffrey Marcy riquieron más información sobre'l efeutu Doppler producíu pol planeta sobre la estrella, al producir un campu magnéticu grande y que variaba. La so esistencia fuera abarruntada primeramente por un equipu canadiense conducíu por Bruce Campbell y Walker Gordon a empiezos de la década de 1990. Apocayá, en 2006, foi confirmada la so esistencia pol Telescopiu Hubble. Na so órbita emplega 6,9 años y xira con una órbita bien escéntrica de y=0,702 que-y fai averar se a la estrella hasta 1,01 UA cosa qu'asocedió en 2007, cuando s'esperaba que'l telescopiu Hubble fotografiar, y allóñase hasta 5,77 UA.

Tien dos nubes de polvu, afayaes en 1988 y 2004, a una distancia similar a la del cinturón d'asteroides y del cinturón de Kuiper del Sistema Solar, tán nel mesmu planu que **Épsilon Eridani b** polo que se diz que Hubble confirmó que los planetes formar del discu de polvu. Les perturbaciones na nube faen abarruntar la esistencia d'otros nuevos planetes **[[Épsilon Eridani c]]** y **[[Épsilon Endriani y]]** de masa 0,1 masa de Jupiter y qu'orbiten a 40 UA y 25 UA respeutivamente pero qu'hasta la fecha nun fueron confirmaos.

Épsilon Eridani foi la estrella más cercana conocida a la Tierra con un planeta orbitando, hasta que n'ochobre de 2012 l'ESO anunció l'afayu d'Alfa Centauri Bb.

que.
 

|}

## Enllaces esternos
* ε Eridani a SolStation . Información bien completa sobre la estrella y el so sistema planetariu. (n'inglés)
* Animación en java del sistema ε Eridani . (n'inglés)

## Ver tamién
* Llista d'estrelles más cercanes
* Llista d'estrelles brilloses más cercanes
* Llista de planetes estrasolares

## Referencies

* 
* 
* 
*
Épsilon Sculptoris

**Épsilon Sculptoris** (ε Scl / HD 10830 / HR 514) ye un sistema estelar de magnitú aparente +5,29 asitiáu na constelación de Sculptor.
Alcuéntrase a 89,5 años lluz del Sistema Solar.

La componente principal del sistema, **Épsilon Sculptoris A**, ye una estrella blancu-mariella de tipu F2V —bien asemeyáu a η Corvi por casu— con una temperatura efectivo de 6699 K. 
Ye unes 5 vegaes más lluminosa que'l Sol y nun paez esistir unanimidá tocantes al so conteníu metálico; ente que nun estudiu'l so metalicidá ye comparable a la solar, pa otra fonte la so bayura relativa de metales namái supón el 60% de la del Sol.
Con una masa de 1,40 mases solares, la so edá envalórase en 1300 millones d'años.

**Épsilon Sculptoris B**, asitiada a 5 ~ segundos d'arcu de la estrella principal, ye una nana mariella de tipu G9V y magnitú +8,3.
Los parámetros preliminares de la órbita contemplen una separación media ente los dos componentes de 128 UA y un periodu orbital de 1192 años.

Una tercer estrella de magnitú 15, **Épsilon Sculptoris C**, alcuéntrase visualmente a +15,3 segundos d'arcu de la primaria.
Una cuarta estrella de magnitú +11,5, visualmente a más de dos minutos d'arcu, pue tar rellacionada col sistema.

## Referencies
Épsilon Serpentis

**Épsilon Serpentis** (ε Ser / 37 Ser / HD 141795) ye una estrella de magnitú aparente +3,71 na constelación de Serpens, asitiada en Serpens Caput —la cabeza de la culiebra—. Ostenta'l nome, apenes utilizáu, de **Nulla Pambu** —«la bona culiebra» en lengua tamil—, que'l so orixe provién del nome que los Encantamientu de culiebres encantadores de culiebres de la India dan a Serpens Caput.

Asitiada a 70 años lluz de distancia de la Tierra, Épsilon Serpentis ye una de les estrelles blanques de la secuencia principal más cercanes al Sistema Solar. Nestes estrelles, al igual que nel Sol, la enerxía llograr pola fusión d'hidróxenu en heliu.
Sicasí, a diferencia d'otres estrelles d'esti tipu, Épsilon Serpentis ye una estrella con llinies metáliques, esto ye, l'espectru de la so atmósfera esterna amuesa un arriquecimientu de ciertos metales y un emprobecimientu d'otros.
Asina, les bayures relatives d'escandiu y calciu equivalen, respeutivamente, al 5% y al 15% de los valores solares.
Otra manera, el conteníu de níquel ye tres veces mayor que nel Sol y los de circoniu y bariu son, respeutivamente, 8 y 11 vegaes cimeres a les solares.
Esti arriquecimientu ye más patente nos elementos lantánidos, siendo'l lantanu 15 vegaes y el ceriu 20 vegaes más abondosa que nel Sol.

