open-index/open-wikipedia-markdown huggingface dataset:
4U 0142+61

**4U 0142+61** (PSR J0146+61 / 1RXS J014621.5+614509) ye un púlsar asitiáu na constelación de Cassiopeia con un periodu de rotación de 8,69 segundos. Alcuéntrase a 13.000 años lluz de distancia del Sistema Solar. En 2006 afayóse un discu circumestelar alredor d'esti oxetu.

4U 0142+61 ye un remanente estelar resultante de la esplosión d'una supernova. La masa inicial de la estrella envalórase ente 10 y 20 mases solares, esistiendo como estrella mientres unos 10 millones d'años, pa finalmente colapsar hai unos 100.000 años y españar como una supernova. En concretu, 4U 0142+61 ye un magnetar, una estrella de neutrones con un fuerte campu magnéticu. Trátase d'una variedá de púlsar que la so carauterística principal ye la emisión, nun curtiu periodu, d'enormes cantidaes d'alta enerxía en forma de rayos X.

Observaciones nel infrarroxu col Telescopiu Espacial Spitzer amosaron la presencia d'un discu circumestelar a 1,6 millones de km de la estrella (unes 0,01 UA) que puede contener materia equivalente a 10 vegaes la masa de la Tierra. Formáu por material espulsáu pola supernova, piénsase que nun futuru dichu material puede entestase pa formar planetes, siendo la primer vegada que se detecta un discu protoplanetariu nuna estrella qu'esplotó. Dalgunos de los escombros de la esplosión eventualmente asítiase nun discu orbitando el remanente estelar. El discu descubiertu pue ser el primer pasu na formación d'un nuevu y exóticu tipu de sistemes planetarios; a diferencia de los sistemes conocíos, estos planetes pueden ser de los llugares más inhóspitos pa la formación de vida, dada la intensa radiación que reciben de la estrella de neutrones.

## Ver tamién
* PSR B1257+12, púlsar con un sistema planetariu
* Estrella de neutrones
* Magnetar

## Referencies

## Enllaces esternos
* PSR J0146+61 - Pulsar (SIMBAD)
*  (Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik, MPE)
5 Canum Venaticorum

**5 Canum Venaticorum** (5 CVn) ye una estrella na constelación de Canes Venatici, los llebreles.
Tien magnitú aparente +4,77, la quinta más brillosa na so constelación dempués de Cor Caroli (α Canum Venaticorum), Asterion (β Canum Venaticorum), 24 Canum Venaticorum y 20 Canum Venaticorum.
Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos, a 386 años lluz del Sistema Solar.

5 Canum Venaticorum ye una xigante mariella de tipu espectral G6III.
Diverses fontes establecen la so temperatura efectivo nel rangu de 5171 a 5210 K.
Ye 182 vegaes más lluminosa que'l Sol y tien un diámetru 12 vegaes más grande que'l diámetru solar.
Les sos carauterístiques son asemeyaes a les de Muscida (ο Ursae Majoris) o a les d'ο Tauri.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 6,6 km/s.

6 Canum Venaticorum amuesa un conteníu metálico mayor que la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,08.
Otros metales, como'l lantanu, son inda más abondosos en rellación al Sol ([La Fe] = +0,20).
Ye una estrella de bariu —catalogada tamién como G7III Ba0.3—, polo que se piensa que puede tener como compañera estelar una nana blanca entá non detectada.
Con una masa de 3,4 mases solares, tien una edá de 260 millones d'años.

## Referencies
5 Lacertae

**5 Lacertae** (5 Lac / HD 213311 / HR 8752 / HIP 111022) ye una estrella binaria na constelación Lacerta que s'atopa a más de 1100 años lluz de distancia del Sistema Solar. Con magnitú aparente +4,37 ye la tercer estrella más brillosa de la constelación dempués d'α Lacertae y 1 Lacertae. 

