open-index/open-wikipedia-markdown huggingface dataset:
V789 Monocerotis

**V789 Monocerotis** (V789 Mon / BD-00 1712 / TYC 4817-468-1) ye un sistema estelar asitiáu na constelación de Monoceros cerca de la llende con Canis Minor, aproximao a mediu grau del ecuador celeste.
Tien magnitú aparente media +9,34 y alcuéntrase a 123 años lluz del Sistema Solar.

V789 Monocerotis ye una estrella binaria espectroscópica con una fuerte emisión Hα.
Los dos componentes son nanes naranxes que la so rellación de mases, *q* = 1,0542, indica que son estrelles bien similares.
La primaria tien tipu espectral K5V —asemeyáu a Gliese 453— y la secundaria K6-7V.
Les sos respeutives mases mínimes son de 0,56 y 0,52 mases solares, ente que les sos lluminosidáes equivalen al 20% y al 16% de la que tien el Sol.
El periodu orbital d'esta binaria ye de 1,4021 díes y la órbita ye práuticamente circular (y = 0,0129).
La estrella primaria rota a una velocidá de 28,8 km/s, ente que la so compañera facer a 25,09 km/s.
El periodu fotométricu, ≈ 1,412 díes, indica que'l sistema tien rotación síncrona.

V789 Monocerotis amuesa un gran nivel d'actividá cromosférica, tando clasificada como una variable BY Draconis.
Anque se propunxo que'l sistema puede ser una binaria eclipsante, observaciones fotométriques nun atoparon evidencia de posibles eclises.

## Referencies
V805 Aquilae

**V805 Aquilae** (V805 Aql / HD 177708 / HIP 93809) ye una estrella binaria de magnitú aparente +7,58.
Ta encuadrada na constelación del Águila, cerca de la llende con Saxitariu.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de datos de paralax del satélite Hipparcos, alcuéntrase a 548 años lluz del Sistema Solar.

V805 Aquilae ye una binaria cercana que'l so periodu orbital ye de 2,4082 díes.
La componente principal ye una estrella de tipu espectral A2 que la so temperatura efectivo ye de 8185 K.
17,8 vegaes más lluminosa que'l Sol, tien una masa de 2,11 mases solares y un radiu igual a 2,11 radios solares.
La componente secundaria, clasificada como de tipu A9, tien una temperatura de 7178 K.
La so lluminosidá ye 7,2 vegaes superior a la lluminosidá solar y tien una masa un 63% mayor que la del Sol.
Igualmente radióse ye un 75% más grande que'l radiu solar.

V805 Aquilae constitúi una binaria eclipsante; mientres l'eclís principal —cuando la estrella menos lluminosa intercepta la lluz de la estrella más lluminosa— el rellumu del sistema mengua 0,64 magnitúes ente que nel secundariu'l descensu del rellumu ye de 0,32 magnitúes.

## Referencies
V809 Cassiopeiae

**V809 Cassiopeiae** (V809 Cas / HD 219978 / HIP 115141) ye una estrella variable na constelación de Cassiopeia. De magnitú aparente media +6,74, visualmente alcontrar a 46 minutos d'arcu de 4 Cassiopeiae, cerca de la llende con Cepheus. D'alcuerdu a la paralax determinada pol satélite Hipparcos (1,66 ± 0,40 milisegundos d'arcu), alcuéntrase a 1960 años lluz del Sistema Solar, pero'l marxe d'error na midida ye bien eleváu; per otra parte, la so pertenencia a l'Asociación estelar Cepheus OB3 asitiar a una mayor distancia (2840 años lluz).

V809 Cassiopeiae ye una superxigante colorada de tipu espectral M1I, enantes catalogada como K5Ib, con una temperatura efectivo de 3750 K.
Muncho más grande que'l Sol, tien un radiu 410 vegaes más grande que'l radiu solar, lo qu'equival a 1,91 UA. Si tuviera nel centru del Sistema Solar, la so superficie estenderíase más allá de la órbita de Marte.
Magar les sos grandes dimensiones, queda lloñe tocantes a tamañu d'otres superxigantes como VV Cephei, KY Cygni o Betelgeuse (α Orionis).
El so conteníu metálico ye inferior a la solar ([Fe/H] = -0,15), con una bayura relativa de fierro equivalente al 71% del esistente nel Sol.

Catalogada como variable irregular, el rellumu de V809 Cassiopeiae varia ente magnitú +6,58 y +6,71.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
V856 Scorpii

**V856 Scorpii** (V856 Sco / HD 144668 / HR 5999) ye una estrella variable na constelación del Escorpión de magnitú aparente +6,98. Alcuéntrase naparte central de la nebulosa escura Lupus 3 a 678 años lluz del Sistema Solar.
Comparte movimientu propiu con HR 6000, visualmente a 45 segundos d'arcu. Coles mesmes, V856 Scorpii tien una compañera visual cercana a 1,4 segundos d'arcu, denomada **Rossiter 3930**, posiblemente una estrella T Tauri; si ta físicamente rellacionada con V856 Scorpii, la separación real ente dambes estrelles ye de siquier 300 UA.

De tipu espectral A7IVe, V856 Scorpii ye una de les estrelles Herbig Ae/Be meyor estudiaes. Estes son estrelles pre-secuencia principal de masa entendida ente 2 y 8 mases solares con una rápida variabilidá. V856 Scorpii tien una masa de 3 - 4 mases solares y va llegar a la secuencia principal como una estrella de tipu B mediu. Amuesa una elevada velocidá de rotación de 204 km/s.

La distribución d'enerxía nel espectru de V856 Scorpii amuesa un escesu de radiación nel infrarroxu a llonxitú d'onda mayores de 1 μm, detectáu pol satélite IRAS a 12, 25 y 60 μm.
La emisión nel infrarroxu llonxanu suxer que'l material circumestelar -orixe del escesu nel infrarroxu- tien una masa de 0,006 mases solares.
Nél esisten granos de silicatos relativamente grandes, d'un tamañu igual o mayor a 1 μm.
Piénsase qu'esti material forma un discu de acrecimientu planu ópticamente trupu con un radiu esterior de 2,6 ~ UA. El tamañu d'esti discu ye bien inferior al que teóricamente cabría esperar, lo que puede esplicase pola presencia de Rossiter 3930, magar l'amplia separación ente dambes estrelles requiriría una órbita desaxeradamente escéntrica. Otra posible esplicación ye la esistencia d'una compañera más cercana entá non detectada.
 
## Referencies
Variable lluminosa azul

Les **variables lluminoses azules** (VLA, n'inglés *luminous blue variables*), tamién conocíes como **variables S Doradus**, son les estrelles más lluminoses que se conocen y ente les cualos atópense dalgunes de les estrelles más masives del universu. El so númberu ye desaxeradamente escasu por representar una fase curtia de la evolución estelar d'estrelles bien masives, de les cualos yá hai poques de por sí. Por suerte, la so elevada lluminosidá facer bien conspicuas polo que, anque'l so númberu sía bien escasu, son fáciles de detectar.