La temperatura de Épsilon Serpentis ye 8400 K —menor que la esperada pa la so tipu espectral A2, resultáu de la so anómala composición— y la so lluminosidá ye 12,4 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
El so radiu ye un 70% más grande que'l radiu solar y rota con una velocidá de siquier 39 km/s.
Tien una masa de 1,85 mases solares y la so edá envalórase en 350 millones d'años, una cuarta parte del tiempu que va emplegar na fusión del so hidróxenu.
Ye una estrella bien similar a Cástor Ba (α Geminorum Ba), tamién estrella Am.

## Referencies
Épsilon Scuti

**Épsilon Scuti** (ε Sct / HD 173009 / HR 7032) ye una estrella na constelación de Scutum, l'escudu de Sobieski. Ye la séptima más brillosa de la mesma con magnitú aparente +4,90 y alcuéntrase a 538 ± 7 años lluz del Sistema Solar.

Épsilon Scuti ye una xigante lluminosa mariella de tipu espectral G8IIb —la «b» indica que dientro d'esti grupu ye de les menor lluminosidá— con una temperatura superficial de 4920 K.
Ye 460 vegaes más lluminosa que'l Sol pero unes 7 vegaes menos lluminosa que β Scuti, tamién xigante lluminosa mariella nesta mesma constelación.
El radiu de Épsilon Scuti ye 30 vegaes más grande que'l radiu solar, equivalente a 0,14 UA.
Xira sobre sigo mesma a una velocidá de rotación proyeutada de 6 km/s, polo que'l so periodu de rotación pue ser d'hasta 255 díes.

Épsilon Scuti tien una masa 4 vegaes mayor que la del Sol y la so edá envalórase en 180 millones d'años.
Empecipió la so vida como una estrella de la secuencia principal de tipu B6 muncho más caliente que güei. Anguaño, escosáu yá'l hidróxenu, nel so nucleu tien llugar la fusión d'heliu en carbonu y oxíxenu.

Épsilon Scuti puede ser una estrella binaria, magar nun se conoz nin la naturaleza nin la separación de la posible acompañante.

## Referencies
Épsilon Tucanae

**Épsilon Tucanae** (ε Tuc / HD 224686 / HR 9076) ye una estrella na constelación austral de Tucana. Con magnitú aparente +4,49, ye la sesta estrella en rellumu dientro de la so constelación, siendo superada por α, γ, ζ, κ y β<sup>1</sup> Tucanae.
Alcuéntrase a 374 años lluz de distancia del Sistema Solar.

Épsilon Tucanae ye una subxigante blancu-azulada de tipu espectral B9IV —tamién clasificada como B8V— que la so temperatura efectivo ye de 12.800 - 13.000 K.
Les sos carauterístiques físiques son comparables a les de Zubeneschamali (β Librae), Homam (ζ Pegasi) o Sualocin A (α Delphini), más brilloses por tar más cerca de la Tierra.
Con un diámetru tres veces más grande que'l del Sol, la so lluminosidá equival a 389 soles.
Portando una masa de 4 mases solares, la so edá envalórase en namái 123 millones d'años —compárese cola edá del Sol que ye de 4600 millones d'años—.

La velocidá de rotación de Épsilon Tucanae ye de 300 km/s, valor 150 vegaes superior al del Sol; esta cifra nun queda lloñe de la so velocidá ecuatorial crítica —380 km/s—, percima de la cual la estrella se desintegraría.
Piénsase que l'enclín del so exa de rotación al respective de la llinia de visión ye de 76,1º.

## Referencies
Épsilon Ursae Minoris

**Épsilon Ursae Minoris** (ε UMi / 22 Ursae Minoris / HD 153751) ye una estrella na constelación boreal de la Osa Menor de magnitú aparente +4,21. Alcuéntrase a unos 347 años lluz del Sistema Solar. Dacuando se la llapada col nome **Urodelus**, en griegu «cola evidente o visible» del osu o del perru.

Épsilon Ursae Minoris ye un sistema estelar triple, que la so estrella principal, **Épsilon Ursae Minoris A**, ye de la mesma una binaria eclipsante. La estrella visible ye una xigante mariella de tipu espectral G5III y 5200 K de temperatura, 225 vegaes más lluminosa que'l Sol. Cada 39,4816 díes la otra estrella clisa parcialmente la xigante mariella. Amás la proximidá ente dambes componentes fai que'l sistema sía una variable RS Canum Venaticorum, onde dambes estrelles roten más apriesa de lo habitual xenerando intensa actividá cromosférica y manches estelares. Esto fai que la so magnitú fluctúe ente +4,19 y +4,23.

La otra componente, **Épsilon Ursae Minoris B**, alcuéntrase a 77 segundos d'arcu del par interior. A una distancia de 8100 UA nun se detectó movimientu orbital, pero sí paecen tar rellacionaes pol so desplazamientu común al traviés del espaciu. La so magnitú 11 dexa deducir que ye una nana mariellu-naranxa de tipu espectral K0V.

