open-index/open-wikipedia-markdown huggingface dataset:
V339 Puppis

**V339 Puppis** (V339 Pup / HD 49336 / HR 2510 / HIP 32434) ye una estrella na constelación austral de Puppis —la popa del Argo Navis— de magnitú aparente +6,19.
Alcuéntrase a 1325 años lluz del Sistema Solar.

V339 Puppis ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B4Vne —tamién catalogada como B6Vne— con una temperatura efectivo de 16.400 ± 500 K.
Considerando toles llonxitúes d'onda, ye 3800 vegaes más lluminosa que'l Sol y el so diámetru ye aproximao 3,9 vegaes más grande que'l diámetru solar.Rota con una velocidá de 220 km/s, magar esti ye namái la llende inferior; el valor real depende del enclín de la so exa al respective de la Tierra.
7 vegaes más masiva que'l Sol, inda ta na secuencia principal, llogrando la so enerxía de la fusión del so hidróxenu internu.
Tien una edá averada de 41 millones d'años, lo que supón que trescurrió'l 80% de la so vida como estrella de la secuencia principal.

V339 Puppis ye una estrella variable catalogada como estrella Be y tamién como variable Gamma Cassiopeiae.
El so rellumu fluctúa ente magnitú aparente +6,15 y +6,27.

## Referencies
V3903 Sagittarii

**V3903 Sagittarii** (V3903 Sgr / HD 165921 / HIP 88943) ye un sistema estelar de magnitú aparente media +7,36.
Alcuéntrase aproximao a 4530 años lluz del Sistema Solar en direición a la constelación de Saxitariu.
Probablemente ye miembru del complexu de la Nebulosa de la Llaguna.

V3903 Sagittarii ye una binaria eclipsante reconocida como tal en 1990.
Los dos componentes del sistema son estrelles bien masives, dambes de tipu espectral O.
La estrella principal, la más caliente y masiva, ye de tipu O7 V. Tien una peralta temperatura superficial de 38.000 K y una masa de 27,27 mases solares. El so radiu ye 8,09 más grande que'l del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 230 km/s.
La componente secundaria, de tipu O9 V, tien una temperatura de 34.100 K y una masa equivalente a 19,01 soles. Rota a una velocidá de siquier 130 km/s, tando sincronizada la rotación de dambes estrelles.
Ye un sistema bien nuevu con dambes componentes entá nes fases iniciales de la secuencia principal; la so edá cífrase ente 1,6 y 2,5 millones d'años.

El periodu orbital del sistema ye de 1,7442 díes y el semiexe mayor de la órbita —siendo ésta circular— ye de 0,10 UA. Nel eclís principal, el rellumu de la estrella mengua 0,19 magnitúes cuando la estrella O9 V —45.500 vegaes más lluminosa que'l Sol y 4,66 más grande qu'ésti— pasa per delantre de la estrella O7 V, que la so lluminosidá ye 122.500 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Nel eclís secundariu'l so rellumu baxa 0,17 magnitúes.
Nun esiste tresferencia de masa ente componentes, polo que nun ye una binaria de contautu.

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

## Referencies
V3961 Sagittarii

**V3961 Sagittarii** (V3961 Sgr / HD 187474 / HR 7552) ye una estrella na constelación de Saxitariu de magnitú aparente +5,32.
De tipu espectral A0pCrSr, tien una temperatura de 9260 K y una lluminosidá 82 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Alcuéntrase a 339 años lluz del Sistema Solar.

Clasificada como variable Alfa2 Canum Venaticorum, V3961 Sagittarii pertenez a un grupu d'estrelles de lenta rotación, siendo el so periodu de rotación estraordinariamente llargu, en redol a los 2300 díes (aproximao 6,3 años); dichu periodu foi calculáu a partir de midíes del campu magnéticu llonxitudinal y confirmáu por observaciones fotométriques.
El rellumu de V3961 Sagittarii varia 0,06 magnitúes a lo llargo del ciclu de 2300 díes, escepcionalmente llargu dientro de les variables Alfa2 Canum Venaticorum, que los sos periodos típicos van de 0,5 a 160 díes.
Les llinies espectrales de cromu, manganesu, fierro, siliciu, neodimiu y praseodimiu varien de forma notable conforme la estrella xira. Atopóse que'l dipolu magnéticu ta movíu respectu al centru de la estrella 0,055 vegaes el radiu estelar, siendo'l tamañu del dipolu 0,035 vegaes el radiu estelar.

V3961 Sagittarii ye una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 690 díes. Ye notable que'l periodu de rotación ye muncho más llargu que'l periodu orbital.

## Referencies
V398 Aurigae

**V398 Aurigae** (V398 Aur / 9 Aurigae / HD 32537 / GJ 9174 A) ye un sistema estelar na constelación d'Auriga de magnitú aparente +4,98. Alcuéntrase a 86 años lluz de distancia del Sistema Solar.

V398 Aurigae ye una estrella de la secuencia principal de tipu F0V asemeyáu a les componentes de la binaria Porrima (γ Virginis).
Tien una temperatura efectivo de 7030 K y relluma con una lluminosidá 5,4 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
El so radiu ye un 60% más grande que'l radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 16,4 km/s.
Amuesa una metalicidá comparable a la solar ([Fe/H] = -0,06).
La so masa averada ye un 38% mayor que la del Sol y la so edá envalórase en 1700 millones d'años.
Ye una variable Gamma Doradus, una de les más brilloses d'esta clase, con un periodu de 1,2582 díes.

A 5,2 segundos d'arcu de V398 Aurigae puede reparase una estrella de magnitú aparente +12,2. Denominada **GJ 9174 B**, ye una nana colorada de tipu M2V que la so separación proyeutada con V398 Aurigae ye de más de 137 UA. El so periodu orbital supera los 1100 años.
Una tercer estrella, visualmente a 90,1 segundos d'arcu de V398 Aurigae, completa'l sistema estelar.
Ye una nana naranxa de de tipu K5V que recibe'l nome de **GJ 9174 C** y que la so magnitú ye +9,4.

## Referencies
V405 Andromedae

**V405 Andromedae** (V405 And) ye un sistema estelar na constelación d'Andrómeda.
De magnitú aparente +11,0, alcuéntrase a una incierta distancia ente 25 y 35 pársecs —aproximao unos 100 años lluz— del Sistema Solar.