## Tipos
Esisten dos tipos de VLA: les de baxu rellumu —que tienen relativamente poca masa y que paecen ser estrelles que dexaron tras la fase de superxigante colorada, por casu HD 160529, y que siquier en dellos casos (estrelles de 20-25 mases solares) podríen ser l'últimu estadiu evolutivu enantes d'españar como supernoves— y les de rellumu eleváu, que vienen de les estrelles más masives, como ye'l casu d'Eta Carinae y en ciertu mou ye l'equivalente d'estes de la fase de superxigante colorada, que nun esperimenten, teniendo llugar mientres la fases finales de fusión d'hidróxenu nel centru de la estrella, mientres esti elementu ye fundíu nuna capa alredor del nucleu estelar, y mientres el principiu de la fase de fusión d'heliu n'este.

## Orixe y evolución
La fase VLA ye una de les últimes fases de la vida d'una estrella bien masiva, y esiste de fechu cierta evidencia qu'apunta a qu'éstos astros pueden ser proxenitores de supernoves. Les VLA son estrelles que'l so rellumu varia amodo n'escales d'año pero con erupciones repentines que provoquen enormes variaciones de lluminosidá. Les erupciones son tan violentes qu'en delles ocasiones confundiéronse con esplosiones de supernova. Créese qu'estes erupciones prodúcense porque la estrella avérase peligrosamente a la llende d'Eddington, lo que fai que la presión de la radiación espulse les sos capes más esternes de forma violenta. Sicasí, ye posible que la presencia d'estrelles compañeres tamién xuegue un papel nes erupciones. Esi paez ser el casu pa Eta Carinae, la VLA más conocida, y quiciabes tamién para P Cygni.

Los modelos teóricos indiquen que na fase VLA una estrella que primeramente tuviera 120 MSol puede llegar a espulsar decenes de mases solares. Si la estrella sobrevive a la fase VLA, convertir nuna estrella Wolf Rayet, anque tamién se propunxo que puede dase'l procesu inversu y que les Wolf-Rayet de tipu WN riques en hidróxenu sían los precursores de les VLAs.

### Variables lluminoses azules más importantes

## Ver tamién
* Llista d'estrelles más lluminoses
* Evolución estelar
* Estrella Wolf Rayet
* Hiperxigante mariella

## Referencies

## Enllaces esternos

* Artículu bien completu ya interesante sobre ésti tipu d'estrelles (n'inglés)
* The Luminous Blue Variables: Astrophysical geysers (n'inglés. Archivu PDF)
* The Missing Luminous Blue Variables and the Bistability Jump (n'inglés. Archivu PDF)
* Galactic Twins of the Nebula Around SN 1987A: Hints that LBVs may be supernova progenitors (n'inglés. Archivu PDF)
* 
* Physical Properties of Wolf-Rayet Stars
Vela X-1

**Vela X-1** (Vel X-1) ye un sistema binariu compuestu por un púlsar —una estrella de neutrones— y una estrella masiva, formando una binaria de rayos X d'alta masa. Ta asitiada nel senu de la constelación de Vela, siendo la so fonte más brillosa de rayos X. La estrella acompañante, **HD 77581** (SAO 220767 / HIP 44368), ye relativamente brillosu —magnitú aparente +6,93—, siendo conocida dende hai más d'un sieglu. Sicasí, la so naturaleza como binaria de rayos X foi revelada muncho más tarde, nos alboreceres de l'astronomía de rayos X.
Vela X-1 afayóse como fonte de rayos X pol satélite artificial Uhuru en 1971.

## Componentes del sistema

HD 77581 ye una superxigante azul de tipu espectral B0Ia que s'atopa a una distancia averada de 2 kiloparsecs, unos 6.500 años lluz.
El so diámetru ye 30 vegaes más grande que'l del Sol y tien una masa de 23 mases solares.
La separación ente la superxigante y la estrella de neutrones ye de namái 1,7 vegaes el radiu de la primera, siendo'l periodu orbital de 8.964 díes.
Cuando la superxigante pasa per delantre de la estrella de neutrones produz un eclís na emisión de rayos X d'unos dos díes de duración.
El par constitúi una binaria eclipsante recibiendo la denominación d'estrella variable **GP Velorum**; coles mesmes, la superxigante ye una variable Alfa Cygni.

La emisión de rayos X per parte del púlsar xenerar pola captura y acrecimientu de materia procedente del vientu estelar de la estrella superxigante.
La masa de la estrella de neutrones ye de siquier 1,88 ± 0,13 mases solares.
El so periodu de rotación ye de cerca de 283 s, fluctuando de manera errática en redol a esti valor. Esta elevada cifra pal periodu de rotación d'un púlsar ye característicu de binaries de rayos X d'alta masa; la materia acrecida pol oxetu compactu, proveniente del vientu estelar de l'acompañante, nun apurre momentu cinéticu al púlsar y, poro, nun dexa acelerar la so rotación.

Vela X-1 presenta un marcáu interés nel estudiu de les estrelles de neutrones, yá que la so masa puede ser evaluada d'una manera relativamente fiable, siendo una de les más altes conocíes —cerca de 1,7 mases solares. Ello dexó escluyir ciertos modelos de la estructura interna n'estrelles de neutrones, que predicen una masa máximo inferior a 1,7 mases solares.

Nota: Vela X-1 nun tien de ser confundíu col radiu púlsar aislláu Vela X.

## Referencies
Vindemiatrix

**Vindemiatrix** (ε&nbsp;Virginis / ε&nbsp;Vir / 47&nbsp;Virginis) ye'l nome d'una estrella de magnitú aparente +2,83, la tercera más brillosa de la constelación de Virgu, dempués d'Espiga (α Virginis) y Porrima (γ Virginis) —considerando conxuntamente los dos componentes d'esta postrera—.
Ocupa'l llugar 145 ente les estrelles más brilloses del cielu nocherniegu.

Ta asitiada a 110 años lluz del Sistema Solar y el so máximu acercamientu va tener llugar dientro de 220.000 años, cuando va tar a 104 años lluz. Nesi momentu'l so rellumu va algamar magnitú +2,74.

## Nome

**Vindemiatrix**, traducción al llatín del griegu *Protrugeter*, *Protrugetes* o *Trugeter*, significa «la vendimiadora». Con esti nome figura nes Tables Alfonsíes, prevaleciendo hasta los nuesos díes. Enantes, mientres l'Imperiu romanu, foi conocida como **Vindemiator**, **Vindemitor** y **Provindemiator**; la so salida matutina a primer hora a finales d'agostu marcaba'l momentu d'empezar la collecha de la uva. Otru nome que recibe esta estrella ye **Protrigetrix**, utilizáu pol astrónomu italianu Giovanni Battista Riccioli nel sieglu XVII.

