open-index/open-wikipedia-markdown huggingface dataset:
CE Tauri

**CE Tauri** (CE Tau / 119 Tauri / HD 36389 / HR 1845) ye una estrella na constelación de Tauru, asitiada xusto percima de la constelación d'Orión. Ye una de les estrelles más grandes que se conocen, con un radiu 525 vegaes más grande que'l radiu solar o, lo que ye lo mesmo, 2,4 UA.

CE Tauri ye una fría superxigante colorada de tipu espectral M2 con una lluminosidá averada de 47.000 soles y una temperatura superficial de 3700 K. Les sos carauterístiques físiques son similares a otres estrelles más conocíes como Betelgeuse (α Orionis) o Antares (α Scorpii). Tien una alta metalicidá, con un conteníu en fierro un 30% superior al del Sol. La so masa, ente 12 y 15 vegaes mayor que la masa solar, dexa concluyir que va acabar los sos díes como una brillosa supernova.

Al igual qu'otres superxigantes coloraes, CE Tauri ye una estrella variable. Ta clasificada como una variable semirregular con oscilaciones nel so rellumu dende magnitú +4,23 a +4,54 nun periodu de 165 díes.

CE Tauri alcuéntrase a una incierta distancia de 1900 años lluz del Sistema Solar, pero yá que esti valor ta suxetu a un altu grau d'error, la so distancia real pue tar entendida ente 1300 y 3600 años lluz.

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

## Referencies
* 119 Tauri (SIMBAD)
* 119 Tauri/CE Tauri (Stars, Jim Kaler)

## Referencies

## Enllaces esternos
Cebalrai

**Cebalrai** (β Ophiuchi / β Oph / 60 Ophiuchi / HD 161096) ye una estrella de la constelación d'Ophiuchus, el portador de la culiebra, de magnitú aparente +2,75.
Como interés hai de solliñar que sirve pa indicar la posición de la constelación de Taurus Poniatovii, güei sumida, asitiada al este d'esta estrella.

## Nome
El términu **Cebalrai** provién del árabe كلب الراعي (*kalb al-rā‘ī*), «el perru del pastor».
Tamién recibe los nomes de **Cheleb**, **Kelb Alrai**, o a cencielles **Alrai**.

Xunto a γ Ophiuchi, na astronomía china yera conocida como **Tsung Ching**.

## Carauterístiques
Distante 82 años lluz del Sistema Solar, Cebalrai ye una xigante naranxa del tipu d'Arcturus (α Bootis), anque más pequeña y menos brillosa qu'ésta.
De tipu espectral K2III y 4600 K de temperatura efectivo, tien un radiu 12,5 vegaes más grande que'l radiu solar y ye 64 vegaes más lluminosa que'l Sol.
Estos parámetros dexen envalorar la so masa —aproximao'l doble de la masa solar— y probablemente agora funde heliu en carbonu nel so nucleu internu.
Presenta un conteníu metálico comparable a la solar y tien una edá averada de 3820 millones d'años.

Cebalrai amuesa una llixera variabilidá nel so rellumu —el so magnitú absoluta varia ente +0,75 y +0,77— que paez que ta rellacionada más con cambeos nel tamañu de la estrella que con variaciones na mesma lluminosidá. Midíes espectrocópicas amuesen que la estrella bazcuya con periodu de 0,26, 13,1 y 142 díes; el periodu más llargu débese a manches escures na so superficie qu'entren y salen del campu de visión, en concordanza cola velocidá de rotación reparada de 2 km/s. Sicasí, el periodu de 13,1 díes paez debese a sutiles pulsaciones que'l so orixe nun ye del tou conocíu.

## Referencies
Celeno (estrella)

**Celeno** o **Celaeno** (16 Tauri / HD 23288 / HR 1140) ye una estrella na constelación de Tauru que forma parte del cúmulu abiertu de les Pléyades. La so magnitú aparente ye +5,45 y alcuéntrase a unos 440 años lluz de distancia. Dacuando ye conocida como la *Pléyade Perdida*, yá que —sacante Asterope—, ye la más tenue ente les estrelles d'esti cúmulu que tienen nome propiu. El so nome correspuende a una de les siete Pléyades, fíes del titán Atles y la oceánide Pléyone.

Celeno apaez catalogada como una subxigante blancu-azulada de tipu espectral B7IV con una temperatura de 13.200 K. 240 vegaes más lluminosa que'l Sol, el so radiu ye 3 vegaes mayor que'l radiu solar. Tien una velocidá de rotación de siquier 185 km/s, lo que la lleva a completar una vuelta en menos de 19 hores. D'alcuerdu al profesor Jim Kaler, nel so interior l'hidróxenu sigue tresformándose en heliu, polo que nun ye una verdadera subxigante, si non una estrella de la secuencia principal; d'alcuerdu a la so masa equivalente a 3,7 mases solares—, la so permanencia na secuencia principal ye de 225 millones d'años, ente que la edá de les Pléyades ye de namái 130 millones d'años.

Celeno ye una estrella binaria con una compañera cercana, detectada per aciu interferometría, a 0,0062 segundos d'arcu. Seis veces más tenue que la estrella principal, el so rellumu correspuende a una estrella blanca de tipu A3, distante menos de 1 UA de la estrella principal, con un periodu orbital llixeramente inferior a mediu añu.

## Referencies
CF Tucanae

**CF Tucanae** (CF Tuc) ye una estrella binaria na constelación de Tucana de magnitú aparente +7,60.
La so distancia al Sistema Solar ye de 290 ± 20 años lluz.

## Carauterístiques
La estrella primaria del sistema CF Tucanae ye una nana mariella o subxigante de tipu espectral G0IV/V.
Tien una temperatura efectivo de 6100 K y relluma con una lluminosidá 3,3 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
La so masa ye un 11% mayor que la del Sol y el so radiu un 63% mayor que la d'ésti.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 28 km/s.
La so edá averada ye de 5000 millones d'años y piénsase que ta llegando a la fin de la so vida como estrella de la secuencia principal.

La estrella secundaria ye probablemente una subxigante naranxa de tipu K4IV/V.
Con una temperatura de 4286 ± 19 K, ye cuasi 4 vegaes más lluminosa que'l Sol.
Tien 1,23 mases solares y el so radiu ye 3,6 vegaes más grande que'l radiu solar.
La so velocidá de rotación ye alta, igual o superior a 62 ± 2 km/s.

El periodu orbital del sistema ye de 2,7975 díes, anque se constató que nun ye constante. El planu orbital tópase inclináu cerca de 70º respectu al planu del cielu.
La separación ente dambes estrelles ye de 0,05 UA.