5 Lacertae ye una binaria espectroscópica de llargu periodu —41,95 años— que pudo ser resuelta por interferometría de moteáu. Los dos componentes, separaes 0,1 segundos d'arcu, son dos estrelles de carauterístiques físiques desemeyaes. La estrella más brillosa ye una fría xigante colorada lluminosa de tipu espectral M0II, ente que'l so acompañante ye una estrella caliente de la secuencia principal de tipu B8V.
A partir del so diámetru angular, 5,43 milisegundos d'arcu —valor llográu indireutamente per aciu espectrofotometría considerando'l escurecimientu de llimbu—, puede conocese aproximao, dada la incertidume na distancia, el tamañu real de la estrella xigante. El so diámetru ye aproximao 273 vegaes más grande que'l del Sol.
Tien una temperatura efectivo d'unos 3700 K y una masa envalorada ente 7,7 y 9,8 mases solares.
El sistema, que la so edá cífrase en 25 millones d'años, relluma con una lluminosidá 26.000 vegaes mayor que la del Sol.

5 Lacertae ye una variable irregular, que'l so rellumu varia ente magnitú +4,37 y +4,56. Recibe la denominación de variable **V412 Lacertae**.

## Referencies
5 Puppis

**5 Puppis** (5 Pup / HD 63336 / HR 3029) ye una estrella binaria na constelación de Puppis.
El sistema ta formáu por 5 Puppis A, estrella blancu-mariella de magnitú aparente +5,79 y tipu espectral F5.5V, y 5 Puppis B, de magnitú +7,48.

**5 Puppis A** ye una estrella asemeyada, por casu, a γ Serpentis o ψ Capricorni, siendo la so temperatura superficial de 6309 K.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de namái 5 km/s.
La so metalicidá —basada nel conteníu relativo de fierro— ye llixeramente inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,06).
La so masa puede ser un 36% mayor que la masa solar, anque según otru estudiu la masa combinao de los dos componentes del sistema ye de 1,2 mases solares.

**5 Puppis B** (GCRV 5192) ye probablemente una nana mariella de tipu G3V.
La separación visual cola so compañera ye de 2,41 segundos d'arcu.
El periodu orbital ye de 570,44 ± 13,65 años y la órbita tien una acusada escentricidá (ε = 0,61).
El sistema tien una edá envalorada de 2700 millones d'años.
Alcuéntrase a 99 años lluz de distancia del Sistema Solar.

## Referencies
49 Persei

**49 Persei** (49 Per) ye una estrella de magnitú aparente +6,09 asitiada na constelación de Perséu, 19 minutos d'arcu al sur de 50 Persei.
Alcuéntrase a 144 años lluz del Sistema Solar.

49 Persei figura nos catálogos como xigante naranxa de tipu espectral K1III.
Tien una temperatura efectivo de 4864 K —4986 K según otru estudiu— y la so lluminosidá, bien baxa pa una estrella xigante, ye namái 7 vegaes superior a la del Sol.
El so diámetru angular, 0,828 milisegundos d'arcu, pon de manifiestu que'l so diámetru real ye namái cuatro veces más grande que'l diámetru solar, lo que llevó a que-y la considere más una subxigante qu'una verdadera xigante.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 1,4 km/s.

49 Persei amuesa una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos que l'heliu— equivalente a 2/3 partes de la solar ([Fe/H] = -0,20).

## Referencies
39 Tauri

**39 Tauri** (39 Tau) ye una estrella na constelación de Tauru de magnitú aparente +5,90 que s'atopa a 55 años lluz del Sistema Solar.
L'analís de la so historia cinemática suxer que nun pertenez a nengún de los once grupos o corrientes estelares conocíos.

39 Tauri ye una nana mariella de tipu espectral G5V —asemeyáu por casu a 61 Virginis— con una temperatura efectivo de 5895 K.
La so lluminosidá ye aproximao igual a la solar y tien un radiu apenes un 1% más grande que'l del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 7,0 km/s, siendo el so periodu de rotación de 9,1 díes.
Ye un 7% más masiva que'l Sol y la so edá cífrase ente los 2800 y los 3700 millones d'años.

39 Tauri exhibe una metalicidá llixeramente cimera a la del Sol ([Fe/H] = 0,05).
Polo xeneral, tolos elementos evaluaos amuesen valores comparables a les solares.
Namái cobre y samariu son relativamente deficitarios en comparanza al Sol, siendo la bayura d'esti últimu metal la metá que na nuesa estrella ([Sm/H] = -0,30).
Coles mesmes, el so conteníu de litiu ye más eleváu que la solar, anque hai que considerar que'l Sol paez tar emprobecíu nesti elementu en rellación con otres estrelles análogues de la nuesa redolada.