**Almuredín** y **Alaraph** son nomes d'orixe árabe que tamién s'utilicen pa designar a esta estrella. En China yera conocida como **Tsze Tseang**, «el segundu xeneral».

Xunto con Minelava (δ Virginis), Zaniah (η Virginis) y Porrima (γ Virginis) formaba un grupu d'estrelles conocíu na antigua Arabia como *Al 'Awwa*', que paez que representaba una caseta pa perros o un perru llatiendo.

## Carauterístiques físiques

Vindemiatrix ye una xigante mariella de tipu espectral G8III con una temperatura superficial de 5040 K. Tien una lluminosidá 83 vegaes mayor que la del Sol y el so radiu ye 11,4 vegaes más grande que'l radiu solar.
Les sos carauterístiques son asemeyaes a les de Capella A, la componente más brillosa de α Aurigae.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 1,69 km/s.
Ye una fonte importante de rayos X, lo qu'implica una gran actividá magnética na so superficie. La radiación X emitida ye 300 vegaes mayor que la qu'emite'l Sol, y namái Capella (α Aurigae), Deneb Kaitos (β Ceti) y 24 Ursae Majoris superar. Con una masa de 2,6 mases solares, la so edá envalórase en 560 millones d'años, cuando empezó la so vida na secuencia principal como una estrella blancu-azulada de tipu B.

Vindemiatrix amuesa una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos que'l heliu— aproximao un 30% mayor que la solar ([Fe/H] = +0,13).
Otros elementos evaluaos como manganesu, cobre y cinc son menos abondosos que na nuesa estrella, ente que nel otru estremu destaca'l so eleváu conteníu de nitróxenu y plomu ([Pb/Fe] = +0,50).

Esiste evidencia de que Vindemiatrix forma parte del grupu de les Híades, acomuñáu col cúmulu del mesmu nome na constelación de Tauru.

## Referencies

## Enllaces esternos
VV Cephei

**VV Cephei** (VV Cep / HD 208816) ye una estrella variable asitiada na constelación de Cepheus de magnitú aparente +4,91. Ye una estrella binaria compuesta por una hiperxigante colorada, **VV Cephei A**, y una estrella blancu-azulada de la secuencia principal, **VV Cephei B**. El sistema alcuéntrase a unos 3000 años lluz del Sistema Solar.

## Sistema Estelar
El sistema VV Cephei consta de 2 estrelles
### VV Cephei A

**VV Cephei A** ye una hiperxigante colorada lluminosa de tipu espectral M2Iape, siendo una de les estrelles más grandes conocíes con un radiu entendíu ente 1000 y 2200 vegaes el radiu solar. Traducíu a unidaes astronómiques (UA), tien un radiu ente 4,7 y 10,4 UA, lo qu'implica que si s'atopara nel llugar del Sol —considerando'l valor máximu—, la so superficie estenderíase más allá de la órbita de Saturnu. La so temperatura superficial deque conocida, cifrándose nel rangu de 3300 - 3650 K. Al tar bien alloñada de la Tierra, la distancia a la que s'atopa ye incierta, polo que la so lluminosidá pue tar entendida ente 163.000 y 535.000 vegaes la del Sol. La so masa envalórase ente 25 y 40 mases solares.

VV Cephei A nun tener forma esférica, sinón que por cuenta de la fuercia de marea producida pola atraición gravitatoria de la so compañera, tien forma de gota y dexa materia a un discu que se forma en redol a VV Cephei B.
Coles mesmes, ye una estrella pulsante semirregular que'l so rellumu varia de centésimes a décimes de magnitú.
Conócense distintos periodu d'oscilación de 58, 118 y 349 díes, según otru más llargu de 13,7 años.
Una estrella d'estes carauterístiques (nestos momentos fundiendo heliu n'átomos de carbonu) nun puede terminar los sos díes sinón como una supernova, que la so esplosión puede espulsar a la so compañera a gran velocidá convirtiéndola nuna estrella fuxitiva.

### VV Cephei B

**VV Cephei B** ye muncho menos conocida que'l so enorme compañera. Catalogada como una estrella B8Ve, la so masa puede ser delles vegaes mayor que la masa solar. La tresferencia de masa ente les dos estrelles probablemente produz súbitos cambeos nel periodu orbital del sistema. Anguaño VV Cephei B mover nuna órbita escéntrica a una distancia de VV Cephei A entendida ente 17 y 34 UA, siendo'l periodu orbital de 20,4 años. Cuando VV Cephei A pasa per delantre de VV Cephei B produzse un eclís de 250 díes de duración que fai que'l so rellumu mengüe nun 20%.

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

## Referencies
* VV Cephei (SIMBAD)
* VV Cephei  (The Bright Star Catalogue)
* VV Cephei (Stars, Jim Kaler)

## Referencies

## Enllaces esternos

* Space.Com (n'inglés)
* Universe Today (n'inglés)
VV Corvi

**VV Corvi** (VV Crv / HIP 61910) ye un sistema estelar de magnitú aparente media +5,27 asitiáu na constelación de Corvus, el cuervu.
En primer instancia, VV Corvi puede ser resueltu en dos estrelles, HD 110317 y HD 110318, separaes 5,35 segundos d'arcu.
Caúna d'elles ye, de la mesma, una binaria espectroscópica.

**HD 110317** (HR 4821 / SAO 157447), de magnitú +6,08, ye una subxigante blancu-mariella de tipu espectral F3IV. El periodu orbital d'esta binaria ye de 1,460 díes y constitúi una binaria eclipsante con una variación de rellumu de 0,15 magnitúes. Los dos componentes son más masives que'l Sol, con mases respeutives de 1,46 y 1,29 mases solares.

**HD 110318** (HR 4822 / SAO 157448), de magnitú +5,98, ye tamién una subxigante de tipu F3IV. El so periodu orbital, de 44,414 díes, ye significativamente mayor que'l de la otra binaria. Ente que la masa de la primaria ye un 29% mayor que la del Sol, la secundaria tien una masa equivalente al 64% de la masa solar.

Dambes binaries —relativamente asemeyaes ente sigo— completen una órbita alredor del centru de mases común cada 4518,6 años.
El sistema tien una metalicidá comparable a la del Sol ([Fe/H] = +0,06) y la so edá envalórase en 1200 millones d'años. Alcuéntrase a 279 años lluz del Sistema Solar.