## Variabilidá
CF Tucanae ta clasificada como una binaria cromosféricamente activa.
Tien una bayura de litiu relativamente alta y la componente más fría amuesa una fuerte emisión de CaII&nbsp;H y K, indicadores de l'actividá cromosférica.
Per otra parte, la so curva de lluz amuesa marcaes asimetríes.
Ta encuadrada dientro de les variables RS Canum Venaticorum, clase de variables ente les que cabe solliñar a la conocida Capella (α Aurigae) y a II Pegasi.
Coles mesmes, el sistema ye una conocida radioestrella y fonte de rayos X.
El satélite ROSAT detectó en 1996 una erupción estelar de rayos X de gran intensidá; tuvo una duración de 9 díes y foi la erupción de rayos X coherente de mayor intensidá detectada hasta la fecha.

La variación del periodu de CF Tucanae nun ye bono d'esplicar.
Les dos estrelles nun tán lo suficientemente próximes ente sigo —ye una «binaria separada»— como por que se produza tresferencia de masa ente elles.
Una posible esplicación puede ser la perda de masa de la subxigante naranxa debíu al vientu estelar.

CF Tucanae ye, amás, una binaria eclipsante —anque los eclises son parciales—, esistiendo un eclís principal y un eclís secundariu, correspondiendo una cayida nel rellumu de 0,36 magnitúes pal primeru y 0,08 magnitúes pal segundu.

## Referencies
CD Octantis

**CD Octantis** (CD Oct / WD 2159-754) ye una nana blanca de magnitú aparente +15,03 encuadrada na constelación de Octans.
Magar el so paralax nun foi midida, la so distancia respeutu al Sistema Solar —46 ± 5 años lluz— ye conocida por fotometría.

CD Octantis tien tipu espectral DA5.6, siendo'l hidróxenu l'elementu predominante na so atmósfera.
La temperatura efectivo d'esti remanente estelar asitiar ente 8911 y 9040 K.
Como les nanes blanques nun xeneren enerxía por fusión nuclear, sinón que radien al esterior l'escesu de calor a un ritmu constante, col tiempu la so temperatura superficial va baxando;
CD Octantis tien una edá envalorada —como remanente estelar— de 2760 millones d'años.
Un aspeutu notable de CD Octantis ye la so elevada masa, envalorándose ésta en 1,17 ± 0,03 mases solares —considerando que ye una nana blanca de carbonu-oxíxenu—, anque podría tener 1,14 mases solares si'l so interior ta formáu por oxíxenu-neón.
Arriendes d'ello, ye una nana blanca «ultramasiva», condición que ta sofitada pol so peculiar velocidá radial.
La so masa ye cimera a la de Siriu&nbsp;B nun 20%.

CD Octantis ta catalogada como variable pulsante de tipu ZZ Ceti nel General Catalogue of Variable Stars (GCVS), siendo la variación de rellumu rexistrada de 0,10 magnitúes.

## Referencies
Chertan

**Chertan** ye'l nome de la estrella **θ Leonis** (θ Leo / 70 Leonis), la sesta más brillosa de la constelación de Leo, con magnitú aparente +3,33.
Ocupa'l llugar 243 ente les estrelles más brilloses del cielu nocherniegu.

## Nomes
Asitiada na parte de tras del lleón, **Chertan** tamién recibe los nomes de **Chort** y **Coxa**. Los nomes Chertan y Chort proceden del árabe: Chertan de la pallabra *al-kharātān* «dos pequeñes costielles», refiriéndose orixinariamente tanto a Duhr (δ Leonis) como a la estrella que nos ocupa; y Chort de la pallabra *al-kharāt* o *al-khurt* «pequeña costiella». Pela so parte, Coxa significa «cadril» en llatín.
En China yera conocida como **Tsze Seang**, el segundu ministru del estáu.

## Carauterístiques
Chertan ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A2V, similar a otres estrelles más familiares como Siriu, Vega o Fomalhaut. A 165 años lluz de distancia paeznos menos brillosa qu'éstes postreres al tar más alloñada.
Tien una temperatura de 9250 K y una lluminosidá equivalente a 120 soles.
El so radiu ye 4,3 vegaes más grande que'l radiu solar.
Anque la so velocidá de rotación —23 km/s— ye enforma mayor que la del Sol, xira muncho más lenta qu'otres estrelles de la so clase, siendo el so periodu de rotación inferior a 9 díes.
El telescopiu espacial Spitzer detectó escesu nel infrarroxu a 24 μm y a 70 μm, probablemente aniciáu nun discu circumestelar de polvu alredor de la estrella.

Con una edá averada de 450 millones d'años, piénsase que Chertan ta entrando na fase de subxigante.
Tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos que'l heliu— un 45% menor que la del Sol ([Fe/H] = -0,25).
Amás, ye un exemplu d'estrella con llinies metáliques con conteníos d'elementos químicos bien distintos a les solares. Asina, ye más probe n'elementos llixeros como calciu y escandiu, pero más rica n'elementos pesaos como fierro, bariu o estronciu.

## Referencies
CI Cygni

**CI Cygni** (CI Cyg / HIP 97594 / GCRV 12195) ye una estrella variable na constelación de Cygnus.
De magnitú aparente máxima +9,90, alcontrar ente η Cygni y 15 Cygni.
La distancia a la que s'atopa nun ye bien conocida, envalorándose en 2000 pársecs (6520 años lluz).
Anque nel pasáu la proximidá ente CI Cygni y Cygnus X-1 llevó a pensar que dambos oxetos podíen tar acomuñaos, anguaño dicha asociación foi refutada.

## Variabilidá
La variabilidá de CI Cygni afayóse na década de 1900.
Presentaba un espectru peculiar que combinaba dos tipos distintos d'espectru, polo que primeramente nun pudo ser clasificada d'alcuerdu a nengún de los tipos conocíos de variables.
Les primeres observaciones constataron que'l rellumu de CI Cygni variaba de forma irregular ente magnitú fotográfica 12 y 13, esistiendo una periodicidá d'aproximao 900 díes ente mínimos socesivos.

Ciertes carauterístiques de la curva de lluz de CI Cygni según peculiaridaes del so espectru suxirieron 
una semeyanza con Z Andromedae, prototipu de les estrelles simbiótiques; éstes son estrelles binaries que les sos componentes, una xigante colorada y una estrella compacta, tópense arrodiaes por una nebulosidad.
Col tiempu la mesma CI Cygni foi tamién catalogada como estrella simbiótica.

Güei sábese qu'amás CI Cygni ye una binaria eclipsante con un periodu de 855,25 díes.
Mientres l'eclís, produzse un amenorgamientu de rellumu d'hasta 3,2 magnitúes y los índices B-V y O-B mover escontra'l colloráu, suxiriendo que ye la xigante colorada la que clisa a la componente más caliente.