## Carauterístiques
V405 Andromedae ye una estrella binaria que les sos componentes son dos nanes coloraes. 
**V405 Andromedae A**, la estrella primaria, tien tipu espectral M0V y una temperatura efectivo de 4050 ± 200 K.
Con un radiu equivalente al 78% del radiu solar, tien una masa llixeramente inferior a la metá de la del Sol.
El so acompañante, **V405 Andromedae B**, tien tipu espectral M5V y una temperatura de 3000 ± 300 K.
Tien un radiu de 0,24 radios solares y la so masa ye igual a una quinta parte de la masa solar.
El tamañu de dambes componentes ye más grande que'l que cabría esperar d'alcuerdu a la teoría d'estructura estelar, lo que se debe a la esistencia de fuertes campos magnéticos.
Anque ye difícil conocer con exactitú la edá d'esta binaria, piénsase que pue ser d'unos 5000 millones d'años. 

Les dos estrelles xiren sobre sigo mesmes bien apriesa, siendo la so velocidá de rotación de siquier 85 km/s.
El so periodu de rotación, que ye igual al periodu orbital del sistema, ye de 0,46543 díes.
El planu orbital ta inclináu 66,5º y la órbita ye circular.

## Variabilidá

V405 Andromedae ye una variable RS Canum Venaticorum bien activa, siendo la so amplitú de variación de 0,31 magnitúes.
Estes estrelles tienen cromosferes actives y emiten enerxía en forma de rayos X; en dicha rexón del espectru, la lluminosidá de V405 Andromedae ye de 0,117×1024 W.

Reparáronse fogarales violentes procedentes de V405 Andromedae, detectaes tantu en fotometría como en espectrometría.
Los datos de fotometría amuesen que les superficies estelares tópense cubiertes por grandes manches, estables mientres periodos de más de dos años; posiblemente esista un nial activu» que'l so periodu d'actividá supera los diez años.
Similares rexones actives de llarga duración fueron tamién reparaes en WY Cancri.
Un interesante fenómenu surdíu a partir de les midíes fotométriques ye la esistencia de «erupciones post-fogaral» que perduren siquier tres órbites.

## Referencies
V415 Carinae

**V415 Carinae** (V415 Car / A Carinae) ye una estrella de magnitú aparente +4,41 asitiada na constelación de Carina, la quilla del Navío Argos.
Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, a 539 años lluz del Sistema Solar.

V1415 Carinae ye una estrella binaria que la so duplicidá foi alvertida per primer vegada por W.H. Wright en 1905.
La componente principal, **V415 Carinae A**, ye una xigante lluminosa mariella de tipu espectral G6II.
Tien una temperatura superficial de 4981 ± 100 K y una lluminosidá ente 497 y 537 vegaes mayor que la del Sol.
El so diámetru ye 31,3 vegaes más grande que'l diámetru solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 12,2 km/s.
La so masa ye aproximao 4,26 vegaes mayor que la masa solar y evidencia una metalicidá daqué per debaxo de la solar ([Fe/H] = -0,4).
**V415 Carinae B**, la estrella secundaria, ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu A1V.
Les sos carauterístiques son asemeyaes a les de Merak (β Ursae Majoris) o a les de ζ Arietis.
Con una temperatura de 9388 K, ye 95 vegaes más lluminosa que'l Sol.
Tien una masa de dos mases solares y un radiu un 90% más grande que'l del Sol.

El sistema tien un periodu orbital de 195,26 díes y el semiexe mayor de la órbita de V415 Carinae B ye de 150 UA, cinco veces la distancia qu'hai ente Neptunu y el Sol.
El planu orbital tópase inclináu 82º respectu al planu del cielu, polo que dende la Tierra la órbita reparar casi de perfil.
Ello favorez que tenga llugar un eclís parcial cuando la estrella secundaria intercepta la lluz de la rexón polar la xigante mariella, lo que trai un amenorgamientu del rellumu total de 0,06 magnitúes.
Especulóse que nel pasáu'l sistema puede esperimentar tresferencia de masa estelar ente los dos componentes.

## Referencies
V419 Cephei

**V419 Cephei** (V419 Cep) ye una estrella variable na constelación de Cefeo de magnitú aparente media +6,62.

## Distancia
Dada la so distancianza respeutu al Sistema Solar, la paralax de V419 Cephei midida pol satélite Hipparcos (0,63 milisegundos d'arcu), nun resulta preséu pa evaluar la distancia a la que s'atopa.
La so distancia más probable ye de 1085 ± 320 pársecs, igual a 3540 ± 1035 años lluz).
Ye miembru de l'Asociación estelar Cepheus OB2-A.

## Carauterístiques
V419 Cephei ye una superxigante colorada de tipu espectral M2I con una temperatura efectivo de 3700 K.
Ye una superxigante de gran tamañu, con un diámetru, calculáu a partir de modelos teóricos, 590 vegaes más grande que'l diámetru solar.
La midida del so diámetru angular en banda K, 5,90 ± 0,70 milisegundos d'arcu, conduz a una cifra non muncho mayor, magar hai que tener en cuenta la enorme incertidume al respective de la distancia a la que s'atopa.
El so radiu equival a 2,7 UA, polo que si se topara nel llugar del Sol, les órbites de los primeros cuatro planetes —la Tierra inclusive— quedaríen englobaes nel interior de la estrella.
Sicasí, el so tamañu queda lloñe de los dos conocíes hiperxigantes nesta constelación, μ Cephei y VV Cephei.

V419 Cephei tien una masa 16,6 vegaes mayor mases solares, percima de la llende a partir del cual les estrelles rematen la so vida españando como supernoves.
La vida d'estrelles tan masives ye bien curtia, siendo la edá de V419 Cephei de namái 10 millones d'años, magar el so avanzáu estáu evolutivu.

Catalogada como una estrella variable irregular LC, el rellumu de V419 Cephei varia 0,27 magnitúes.

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

## Referencies
V424 Lacertae

**V424 Lacertae** (V424 Lac / HD 216946 / HR 8726) ye una estrella variable na constelación de Lacerta. De magnitú aparente media +5,00, visualmente alcuéntrase mui cerca de la llende con Andrómeda.
Ye una estrella alloñada que la so distancia ye mal conocida; la so posible pertenencia a l'Asociación estelar Lac OB1 dexa envalorar la so distancia nunos 1700 años lluz.

V424 Lacertae ye una superxigante colorada de tipu espectral M0Iab con una temperatura efectivo de 3800 K.
Asemeyáu a la brillosa Betelgeuse (α Orionis) o a σ Canis Majoris, el so tamañu ye, sicasí, inferior al d'estes.
El so radiu ye 260 vegaes más grande que'l del Sol, equivalente a 1,20 UA; si tuviera nel centru del Sistema Solar, la Tierra quedaría englobada nel interior de la estrella.
Relluma con una lluminosidá bolométrica 13.200 vegaes superior a la del Sol.