El proyeutu 2MASS dexó afayar la presencia d'una distante componente, **BD-12 3675** (Ross 702), tamién acomuñada al sistema. De magnitú +10,5, visualmente ta a casi un minutu d'arcu. Tien una masa de 0,48 mases solares y el so periodu orbital supera los 155.000 años.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
V444 Cygni

**V444 Cygni** (V444 Cyg / HD 193576 / HIP 100214 / WR 139) ye una estrella binaria na constelación de Cygnus de magnitú aparente +7,94.
Ye miembru del cúmulu Berkeley 86 y alcuéntrase aproximao a 6200 años lluz del Sistema Solar.

El sistema ta compuestu por una caliente estrella azul de tipu espectral O6III-V y una estrella de Wolf-Rayet de tipu WN5.
Constitúi una binaria eclipsante con un periodu orbital de 4,1 díes, siendo la escentricidá de la órbita ε = 0,03. La separación ente les dos estrelles ye de 0,18 UA o 38 radios solares.
La estrella azul ye la más lluminosa, con una lluminosidá bolométrica 435.000 vegaes mayor que la lluminosidá solar; pela so parte, la estrella de Wolf-Rayet ye 90.800 vegaes más lluminosa que'l Sol.
La temperatura superficial d'esta postrera algama los 82.000 K.
En rayos X el par ye más lluminosu de lo que cabría esperar considerando les componentes individualmente; dichu escesu paez provenir de la zona d'interaición ente los vientos estelares de les dos estrelles, que la so temperatura puede algamar delles decenes de millones K, contribuyendo principalmente a les emisiones de rayos X de más enerxía.

La estrella azul ye 25 vegaes más masiva que'l Sol y el so acompañante tien una masa de 10 mases solares.
Al igual qu'otres estrelles de Wolf-Rayet, dicha componente del sistema pierde masa a razón de 0,6 &times; 10-5 mases solares per añu, ente que la estrella azul facer a un ritmu diez veces menor.
El radiu d'esta postrera ye 10 vegaes más grande que'l radiu solar y el de la estrella de Wolf-Rayet ye 3 vegaes más grande que'l del nuesu Sol.

## Ver tamién
* Llista de les estrelles más masives

## Referencies
V870 Arae

**V870 Arae** (V870 Ara / HD 165235 / HIP 88853) ye una estrella variable na constelación d'Ara, l'altar.
La so distancia al Sistema Solar ye de 350 años lluz.

V870 Arae ye una estrella binaria de contautu binaria de contautu de tipu espectral F8 —los dos componentes tópense tan próximes que lleguen a tocase o fundise—, con un periodu orbital de namái 0,39978 díes (9,595 hores).
Ye una de les binaries de contautu que'l so cociente de mases ye menor (*q* = 0,082 ± 0,030), comparable al d'AW Ursae Majoris, SX Corvi o V857 Herculis.
Piénsase qu'aquelles binaries de contautu que'l so cociente de masa ye inferior a 0,076, ~ nun ralu de tiempu entendíu ente 1000 y 10.000 años, fúndense formando una única estrella de rápida rotación; ello asitia a V870 Arae como un claru candidatu por que dambes estrelles fundir nel futuru.

La componente principal de V870 Arae tien una masa de 1,503 mases solares ente que la del so acompañante, 12,2 vegaes menor, equival al 12,3% de la masa solar.
Esta postrera, con una temperatura efectivo de 6210 ± 35 K, ye la metá de lluminosa que'l Sol y tien un radiu igual al 61% del radiu solar.
El so acompañante ye muncho más lluminosa —casi 3 vegaes más que'l Sol— y considerablemente más grande, con un radiu de 1,69 radios solares. Sicasí, tien una menor temperatura de 5860 K.

El par constitúi una binaria eclipsante del tipu W Ursae Majoris, bazcuyando'l so rellumu ente magnitú aparente +9,00 y +9,39.

## Referencies
VV Orionis

**VV Orionis** (VV Ori / HD 36695 / HR 1868) ye un sistema estelar asitiáu debaxo del Cinturón d'Orión, na constelación del mesmu nome. D'alcuerdu al so paralax alcuéntrase a 1850 años lluz del Sistema Solar.

La estrella principal del sistema ye una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 1,485378 díes (1 día, 11 hores y 39 minutos).
La solución orbital da una separación ente les componentes de namái 0,063 UA —un 15% de la distancia ente Mercuriu y el Sol.
La más lluminosa del par ye una estrella azul de tipu espectral B1V con una incierta temperatura entendida ente 21.000 y 25.000 K. Ye tamién la componente más masiva con una masa averada de 10,8 mases solares y una lluminosidá 9400 vegaes mayor que la lluminosidá solar. El so radiu ye 2,5 vegaes más grande que'l del Sol.
La otra componente ye una estrella blancu-azulada de tipu B7V y 15.500 K de temperatura. 330 vegaes más lluminosa que'l Sol, tien una masa de 4,5 mases solares. El diámetru d'esta postrera ye la metá que'l de la so compañera. Estes cifres, sicasí, nun concordar coles llograes direutamente a partir de lluminosidá y temperatura; la discrepancia probablemente tenga'l so orixe en que la distancia determinada pola paralax ye escesiva —una distancia de 1200 años lluz puede averase más a la realidá.

Yá que el planu orbital ye casi paralelu a la llinia de visión, VV Orionis ye una binaria eclipsante qu'exhibe dos eclises desiguales.
L'eclís principal tien llugar cuando la estrella B7, menos lluminosa, pasa per delantre de la so compañera, lo que trai una cayida nel rellumu de magnitú +5,3 a +5,7, siendo la so duración de 2,5 hores. Cuando la estrella más lluminosa pasa per delantre de la so compañera tien llugar l'eclís secundariu, produciéndose una cayida nel rellumu de 0,2 magnitúes.

Una tercer estrella, con una separación de 1 UA, orbita el par interior cada 119 díes. Ye una estrella blanca de tipu A.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
VV Piscis Austrini

**VV Piscis Austrini** (VV PsA / HD 208886 / HIP 108597) ye una estrella na constelación del Pez Austral de magnitú aparente +7,00.
Alcuéntrase aproximao a 920 años lluz del Sistema Solar. 

De tipu espectral B7Ve, VV Piscis Austrini ye una estrella blancu-azulada que la so temperatura efectivo ye de 15.000 ± 450 K.
Na metá de la so vida como estrella de secuencia principal, la so enerxía provién de la fusión del hidróxenu internu, siendo unes 810 vegaes más lluminosa que'l Sol.
Cinco veces más masiva que la nuesa estrella, la so edá envalórase en 62 millones d'años —1/74 parte de la edá del Sol—.
Rota a gran velocidá, a más de 200 km/s, y ta catalogada como estrella Be; estes estrelles amuesen llinies d'emisión nel so espectru provenientes d'un discu circumestelar aniciáu pola perda de masa y la rápida rotación. ζ Tauri y Dschubba (δ Scorpii) son dos de les principales representantes d'esti grupu.