## Referencies
50 Capricorni

**50 Capricorni** (50 Cap) ye una estrella na constelación de Capricorniu asitiada a pocu más de 1,5º al norte de la eclíptica.
De magnitú aparente +7,01, alcuéntrase a 205 años lluz de distancia del Sistema Solar.

50 Capricorni ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F6V que, al igual que'l nuesu Sol, llogra la so enerxía a partir de la fusión nuclear del hidróxenu.
La so superficie tien una temperatura ente 6485 y 6520 K y relluma con una lluminosidá 5 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Tien un radiu un 75% más grande que'l radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o superior a 14 km/s.
Les nanes marielles análogues al Sol roten amodo —el Sol tien una velocidá de rotación ecuatorial de 2 km/s— ente que les estrelles más masives roten muncho más apriesa. La división ente estos dos grupos ye bastante abrupta y cai aproximao en mediu del tipu espectral F, asitiándose 50 Capricorni cerca d'esta llende.

50 Capricorni tien una metalicidá equiparable a la solar ([Fe/H] = -0,01).
La so masa ye un 38% mayor que la masa solar, envalorándose la so edá nel rangu de 1800 - 2200 millones d'años.

## Referencies
50 Persei

**50 Persei** (50 Per) ye un sistema estelar na constelación de Perséu de magnitú aparente +5,50. Alcuéntrase a 68 años lluz de distancia del Sistema Solar y ye miembru —al igual que Botein (δ Arietis) o κ Tucanae— del «supercúmulu de les Hyades», ampliu grupu d'estrelles que comparten coles Híades el mesmu movimientu al traviés del espaciu.

## Estrella principal
La estrella principal de 50 Persei ye una nana mariella de tipu espectral F7V con una temperatura superficial de 6200 K.
Tien una lluminosidá 2,5 vegaes mayor que la del Sol y un radiu un 30% más grande que'l radiu solar.
La so masa envalorada ye un 22% mayor que la del Sol.
Estos parámetros son similares a los d'Asellus Primus (θ Bootis) o ι Piscium, tamién estrelles de la secuencia principal de tipu F7.

El so periodu de rotación, ente 2,6 y 3 díes, ye muncho más curtiu que'l del Sol, aproximao de 25 díes. Yá que, conforme les estrelles avieyen, la so velocidá de rotación va menguando, ésta puédese utilizar pa envalorar la edá de les mesmes, téunica conocida como xirocronoloxía. La edá de 50 Persei, envalorada con esta téunica, asitiar ente 160 y 270 millones d'años, polo que se piensa que ye una estrella nueva. 

50 Persei presenta una metalicidá similar a la solar ( [Fe/H] = +0,02).
Coles mesmes, un escesu na emisión infrarroxa a 24 y 70 μm procedente de 50 Persei suxer la presencia d'un discu circumestelar de polvu al so alredor.

D'alcuerdu a la base de datos SIMBAD, 50 Persei ye una variable eruptiva RS Canum Venaticorum que'l so rellumu fluctúa 0,11 magnitúes. Recibe la denominación de variable **V582 Persei**.

## Compañeres estelares
A una separación visual de 12 minutos d'arcu de la estrella principal, puede reparase una estrella binaria (**ADS 2995**) que comparte movimientu propiu con ella.
Los dos componentes d'esta binaria —separaes ente sí 3,6 segundos d'arcu— tienen magnitú aparente +7,3 y +9,8.
La más brillosa d'elles ye una nana de tipu G1 o K2.

## Referencies
51 Andromedae

**51 Andromedae** (51 And / HD 9927 / HR 464) ye una estrella asitiada na constelación d'Andrómeda.
Ensin denominación de Bayer, dacuando foi denomada **Nembus**, como na Uranumetria de Johann Bayer (1603) o na Uranugraphia de Johann Elert Bode (1801).
Orixinalmente incluyóse por Claudio Ptolomeo nel so Almagesto dientro d'Andrómeda, pero darréu foi treslladada a Perséu por Johann Bayer, quien la designó **Ípsilon Persei** (υ Per). John Flamsteed disponer de nuevu en Andrómeda, onde ye conocida anguaño pol so denominación de Flamsteed 51 Andromedae.
De magnitú aparente +3,57, ye la quinta estrella más brillosa d'Andrómeda dempués d'Alpheratz (α Andromedae), Mirach (β Andromedae), Alamak (γ Andromedae) y δ Andromedae.