Catalogada como una variable irregular LC, el rellumu de V424 Lacertae varia ente magnitú +5,03 y +5,11. Les variaciones de rellumu multiperíodicas pueden ser atribuyíes a pulsaciones de la superficie estelar.
Coles mesmes, detectóse un periodu secundariu muncho más llargu de 1601 díes.
Les variaciones de color B-V y O-B rellacionaes con esti segundu periodu son similares a les de los periodos más curtios, polo que la naturaleza de dichu periodu tamién paez tar acomuñáu a pulsaciones.

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

## Referencies
V391 Pegasi

**V391 Pegasi** (GSC 02212-01369 / HS 2201+2610) ye una estrella variable na constelación de Pegasu. La so magnitú aparente ye +14,57 y alcuéntrase a unos 4570 años lluz del Sistema Solar. En 2007 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar alredor d'esta estrella. 

V391 Pegasi ye una subenana azul caliente, una estrella estrema de la caña horizontal. Les subenanas calientes representen una etapa tardía na evolución estelar de delles estrelles, onde una xigante colorada pierde les sos capes esteriores d'hidróxenu primero que nel so nucleu empiece la fusión del heliu. Con una masa la metá de la masa solar, V391 Pegasi tien un radiu del 23% del radiu solar y una lluminosidá 35 vegaes mayor que la del Sol. La so temperatura efectivo algama los 29.300 K. Ye una estrella antigua, con una edá envalorada igual o superior a 10.000 millones d'años.

V391 Pegasi ye una estrella variable pulsante, con 4 o 5 distintos periodos de pulsación ente 342 y 354 segundos. Los dos mayores amplitúes son d'un 1% y de un 0,4%.

## Sistema planetariu

En 2007 afayóse un planeta xovianu, denomináu V391 Pegasi b, que la so masa ye siquier 3,7 vegaes mayor que la de Xúpiter. A una distancia de 1,7 UA de la estrella, completa una órbita cada 3,2 años.

La mayor parte de los planetes estrasolares descubiertos orbiten alredor d'estrelles de la secuencia principal similares al Sol. Cuando estes estrelles escosen el so combustible d'hidróxenu, espándense tresformándose en xigantes coloraes, etapa que puede modificar les órbites de los planetes y somorguiar los planetes interiores dientro de la mesma estrella. Esto asocederá-yos a los planetes del sistema solar dientro d'unos 5000 millones d'años.

El radiu máximu de la xigante colorada precursora de V391 Pegasi pudo algamar les 0,7 UA, envalorándose que la distancia orbital del planeta mientres la fase de secuencia principal de la estrella yera d'aproximao 1 UA. Esti descubrimientu demuestra que planetes con distancies orbitales inferiores a 2 UA pueden sobrevivir la fase de xigante colorada de les sos estrelles parentales.

## Referencies
V394 Aurigae

**V394 Aurigae** (V394 Aur / HD 41429 / HR 2146) ye una estrella variable asitiada al sur de la constelación d'Auriga.
De magnitú aparente media +6,08, alcuéntrase aproximao a 727 años lluz de distancia del Sistema Solar.

V394 Aurigae ye una xigante colorada lluminosa de tipu espectral M3II.
Asemeyáu a π Aurigae —nesta mesma constelación—, la so temperatura superficial ye de 3365 K y ye 873 vegaes más lluminosa que'l Sol.
Sicasí, nun ye una estrella masiva; envalórase que la so masa actual ye aproximao un 7% inferior a la masa solar.
La variabilidá d'esta xigante colorada afayóse en 1991 por L.F. Snyder.
Catalogada como variable semirregular de tipu SRC, el so rellumu varia 0,1 magnitúes a lo llargo d'un periodu de 32,896 díes.

V394 Aurigae forma una estrella doble xunto a **HD 41429B**, estrella de la secuencia principal de tipu F7V y magnitú +10,3.
Visualmente dambes estrelles tán dixebraes 10 segundos d'arcu, separación que nun varió desque Otto Wilhelm von Struve afayó la so duplicidá en 1848.
Dambes estrelles paecen tar físicamente amestaes, siendo la distancia real ente elles cimera a 2300 UA.

## Referencies
V439 Andromedae

**V439 Andromedae** (V439&nbsp;And / HR&nbsp;8) ye una estrella de magnitú aparente +6,13 encuadrada na constelación d'Andrómeda.
Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, a 44,6 años lluz de distancia del Sistema Solar.

## Pertenencia a asociaciones estelares
V439 Andromedae forma parte de l'Asociación estelar de Hércules-Lyra —definida per vegada primera en 2004—, a la que tamién pertenecen υ Aquarii, HN Pegasi y EX Ceti, ente otros.
Coles mesmes, tamién incluyóse na nueva Asociación d'Eta Chamaeleontis, descubierta por Mamajek et al. en 1999.

## Carauterístiques físiques
V439 Andromedae ye una nana naranxa de tipu espectral K0V, una estrella que, como'l Sol, funde la so hidróxenu nuclear, pero ye más fría y tenue qu'ésti.
Asina, tien una temperatura efectivo de 5400 K y la so lluminosidá bolométrica —en toles llonxitúes d'onda— equival al 62% de la lluminosidá solar.
De menor tamañu que'l Sol, el so radiu correspuende al 88% del radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 6,5 km/s, siendo el so periodu de rotación igual o inferior a 5,7 díes.

Presenta un escesu na radiación infrarroxo emitida tanto a 24 μm como a 70 μm.
Con una masa apenes un 2% menor que la del Sol, nun esiste consensu tocantes a la so edá.
Anque de xuru ye más nuevu que'l nuesu Sol, dellos estudios otorgar una edá de 200 millones d'años, otru 20 millones d'años y un trabayu más recién —basándose na so pertenencia a l'Asociación estelar d'Eta Chamaeleontis— amenorga esta cifra a namái 8 millones d'años.

## Composición elemental
V439 Andromedae evidencia un conteníu metálico daqué percima de la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,16.
Los niveles d'otros elementos como aluminiu, calciu, titaniu, vanadiu, cromu y níquel siguen la mesma pauta, ente que el magnesiu amuesa una menor bayura relativa, práuticamente igual a la del Sol.