VV Piscis Austrini ye una estrella variable qu'exhibe una pequeña variación de rellumu de 0,12 magnitúes. Esiste un periodu principal de 0,3951 díes y un posible periodu secundariu de 0,1793 díes.

## Referencies
VX Andromedae

**VX Andromedae** (VX And / HD 1546 / HIP 1593) ye una estrella variable na constelación d'Andrómeda. Alcuéntrase a una distancia averada de 1825 años lluz del Sistema Solar.

VX Andromedae ye una estrella de carbonu de tipu espectral CV6J.
Nesta clase d'estrelles, al contrariu que nel restu, la bayura de carbonu ye mayor que la d'oxíxenu.
La rellación carbonu-oxíxenu en VX Andromedae —1,76— ye notablemente alta, superior a la de CW Leonis, U Antliae o R Sculptoris, conocíes estrelles de carbonu.
VX Andromedae ye, amás, una estrella de carbonu de «tipu J»; ello indica que'l so espectru amuesa bandes intenses del isótopu carbonu-13 (13C).
Nesti tipu d'estrelles la rellación 12C/13C pue ser tan baxa como 4, ente que nel Sol, por casu, dicha rellación algama'l valor de 80.
Estes estrelles tampoco amuesen llinies realzaes d'elementos del procesu-s.

Dende la so fría superficie a 2510 K, sopla un vientu estelar que fai que pierda masa a razón de 1,4 &times; 10-7 mases solares per añu.
La so lluminosidá bolométrica ye 4800 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
La midida del so diámetru angular en banda K —6,75 ± 0,6 milisegundos d'arcu— conduz a un diámetru real unes 400 vegaes más grande que'l del Sol, valor namái averáu dada la incertidume na distancia a la que s'atopa.

Catalogada como variable semirregular SRA —clase de variables similares a les variables Mira pero con amplitúes menores—, el rellumu de VX Andromedae varia ente magnitú aparente +7,5 y +9,7 nun periodu de 375 díes.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
VX Sagittarii

VX Sagittarii ye una estrella superxigante colorada (quiciabes inclusive hiperxigante) asitiada na constelación de Saxitariu y visible con telescopios d'aficionáu.

## Carauterístiques

Alcuéntrase a una distancia averada d'ente 1,5 y 2,0 quiluparsecs del Sol según diversos científicos, lo cual xunto cola so posición nel cielu indica que pertenez posiblemente a l'asociación estelar Sagittarius OB1, la mesma a la que pertenez por casu la Nebulosa de la Llaguna, y la so lluminosidá acordies con diversos estudios foi envalorada ente 200.000 y 300.000 vegaes la del Sol, lo que la asitia ente les estrelles más lluminoses conocíes.

VX Sagittarii tien un diámetru aparente de 8,82 milisegundos d'arcu, qu'a una distancia de 1,7 kiloparsecs traducir nun diámetru real de casi 1500 vegaes el del Sol comparable al de les mayores superxigantes coloraes cómo Mu Cephei, V354 Cephei, ó KY Cygni-, y el so espectru y temperatura varien ente M5.5 y M9.8 y 3300 graos Kelvin y 2400 graos Kelvin respeutivamente, lo que puede indicar tamién variaciones nel so tamañu. Dichu comportamientu, asina cómo la presencia d'agua na so atmósfera, ye más paecíu al d'estrelles de la Caña asintótica xigante cómo Mira qu'a les d'estrelles superxigantes coloraes.

Ésti astru ta arrodiáu per una nebulosidad bien compacta y simétrica, con un tamañu real d'aproximao 150 unidaes astronómiques asumiendo la mesma alloña enantes mentada, un cantu interior asitiáu a 100 unidaes astronómiques d'ella, y una espesura de 50 unidaes astronómiques.

Al igual que con otres estrelles superxigantes coloraes cómo les yá mentaes enantes, el destín últimu de VX Sagittarii ye posiblemente acabar españando cómo supernova.

## Referencies
VZ Librae

**VZ Librae** (VZ Lib / HIP 76050 / TYC 6184-156-1) ye una estrella múltiple na constelación de Llibra. Visualmente a 1,15º de Zubenelakrab (γ Librae), la so distancia respeutu al Sistema Solar ye de 557 años lluz.

La estrella principal de VZ Librae ye una estrella binaria de contautu binaria de contautu, onde los dos componentes tópense tan próximes que lleguen a tocase o fundise, compartiendo la so capa esterior de gas.
El so tipu espectral conxuntu ye F5, siendo'l periodu orbital de namái 0,3582 (8,60 hores).
La componente más masiva, de 1,06 mases solares, tien una temperatura efectivo de 5770 K.
Con una lluminosidá un 36% mayor que la lluminosidá solar, el so diámetru ye un 17% más grande que'l del Sol.
La estrella de menor masa —con un 35% de la masa del Sol— tien una temperatura de 5980 ± 12 K y relluma col 43% de la lluminosidá de la so compañera.
El so radiu equival al 72% del radiu solar.
El par constitúi una binaria eclipsante del tipu W Ursae Majoris, bazcuyando'l so rellumu ente magnitú aparente +10,13 y +10,63.
Dicha variabilidá foi detectada per vegada primera en 1933 por Cuno Hoffmeister.

Alredor d'esta binaria cercana orbita una estrella de tipu G7 de 0,9 mases solares.
Emplega más de 1200 - 1500 años en completar una vuelta alredor del par interior.

## Referencies
VZ Sagittae

**VZ Sagittae** (VZ Sge / 13 Sagittae / HD 189577) ye una estrella de la constelación de Sagita, la flecha, asitiada 2º al sur de γ Sagittae. De magnitú aparente +5,31, alcuéntrase a una distancia averada de 840 años lluz del Sistema Solar.

VZ Sagittae ye una fría xigante colorada de tipu espectral M4IIIa con una temperatura superficial de 3330 K. De carauterístiques asemeyaes a la vecina δ Sagittae o a Gorgonea Tertia (ρ Persei), ta a más del doble de distancia qu'ésta última. La so lluminosidá ye 2725 vegaes mayor que la del Sol.
La midida del so diámetru angular per aciu interferometría —5,50 ± 0,60 milisegundos d'arcu— dexa evaluar de forma averada'l so diámetru, resultando ser ésti 152 vegaes más grande que'l diámetru solar; si tuviera nel centru del nuesu Sistema Solar, la so superficie estiéndese hasta la órbita de Venus. Como otres estrelles de carauterístiques asemeyaes, ye una variable irregular; de tipu LB —variables irregulares lentes de tipu espectral tardíu, que'l so arquetipu ye CO Cygni—, la variación nel so rellumu ye de namái 0,3 magnitúes.