## Referencies

* Épsilon Ursae Minoris (SIMBAD)
* Epsilon Ursae Minoris (Stars, Jim Kaler)
Épsilon Sextantis

**Épsilon Sextantis** (ε Sex / ε Sextantis / 22 Sextantis) ye una estrella de magnitú aparente +5,25 na constelación de Sextans, el sestante. Alcuéntrase a 183 años lluz de distancia de la Tierra. Forma parte del grupu de les Híades, acomuñáu col cúmulu del mesmu nome na constelación de Tauru.

Épsilon Sextantis ye una xigante mariella de tipu espectral F2III y 7350 K de temperatura efectivo. Con un radiu tres veces más grande que'l radiu solar, ye 22 vegaes más lluminosa que'l Sol.

Les estimaciones de los conteníos de diversos elementos químicos per aciu espectroscopia d'alta resolución, amuesen que los conteníos de carbonu, fierro y oxíxenu son mayores en Épsilon Sextantis que nel Sol, reparándose la situación inversa nel casu del calciu.
Al comparar la bayura d'elementos na atmósfera de xigantes y de variables Delta Scuti, reparar que la bayura de dellos elementos más llixeros como oxíxenu, sodiu, siliciu y posiblemente nitróxenu, ye daqué más baxa en variables Delta Scuti qu'en xigantes de tipu espectral A-F.

## Referencies
Épsilon1 Arae

**Épsilon1 Arae** (ε1 Arae / HD 152980 / HR 6295) ye una estrella na constelación d'Ara —l'altar— de magnitú aparente +4,07.
Anque comparte la denominación de Bayer «*[[Épsilon]]*» con ε<sup>2</sup> Arae, les dos estrelles nun tán rellacionaes ente sigo.
Esta postrera alcuéntrase a 86 años lluz del Sistema Solar, ente qu'Épsilon1 Arae ta a 304 años lluz.
Ensin nome propiu habitual, na astronomía china yera conocida como , «la primera (estrella) de **'». 
Allen equivocadamente llamar **Tso Kang*' (), confundiendo probablemente *Llabra* con *Ari'' —Aries—, una y bones Tso Kang tópase encuadrada nesta última constelación.

Épsilon1 Arae ye una de les numberoses xigantes naranxes visibles nel cielu nocherniegu, siendo Arturu (α Bootis) y Pólux (β Geminorum) les más brilloses dientro d'esta clase.
De tipu espectral K4III, Épsilon1 Arae ye más asemeyada a la primera d'elles, siendo la so temperatura efectivo de 4176 K.
Tien un diámetru 33,7 ± 3,4 vegaes más grande que'l del Sol y ye, por tanto, 3 vegaes más grande que Pólux.
Tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos que'l heliu— comparable a la solar ([Fe/H] = +0,01).
Ye una estrella evolucionada con una masa de 1,74 ± 0,24 mases solares y una edá envalorada de 1700 millones d'años.

## Referencies
Épsilon2 Arae

**Épsilon2 Arae** (ε2 Arae) ye un sistema binariu na constelación d'Ara —l'altar— de magnitú aparente +5,29.
Anque comparte la denominación de Bayer «Épsilon» con ε<sup>1</sup> Arae, les dos estrelles nun tán rellacionaes ente sigo.
Épsilon2 Arae ta a 86 años lluz del Sistema Solar, ente que ε1 Arae ta 3,5 vegaes más alloñada.

La componente principal del sistema, **HD 153580** (HR 6314 / HIP 83431), ye una estrella de la secuencia principal blancu-mariella de tipu espectral F5V que la so temperatura superficial ye de 6516 K.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 45,4 km/s, unes 20 vegaes más apriesa que'l Sol.
Tien una masa de 1,44 mases solares y la so metalicidá ye cimera a la del Sol, siendo la so bayura relativa de fierro un 41% mayor que la de la nuesa estrella.

Acompaña a la estrella blancu-mariella una nana blanca de magnitú +13,47, denomada **GJ 2125** (WD 1659-531 / BPM 24602).
La so temperatura ye de 14.510 ± 250 K y la so masa actual equival a 2/3 de la masa solar.
Nació fai 2500 ± 340 millones d'años como una estrella de 1,58 mases solares y, en permaneciendo na secuencia principal 2270 millones d'años, convertir nuna nana blanca.
Eso asocedió hai 240 millones d'años y dende entós tase esfreciendo amodo.

## Referencies
EQ Pegasi

**EQ Pegasi** (EQ Peg / GJ 896 / HIP 116132) ye un sistema estelar na constelación de Pegasu.
Asitiáu a 20,7 años lluz de distancia, ye unu de los 100 sistemes más cercanos al Sistema Solar.
La estrella conocida más cercana a esti sistema ye Gliese 880, a 3,96 años lluz de distancia.

EQ Pegasi ye una estrella binaria que les sos componentes son dos nanes coloraes.
La más brillosa d'elles, **EQ Pegasi A** (GJ 896 A / LHS 3965), tien tipu espectral M3.5V y magnitú aparente +10,38.
La so temperatura efectivo ye de 3280 K y la so masa ye un terciu de la masa solar.
Tien un radiu equivalente al 38% del radiu solar.
La so velocidá de rotación ye bien alta pa una estrella de les sos carauterístiques —14 km/s—, siendo el so periodu de rotación de 1,066 díes.