## Variabilidá
V439 Andromedae ta catalogada como variable BY Draconis nel General Catalogue of Variable Stars.
Nestes variables —ente les que se cunten les tamién nanes naranxes 61 Cygni A o 12 Ophiuchi— les variaciones de lluminosidá tán producíes pola presencia de manches na superficie estelar o otru tipu d'actividá cromosférica.
L'amplitú de variación de V439 Andromedae ye de 0,04 magnitúes.

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

## Referencies
V452 Scuti

***V452 Scuti***, tamién conocida cómo *AS 314*
, ye una estrella hiperxigante y posible Variable azul lluminosa allugada na constelación del Escudu. Presenta una magnitú aparente de 10,01 y ye visible con telescopios pequeños.

## Carauterístiques

Alcuéntrase a una distancia envalorada d'aproximao 10 quiluparsecs (32.600 años lluz), ye 160.000 vegaes más brillosa que'l Sol, 200 vegaes mayor, y nel momentu de la so formación tenía 20 vegaes la masa del Sol. Ta perdiendo masa al traviés d'un potente vientu estelar a razón d'una masa solar cada 50.000 años.

Tien un escesu de rellumu nel infrarroxu, lo que suxer que ta envolubrada nuna capa de polvu que pudo emitir nun españíu pasáu cómo variable azul lluminosa; sicasí, nun ye clasificada cómo ési tipu d'estrella sinón cómo una candidata a selo magar que la so posición nel diagrama de Hertzsprung-Russell sía cercana a les ocupaes poles variables lluminoses azules.

## Referencies
V466 Cassiopeiae

**V466 Cassiopeiae** (V466 Cas) ye una estrella variable na constelación de Cassiopeia.
De magnitú aparente media +8,62, alcuéntrase 4,5 minutos d'arcu al norte de la brillosa φ Cassiopeiae y, al igual qu'ésta, forma parte del cúmulu abiertu NGC 457. 
Dada la so distancianza respeutu al Sistema Solar, el so paralax midida pol satélite Hipparcos (0,33 milisegundos d'arcu), nun resulta preséu pa evaluar la distancia a la que s'atopa.
Diversos estudios envaloren la so distancia ente 1200 y 1585 pársecs (3900 - 5160 años lluz).

V466 Cassiopeiae ye una superxigante colorada de tipu espectral M1.5I —catalogada tamién como M2Ib— con una temperatura efectivo de 3780 K.
Ye una superxigante de gran tamañu, tando'l so diámetru entendíu ente 330 y 380 vegaes el diámetru solar.
Considerando la cifra menor, el so radiu equival a 1,5 UA, polo que si se topara nel llugar del Sol, les órbites de los primeros trés planetes —la Tierra inclusive— quedaríen englobaes nel interior de la estrella.
El so tamañu, comparable al de R Leonis o R Doradus, ye, sicasí, la metá del de la brillosa Antares (α Scorpii).
Con una masa d'aproximao 12 mases solares, envalórase que la so perda de masa estelar —en forma de polvu, una y bones el gas atómico y molecular nun pudo ser evaluáu— ye de 0,2 × 10-9 mases solares per añu.

Catalogada como una estrella variable irregular LC, el rellumu de V466 Cassiopeiae varia ente magnitú +9,80 y +10,74 —en banda B— ensin qu'esista periodu conocíu.

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

## Referencies
V478 Cygni

**V478 Cygni** (V478 Cyg / HD 193611 / HIP 100227) ye una estrella binaria de magnitú aparente media +8,66.
Alcuéntrase aproximao a 4410 años lluz del Sistema Solar en direición a la constelación de Cygnus.

V478 Cygni ye una binaria eclipsante reconocida como tal en 1949.
Los dos componentes del sistema son estrelles azules de la secuencia principal bien masives, dambes de tipu espectral O9.5V.
La componente A tien una temperatura superficial de 30.479 K y una masa de 16,62 mases solares.
El so radiu ye 7,43 vegaes más grande que'l del Sol y relluma con una lluminosidá 42.760 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
La componente B, práuticamente idéntica, tien una temperatura de 30.549 K y una masa equivalente a 16,27 soles.
D'igual tamañu que la so compañera, ye apenes un 0,1% más lluminosa qu'ella.
El sistema tien una edá de 5 millones d'años.

El periodu orbital de V478 Cygni ye de 2,8808 díes y el semiexe mayor de la órbita —siendo la escentricidá d'ésta ε = 0,019— ye de 26,9 radios solares o 0,11 UA. Nos eclises, el rellumu conxuntu mengua aproximao 0,40 magnitúes.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
V505 Sagittarii

**V505 Sagittarii** (V505 Sgr / HD 187949) ye un sistema estelar na constelación de Saxitariu.
De magnitú aparente media +6,46, alcuéntrase aproximao a 398 años lluz del Sistema Solar. 

El sistema V505 Sagittarii ta compuestu por siquier trés componentes.
Dos d'elles formen una binaria eclipsante —similar a Algol (β Persei) o a ζ Phoenicis— con un periodu orbital de 1,1827 díes.
La componente principal ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A2V con una temperatura efectivo de 8860 K. Tien una masa de 2,20 mases solares, un radiu 2,2 vegaes más grande que'l del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 106 km/s.
La so compañera ye una subxigante más fría de tipu G5 IV con una temperatura averada de 4820 K. La so masa ye un 15% mayor que la del Sol y ye 2,4 vegaes más grande qu'ésti.
El rellumu d'esta binaria mengua daqué más d'una magnitú cuando tien llugar l'eclís principal, ente que tamién hai un eclís secundariu que provoca un descensu de rellumu de 0,17 magnitúes.
L'eclís principal produzse cuando la subxigante —2,7 vegaes más lluminosa que'l Sol— pasa per delantre de la estrella A2, que la so lluminosidá ye 24,7 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Amás, el par ye bien brillosu en llonxitúes d'onda de rayos X onde amuesa una lluminosidá qu'algama los 6866 × 1020 W.

En redol al par interior orbita una tercera componente que'l so periodu orbital nun ye bien conocíu (diverses fontes dan valores de 38 y 60,1 años). Piénsase que, con una masa un 20% superior a la del Sol, ye una nana mariella de tipu espectral F7-8 V.
La órbita d'esta tercera componente, midida por interferometría de moteáu, suxer la presencia d'una cuartu oxetu, demasiáu tenue pa ser reparáu entá.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
V509 Cassiopeiae

**V509 Cassiopeiae** (V509 Cas / HR 8752) ye una estrella variable na constelación de Cassiopeia de magnitú aparente media +5,10.
Alcuéntrase bien alloñada del Sistema Solar, a unos 3.500 pársecs (11.500 años lluz) de distancia.
Forma parte de l'asociación estelar Cepheus OB1.