## Carauterístiques

CI Cygni ye un sistema binariu onde la componente fría ye una xigante colorada de tipu espectral M5.5.
Acompañar un oxetu muncho más trupu, que primeramente se pensó podía ser una estrella de la secuencia principal —de 0,5 mases solares— arrodiada por un discu de acreción.
Sicasí, güei piénsase que tala acompañante ye una nana blanca.
CI Cygni ye unoa de los pocos sistemes binarios simbióticos nel cual la xigante fría llena o cuasi enllena la so lóbulu de Roche.

Dempués d'un estáu d'inactividá de 30 años, CI Cygni sufrió un españíu» n'agostu de 2008, cuando'l so rellumu en banda B aumentó 1,9 magnitúes.
Mientres la fase de máximu rellumu, la nana blanca aumentó'l so tamañu hasta ser bien similar a una xigante de tipu F3II/Ib con un radiu 28 vegaes más grande que'l radiu solar, siendo la so temperatura efectivo d'aproximao 6900 K.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
CK Carinae

**CK Carinae** (CK Car / HD 90382 / SAO 238038) ye una estrella variable na constelación de Carina, la quilla del Argo Navis. De magnitú aparente media +7,59, ye miembru de l'Asociación estelar Carina OB1-D, polo que puede envalorase la so distancia nunos 2200 pársecs o 7100 años lluz.

CK Carinae ye una superxigante colorada de tipu espectral M3Iab con una temperatura efectivo de 3550 K.
Ye una estrella d'enorme tamañu, que'l so radiu ye 1060 vegaes más grande que'l radiu solar.
El so radiu equival a 4,9 UA, lo que supón que si se topara nel llugar del Sol, la so superficie llegaría cuasi hasta la órbita de Xúpiter, quedando la Tierra englobada nel interior de la estrella.
Sicasí, ye superada en tamañu por otres estrelles como VY Canis Majoris, μ Cephei o VV Cephei, consideraes les estrelles más grandes de la Vía Lláctea.
Arriendes d'ello, CK Carinae ye tamién una estrella bien lluminosa, siendo la so lluminosidá 170.000 vegaes mayor que la del Sol.

Catalogada como una estrella variable semirregular SRC, el rellumu de CK Carinae varia ente magnitú +7,2 y +8,5 con un periodu averáu de 525 díes. 

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

## Referencies
CM Lacertae

**CM Lacertae** (CM Lac / HD 209147 / HIP 108606) ye una estrella variable na constelación de Lacerta que s'alcuentra mui cerca de la llende con Cygnus.
De magnitú aparente media +8,18, alcuéntrase aproximao a 740 años lluz del Sistema Solar. 

CM Lacertae ye una estrella binaria que la so componente principal ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A2V con una temperatura efectivo de 8595 K. Tien una masa de 1,88 mases solares, un radiu 1,59 vegaes más grande que'l del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 44 km/s.
La so compañera ye una estrella clasificada ente A8V y F0V con una temperatura averada de 7165 K. La so masa ye un 47% mayor que la del Sol y ye un 42% más grande qu'ésti. Rota a una velocidá de siquier 34 km/s.

Dambes estrelles, bien próximes ente sigo, constitúin una binaria eclipsante, asemeyada a Algol (β Persei) o a ζ Phoenicis.
Cada 1,6047 díes el rellumu de la estrella mengua cuasi nuna magnitú cuando tien llugar l'eclís principal, ente que tamién hai un eclís secundariu que provoca un descensu de rellumu de 0,35 magnitúes.
L'eclís principal produzse cuando la estrella más pequeña —cuasi 5 vegaes más lluminosa que'l Sol— pasa per delantre de la estrella A2, que la so lluminosidá ye 12,5 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Dambes componentes tán dixebraes 0,044 UA, siendo la órbita circular.
Nun esiste intercambiu de materia ente componentes, polo que nun ye una binaria de contautu.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
CN Lyncis

**CN Lyncis** (CN Lyn) ye un sistema estelar triple na constelación de Lynx.
La so distancia averada al Sistema Solar —teniendo en cuenta que la paralax midida por Hipparcos tien un grau d'error bien eleváu— ye de 362 pársecs o 1180 años lluz.

Les tres estrelles que formen el sistema son bien asemeyaes en temperatura, gravedá superficial y lluminosidá.
La so fotometría suxer que tienen tipu espectral F3/4.
Dos d'elles —les meyor estudiaes— componen una binaria eclipsante que'l so periodu ye de 1,9554 díes.
Son virtualmente idéntiques, con una temperatura efectivo de 6500 K y una lluminosidá cinco veces cimera a la lluminosidá solar.
El radiu de caúna d'elles ye ente un 80 y un 84% más grande que'l del Sol, y tienen una masa un 4% mayor que la masa solar.

Estos dos estrelles tán dixebraes ente sigo por namái 0,039 UA y l'enclín del planu orbital respeutu al planu del cielu ye de 89,7º.
Los eclises faen que'l rellumu del sistema varie ente magnitú aparente máxima +9,07 y +9,58.

Nun se pudo conocer el periodu de la tercer estrella que completa'l sistema. Ello puede debese a que'l so periodu seya muncho más llargu de 3,2 años —tiempu mientres el qu'estudióse esti sistema— o a que tenga un baxu enclín orbital.

## Ver tamién
*Llista d'estrelles variables

## Referencies
CoKu Tauri/4

**CoKu Tauri/4** o **CoKu Tau 4** (HBC 421) ye una estrella de la constelación de Tauru. De tipu espectral M1.5, alcuéntrase a unos 420 años lluz de distancia del Sistema Solar.

CoKu Tauri/4 ye una nueva estrella pre-secuencia principal T Tauri con una edá envalorada de namái 1 millón d'años. La so lluminosidá ye namái'l 61% de la lluminosidá solar y la so masa envalórase ente 0,5 y 0,66 mases solares.

CoKu Tauri/4 alcuéntrase arrodiada por un estensu discu de polvu, típicu d'estrelles bien nueves. En 2004 Joel Green y Dan Watson, utilizando'l espectrógrafu infrarroxu (IRS) del Telescopiu espacial Spitzer, detectaron un espaciu vacíu nel discu circumestelar qu'arrodia la estrella. El buecu tien aproximao 10 UA de diámetru. Pensábase que taba aniciáu por un planeta n'órbita alredor de CoKu Tauri/4 que barrería una gran parte del material del discu interior, ya impidíu que'l material del aniellu esterior cayera escontra la estrella. Envalorábase que la masa del posible planeta sería mayor que 0,1 vegaes la masa de Xúpiter. Reparáronse otros discos con cantos y los sos correspondientes espacios vacíos, pero n'oxetos más antiguos y a escales mayores, como GM Aurigae y HR 4796 A.