VZ Sagittae ye una estrella binaria que la so tenue acompañante tien magnitú 11,5.
Apenes varió la so posición relativa en 88 años, siendo la separación visual ente dambes estrelles de 28,5 segundos d'arcu.

## Referencies
VY Carinae

**VY Carinae** (VY Car / HD 93203 / HIP 52538) ye una estrella variable na constelación de Carina. 

VY Carinae ye una cefeida clásica; estes variables son estrelles pulsantes que les sos variaciones son desaxeradamente regulares.
Nel casu de VY Carinae, el so rellumu bazcuya ente magnitú aparente +6,87 y +8,05 nun periodu de 18,990 díes. De tipu espectral variable ente F6 y G4, la so temperatura efectivo ye d'aproximao 5140 K, magar otra fonte señala una temperatura cimero de 6127 ± 147 K.
El so radiu, según la fonte consultada, ta entendíu ente 82 y 109 vegaes el radiu solar y tien una masa 7,3 vegaes mayor que la del Sol.
Presenta un conteníu metálico comparable a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,03.
Elementos como siliciu y calciu siguen esta mesma pauta ente que sodiu y magnesiu son daqué menos abondosos que nel Sol.

La so distancia respeutu al Sistema Solar, basada na rellación ente les variaciones de color y del diámetru angular, ye d'aproximao 4740 años lluz.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
VZ Cancri

**VZ Cancri** (VZ Cnc / HD 73857) ye una estrella variable na constelación del Cámbaru.
Visualmente alcuéntrase un grau al norte de la tamién variable BI Cancri.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, alcuéntrase a 510 años lluz del Sistema Solar.

## Carauterístiques
VZ Cancri ye una xigante blanca de tipu espectral A9III.
Con una temperatura efectivo de 6902 K, la so lluminosidá ye 21 vegaes superior a la del Sol.
Tien un radiu 2,9 vegaes más grande que'l radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada inferior a 40 km/s.
Tien una masa un 45% mayor que la masa solar.

## Variabilidá

La variabilidá de VZ Cancri afayóse por Whitney en 1950, siendo descrita nun primer momentu como una variable RR Lyrae o una cefeida de periodu ultra curtiu.
Güei ye considerada una variable Delta Scuti de gran amplitú, que'l so periodu principal ye de 4,28 hores, algamando la variación de rellumu 0,5 magnitúes.
Conozse otru periodu de 3,43 hores.
Otros periodos detectaos —como'l de 17,19 hores— resulten de combinar les frecuencies correspondientes a los dos periodos principales.
Los analises de les curva de lluz curvu de lluz llograes ente 1950 y 1993 demuestren que les frecuencies de pulsación son abondo estables pero que les amplitúes variaron llixeramente.

## Referencies
W Delphini

**W Delphini** (W Del) ye una estrella variable na constelación del Delfín que s'alcuentra 3,5 minutos d'arcu al oeste d'EU Delphini.
La so distancia al Sistema Solar —unos 2200 años lluz— ye incierta, una y bones l'error na paralax determinada pol satélite Hipparcos ye comparable al valor de la mesma midida (1,48 ± 1,33 milisegundos d'arcu).

W Delphini constitúi una binaria cercana «semidesprendida», lo qu'implica qu'una de les componentes dexa materia a la otra.
La estrella primaria, de tipu espectral A0y o B9.5Ve, tien una temperatura efectivo ente 9300 y 9550 K.
La so lluminosidá ye 38 vegaes superior a la lluminosidá solar y el so radiu ye 2,3 - 2,4 vegaes más grande que'l del Sol.
Tien una masa ente 2,3 y 2,7 mases solares.
La estrella secundaria ye una subxigante mariella de tipu G5IV con una temperatura efectivo de 4900 K.
Cinco veces más lluminosa que'l Sol —pero siete vegaes menos lluminosa que'l so brillosu compañera—, tien un radiu de 4,1 - 4,6 radios solares.
La so masa actual ye una quinta parte de la del so acompañante.

El periodu orbital de W Delphini ye de 4,80604 díes.
Ye una binaria eclipsante tipu Algol, tando'l planu orbital inclináu 84,5º respectu al planu del cielu.
De magnitú aparente +9,69, el so rellumu aparra 2,64 magnitúes nel eclís principal —cuando la subxigante intercepta la lluz de la so compañera más lluminosa— y 0,10 magnitúes nel eclís secundariu.

## Ver tamién
*Llista d'estrelles variables

## Referencies
W Orionis

**W Orionis** (W Ori) ye una estrella variable na constelación d'Orión.
La so magnitú aparente puede llegar a +5,88 cuando algama'l so máximu rellumu. Alcuéntrase a unos 410 pársecs (1340 años lluz) de distancia del Sistema Solar.

W Orionis ye una estrella de carbonu, una de les poques observables a simple vista, catalogada como de tipu espectral CV5 o C6II. A diferencia de la mayor parte de les estrelles, nes estrelles de carbonu esti elementu ye más abondosu que l'oxíxenu y forma compuestos qu'absuerben la lluz azul, polo qu'estes estrelles son les más coloraes que pueden reparase.
Pa W Orionis, la rellación C/O ye igual a 1,16.

W Orionis tien una temperatura efectivo de namái 2625 K.
Ye una estrella de gran tamañu, con un radiu entendíu ente 1 UA —valor llográu a partir de la midida del so diámetru angular— y 2 UA, sía que non siquier 215 vegaes más grande que'l radiu solar. Ye una estrella variable pulsante, onde, amás de variar la lluminosidá, camuda'l tamañu y la temperatura de la estrella. Ye una variable semirregular con un periodu averáu de 212 díes, magar se reparó una variación nel rellumu mediu a lo llargo d'un periodu más llargu de 6,7 años.

Nos estadios finales del so evolución, W Orionis pierde masa a un ritmu de diez millonésimes de la masa solar cada añu, y dientro poco va esprendese de les sos capes esteriores pa convertise nuna nana blanca.

## Ver tamién
*Llista d'estrelles variables

## Referencies
W Persei

**W Persei** (W Per / HD 237008 / HIP 13262) ye una estrella variable na constelación del Perséu de magnitú aparente media +9,11.
Alcuéntrase a pocu más de 1º de Miram (η Persei) en direición a la vecina Cassiopeia.
Piénsase que ye miembru de l'Asociación estelar Perseus OB1, lo que la asitiaría a una distancia averada de 2300 parsecs —7600 años lluz— del Sistema Solar.