## Carauterístiques físiques
V509 Cassiopeiae ye una hiperxigante mariella de tipu espectral variable.
De carauterístiques asemeyaes a ρ Cassiopeiae, esta clase d'oxetos son particularmente raros y namái se conocen siete d'ellos na Vía Lláctea.
V509 Cassiopeiae figura catalogada na base de datos SIMBAD como G0I, pero'l so tipu espectral foi camudando lo llargo de los años de G3Ia (1950-1959), a K2-5Ia (1973), G4Ia (1980) y F8Ia (1991).
Consecuentemente tamién la so temperatura efectivo esperimentó importantes fluctuaciones, resgistrándose valores entendíos ente 4570 y 7170 K.
Diches fluctuaciones atribuyir a pequeños cambeos nel so vientu estelar o na so envoltura.
Amás, pierde masa estelar a un ritmu bien eleváu, a razón de 1,2 × 10-5 mases solares per añu.
Esti prodixosu ritmu de perda de masa tien llugar dende nun hai más de 1000 años aproximao, nun esistiendo nicios d'una perda de masa tan acusada con anterioridá.
Sicasí, V509 Cassiopeiae nun paez tar arrodiada por material circumestelar. Nun presenta un gran escesu nel infrarroxu nin emisión molecular conocida, sacante CO, que sí foi detectáu.

La lluminosidá de V509 Cassiopeiae equival a la de 400.000 soles y ye una estrella de gran tamañu, siendo'l so radiu 400 vegaes más grande que'l del Sol.
Ye una de les estrelles conocíes de mayor tamañu y una de les más lluminoses de la galaxa.
Coles mesmes, ye una radiofuente notable.

Per otra parte, V509 Cassiopeiae ye una estrella doble que la so acompañante, de tipu espectral B1V, ta visualmente dixebrada d'ella 0,08 segundos d'arcu.

## Estáu evolutivu
Probablemente na superficie de V509 Cassiopeiae prodúcense pulsaciones non radiales.
La estrella paez volvese más azul col intre del tiempu, implicando un aumentu na temperatura de 800 K mientres la década de 1980.
Al igual que IRC+10420, deducióse que la estrella ta n'evolución dende la fase de superxigante colorada escontra la fase de variable lluminosa azul; la so elevada masa —na so nacencia 40 mases solares— ye un indicativu de que va acabar la so vida españando como una supernova.
La so masa actual cifrar ente 12,0 y 18,8 vegaes la masa del Sol, envalorándose la so edá ye 17,0 ± 0,5 millones d'años.

## Variablidad
V509 Cassiopeiae ye una variable semirregular SRD que'l so rellumu bazcuya ente magnitú 4,75 y 5,50.
Les observaciones fotométriques del satélite Hipparcos suxeren diversos periodos de 510, 300, 180, 62 y 37 díes.

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

## Referencies
V505 Persei

**V505 Persei** (V505 Per / HD 14384 / HIP 10961) ye una estrella variable na constelación de Perseus asitiada a 198 años lluz del Sistema Solar.
El so rellumu varia ente magnitú aparente +6,87 y +7,46.

V505 Persei ye una binaria eclipsante compuesta por dos estrelles marielles de tipu F5V.
Dambes son bien paecíes con temperatures efectives de 6512 ± 21 K pa la componente principal y 6462 ± 12 K pa la secundaria.
La primera ye un 27% más masiva que'l Sol y tien un radiu de 1,29 radios solares.
Relluma con una lluminosidá 2,67 vegaes mayor que la lluminosidá solar y paez ser que, dientro de la evolución estelar, ta empezando a abandonar la secuencia principal.
El so acompañante tien una masa de 1,25 mases solares y el so radiu ye un 27% más grande que'l del Sol.
Ye 2,51 vegaes más lluminosa que'l Sol.
Dambes xiren sobre sigo mesmes con una velocidá de rotación proyeutada de 15,3 km/s.
La metalicidá d'esta binaria ye un 24% inferior a la solar y la so edá envalórase en 900 millones d'años.

El periodu orbital del sistema ye de 1,9009 díes (45,62 hores) y el semiexe mayor de la órbita ye de 0,04 UA. Nos eclises el rellumu de la estrella mengua 0,59 magnitúes. 
Magar la proximidá ente dambes componentes, el sistema nun constitúi una binaria de contautu.

## Referencies
V528 Carinae

**V528 Carinae** (V528 Car / HD 95950 / HIP 54021) ye una estrella variable na constelación de Carina.
De magnitú aparente mínima +6,75, ye una estrella alloñada que s'atopa a una incierta distancia.
La midida de la paralax pol satélite Hipparcos da un valor negativu, ente que la so pertenencia al cúmulu estelar Carinae OB2 dexa envalorar la so distancia en 3850 años lluz.

V528 Carinae ye una superxigante colorada de tipu espectral M2I con una temperatura efectivo de 3700 K.
Tien un radiu 700 vegaes mayor que'l del Sol, lo qu'equival a 3,2 UA polo que si tuviera nel centru del Sistema Solar, los cuatro planetes más cercanos al Sol —ente ellos la Tierra— taríen englobaos nel interior de la estrella.
Nel espectru visible la so lluminosidá ye 11.900 vegaes superior a la del Sol pero la so lluminosidá bolométrica —considerando toles llonxitúes d'onda— algama les cifra de 81.000 vegaes la lluminosidá solar.
Pierde masa en forma de polvu a razón de 0,5 &times; 10-9 mases solares per añu.

Catalogada como una variable irregular LC —que'l so prototipu ye TZ Cassiopeiae—, el rellumu de V528 Carinae va ente magnitú +6,51 y +6,75, ensin que se conoza periodicidá dalguna.

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

## Referencies
V538 Aurigae

**V538 Aurigae** (V538 Aur) ye un sistema estelar na constelación d'Auriga, el cocheru.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, ta a 40,0 años lluz del Sistema Solar.

La estrella primaria, **Gliese 211** (HR 1925 / HD 37394), tien magnitú aparente +6,23.
Ye una nana naranxa de tipu espectral K1V con una temperatura efectivo de 5293 ± 109 K.
La so lluminosidá equival a daqué menos de la lluminosidá solar.
Tien un radiu un 18% más pequeñu que'l del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 4 km/s.
Igualmente tien menos masa que'l Sol, aproximao 0,91 mases solares.
Nun se detectó escesu nel infrarroxu nin a 24 μm nin a 70 μm, lo qu'en principiu refuga la presencia d'un discu de polvu al so alredor.
Evidencia actividá cromosférica y ta catalogada como variable BY Draconis; la variación de rellumu ye pequeña —0,04 magnitúes— y ta aniciada porque rexones de la superficie estelar con gran actividá magnética entren y salen del campu de visión conforme la estrella xira a lo llargo del so periodu de rotación de 10,86 díes.