Como interés hai de solliñar qu'a fecha de xineru de 2007, el planeta de CoKu Tauri/4 ostentaba nel Llibru Guiness el récor de planeta estrasolar más nuevu.

El planeta foi refutado en 2008, cuando la estrella resolver con óptiques adaptatives como un sistema de dos estrelles cercanes de cuasi igual masa con una separación proyeutada de 8 UA una de la otra. El cuévanu central ye, pos, esclariada poles estrelles, non pola influencia gravitacional d'un planeta.

## Referencies

## Enllaces esternos
*  (Astroseti.org)
* Out of the dust, a planet is born (NASA Press Release)
Cor Caroli

**Cor Caroli** ye'l nome de la estrella **Alfa&nbsp;Canum Venaticorum** (α&nbsp;CVn / 12&nbsp;Canum Venaticorum), la más brillosa na constelación de Canes Venatici, «los perros de caza». Alcuéntrase a 110 años lluz del Sistema Solar.

## Nome
El nome *Cor Caroli* («Corazón de Carlos») foi asignáu en 1725 pol astrónomu Edmund Halley n'honor del rei Carlos II d'Inglaterra, a suxerencia del físicu de la corte, Sir Charles Scarborough, quien afirmó que la estrella rellumara de forma especial na viéspora del regresu del monarca a Londres el 29 de mayu de 1660.

## Carauterístiques del sistema
Cor Caroli ye una estrella binaria con una separación visual ente los sos componentes de 19 segundos d'arcu, polo que puede ser resuelta con un pequeñu telescopiu.
La estrella principal del sistema, de magnitú aparente +2,89, ye la más oriental y recibe el nome de **Cor Caroli A** (HD&nbsp;112413 / HR&nbsp;4915). Ye una estrella blanca de 10.300&nbsp;K de temperatura superficial, una lluminosidá 83 vegaes mayor que la del Sol y una masa de 2,8 mases solares. Ye d'especial interés el so campu magnéticu estelar, unu de los más intensos que se conocen, 1500 vegaes mayor que'l campu magnéticu terrestre. Per otra parte, presenta concentraciones bien elevaes llocalmente d'elementos como siliciu, europiu y mercuriu; éstes varien col periodu de rotación de la estrella de 5,5 díes. Probablemente'l campu magnéticu ye'l responsable de la redistribución d'elementos na superficie de la estrella, col aumentu del conteníu d'unos y l'amenorgamientu d'otros. Ye'l prototipu del tipu de variables que lleven el so nome, variables Cor Caroli A.

La componente secundaria del sistema, **Cor Caroli B** (HD&nbsp;112412 / HR&nbsp;4914), ye una estrella de secuencia principal de tipu F0V, con una lluminosidá 5 vegaes mayor que la lluminosidá solar y una masa 1,6 vegaes mayor que la del Sol. La so magnitú aparente ye +5,60.

La separación proyeutada ente dambes estrelles, 650 UA, implica un periodu orbital de, siquier, 7900 años.

## Referencies
CPD-57 2874

**CPD-57 2874** (CPD-57º2874 / CD-57 3107 / LS 1468) ye una estrella na constelación de Vela, asitiada a 2500 ± 500 pársecs (8150 años lluz) del Sistema Solar.
Piénsase que forma parte de l'Asociación estelar OB de Carina.

## Carauterístiques de la estrella
CPD-57 2874 ye una superxigante azul de tipu B[y]; éstos son oxetos post-secuencia principal lluminosos y masivos qu'exhiben vientos non esféricos, llinies espectrales prohibíes y polvu caliente nuna estructura similar un discu.
Anque los parámetros de CPD-57 2874 nun son bien conocíos, la so temperatura efectivo envalórase en 20.000 ± 3.000 K.
Tien un diámetru averáu 60 vegaes más grande que'l del Sol y una lluminosidá de siquier 10.000 soles.

## Envoltura esterna
CPD-57 2874 ye una estrella vieya que ta empezando a espandise pa esprendese de la so envoltura esterna.
Estudios fechos pol European Southern Observatory sobre la complexa envoltura qu'arrodia a la estrella dexaron ver estructures a una escala de 1,8 milésimes de segundos d'arcu. Reparóse que dicha envoltura nun tien forma esférica, probablemente porque la superxigante tópase tamién arrodiada por un discu ecuatorial de polvu caliente formáu a partir d'un fuerte vientu estelar polar.

La esistencia d'un sistema planetariu nun paez plausible, yá que la duración de la vida d'una estrella d'estes carauterístiques ye inferior al tiempu necesariu pa la formación de planetes.

## Referencies
CS Camelopardalis

**CS Camelopardalis** (CS Cam) ye una estrella de magnitú aparente +4,26 encuadrada na constelación boreal de Camelopardalis, la xirafa.
Magar nun tener denominación de Bayer nin númberu de Flamsteed, ye la segunda estrella más brillosa de la so constelación dempués de β Camelopardalis, superando en 0,08 magnitúes a α Camelopardalis.

CS Camelopardalis ye una superxigante blancu-azulada de tipu espectral B9Ia con una temperatura superficial de 11.420 K.
El so radiu envaloráu ye ocho veces más grande que'l del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 30 km/s.
Tien una masa d'aproximao 12 mases solares; ello implica que va acabar la so vida españando en forma de supernova. La so edá actual ye de 16,5 ± 1 millones d'años.
Presenta un intensu campu magnéticu —midíu nes llinies metáliques—, siendo'l valor del so campu magnéticu efectivu  = 312 G.

CS Camelopardalis tien una posible acompañante que la so separación visual —qu'apenes varió dende 1829— ye de 2,32 segundos d'arcu. Felicidad acompañante tien magnitú aparente +8,22.

CS Camelopardalis alcuéntrase a 1940 años lluz, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos (1,68 ± 0,50), magar tala midida ta suxeta a un eleváu grau d'error.
Alcuéntrase somorguiada na nebulosa de reflexón vdB 14 y ye miembru de l'Asociación estelar Cam OB1, que inclúi, ente otres, a CE Camelopardalis y DL Camelopardalis.
Catalogada como variable Alfa Cygni, la so variación de rellumu ye de namái 0,05 magnitúes.

## Referencies
CM Draconis

**CM Draconis** ye un sistema estelar na constelación de Draco, el dragón, de magnitú aparente +12,90. Anque primeramente pensábase que faltaba 47,3 años lluz del Sistema Solar, estudios más recién asítien-y a una distancia de 54 - 55 años lluz.

El sistema de CM Draconis ta formáu por un par d'estrelles bien próximes, **CM Draconis Aab**, separaes 420 UA d'una tercer estrella, **CM Draconis B**. Esta postrera, tamién conocida como LHS 422, GJ 630.1 B y WD 1633+571,ye una nana blanca de tipu espectral DQ8 con una lluminosidá 0,00018 vegaes menor que la solar y un tamañu asemeyáu al de la Tierra.