La estrella acompañante, **EQ Pegasi B** (GJ 896 B / LHS 3966), tien tipu M4.5V y magnitú aparente +12,40. Menos masiva y lluminosa que la so compañera —la componente A ye ente 6 y 10 vegaes más brillosa qu'ella—, tien una masa averada de 0,16 - 0,19 mases solares.
Tien una temperatura de 3080 K y un radiu equivalente al 23% del radiu solar.
La so velocidá de rotación —24,2 km/s— ye entá mayor que la de la componente A, una y bones dambes estrelles tienen el mesmu periodu de rotación.

La separación ente dambes componentes ye de 6 segundos d'arcu y el periodu orbital del sistema puede ser de 359 díes.
La metalicidá de EQ Pegasi A paez ser cimera a la del Sol nun 20%
y la edá del sistema envalórase en 950 millones d'años.
Dambes estrelles son estrelles acandilantes actives, tantu en rayos X como nel ultravioleta estremu (EUV).

## Referencies
EQ Tauri

**EQ Tauri** (EQ Tau / TYC 1260-909-1) ye una estrella variable encuadrada na constelación de Tauru.
De magnitú aparente máxima +11,12, ta aproximao a 468 años lluz del Sistema Solar.

EQ Tauri constitúi una binaria de contautu onde los dos componentes comparten la so capa esterior de gas, siendo'l tipu espectral conxuntu G1.
La componente primaria ye una estrella de tipu solar con una envoltura convectiva bien fonda.
Con una temperatura efectivo de 5800 K, tien una masa de 1,23 mases solares.
La so lluminosidá ye un 33% mayor que la del Sol.
El so radiu ye un 14% más grande que'l radiu solar y xira sobre sigo mesma a gran velocidá, concretamente 80 vegaes más apriesa que'l Sol.
Presenta manches estelares, que, dependiendo del momentu d'observación, cubren ente'l 3 y el 20% de la fotosfera de la estrella.

La componente secundaria tien una masa igual al 54% de la masa solar, lo qu'implica que la rellación ente les mases de les dos estrelles del sistema *q* ye igual a 0,442.
Tien una temperatura de 5754 K y una lluminosidá igual al 62% de la lluminosidá solar.
La so masa ye de 0,54 mases solares y el so radiu equival a 4/5 partes del radiu solar.
Nesta componente detectóse un periodu d'actividá magnética de 23 años de duración.

Como la práutica totalidá de binaries de contautu, EQ Tauri ye tamién una binaria eclipsante —del tipu W Ursae Majoris—, que'l so rellumu aparra 0,53 magnitúes nel eclís principal y 0,47 magnitúes nel secundariu.
Dambes estrelles tán dixebraes ente sigo por namái 2,48 radios solares o 0,012 UA.
El periodu orbital del sistema ye de 0,3413 díes y reparóse nél una variación cíclica de 48,5 años.
Dicha variación puede tar aniciada pola presencia d'un tercer cuerpu —que la so masa sería de 0,27 mases solares— o por variaciones magnétiques periódiques na componente primaria.

## Referencies
Estrella (náutica)

**Estrelles náutiques**: Son una serie averada de cincuenta y siete astros de primera y segunda magnitú emplegaes polos marinos nel cálculu de situación n'alta mar y en verificaciones d'aldu.
Por ser les más conspicuas nel firmamentu y les más brilloses de cada constelación, son fácilmente identificables.

Dau'l so intensu rellumu son les primeres n'apaecer nel firmamentu mientres los tapeceres vespertinos y les postreres en sumir nos tapeceres matutinos, momentos ambos más aparentes pa efectuar les observaciones astronómiques dau la simultaneidá de visión de los astros y l'horizonte.

Xunto al Sol, la Lluna, y los planetes Venus, Marte, Xúpiter y Saturnu son los puntos de la esfera celeste emplegaos n'astronomía náutica como referencia pa la navegación.

Les coordenaes celestes d'estes estrelles publicar nos almanaques náuticos, edición añal que tien de tener a bordu pal resolución de los triángulos esféricos de posición. Yá seya per aciu l'empléu de tables de cálculu rápidu o per aciu l'empléu de llogaritmos.

De siguío una llista de les estrelles náutiques y les sos coordenaes celestes arrondaes al grau.

## Ver tamién
* Sestante
* Almanaque náuticu

## Bibliografía
* Brown's Nautical Almanac, Brown, Son & Ferguson Ltd., Glasgow, 1977
* Suplementu al Almanaque Náuticu, Serviciu d'Hidrografía Naval, Buenos Aires, 1988.

## Referencies

## Enllaces esternos
Estrella de Babcock

La **Estrella de Babcock** (GL Lacertae / GL Lac) ye una estrella variable asitiada na constelación de Lacerta.
De magnitú aparente media +8,85, alcuéntrase aproximao a 2300 años lluz del Sistema Solar.