La estrella secundaria, **Gliese 212** (LHS 1775) ye una nana colorada de tipu M0.5.
Con magnitú +9,87, nun ye observable a simple vista.
La so temperatura efectivo ye de 3531 ± 50 K y tien un radiu de 0,71 radios solares.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 2,0 km/s, lo que trai que'l so periodu de rotación nun supera los 18 díes.
La so masa envalorada ye de 0,57 mases solares.

Les dos estrelles del sistema tán visualmente dixebraes ente sí 98 segundos d'arcu, lo que correspuende a una separación proyeutada de 1200 UA.
Presenten una metalicidá comparable a la solar ([Fe/H] ~ -0,02).
L'estudiu de la cinemática del sistema inclúye-y dentroo del grupu de les Pléyades, lo que dexa envalorar la so edá en 120 millones d'años.

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

## Referencies
V596 Cassiopeiae

**V596 Cassiopeiae** (V596 Cas / GJ 82 / HIP 9291 / Ross 15) ye una estrella de magnitú aparente +12,04. Alcuéntrase a 41,5 años lluz del Sistema Solar encuadrada na constelación de Cassiopeia.
Estrelles cercanes a V596 Cassiopeiae son Gliese 69 y Gliese 63, asitiaes respeutivamente a 4,8 y 5,8 años lluz de distancia.

V596 Cassiopeiae ye una nana colorada de tipu espectral M4V.
Tien una temperatura superficial de 3069 K y la so masa apenes supón el 35% de la masa solar.
Relluma con una lluminosidá —nel espectru visible— igual al 0,18% de la lluminosidá solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 15 km/s.
El so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos que'l heliu— ye llixeramente cimeru a la del Sol ([Fe/H] = +0,06).

V596 Cassiopeiae ye una estrella nueva que la so edá ta entendida ente 35 y 300 millones d'años;
otru estudiu concreta esta cifra en 50 millones d'años.
Amás, ye una estrella acandilante asemeyáu a EV Lacertae, YZ Canis Minoris o UV Ceti, prototipu d'esta clase de variables.

## Referencies
V596 Puppis

**V596 Puppis** (V596 Pup / HD 71581 / HR 3335) ye un sistema estelar de magnitú aparente +6,59.
Asitiáu na llende de les constelaciones de Pyxis y Puppis, recibe tamién la denominación de variable **VV Pyxidis**, a pesar de que ta encuadrada na postrera de les constelaciones enantes citaes.
Alcuéntrase a 572 años lluz del Sistema Solar.

El sistema V596 Puppis consta de siquier trés componentes, anque pudieren ser cuatro.
La estrella más brillosa ye una binaria espectroscópica formada por dos estrelles blanques de la secuencia principal de tipu espectral A1V.
D'idéntiques carauterístiques, dambes tienen una temperatura superficial de 9500 K y rellumen con una lluminosidá 34 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Tienen una masa 2,10 vegaes mayor que la del Sol y un radiu 2,16 vegaes más grande que'l radiu solar.
La velocidá de rotación proyeutada de dambes ye de 23 km/s.
El par constitúi una binaria eclipsante que'l so periodu orbital ye de 4,5962 díes.
Nos eclises —cuando una de les estrelles intercepta la lluz de la so compañera— el so rellumu mengua 0,47 magnitúes, siendo por tantu una estrella variable.
Les carauterístiques d'esta binaria son bien paecíes a les de la brillosa Menkalinan (β Aurigae), cola diferencia de que nesti últimu sistema les dos estrelles tán más evolucionaes.

Visualmente aproximao a 0,3 segundos d'arcu de V596 Puppis, reparar otra estrella de magnitú +7,9 que tamién forma parte del sistema. De tipu espectral A5-A7, la so masa ye un 62% mayor que la masa solar. Especulóse que tamién pueda ser una estrella binaria; sicasí, per aciu interferometría de moteáu refugóse la esistencia d'acompañantes que la so separación visual sía mayor de 30 milisegundos d'arcu.
Anque los parámetros orbitales nun son bien conocíos, puede tardar en redol a 370 años en completar una órbita alredor de la binaria eclipsante.
El sistema tien una edá envalorada de 316 millones d'años.

## Referencies
V605 Aquilae

**V605 Aquilae** (V605 Aql / Nova Aquilae 1919) ye la estrella central de la nebulosa planetaria Abell 50 asitiada na constelación d'Aquila.
La distancia a la que s'atopa respectu al Sistema Solar ye incierta, pero envalórase que pue ser de 11.500 años lluz —3500 parsecs—.

## Historia
En 1919 l'astrónomu Max Wolf reparó na constelación d'Aquila una estrella que s'allumó, primeramente clasificada como **Nova Aquilae 4** y depués llamada **Nova Aquilae 1919** o V605 Aquilae.
El so espectru reveló que yera una xigante deficiente en hidróxenu bien asemeyáu a les variables R Coronae Borealis.
Mientres dos años el so rellumu aumentó hasta magnitú +10,2 y la so temperatura efectivo yera entós d'aproximao 5000 K.
Foi en 1971 cuando s'afayó que V605 Aquilae atopar nel centru d'una tenue nebulosa planetaria d'unos 20.000 años d'antigüedá.
Darréu detectóse, nel centru xeométricu de la mesma, la crecedera d'un puntu deficiente n'hidróxenu. Güei, envalórase que la temperatura de la estrella central algama la cifra de 95.000 K.

## Esplicación de les observaciones

V605 Aquilae ye una estrella que se topa nes fases finales de la so evolución estelar.
Güei, la esplicación más aceptada de les pasaes observaciones ye que la estrella esperimentó un «flax d'heliu final» qu'espulsó material apocayá procesáu al centru de la nebulosa.
Pol so espectru y composición química, V605 Aquilae tien tipu espectral Wolf-Rayet, clase qu'entiende aproximao'l 15% de toles estrelles centrales de nebuloses. Les fracciones de masa atmosférico de V605 Aquilae son un 40% de carbonu, un 54% d'heliu y un 5% d'oxíxenu, en llinia coles predicciones pa una estrella «post-flax final».