El sistema binariu CM Draconis Aab (LHS 421, GJ 630.1 A) ye una binaria espectroscópica y binaria eclipsante. Ta compuesta por dos nanes coloraes de tipu M4.5V con una lluminosidá conxunta del 1,03% de la del Sol. El so periodu orbital ye de 1,27 díes y la separación ente dambes ye 3,76 vegaes el radiu solar, pero nun aportar# a una binaria de contautu. Dambes son estrelles acandilantes anque con un baxu índiz d'actividá, tando catalogaes como variables BY Draconis. La so alta velocidá espacial de 164 km/s y el baxu índiz d'erupciones indica'l so probable estatus d'estrelles de Población II, en concordanza cola so edá envalorada de 9000 millones d'años.

## Referencies
CL Draconis

**CL Draconis** (CL Dra / HD 143466 / HR 5960) ye una estrella variable de magnitú aparente +4,97.
Ta asitiada na constelación de Draco cerca de la llende con Boötes. Tuvo encuadrada en Quadrans Muralis, constelación güei sumida que representaba un cuadrante, siendo la estrella más brillosa de la mesma.
Alcuéntrase a 110 años lluz de distancia del Sistema Solar.

CL Draconis ye una subxigante blanca de tipu espectral F0IV.
D'asemeyaes carauterístiques a les de Wasat (δ Geminorum) o μ Ceti, tien una temperatura efectivo d'aproximao 7235 K, rellumando con una lluminosidá 11 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
El so conteníu metálico —entendiendo por metales aquellos elementos más pesaos que'l heliu— ye comparable al del Sol, sacante para titaniu, cromu y bariu, más abondosos que na nuesa estrella.
Xira sobre sigo mesma a gran velocidá —igual o superior a 141 km/s—, correspondiendo un periodu de rotación máximu de 18,48 hores.

CL Draconis ye una variable Delta Scuti, siendo debíos los cambeos de lluminosidá a pulsaciones radiales y non-radiales de la so superficie.
Como ye característicu d'estes variables, la fluctuación de rellumu de CL Draconis ye pequeña, de namái 0,02 magnitúes. Esisten dos periodos conocíos de 1,629 y 1,183 hores.
La so variabilidá afayóse por M. Breger en 1969.

## Referencies
CSS 41177

**CSS 41177** (SDSS J100559.10+224932.2) ye un sistema binariu de magnitú aparente +17,3. Ta asitiáu na constelación de Leo a pocu más d'un grau de la variable RR Leonis. Alcuéntrase a más de 351 pársecs (1140 años lluz) del Sistema Solar.

CSS 41177 ye un sistema formáu por dos nanes blanques que'l so periodu orbital ye de 2,78 hores.
Conócense pocu más de 50 sistemes binarios cercanos d'esta clase —onde los dos componentes tópense bien próximes ente sigo— y amás CSS 41177 ye, xunto a NLTT 11748, el segundu sistema d'esti tipu onde de reparó qu'una de les componentes clisa a la otra.
Les componentes del sistema tienen una temperatura efectivo de 21.100 ± 800 K y 10.500 ± 500 K respeutivamente.
Tienen aproximao la mesma masa —0,28 y 0,27 mases solares— y, como cabo esperar nesti tipu d'oxetos, son de bien pequeñu tamañu.
La más grande tien un radiu de 0,0210 radios solares —pocu más del doble del radiu terrestre— y el so acompañante de 0,0174 radios solares.

Lo inusual del sistema ye que dambes nanes blanques tán formaes na so mayor parte por heliu.
Polo xeneral, les nanes blanques tienen nucleos inertes de carbonu y oxíxenu formaos mientres la evolución estelar, polo que les Estrelles binaries#Nanes blanques d'heliu nanes blanques d'heliu son un signu seguru de que la estrella tuvo sometida a dalgún tipu de perda de masa estrema en dalgún momentu de la so vida.
Dos remanentes estelares d'esti tipu nun mesmu sistema implica que dambes estrelles vivieron un pasáu mutuamente destructivu. 
Piénsase que la estrella más masiva del par evolucionó enantes tresformándose nuna xigante colorada, siendo la so envoltura esterna d'hidróxenu arrancada pola so compañera estelar.
Por ello, nunca llegó a fundir el so heliu y permaneció como una nana blanca d'heliu.
Cuando la segunda estrella empezó a espandise, la primer estrella arrampuñó-y el so capa esterna d'hidróxenu; sicasí, yá que esta postrera yera yá una nana blanca, nun pudo fundir el material recién adquiríu.
Créese qu'aquel hidróxenu perder del sistema, quedando namái les dos nanes blanques atípiques que güei reparamos.
Nun futuru, por cuenta de la perda de momentu angular por radiación gravitacional, dambes nanes blanques van fundise formando una subenana de tipu B. 
Esto va asoceder nunos 1100 millones d'años.

## Referencies
CU Draconis

**CU Draconis** (CU Dra / 10 Draconis / HD 121130) ye una estrella variable na constelación de Draco de magnitú aparente media +4,62. Alcuéntrase a 391 años lluz del Sistema Solar.

CU Draconis ye una xigante colorada de tipu espectral M3.5III con una temperatura efectivo de 3660 K.
La so lluminosidá ye 840 vegaes superior a la lluminosidá solar, siendo la mayor parte de la so radiación emitida nel infrarroxu invisible.
De metalicidá daqué baxa, el so conteníu relativo de fierro ye un 75% de la solar.
Como otres xigantes coloraes, el so tamañu ye muncho más grande que'l del Sol; el so radiu ye 72 vegaes más grande que'l radiu solar, equivalente a 0,43 UA o al 87% de la distancia que dixebra a Mercuriu del Sol.
Nun se conoz el so periodu de rotación, yá que esti tipu d'estrelles roten amodo.

La masa de CU Draconis ye malo de determinar, pero puede tar entendida ente 1,5 y 2 mases solares.
El so estáu evolutivu nun se conoz con exactitú; puede tar empezando la ignición del heliu en carbonu y oxíxenu, o puede escosar el so heliu internu aumentando en rellumu —per segunda vegada— con un nucleu inerte de carbonu-oxíxenu.
Ye una variable irregular, con una oscilación nel so rellumu de 0,15 magnitúes.

## Referencies
CU Virginis

**CU Virginis** (CU Vir / HD 124224 / HR 5313) ye una estrella variable na constelación de Virgu de magnitú aparente +5,01. Alcuéntrase a 262 años lluz del Sistema Solar.