La Estrella de Babcock ye una estrella peculiar de tipu espectral A0p. Ta clasificada dientro del grupu de les estrelles Ap —caracterizaes por tener un campu magnéticu estelar fuerte y por rotar amodo en comparanza a otres estrelles de tipu A—, siendo Alioth (ε Ursae Majoris) y α Circini dos de los sos principales esponentes.
Ello ye que la Estrella de Babcock tien el mayor campu magnéticu conocíu nuna estrella.
En 1960, l'astrónomu Horace W. Babcock foi'l primeru en midir la so intensidá —34 kG—, apuntando que'l campu magnéticu variaba de forma irregular.
Sicasí, posteriores estudios amosaron evidencia de cierta periodicidá na variación y dexaron constatar que'l campu nun yera dipolar.

La temperatura efectivo envalorada de la Estrella de Babcock ye de 14.000 K.
Ye una variable del tipu Alfa2 Canum Venaticorum que'l so rellumu fluctúa 0,17 magnitúes a lo llargo del so periodu de rotación —9,49 díes—.
Por ello, tamién recibe la denominación, tocantes a estrella variable, de **GL Lacertae**.
Tien un radiu envaloráu de 4,2 radios solares y una masa entendida ente 3 y 4 mases solares.

## Referencies
ER Vulpeculae

**ER Vulpeculae** (ER Vul) ye una estrella variable na constelación de Vulpecula.
La so magnitú aparente media ye +7,36 y alcuéntrase a 170 años lluz del Sistema Solar.

## Carauterístiques
ER Vulpeculae ye una estrella binaria cercana que les sos componentes son nanes marielles de tipu espectral G0V y G5V respeutivamente.
La estrella de tipu G0V tien una temperatura efectivo de 6000 K y la so masa ye apenes un 2% mayor que la masa solar.
Con un radiu un 60% más grande que'l del Sol, rota con una velocidá igual o mayor de 90 km/s.
El so acompañante, daqué más fría, tien una temperatura de 5514 K y una masa un 3% inferior a la del Sol.
Ye llixeramente más pequeña que la so compañera y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 80 km/s.

El periodu orbital d'esta binaria ye de namái 0,6981 díes (16,75 hores), siendo la órbita práuticamente circular (ε = 0,02).
La so edá envalórase en 8700 millones d'años y presenta una baxa metalicidá, aproximao la metá de la que tien el Sol.

## Variabilidá

ER Vulpeculae ye una binaria eclipsante y variable W Ursae Majoris, según tamién ye una variable RS Canum Venaticorum.
El so rellumu bazcuya ente magnitú +7,27 y +7,49.
Les componentes tienen cromosferes actives, emitiendo una cantidá d'enerxía significativa como rayos X.
La so lluminosidá en rayos X ye de 0,69×1022 W.
Coles mesmes, ye brillosu y activa como radiofuente.

## Referencies
Errai

**Errai** (γ Cephei / γ Cep / 35 Cephei), tamién conocida como **Alrai**, ye una estrella binaria na constelación de Cepheus.
Distante 45 años lluz del Sistema Solar, tien magnitú aparente +3,22, siendo la segunda estrella más brillosa na so constelación dempués d'Alderamin (α Cephei).

## Nome

El nome de **Errai**, según les diverses variantes —**Alrai**, **Er Rai**, **Arrai** o **Al Rai**—, provienen del árabe الراعي (*ar-rā‘īy*), «el pastor», títulu autóctonu d'Arabia.
En China, esta estrella yera conocida como **Shaou Wei**, un guarda menor.

## Carauterístiques físiques

La más brillosa de les componentes, **Errai A**, ye una subxigante naranxa de tipu espectral K1IV y 4920 K de temperatura, en fase d'evolución escontra xigante colorada. 10,6 vegaes más lluminosa que'l Sol, tien un radiu de 4,8 radios solares —valor llográu a partir de la midida direuta del so diámetru angular—.
La so metalicidá ye cimeru a la solar nun 38%.
Tien una edá averada de 3000 millones años, unos 1600 millones d'años más nuevu que'l Sol, pero al ser más masiva —la so masa envalórase en 1,6 mases solares— la so evolución foi más rápida. Les variaciones nel so espectru suxeren un periodu de rotación de 781 díes.

La estrella acompañante, una nana colorada de clase M1V, ta pocu estudiada. Orbita a una distancia entendida ente 12 y 26 UA al respective de la estrella principal —la órbita ye moderadamente escéntrica— con un periodu orbital ente 57 y 66 años.
Tien una masa en redol al 30% o 40% de la masa solar.

### Futura Estrella Polar

Por cuenta de la precesión de los equinoccios, Errai va sustituyir a Polaris como Estrella Polar del norte a partir del añu 3000 NE. Hacia l'añu 4000 ye cuando va tar más próxima al polu norte celeste, para, a partir del añu 5200, ser sustituyida por ι Cephei na so condición d'Estrella Polar.