L'episodiu del flax d'heliu final ye astronómicamente bien curtiu, d'ende que la observación d'una estrella en dicha fase sía por demás rara. Sicasí, el flax final ye de fechu un acontecimientu bastante común na evolución estelar, yá que lo esperimenten ente'l 10% y el 25% de toles estrelles qu'evolucionen fora de la caña asintótica xigante.
Como cabo esperar, son bien poques les estrelles de les que se tienen pruebes clares de que tán esperimentando'l flax final: amás de V605 Aquilae, namái tán documentaes como tales el Oxetu de Sakurai (V4334 Sagittarii) y FG Sagittae.
En particular, V605 Aquilae y l'Oxetu de Sakurai amuesen notables semeyances.

Sicasí, el material espulsáu por V605 Aquilae mientres l'episodiu de 1919 ye por demás ricu en neón, polo que se suxirió que puede provenir d'una estrella d'oxíxenu-neón-magnesiu, como ye'l casu de les llamaes «novas de neón».
Propunxéronse dos posibles escenarios; el primeru invoca la fusión d'una estrella de la secuencia principal y una nana blanca masiva d'oxíxenu-neón-magnesiu, ente que'l segundu implica una nova clásica d'oxíxenu-neón-magnesiu que tien llugar pocu dempués d'un flax d'heliu final.

## Referencies
V686 Coronae Australis

**V686 Coronae Australis** (V686 CrA / HD 175362 / HR 7129) ye una estrella variable na constelación de Corona Austral.
Tien magnitú aparente media +5,35 y alcuéntrase a 424 años lluz de distancia del Sistema Solar.

De tipu espectral B3V —anque tamién figura catalogada como B8IVs—, V686 Coronae Australis ye una estrella peculiar Estrella probe n'heliu probe n'heliu con «sobreabundancia» de siliciu y manganesu.
El so campu magnéticu efectivu  algama'l valor de 3122 G.
Ye tamién una variable Alfa2 Canum Venaticorum —como por casu Alioth (ε Ursae Majoris)—, variando'l so rellumu 0,16 magnitúes.

V686 Coronae Australis tien una temperatura efectivo de 16.480 K y relluma con una lluminosidá 436 vegaes mayor que la del Sol.
Con un radiu 2,5 vegaes más grande que'l radiu solar, V686 Coronae Australis rota con una velocidá proyeutada de 15 km/s, completando una vuelta sobre sigo mesma cada 3,67 díes.
La so masa ta entendida ente 4 y 4,6 mases solares.
Tien una edá envalorada de namái 8,3 millones d'años, polo qu'apenes trescurrió'l 6% de la so vida como estrella de la secuencia principal.

## Referencies
V700 Monocerotis

**V700 Monocerotis** (V700 Mon / MWC 147 / HD 259431) ye una estrella na constelación de Monoceros, el unicorniu, de magnitú aparente +8,81.
La so distancia respeutu al Sistema Solar ye incierta; anque a partir de les midíes del satélite Hipparcos suxirióse que puede tar a 945 años lluz, el so llocalización na nube NGC 2247 ye más consistente con una distancia de 2600 años lluz.

## Carauterístiques
V700 Monocerotis ye una estrella Herbig Be d'unos 500.000 años d'edá qu'inda nun entró na secuencia principal y ta en fase de crecedera, incorporando material del esterior. Numberoses observaciones suxeren la esistencia alredor de la estrella d'un discu circumestelar y una envoltura esterior más estendida. La parte interna del discu tien una alta temperatura, en redol a dellos miles de K, con un amenorgamientu acusáu de la temperatura conforme aumenta la distancia a la estrella. La mayor parte de la radiación infrarroxo emitida provién del material que s'atopa a 1-2 UA de la estrella. Esto tamién implica que nun puede esistir polvu tan cerca de la estrella, una y bones la enerxía irradiada pola estrella calez y destrúi los granos de polvu. El modelu que meyor afacer a les observaciones ye'l d'un discu que s'estiende hasta 100 UA, cola estrella amontando la so masa a razón de siete millonésimes de masa solar per añu.

V700 Monocerotis tien una compañera visual a 3,1 segundos d'arcu, equivalente a una separación proyeutada de 2500 UA. Anque tamién foi catalogada como una binaria espectroscópica con un periodu de menos d'un añu, midíes posteriores nun pudieron confirmar esti fechu.

## Referencies
V701 Coronae Australis

**V701 Coronae Australis** (V701 CrA) ye una estrella de magnitú aparente +5,73 encuadrada na constelación de Corona Austral.
Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, a 223 años lluz del Sistema Solar.

V701 Coronae Australis ye una xigante o subxigante blancu-mariella de tipu espectral F2III/IV.
Con una edá de 1100 millones d'años, ye una estrella evolucionada asemeyada a Caph (β Cassiopeiae) o a χ Leonis.
Tien una temperatura efectivo de 6982 K y una lluminosidá 19 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Tien un diámetru angular de 3,8 &times; 10-4 segundos d'arcu; valor que, una vegada considerada la distancia a la que s'atopa, dexa evaluar el so diámetru, siendo ésti 2,8 vegaes más grande que'l del Sol.
Rota a gran velocidá, siendo la so velocidá de rotación igual o mayor de 265 km/s.
Ye 1,8 vegaes más masiva que'l Sol y el so conteníu metálico ye práuticamente igual a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,01.

V701 Coronae Australis ye una variable Delta Scuti qu'esperimenta llixeros cambeos de lluminosidá producíos por pulsaciones radiales y non-radiales na so superficie; l'antes citada Caph y υ Ursae Majoris son variables d'esta clase.
El periodu d'oscilación de V701 Coronae Australis ye de 0,1353 díes (3 hores y cuartu), siendo la so variación de rellumu de namái 0,020 magnitúes.

## Referencies
V715 Monocerotis

**V715 Monocerotis** (V715 Mon / HD 49567) ye una estrella de magnitú aparente +6,15 asitiada na constelación de Monoceros, el unicorniu.
La paralax midida por Hipparcos, 0,40 ± 0,55 milisegundos d'arcu, nun ye útil pa determinar la so distancia al Sistema Solar. Sicasí, la so pertenencia al Grupu de movimientu de ASCC29 dexa envalorar la so distancia en 810 pársecs o 2640 años lluz.

## Carauterístiques físiques
V715 Monocerotis ye una xigante lluminosa blancu-azulada de tipu espectral B3II-III.
Tien una lluminosidá 7250 vegaes superior a la lluminosidá solar y una elevada temperatura efectivo de 17.000 K.
Tien un radiu 10,5 vegaes más grande que'l del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma que depende del enclín del so exa de rotación— de 85 km/s.