De tipu espectral A0VpSi, CU Virginis ye una estrella magnética químicamente peculiar, con un campu magnéticu dipolar oblicuu. Clasificada como variable Alfa2 Canum Venaticorum, pertenez a un grupu d'estrelles que los sos espectros presenten llinies realzaes de dalgunos elementos, variando la so intensidá cola rotación de la estrella. α<sup>2</sup> Canum Venaticorum y CW Virginis —ésta última tamién na constelación de Virgu— son dos representantes d'esti grupu. El periodu de CU Virginis (0,5207 díes) ye unu de los más curtios dientro d'esti tipu de variables.

CU Virginis amuesa una emisión continua en llonxitú d'onda de radio, interpretada como emisión xirosincrotrón procedente d'una fina capa magnetosférica. Reparóse un componente polarizáu circularmente y altamente direccional que s'asolapa cola emisión continua dos veces por rotación, cuando la exa magnética asítiase nel planu del cielu; esta emisión paez estable nuna escala de tiempu de dellos años.

## Referencies


* CU Virginis (SIMBAD)
* CU Virginis  (The Bright Star Catalogue)
*
Cursa

**Cursa** (Beta Eridani / β Eri, 67 Eridani) (del árabe *Al Kursiyy al Jauzah*, la siella o'l banquín de Orión) ye una estrella de segunda magnitú que s'atopa na constelación d'Erídanu. Ye de color blancu azuláu y ye bien fácil alcontrala pola so cercanía a Rigel.
 
A 2º de Cursa alcuéntrase la Nebulosa Cabeza de Bruxa (IC 2118).

## Ver tamién
* Catálogu d'estrelles

## Referencies

*
CV Bootis

**CV Bootis** (CV Boo / BD+37 2641 / TYC 2570-843-1) ye una estrella variable na constelación de Boötes asitiada a 844 años lluz del Sistema Solar.
Visualmente alcuéntrase a 32 minutos d'arcu al sureste d'Alkalurops (μ Bootis).

## Sistema estelar
CV Bootis ye una binaria eclipsante con un periodu orbital de 0,847 díes.
El so rellumu varia ente magnitú aparente +10,65 y +11,48.
Los sos componentes son dos nanes marielles de tipu espectral G3V y G5V respeutivamente.
Nel eclís principal el rellumu d'esta binaria mengua 0,80 magnitúes. 

## Carauterístiques de les componentes
La estrella G3V ye la componente más lluminosa —un 58% más que'l Sol— y tien una temperatura efectivo de 5760 ± 150 K.
Ye un 3% más masiva que'l Sol y, con un radiu de 1,26 radios solares, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 71 km/s.
El so acompañante tien una temperatura de 5670 ± 150 K.
Ye un 28% más lluminosa que'l Sol y tien una masa de 0,97 mases solares.
El so radiu ye un 17% más grande que'l del Sol y la so velocidá de rotación proyeutada ye de 67 km/s.
Son estrelles vieyes rematando la so etapa na secuencia principal, siendo la so edá envalorada 10.000 millones d'años

Esiste una discrepancia significativa nel tamañu de la componente secundaria, que ye un 10% mayor del que cabría esperar d'alcuerdu a los modelos d'evolución estelar.
Esta diferencia reparada tamién n'otres binaries eclipsantes como V1061 Cygni y UV Piscium— suelse esplicar pola esistencia de fuertes campos magnéticos acomuñaos con actividá cromosférica, que tienden a tornar los movimientos de conveición; la estructura de la estrella afadríase amontando'l so tamañu, de manera que la so superficie radiara la mesma cantidá d'enerxía.

## Referencies
CV Velorum

**CV Velorum** (CV Vel / HD 77464 / HIP 44245) ye una estrella variable na constelación de Vela que la so magnitú aparente varia ente +6,69 y +7,19. Alcuéntrase a una distancia averada de 1860 años lluz del Sistema Solar.

CV Velorum ye una estrella binaria espectroscópica masiva con un periodu de 6,889 díes; la so duplicidá afayóse por van Houten en 1950, siendo Gaposhkin quien en 1955 envaloró per vegada primera los parámetros físicos del sistema.
Coles mesmes, CV Velorum ye una binaria eclipsante, similar a Algol (β Persei) o λ Tauri. CV Velorum exhibe dos eclises bien definíos, con cayíes de rellumu de 0,50 y 0,48 magnitúes, lo que suxer que dambes componentes han de ser bastante similares.

Ello ye que dambes estrelles tienen tipu espectral B2.5V, anque esisten pequeñes diferencies ente elles. Estrelles calientes, la temperatura efectivo de dambes apenes difier en 200 K (17.988 y 17.782 K). La estrella más masiva, con una lluminosidá 1585 vegaes mayor que la del Sol, tien una masa de 6,07 mases solares, ente que'l so acompañante, 1330 vegaes más lluminosa que'l Sol, tien una masa de 5,97 mases solares. El semiexe mayor de la órbita ye de 0,16 UA.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
CW Virginis

**CW Virginis** (CW Vir / 78 Virginis / o Virginis) ye una estrella variable na constelación de Virgu de magnitú aparente media +4,91. Visualmente asitiada 4º al norte de Heze (ζ Virginis), alcuéntrase a 183 años lluz de distancia del Sistema Solar.

CW Virginis ye una estrella blanca de tipu espectral A1p clasificada como variable Alfa2 Canum Venaticorum. Éstes son estrelles de la secuencia principal que se caractericen por tener intensos y variables campos magnéticos; nos sos espectros apaecen realzaes les llinies de ciertos elementos químicos, variando la so intensidá cola rotación de la estrella. α<sup>2</sup> Canum Venaticorum y CU Virginis —esta postrera tamién na constelación de Virgu— son dos exemplos d'esti tipu de variables. En CW Virginis les llinies debíes a estronciu, cromu y europiu son especialmente notables; nel casu d'esti últimu elementu, la so bayura relativa ye 30.000 vegaes más elevada que nel Sol. Coles mesmes, el conteníu relativo d'oxíxenu en rellación al de magnesiu ye especialmente baxu.

La velocidá de rotación proyeutada de CW Virginis ye de 16 km/s y el so periodu de rotación, igual al periodu de variación, ye de 3,722 díes. Dambos parámetros dexen determinar l'enclín del so exa de rotación (34º) al respective de la llinia de visión. La fluctuación de rellumu ye pequeña, ente +4,91 y +4,99 magnitúes; ésta produzse pola esistencia de «manches estelares» cerca de los polos —onde se concentren los elementos químicos de resultes del intensu campu magnéticu— qu'entren y salen del campu de visión.
El campu magnéticu de CW Virginis ye 3000 vegaes mayor que'l campu magnéticu terrestre y foi la primer estrella distinta del Sol onde s'afayó (en 1947) un campu magnéticu.
Piénsase que probablemente ye una variable magnética irregular.