W Persei ye una superxigante colorada de tipu espectral M4.5I con una temperatura efectivo de 3550 K.
Con un radiu 620 vegaes más grande que'l radiu solar, ye una superxigante de grandes dimensiones (similar a Antares o Betelgeuse), anque'l so tamañu queda lloñe del de VY Canis Majoris o VV Cephei, dos de les estrelles más grandes de la galaxa. El radiu de W Persei equival a 2,9 UA; si tuviera nel llugar del Sol, les órbites de los primeros cuatro planetes —Marte inclusive— quedaríen englobaes dientro de la estrella.
Consecuentemente ye una estrella bien lluminosa —la so magnitú absoluta bolométrica ye -7,1—, rellumando con una lluminosidá 58.000 vegaes superior a la del Sol.

Catalogada como una variable pulsante semirregular SRc, el rellumu de W Persei varia ente magnitú +8,7 y +11,3, detectándose dos posibles periodos de 500 ± 40 díes y de 2900 ± 300 díes.

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

## Referencies
W Sagittarii

**W Sagittarii** (γ1 Sagittarii / γ1 Sgr) ye una estrella variable na constelación de Saxitariu. Xunto a Nash o Alnasl (γ2 Sagittarii) comparte la denominación de Bayer «Gamma», magar nun esiste rellación física ente les dos estrelles.

## Carauterístiques
W Sagittarii ye una superxigante mariella y variable cefeida que'l so rellumu varia ente magnitú aparente +4,3 y +5,1 nun periodu de 7,59 díes. La so variación de rellumu va acompañada d'un cambéu nel so tipu espectral, dende G1 a F4. La so temperatura medio ye de 5600 K y tien una masa d'unes 7 mases solares. Anque la midida direuta de la paralax asitia a W Sagittarii a una incierta distancia de 2100 años lluz respectu al Sistema Solar, la distancia calculada en base a la so variabilidá ye significativamente menor, en redol a 1500 años lluz. Tomando como referencia esti últimu valor, la lluminosidá de W Sagittarii sería unes 2500 vegaes mayor que la del Sol, siendo'l so diámetru unes 50 vegaes más grande que la solar.

## Composición química
W Sagittarii amuesa una bayura relativa de fierro comparable a la solar ([Fe/H] = +0,02).
Los niveles de dellos elementos como itriu, cinc y lantanu son más elevaos que na nuesa estrella, los dos últimos un 70% más abondosos que nel Sol.

## Compañeres estelares
W sagittarii paez ser una estrella múltiple; l'acompañante más próxima, detectada por espectroscopia, tien un periodu orbital de 1582 díes (4,33 años).
Ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu A0V que se mueve nuna órbita considerablemente escéntrica (y = 0,41).
Amás puede haber dos compañeres más alloñaes de magnitú 13, W Sagittarii B y W Sagittarii C, separaes 33 y 48 segundos d'arcu respeutivamente.

## Ver tamién
*Llista d'estrelles variables

## Referencies
W Ursae Majoris

**W Ursae Majoris** (W UMa / HD 83950 / HIP 47727 / SAO 27364) ye una estrella variable de la constelación del sietestrellu, que s'atopa a 162 años lluz del Sistema Solar.

W Ursae Majoris ye una binaria de contautu binaria eclipsante de contautu que les sos componentes comparten una capa esterior común y ye'l prototipu d'esti tipu de variables, conocíes como variables W Ursae Majoris. Al compartir les capes esteriores les dos estrelles tienen el mesmu tipu espectral, F8Vp, correspondiente a nanes marielles de la secuencia principal similares al Sol. La estrella primaria tien una masa de 0,99 mases solares, un radiu de 1,14 radios solares y una lluminosidá de 1,45 soles. La estrella secundaria tien una masa de 0,62 mases solares, un radiu de 0,83 radios solares y una lluminosidá igual al Sol.

Dambes componentes tienen forma de «gota», cola punta de caúna señalando a la otra estrella. A diferencia de les binaries eclipsantes normales, ye imposible precisar cuando empieza o acaba'l eclís d'una estrella pola otra. Mientres l'eclís de W Ursae Majoris, la magnitú aparente varia ente +7,75 y +8,48 mientres un periodu de 8 hores.

## Referencies
W Virginis

**W Virginis** (W Vir / HD 116802 / HIP 65531) ye'l nome d'una estrella variable na constelación de Virgu que s'atopa a más de 11.000 años lluz del Sistema Solar. Afayóse pol astrónomu Eduard Schönfeld en 1866.

W Virginis ye una estrella xigante mariella pulsante y l'arquetipu d'un tipu d'estrelles llamaes cefeides de Población II o variables W Virginis. Les capes esteriores de l'atmósfera de W Virginis espándense y contraen nun periodu de 17,2736 díes, periodu que se foi allargando a lo llargo de los postreros 100 años d'observación. La pulsación provoca una variación de 1,2 magnitúes nel so rellumu yá que aumenta'l so tamañu al doble mientres el ciclu.

Al igual qu'otres cefeides, les variables W Virginis tamién amuesen una rellación direuta ente'l so periodu de variación y la so lluminosidá, pero la rellación ye distinta a les cefeides clásiques, tales como δ Cephei o Mekbuda (ζ Geminorum). W Virginis, máximu esponente del tipu de variables que lleva'l so nome, ye una estrella más pequeña que les cefeides clásiques —piénsase que la so masa pue ser menor que la del Sol— y, como estrella de Población II, una de les más vieyes de la Vía Lláctea.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables
* Estrella variable W Virginis

## Referencies
W Bootis

**W Bootis** (W Boo / 34 Bootis / HD 129712 / HR 5490) ye una estrella variable na constelación de Boötes, el pastor, de magnitú aparente +4,83. Alcuéntrase aproximao a 890 años lluz del Sistema Solar. 

W Bootis ye una xigante colorada de tipu espectral M3III con una temperatura efectivo de 3760 K. La so lluminosidá, incluyendo la lluz infrarroxo emitida, ye 2990 vegaes mayor que la del Sol. El so radiu ye 130 vegaes más grande que'l radiu solar, equivalente a 0,60 UA. Con una edá de 100 millones d'años, W Bootis nació como una estrella azul de tipu B4 —similar a como pueda ser güei λ Crucis— hai unos 100 millones d'años; como estrella xigante nun se sabe si ta aumentando'l so rellumu per vegada primera con un nucleu inerte d'heliu o si tar faciendo per segunda vegada con un nucleu inerte de carbonu y oxíxenu. 

W Bootis ta clasificada como una estrella variable semirregular con una variación nel so rellumu ente magnitú +4,73 y +5,40, con un inciertu periodu de 30 o 450 díes. Estudios recién indiquen que la variación puede ser d'apenes unes centésimes de magnitú con un periodu principal de 35,2 díes.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies


* W Bootis (SIMBAD)
* W Bootis  (The Bright Star Catalogue)
* W Bootis (Stars, Jim Kaler)
W Aquilae

**W Aquilae** (W Aql / SAO 143184 / GC 2525) ye una estrella variable na constelación d'Aquila.
La so distancia al Sistema Solar envalórase ente 750 y 1100 años lluz.