## Sistema planetariu

Alredor de la estrella principal del sistema afayóse un planeta, denomináu Gamma Cephei Ab o Errai A1, un 60% más masivu que Xúpiter. Muévese a una distancia media de 2 UA al respective de Errai A, nuna órbita relativamente escéntrica (ε = 0,115) que completa en dos años y mediu.

La órbita d'un hipotéticu planeta terrestre con agua líquido taría asitiada aproximao a 2,9 UA de la estrella —l'equivalente a la llende esterna del cinturón d'Asteroides del Sistema Solar—. Sicasí, el planeta xigante descubiertu puede alteriar tantu la estabilidá como la formación d'un planeta nesta órbita.

## Ver tamién
* Llista de planetes estrasolares
* Llista d'estrelles brilloses más cercanes

## Referencies
Estrella de Campbell

La **Estrella de Campbell** (HD 184738 / HIP 96295 / BD+30 3639) —tamién conocida como la **Estrella d'hidróxenu de Campbell**— ye la estrella central de la nebulosa planetaria PK 064+05 1.
Alcuéntrase na constelación del Cisne 2,5º al norte d'Albireo (β Cygni) y 1º al este de φ Cygni.
Alcuéntrase a unos 1200 pársecs —3900 años lluz— del Sistema Solar.

De magnitú aparente +10,41, la Estrella de Campbell ye una estrella de Wolf-Rayet de carbonu de tipu espectral [WC9]. Extraordinariamente caliente —tien una temperatura efectivo de 55.000 K—, ye 6000 vegaes más lluminosa que'l Sol.
Ye una estrella deficiente en hidróxenu nun avanzáu estáu evolutivu.
Anque la so masa actual ye un 60% de la que tien el Sol, piénsase que la so proxenitora yera una estrella de 2 ~ mases solares agora na fase de la caña asintótica xigante (RAG); n'última instancia va tresformar nuna nana blanca.
La so composición química ye bien distinta a la del Sol; ye deficiente en fierro (Fe/O 0,3) ~ pero amuesa unos elevaos conteníos de carbonu y neón (C/O 30).

La nebulosa planetaria asociada a la Estrella de Campbell tien una edá averada de 700 o 800 años.
En contraste col polvu acomuñáu a otres estrelles WC tardíes, compuestu fundamentalmente por carbonu amorfu, esta nebulosa planetaria amuesa polvu de silicatu cristalín, indicando un cambéu recién d'una química apoderada pol oxíxenu a otra apoderada pol carbonu.
Propúnxose que la esistencia d'una compañera estelar podría compaxinar la composición del polvu de la nebulosa planetaria col defectu d'hidróxenu de la estrella central.

## Referencies
Estrella de Luyten

La **Estrella de Luyten** (GJ 273 / LHS 33 / HIP 36208) ye una estrella de magnitú aparente +9,85, que'l so gran movimientu propiu foi probablemente afayáu pol astrónomu Willem Jacob Luyten, a quien debe'l so nome. Conocida sobremanera pola so proximidá al Sistema Solar —del que falta 12,37 años lluz—, alcontrar na constelación del Can Menor, tando asitiada al suroeste de Gomeisa (β Canis Minoris) y al oeste de Procyon (α Canis Minoris). Los sistemes estelares más cercanos a la Estrella de Luyten son la citada Procyon, asitiada a apenes 1,2 años lluz, y Ross 614, a 3,9 años lluz.

La Estrella de Luyten ye una nana colorada de tipu espectral M3.5 V con una lluminosidá equivalente al 0,145% de la lluminosidá solar.
Neto a otres munches estrelles de la redolada del Sistema Solar, tales como Ross 154, Ross 128 o YZ Ceti, ye menos masiva que'l Sol, con una masa envalorada de 0,26 mases solares. Paez ser una estrella de lenta rotación —ello ye que pudiera ser que non rotara n'absolutu—; seya que non la llende cimera de la so velocidá de rotación ye de namái 1 km/s.
El so conteníu de metales (metalicidá) ye claramente inferior a la solar ([Fe/H] = -0,16).

Hai cierta evidencia de que la Estrella de Luyten puede tener un compañeru subestelar con una masa entendida ente 0,4 y 1,1 vegaes la del planeta Xúpiter, pero hasta'l momentu ello nun foi confirmáu.

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

## Referencies
Estrella de Plaskett

La **Estrella de Plaskett** (HD&nbsp;47129 / V640&nbsp;Monocerotis) ye una estrella na constelación de Monoceros, l'unicorniu, de magnitú aparente +6,03.
La distancia a la que s'atopa del Sistema Solar ye incierta, pudiendo tar ente 4.900 y 6.600 años lluz.

## Sistema binariu
La Estrella de Plaskett ye unu de los sistemes binarios más masivos que se conocen, siendo los sos componentes dos estrelles azules superxigantes de tipos espectrales O7.5 y O6.
Binaria espectroscópica, el so periodu orbital ye de namái 14,40 díes, con una separación ente les dos estrelles de 0,5 UA, la metá de la distancia ente la Tierra y el Sol. El curtiu periodu orbital ye consecuencia de la enorme masa de dambes.