La temperatura superficial de CW Virginis ye de 9060 K. 29 vegaes más lluminosa que'l Sol, el so radiu ye 2,4 vegaes más grande que'l del Sol y la so masa ye de 2,16 mases solares. Tien una edá de 460 millones d'años y alcuéntrase a metá de camín de la so vida como estrella de la secuencia principal.

## Referencies
CW Octantis

**CW Octantis** (CW Oct) ye una estrella na constelación d'Octans, el octante, de magnitú aparente +6,05.
Visualmente alcontrar a namái 3,5º del polu sur celeste.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos, alcuéntrase a 627 años lluz de distancia del Sistema Solar.
 
CW Octantis ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A2V.
Tien una temperatura superficial de 9162 K —8800 K según otru estudiu anterior— y una lluminosidá 158 vegaes superior a la lluminosidá solar.
El so diámetru, envaloráu per aciu métodos indireutos, ye 2,5 vegaes más grande que'l diámetru solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 97 km/s.
La so masa ye cuasi tres veces mayor que la masa solar y piénsase que ta abandonando la secuencia principal.
Les sos carauterístiques físiques son cuasi idéntiques a les de Chertan (θ Leonis) y, al igual qu'ésta, ta entrando na fase de subxigante.

CW Octantis ye una variable Alfa2 Canum Venaticorum que la so variación de rellumu ye d'apenes 0,02 magnitúes.
Estes variables, tipificaes por Cor Caroli (α2 Canum Venaticorum) y Alioth (ε Ursae Majoris), tienen campos magnéticos intensos y presenten llinies espectrales especialmente fuertes de dellos elementos.
Les variaciones nes llinies de CW Octantis pueden ser esplicaes en términos de pulsaciones non-radiales, similares a les reparaes nes llamaes «estrelles B pulsantes lentes» como 53 Persei.

## Referencies
CXO J164710.2-455216

**CXO J164710.2-455216**, tamién llamáu informalmente **Magnetar Westerlund 1**, ye un magnetar y estrella de neutrones na constelación d'Ara. Asitiáu nel supercúmulu estelar Westerlund 1 —únicu cúmulu estelar d'esti tipu conocíu na Vía Lláctea—, alcuéntrase a unos 15.000 años lluz de la Tierra.
L'oxetu afayóse en 2005 por Michael Muno.

Les propiedaes d'otres estrelles del cúmulu dexaron deducir que la proxenitora de CXO J164710.2-455216 tenía siquier 40 mases solares, colapsando pa formar una estrella de neutrones y non un furacu prietu como cabría esperar en función de la so masa.
La so masa actual, unos dos vegaes mayor que la del Sol, implica que mientres el so colapsu más del 95% de la so masa foi espulsada al espaciu circundante.

Un añu dempués del descubrimientu de CXO J164710.2-455216, l'oxetu produció un españíu de rayos X mientres taba siendo profusamente reparáu por dellos satélites, ente ellos el satélite XMM-Newton de l'Axencia Espacial Europea y l'observatoriu Swift de la NASA. Namái cinco díes enantes del españíu, el magnetar, reparáu col XMM-Newton, atopábase relativamente sele tal que s'amosara nel momentu del so descubrimientu.
Al igual que munchos otros magnetares, CXO J164710.2-455216 xeneraba un fexe de rayos X provocando un barríu al traviés de la Tierra una vegada cada diez segundos. Esto dexó que'l so periodu de rotación, de 10,6107 segundos, fuera determináu con gran exactitú. L'acontecimientu que produció l'españíu tamién fixo qu'aumentara'l so rellumu 100 vegaes, creó tres rayos separaos barriendo la Tierra cuando enantes namái unu esistiera, y aceleró el so periodu de rotación n'aprosimao un milisegundu.

## Ver tamién
* Estrella de neutrones porque non lo se solo busquen

## Referencies

* CXO J164710.2-455216 X-ray source (SIMBAD)
* 
* CXO J164710.2-455216 Jumk.de/astronomie
* X-ray satellites catch magnetar in gigantic stellar ‘hiccup' (ESA)


## Referencies

## Enllaces esternos
*  (Astroseti)
CW Leonis

**CW Leonis** (IRC +10216 / CGCS 2619) ye'l nome de la estrella de carbonu más conocida y estudiada, que s'atopa na constelación de Leo. Anque visualmente ye una estrella bien tenue, ye, dempués d'Eta Carinae, l'oxetu estrasolar más brillosu del cielu en llonxitú d'onda de 10 μm, yá que emite la mayor parte de la so enerxía como radiación infrarroxo.
Alcuéntrase aproximao a 490 años lluz del Sistema Solar.

De tipu espectral C9.5y o CV7, CW Leonis amuesa una rellación ente los conteníos de carbonu y oxíxenu de 1,4.
Tien una temperatura superficial de tan solo 1915 K y ye una superxigante que'l so radiu ye 826 vegaes más grande que'l radiu solar.
La so lluminosidá bolométrica ye 17.000 mayor que la lluminosidá solar.

Como otres estrelles asemeyaes, CW Leonis pierde masa estelar a un fuerte ritmu; cada añu pierde l'equivalente a 3,3 &times; 10-5 mases solares.
Alcuéntrase envolubrada por un cascu de gas y polvu formáu por material arrastrao pol vientu estelar. Nel cascu detectáronse, ente otros elementos, carbonu, nitróxenu, oxíxenu, siliciu, fierro y tamién agua. Piénsase que ye un raru casu de protonebulosa planetaria, un sistema nuna primer fase d'evolución escontra una nebulosa planetaria. Nel intre de los próximos 10.000 - 30.000 años, CW Leonis va morrer dexando tres de sigo una nebulosa planetaria y una nana blanca.

Como estrella variable, CW Leonis ye una variable Mira con un periodu de 630 díes que'l so rellumu varia ente magnitú aparente +10,96 y +14,8.

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

## Referencies
Dabih

**Dabih** (β Capricorni / β Cap / 9 Capricorni) ye la segunda estrella más brillosa na constelación de Capricorniu dempués de Deneb Algedi (δ Capricorni). El so nome, procedente del árabe *Sa'd adh-dhabih*, significa «la estrella de la suerte del corador».
Alcuéntrase a 328 años lluz (101 pársecs) del Sistema Solar y ye una de les estrelles más complexes que se conocen. Con bona vista o usando prismásticos estrémense dos estrelles dixebraes visualmente pocu más de 3 minutos d'arcu, denominaes **Dabih Mayor** o **β<sup>1</sup> Capricorni** —la más brillosa—, y **Dabih Menor** o **β<sup>2</sup> Capricorni** —la más tenue—.
La distancia ente elles ye de 21.000 UA a lo menos y empleguen siquier 700.000 años en completar la so órbita. Amás, caúna d'estes componentes ye, de la mesma, un sistema estelar múltiple.