La bayura relativa d'heliu de V715 Monocerotis, [He/H] = 0,127, correspuende a la d'una xigante azul evolucionada, claramente percima del nivel inicial d'estes xigantes na ZAMS, o edad cero de la secuencia principal ([He/H] ≈ 0,10).
Ye una estrella masiva con una masa de 7,0 - 9,1 mases solares y una edá ente 35 y 48 millones d'años.
La so masa asítialo xusto na llende percima del cual les estrelles rematen la so vida españando violentamente en forma de supernova.

## Variabilidá
V715 Monocerotis ye una estrella variable, catalogada como variable pulsante de llargu periodu (LPB).
Estes variables —ente les que figuren γ Muscae y τ Herculis— tienen periodos de más d'un día de duración.
La variación rexistrada nel rellumu de V715 Monocerotis ye de 0,48 magnitúes, habiendo dos periodos descritos, de 4,348 y 2,559 díes.

## Referencies
V761 Centauri

**V761 Centauri** (V761 Cen / a Centauri / HD 125823 / HR 5378) ye una estrella de la constelación de Centaurus de magnitú aparente +4,40. Alcuéntrase a 418 años lluz de distancia del Sistema Solar y forma parte de l'asociación estelar «Centaurus Cimera-Lupus» (UCL).

Anque V761 Centauri figura catalogada como una xigante azul de tipu espectral B7IIIpv, el so espectru ye variable ente B2V y B8IV.
La so temperatura efectivo ye d'aproximao 19.000 K y la so lluminosidá ye 1050 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Tien un radiu 2,8 vegaes más grande que'l del Sol y, pa ser una estrella de les sos carauterístiques, rota amodo; la so velocidá de rotación proyeutada de 15 km/s da llugar a un periodu de rotación inferior a 8,82 díes.
La so masa ye 5,6 vegaes mayor que la masa solar y la so edá envalórase en 32 millones d'años.

V761 Centauri ye una estrella Bp químicamente peculiar qu'amuesa una variabilidá estrema na bayura d'heliu.
Tien dos hemisferios claramente estremaos, unu ricu n'heliu y otru probe nesti elementu; la bayura d'esti elementu varia nun factor de 125 ente dambes rexones.
Amás, nel hemisferiu probe n'heliu, el isótopu heliu-3 ye igual d'abondosu que'l heliu-4, cuando a nivel cósmicu esti postreru ye, con diferencia, muncho más abondosa.
El campu magnéticu superficial amuesa una xeometría más complexa qu'un simple dipolo o qu'un «dipolu más cuadripolo».
Oxíxenu, nitróxenu y fierro concéntrense sobremanera en dos zones cerca del ecuador consistentes col máximu magnéticu positivu, pero, en menor midida, tamién n'otros dos zones onde s'atoparía'l picu negativu del campu magnéticu.

Pequeñes variaciones de rellumu de 0,05 magnitúes faen de V761 Centauri una estrella variable clasificada como variable SX Arietis, asemeyáu a α Sculptoris.

## Referencies
V778 Cassiopeiae

**V778 Cassiopeiae** (HD&nbsp;236915) ye una estrella na constelación de la Cassiopeia de magnitú aparente +8,38.
Ye una estrella bien alloñada que la so paralax midida por Hipparcos (0,88 ± 0,88 milisegundos d'arcu) nun ye fiable.
Un estudiu corrixe dichu paralax a 1,232 milisegundos d'arcu, asitiando a V778 Cassiopeiae a una distancia averada de 812 pársecs (2650 años lluz) del Sistema Solar.
Considerar miembru de les Asociación estelar Cas OB8.

V778 Cassiopeiae ye una superxigante colorada de tipu M2I.
Tien una temperatura efectivo de 3450 K y una lluminosidá bolométrica —en toles llonxitúes d'onda— ente 3.025 y 28.000 vegaes superior a la lluminosidá solar, siendo la discrepancia de valores consecuencia de la incertidume na distancia.
El so radiu ye 420 vegaes más grande que'l diámetru solar, lo qu'equival a 1,95 UA; si tuviera nel centru del nuesu Sistema Solar, la so superficie estenderíase más allá de la órbita de Marte.
Magar el so gran tamañu, la so masa ye de 2,5 mases solares. 

V778 Cassiopeiae ye una variable semirregular de tipu SRC.
Estes variables son superxigantes de tipu espectral tardíu que los sos periodu d'oscilación van dende trenta hasta dellos miles de díes; μ Cephei ye la representante más conocida del grupu.
La variación de rellumu de V778 Cassiopeiae ye de 0,17 magnitú pero nun se conoz el so periodu.

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

## Referencies
V636 Centauri

**V636 Centauri** (V636 Cen) ye un sistema estelar de magnitú aparente máxima +8,78
asitiáu na constelación de Centauru.
Alcuéntrase a 234 años lluz de distancia del Sistema Solar.

## Carauterístiques del sistema
V636 Centauri ye una binaria cercana que la so componente principal ye una nana mariella de tipu espectral G1V y la secundaria una nana naranxa de tipu K2V.
El sistema recuerda a Alfa Centauri, cola notable salvedá de qu'ente que nesti postreru'l periodu orbital ye de 29.189 díes, en V636 Centauri ye de namái 4,284 díes, esto ye, 6800 vegaes menor.

La nana mariella, bien asemeyada al Sol, tien una temperatura efectivo de 5900 K.
La so lluminosidá ye un 13% superior a la lluminosidá solar y tien una masa un 5% mayor que la del Sol.
Con un radiu apenes un 2% más grande que'l radiu solar, xira sobre si mesma con una velocidá de rotación de siquier 13 km/s.
La so compañera estelar tien una temperatura de 5000 K y la so lluminosidá equival al 39% de la del Sol.
Tien un radiu un 17% más pequeñu que'l del Sol y la so velocidá de rotación proyeutada ye de 11,2 km/s.
La so masa ye un 15% inferior a la masa solar.

V636 Centauri exhibe una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos que'l heliu— igual a 2/3 partes de la solar ([Fe/H] = -0,20).
El sistema ye relativamente nuevu, envalorándose la so edá en 1260 millones d'años.

## Variabilidá
V636 Centauri constitúi una binaria eclipsante onde, mientres l'eclís principal, el so rellumu mengua 0,50 magnitúes.
Nel secundariu'l descensu de rellumu ye de 0,10 magnitúes.
La condición de variable de V636 Centauri afayóse pol astrónomu alemán Cuno Hoffmeister en 1958.

## Referencies