## Carauterístiques de les componentes
La componente principal del sistema, **Plaskett A**, ye la estrella más fría de los dos —anque la so temperatura efeutivo algama los 35.000 K— y sicasí la más lluminosa nel espectru visible, con una lluminosidá que puede ser d'hasta 630.000 soles.
El so radiu ye 21 vegaes más grande que'l radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o mayor de 75 km/s.
**Plaskett B** tien una temperatura de 40.0000 K y la so lluminosidá ta ente 372.000 y 870.000 soles.
Con un radiu envaloráu ente 14 y 21 radios solares, la so velocidá de rotación ye bien elevada, algamando los 300 km/s.
Les mases respeutives d'A y B son 43 y 51 vegaes mayores que la masa solar.
El final de la vida d'estrelles tan masives nun ye otro qu'españar como supernoves; la primera en faelo puede espulsar a la so compañera a gran velocidá convirtiéndola nuna estrella fuxitiva.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles más masives

## Referencies
Estrella de Przybylski

La **Estrella de Przybylski** (V816 Centauri) ye una estrella na constelación de Centaurus de magnitú aparente +8,02. Descubierta pol astrónomu Antoni Przybylski (pronunciáu *Yibilski*) en 1961, ye una estrella químicamente peculiar estrema, con llinies espectrales fuertes d'elementos lantánidos. El so espectru ye similar al d'una estrella de tipu S —estrella bien evolucionada con una atmósfera arriquecida por material procedente de la nucleosíntesis interior—, pero n'otros aspeutos asemeyar a una estrella de la secuencia principal o a una subxigante.

Los primeros estudios del campu magnéticu de la Estrella de Przybylski amosaron un campu magnéticu llonxitudinal nel rangu Hz = −2100 a −2500 ± 450 G, ensin que s'atopara una variabilidá significativa n'este. Midíes posteriores conceden la metá de fuercia al campu magnéticu llonxitudinal, Hz = −1014 ± 72 G.
En 1978 atopóse que la Estrella de Przybylski ye una estrella pulsante
y ye prototipu de les estrelles Ap d'oscilaciones rápides (roAp). Observaciones de la velocidá radial utilizando'l espectrómetru HARPS amuesen oscilaciones multiperiódicas con dos grupos de maneres igualmente espaciados.

La composición química de la Estrella de Przybylski ye enigmática. Yá en 1974 identificáronse llinies espectrales correspondientes a 51 elementos químicos distintos. Posteriores observaciones evidenciaron la sobreabundancia de lantánidos y tamién confirmaron, con un grau altu d'enfotu, la presencia de llinies de tecneciu y de prometiu —que'l so periodu de semidesintegración ye de 17,7 años—. Tamién s'identificaron les llinies de tolos elementos radiactivos con númberos atómicos ente Z = 84 y Z = 99, sacante astato y franciu. La presencia d'estos elementos radiactivos de vida tan curtia ye malo d'entender. Propúnxose que dellos procesos desconocíos, del tipu fogarales o erupciones, tienen llugar na so atmósfera.
Igualmente suxirióse que la esistencia d'elementos con Z < 92 débese al escayencia radiactiva natural de toriu y uraniu estratificado na atmósfera cimera.
Otra posible esplicación rellacionar col fuerte campu magnéticu, pudiendo tar nel orixe d'una aceleración significativa de partícules cargaes, principalmente protones y partícules alfa, que modifiquen el conteníu superficial pola interaición col material estelar.

A pesar de munchos años d'investigaciones, les estraordinaries anomalíes químiques de la Estrella de Przybylski permanecen ensin esplicación.

## Referencies
Estrella del Sur (astronomía)

El términu "**estrella del sur**" o "**[[Estrella Polar]] austral**" refierse a la estrella más cercana al polu sur celeste de la Tierra. Anguaño, a güeyu correspuende a Sigma Octantis, a 1º de separación angular del polu, anque la so magnitú aparente de 5.45 facer inútil pa la navegación a diferencia de Polaris (2º magnitú) nel polu norte.

Anque'l polu sur escarez de señalamientu d'una estrella brillosa, los cambeos debíos a la precesión van faer qu'otres estrelles facer nel futuru. Por exemplu, dientro de 7500 años va tar cerca de Gamma Chamaeleontis (4200 D.C.), I Carinae, Omega Carinae (5800 D.C.), Ípsilon Carinae, Iota Carinae (Aspidiske, 8100 D.C.) y Delta Velorum (9200 D.C.).

Daqué similar asocede colos demás planetes del nuesu Sistema Solar.

## Ver tamién
* Polaris
* Estrella Polar

## Referencies

## Enllaces esternos
Estrella fundamental

Una **estrella fundamental** ye aquella que la so posición y movimientu propiu son conocíos con exactitú, de cuenta que pueden calculase les posiciones d'otres estrelles con al respective de ella. Esisten más de 2.000. Atópense recoyíes nel Fundamental Katalog *FK6*.