## Dabih Mayor
Dabih Mayor ye la más complexa de les componentes. La so estrella principal, **β Capricorni Aa**, ye una xigante naranxa lluminosa de tipu espectral K0II y magnitú aparente +3,08.
Con una temperatura efectivo de 4900 K, la so lluminosidá ye equivalente a 600 soles.
Tien un diámetru 35 vegaes más grande que'l del Sol y una masa 4 vegaes mayor que la solar.
A 0,05 segundos d'arcu d'ella puédese reparar **β Capricorni Ab**, una estrella blancu-azulada de tipu espectral B8V y magnitú aparente +7,20. La so masa ye bien similar a la de β Capricorni Aa. Dambes estrelles tán dixebraes 5 UA y el so periodu orbital ye de 3,77 años.

De la mesma, β Capricorni Ab tien una compañera bien próxima, a tan solo 0,10 UA, siendo'l periodu orbital d'esta binaria 8,7 díes. Denominada **β Capricorni Ac**, nada se sabe d'ella.
Piénsase qu'igualmente β Capricorni Aa puede ser una estrella múltiple.

## Dabih Menor
Dabih Menor ye tamién un sistema binariu. La estrella principal, **β Capricorni B**, ye una xigante o subxigante de tipu espectral B9.5III/IV y magnitú aparente +6,1.
Relluma con una lluminosidá 40 vegaes mayor que la lluminosidá solar. Ye una estrella de mercuriu-manganesu —asemeyada, por casu, a Gienah Gurab (γ Corvi)— con proporciones elevaes de ciertos elementos na so atmósfera.
Los niveles de platín, oru, mercuriu y bismutu son 100.000 vegaes más altos que nel Sol.

La componente secundaria de Dabih Minor, llamada **β Capricorni C**, alcuéntrase a 30 UA de β Capricorni B, magar nun se determinó la so órbita. Probablemente seya una nana mariella de tipu espectral F5V.

## Referencies

* Beta1 Cap (SIMBAD)
* Beta2 Cap (SIMBAD)
* Dabih (Stars, Jim Kaler)
DD Canum Venaticorum

**DD Canum Venaticorum** (DD CVn / HD 108100 / HIP 60571) ye una estrella variable na constelación de Canes Venatici de magnitú aparente media +7,14. Alcuéntrase a 270 años lluz de distancia del Sistema Solar.

DD Canum Venaticorum ye una estrella de la secuencia principal de tipu F2V.
Tien una temperatura efectivo de 6850 K y relluma con una lluminosidá 6,5 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
El so radiu ye un 70% más grande que'l radiu solar.
Amuesa una bayura relativa de fierro, midida indireuta de la metalicidá, inferior a la solar nun 27%.
La so masa averada ye un 40% mayor que la del Sol y la so edá envalórase en 1600 millones d'años.
Anque esiste ciertu discutiniu tocantes a la duplicidá de DD Canum Venaticorum, polo xeneral considerar una binaria espectroscópica, onde les respeutives velocidaes de rotación proyeutaes son 13 y 65 km/s.

DD Canum Venaticorum ye una variable Gamma Doradus, asemeyada a γ Doradus —prototipu del grupu— o a QW Puppis, con un periodu de 0,7541 díes.
Piénsase que nestes estrelles la variabilidá provién de pulsaciones non radiales de la so superficie.

## Referencies
DD Lacertae

**DD Lacertae** (DD Lac / 12 Lacertae / HD 214993 / HR 8640) ye una estrella na constelación de Lacerta, el llagartu. Pertenez a l'Asociación estelar Lac OB1, que la so distancia respectu al Sistema Solar envalórase en 1700 años lluz.

Catalogada como xigante azul de tipu espectral B2III, DD Lacertae ye una estrella caliente que la so temperatura efectivo ye de 24.000 K. Tien una lluminosidá equivalente a 22.000 soles y un tamañu 8,5 vegaes mayor que'l del Sol.
La so metalicidá ye asemeyáu a la del Sol y tien una masa de 12,5 mases solares. Como correspuende a una estrella de les sos carauterístiques, ye muncho más nueva que'l Sol, con una edá entendida ente 11 y 23 millones d'años.

DD Lacertae ye una variable Beta Cephei; nestes variables les fluctuaciones de rellumu producir por pulsaciones na superficie estelar. Asina, la so magnitú aparente bazcuya ente +5,16 y +5,28, siendo'l so periodu principal de 2,917 díes. Identificáronse otros cuatro maneres adicionales, con periodos de 4,63, 4,50, 4,74 y 4,37 hores.
Anque la midida de la so velocidá de rotación proyeutada ye de 49 km/s, l'interior de la estrella rota a una velocidá de siquier 100 km/s.

## Referencies
DD Monocerotis

**DD Monocerotis** (DD Mon) ye una estrella binaria na constelación de Monoceros, el unicorniu.
La so distancia respeutu al Sistema Solar ye incierta —Hipparcos nun midió la so paralax—, pero, en función de la so lluminosidá, puede envalorase nunos 1250 años lluz.

DD Monocerotis ye una binaria cercana «semidesprendida» que nun llega ser una binaria de contautu.
Tien tipu espectral G0V y la rellación de mases ente les componentes, *q*, ye igual a 0,67.
La estrella primaria tien una temperatura efectivo de 6250 ± 157 K y ye 3,7 vegaes más lluminosa que'l Sol.
El so radiu equival a 1,65 radios solares y la so masa ye cuasi un 30% mayor que la del Sol.
La estrella secundaria tien una temperatura de 5162 ± 109 K y la so lluminosidá ye un 5% inferior a la lluminosidá solar.
Tien un radiu un 22% más grande que'l del Sol y una masa de 0,87 mases solares.
La separación ente dambes estrelles ye de namái 0,017 UA.

DD Monocerotis foi reconocida como estrella variable por Cuno Hoffmeister en 1934.
Ye una binaria eclipsante que'l so rellumu fluctúa ente magnitú aparente +11,10 y +11,80 a lo llargo del so periodu orbital de 0,568 díes.
El planu orbital ta inclináu 89º respectu al planu del cielu.
Reparóse que, al llargu plazu, el periodu orbital d'esta binaria aumenta a razón de 1,40 &times; 10-7 díes per añu; esta medría esplicar pola tresferencia de masa de la estrella menos masiva a la más masiva.
Amás, superpuesta al periodu principal, detectóse una oscilación de pequeña amplitú (0,0039 magnitúes) con un periodu de 18,8 años.
Un tercer oxetu nel sistema, una compañera estelar de bien baxa masa, pue ser responsable d'esta variación.

## Ver tamién
*Llista d'estrelles variables

## Referencies