De tipu espectral S3,9y-S6,9y, W Aquilae ye una estrella de tipu S, una xigante colorada similar a les de tipu M, pero en que'l so espectru los óxidos dominantes son los formaos por metales del quintu periodu de la tabla periódica.
W Aquilae ye amás rica nel elementu tecneciu.
Otra carauterística d'esta clase d'estrelles ye la perda de masa estelar, que nel casu de W Aquilae envalórase en ~ 4 × 10-7 vegaes la masa solar per añu.
La so temperatura efectivo ye d'aproximao 1800 K y el so diámetru ye 870 vegaes más grande que'l diámetru solar.
Coles mesmes, ye una estrella bien lluminosa, 6800 vegaes más que'l Sol.

W Aquilae ye una variable Mira que'l so rellumu bazcuya ente magnitú +7,3 y +14,3 a lo llargo d'un periodu de 490,43 díes.
Nes variables Mira —que'l so prototipu ye Mira (ο Ceti)— la inestabilidá provién de pulsaciones na superficie estelar, lo que provoca cambeos de color y rellumu. Dalgunes d'elles, ente les que s'atopa W Aquilae, amuesen emisión máser de SiO.

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

## Referencies
WASP-17

**WASP-17** ye una estrella asitiada sobre la constelación d'Escorpión aproximao a una distancia de 1000 años lluz. Apocayá confirmóse un planeta estrasolar que orbita alredor esta estrella. El planeta conocíu como WASP-17b tien una órbita anómala. Ye l'únicu planeta estrasolar que orbita na direición opuesta a la rotación de la so estrella.

## Sistema Planetariu
----

**[[WASP-17b]]**

Planeta de baxa densidá afayáu pol proyeutu SuperWASP, esti planeta tien una órbita en direición opuesta a la rotación de la so estrella, tien 1,6 vegaes la masa de Saturnu y un radiu que va aproximao de 1,5 a 2 vegaes el de Xúpiter.

Órbita la so estrella con una periodicidá de 3,7 dias.

## Referencies

----
1. http://arxiv1.library.cornell.edu/PS_cache/arxiv/pdf/0908/0908.1553v1.pdf
Wasat

**Wasat** (δ Geminorum / δ Gem / 55 Geminorum) ye una estrella de la constelación de Xéminis de magnitú aparente +3,50.
Alcuéntrase a una distancia de 59 años lluz del Sistema Solar.

## Nome
El nome de **Wasat** provién del árabe *Al Wasat* y significa «en mediu».
Coles mesmes, na astronomía china esta estrella yera conocida como **Ta Tsun**, «la gran jarra de vinu».

## Carauterístiques
Wasat ye un sistema estelar onde les componentes A y B pueden ser resueltes con un pequeñu telescopiu. La estrella principal, **Wasat A** (Gliese 271 A), ye una subxigante blanca de tipu espectral F0IV con una temperatura superficial daqué mayor que la del Sol —ente 6900 y 7000 K— y 10 vegaes más lluminosa qu'ésti.
Más grande que'l Sol, el so diámetru ye un 50% mayor.
El so metalicidá, inferior a la solar, correspuende aproximao a un 55% de la mesma.
Wasat A paez ser, de la mesma, una estrella binaria que les sos componentes tán dixebraes namái 0,20 segundos d'arcu, lo qu'equival a una distancia ente elles de 3,60 UA.

Pela so parte, **Wasat B** (Gliese 271 B), ye una nana naranxa de tipu K6V y 4500 K de temperatura, siendo'l so diámetru 3/4 partes del que tien el Sol.
Orbita cada 1200 años alredor de Wasat A a una distancia de más de 100 UA.
Envalórase que'l sistema tien una edá ente 1300 y 1600 millones d'años.

Wasat alcuéntrase 0,2º al sur de la eclíptica; una llinia qu'una Wasat con Régulu (α Leonis) define'l camín del Sol al traviés del cielu. Wasat dacuando ye despintáu pola Lluna y menos frecuentemente por dalgún planeta. Saturnu foi l'últimu planeta en despintala'l 30 de xunu de 1857 y Venus va facer el 12 d'agostu de 2420. En 1930, Clyde Tombaugh afayó'l planeta nanu Plutón cerca d'esta estrella.

## Referencies
WASP-2

**WASP-2** (GSC 00522-01199) ye una estrella na constelación del Delfín visualmente a 7 minutos d'arcu de la variable MS Delphini. De magnitú aparente +11,98, ye demasiáu tenue pa ser reparada a simple vista. En 2006 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar, denomináu WASP-2b, orbitando en redol a esta estrella.
WASP respuende a les sigles ingleses de Wide Angle Search for Planets, un proyeutu pa la busca automatizada de planetes estrasolares per aciu la observación de tránsitos astronómicos.

WASP-2 ye una nana naranxa de tipu espectral K1V, una estrella que llogra la so enerxía pola fusión d'hidróxenu al igual que'l Sol, pero de menor temperatura y lluminosidá. La so temperatura efectivo, 5200 ± 200 K, ye aproximao 600 K inferior a la solar. El so diámetru correspuende a un 83% del que tien el Sol y tien una masa equivalente al 84% de la masa solar. Les sos carauterístiques físiques son asemeyaes a les d'Alfa Centauri B, 70 Ophiuchi A o 36 Ophiuchi A, magar se topa muncho más alloñada; como amuesa, la so distancia respeutu al Sistema Solar ye 24 vegaes vegaes mayor que la del sistema 36 Ophiuchi, yá que WASP-2 alcuéntrase a 469 años lluz.

## Sistema planetariu

El planeta alredor de WASP-2, denomináu WASP-2b, orbita a namái 0,03 UA de la estrella. Con una masa mínimo equivalente a un 88% de la masa de Xúpiter, ye un planeta del tipu «Xúpiter caliente». Completa una vuelta en redol a la estrella cada 2,1522 díes.

## Referencies
WASP-6

**WASP-6** ye una estrella que ta a unos 1.000 años lluz (306,74 pc) del Sistema solar na constelación d'Acuariu.

La so magnitú aparente ye de 12,4, nun siendo visible a güeyu. El so tipu espectral ye G8 y tien una temperatura na so fotosfera de 5.800 K. Tien un planeta estrasolar, WASP-6b.

## El so planeta
Tien namái un planeta, que se llama WASP-6b, y atopar col proyeutu SuperWasp.
Esti planeta afayar en 2008.
La so temperatura ye de 2.200 kelvins (K).

## Ver tamién
*SuperWASP
*WASP-6b

## Referencies

## Enllaces esternos