Les estrelles fundamentales son oxetu d'observaciones frecuentes y precises que dexen determinar con gran exactitú les sos coordenaes celestes y los sos movimientos propios. Pueden ser comparaes a esos puntos xeodésicos de primer orde que sirven de base y fundamentu a tou un mapa y que les sos coordenaes, por tal razón, fueron midíes cola máxima precisión. Asina ye como les estrelles fundamentales suministren al astrónomu y al navegante unes referencies segures, materiales y visibles al respective de les cualos puede ser asitiáu otru astru; tamién dexen midir con precisión los movimientos de la Tierra, especialmente les irregularidaes de la so rotación y les oscilaciones de la so eje.

## Ver tamién
* Estrelles
* Catálogu d'estrelles

## Referencies

## Enllaces esternos
Estrella Pistola

La **Estrella Pistola** (n'inglés *Pistol Star*) ye una de les estrelles hiperxigantes y hipermasivas más lluminoses de la Vía Lláctea.
El so nome provién de la forma de la nebulosa qu'alluma, la Nebulosa Pistola.

## Situación Estrellar Pistola alcuéntrase a 25.000 [[añu lluz|años lluz]] del [[Sistema Solar]] en direición a la [[constelación]] de [[Saxitariu (constelación)|Saxitariu]], al oeste de [[Nash (estrella)|Nash]] (γ Sagittarii) y [[Kaus Medius]] (δ Sagittarii) , al noroeste de [[Kaus Australis]] (ε Sagittarii), y al sureste de [[Kaus Borealis]] (λ Sagittarii) y [[Nunki]] (σ Sagittarii).
Forma parte del Cúmulu Quíntuple cercanu al centru de la galaxa.
La estrella ye invisible dende la Tierra, yá que se topa oculta detrás de grandes nubes de polvu; si nun fuera asina, sería visible a simple vista como una estrella de cuarta magnitú magar la gran distancia que nos dixebra d'ella.
Afayóse pol Telescopiu Espacial Hubble na década de 1990 utilizando llonxitúes d'onda nel infrarroxu qu'enfusen el polvu interestelar.

## Carauterístiques físiques
Con una masa en redol a 150 mases solares, estrellar Pistola ta catalogada como una variable azul lluminosa, al igual que Eta Carinae.
Relluma con una lluminosidá equivalente a 10 millones de soles, siendo una de les estrelles más lluminoses del Grupu Llocal, del que forma parte nuesa galaxa. El fechu de que tea cerca del centru galácticu paez nun ser casual, yá que ellí favorezse la creación d'oxetos supermasivos.

A lo llargo de la so esistencia foi perdiendo masa estelar, envalorándose la so masa inicial en redol a les 200 - 250 mases solares.
Piénsase que la estrella espulsó 10 vegaes la masa del Sol en forma de material refundiáu mientres dos xigantescos españíos fai 4000 y 6000 años. El so vientu estelar ye 10.000 millones de vegaes mayor que'l solar.
El so tiempu de vida ye bien curtiu, aproximao unos 3 millones d'años, y anque nun se sabe la so edá con certidume, ésta puede cifrase ente 1,7 y 2,1 millones d'años. Probablemente va esplotar como una brillosa supernova o hipernova dientro de 1 a 3 millones d'años.

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

*Pistol Star - Star in cluster (SIMBAD)
*Pistol Star (Solstation) 
*Hubble Identifies What May Be the Most Luminous Star Known (Hubblesite)
*
*Pistol Star (Jumk.de/astronomie)
Estrella de Teegarden

La **Estrella de Teegarden** (SO J025300.5+165258 / 2MASS J02530084+1652532) ye una estrella de la constelación d'Aries. Primeramente'l so paralax foi midida como 0,43 ± 0,13 segundos d'arcu, lo que la asitiaba a namái 7,8 años lluz del nuesu Sistema Solar, siendo por tanto la tercer estrella más cercana dempués d'Alfa Centauri (4,2 años lluz) y la Estrella de Barnard (6 años lluz). Sicasí, estudios posteriores asitiar a 12,52 ± 0,13 años lluz del Sistema Solar, lo que correspuende a la 23º estrella más cercana al Sol. La estrella más próxima a la Estrella de Teegarden ye TZ Arietis, aproximao a 4 años lluz de distancia.

La Estrella de Teegarden ye una nana colorada que'l so radiu ye una séptima parte del radiu solar, siendo la so masa un 8% de la del Sol. Consecuentemente, la so lluminosidá equival a 1/300.000 vegaes la del Sol. El so débil rellumu fizo que nun fuera afayada hasta setiembre de 2002 por astrónomos de la NASA, cuasi por casualidá, mientres rastrexaben un sector del cielu en busca de nanes blanques con un movimientu propiu grande. De fechu ye la estrella de menor magnitú absoluta (+17,5) nes cercaníes del Sistema Solar.

Piénsase que puede haber munches otres estrelles d'estes mesmes carauterístiques nos 20 años lluz más cercanos a nós, una y bones la población conocida d'esti tipu d'estrelles ye menor que l'esperáu.

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

## Referencies