Asitiada a 174 años lluz del Sistema Solar, 51 Andromedae ye una xigante naranxa de tipu espectral K3 III con una temperatura efectivo de 4375 K.
Tien un radiu 28 vegaes más grande que'l radiu solar —valor llográu a partir de la midida la so diámetru angular, 3,69 milisegundos d'arcu— y relluma con una lluminosidá 260 vegaes mayor que la del Sol.
Al igual qu'otres xigantes, xira sobre sigo mesma amodo, con una velocidá de rotación proyeutada de 2,78 km/s.
La so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos que l'heliu— ye comparable a la solar ([Fe/H] = -0,01).

## Referencies
51 Aquilae

**51 Aquilae** (51 Aql) ye una estrella na constelación del Águila de magnitú aparente +5,39.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos, alcuéntrase a 91 años lluz de distancia del Sistema Solar.
 
51 Aquilae ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F0V.
Asemeyáu a les componentes de Porrima (γ Virginis) o a Alchiba (α Corvi), la so temperatura superficial ye de 6854 K.
Tien una lluminosidá cuasi cinco veces cimera a la lluminosidá solar y tien una masa un 44% mayor que la del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada ente 77 y 107 km/s, cifra que varia según la fonte consultada; considerando'l primeru de los valores, el so periodu de rotación ye igual o inferior a 22,6 hores.
Con una edá de 1600 millones d'años, percorrió'l 42% del so trayeutu dientro de la secuencia principal.

51 Aquilae evidencia una metalicidá inferior a la solar nun 30% ([Fe/H] = -0,15).
Amás del fierro, un gran númberu de metales son menos abondosos que nel Sol, siendo'l europiu l'elementu comparativamente más escasu ([Eu/H] = -0,39).
Otra manera, unos pocos elementos son sobreabundantes, destacando'l lantanu, 2,7 vegaes más abondosa que na nuesa estrella.

## Referencies
51 Arietis

**51 Arietis** (51 Ari / HD 18803 / HIP 14150) ye una estrella na constelación d'Aries de magnitú aparente +6,62.

Distante 69 años lluz del Sistema Solar, les carauterístiques físiques de 51 Arietis faen d'esta estrella una análoga solar, esto ye, una estrella en munchos aspeutos asemeyada al Sol. De tipu espectral G8V, ye sicasí más asemeyada a τ Ceti o 61 Ursae Majoris qu'a la nuesa mesma estrella, yá que con una temperatura efectivo de 5647 - 5666 K, ye unos 100 K más fría que'l Sol.
Tien una lluminosidá equivalente al 91% de la lluminosidá solar, anque'l so diámetru ye un 2% más grande que'l de la nuesa estrella.
Con una masa apenes mayor que la masa solar, paez ser una estrella más nueva que'l Sol, con una edá envalorada de 2000 millones d'años. 

51 Arietis tien un conteníu de fierro superior al del Sol nun 40%, enclín tamién reparáu pa otros elementos como magnesiu, siliciu, calciu, escandiu o vanadiu; otra manera, el conteníu d'azufre apenes ye mayor al esistente nel Sol.

## Referencies
51 Leonis Minoris

**51 Leonis Minoris** (51 LMi) ye una estrella na constelación de Leo Minor.
De magnitú aparente +7,62, nun ye observable a simple vista y alcuéntrase a 195 años lluz del Sistema Solar.

51 Leonis Minoris apaez catalogada nes bases de datos como una estrella mariella de tipu espectral G0, ensin que figure la so clas de lluminosidá.
Tien una temperatura efectivo de 5839 ± 48 K y un radiu de 1,65 radios solares, xirando sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 1 km/s.
Con una masa cuasi igual a la del Sol, ye una estrella antigua con una edá envalorada de 8600 millones d'años.
A diferencia del Sol, 51 Leonis Minoris ye considerada una estrella del discu gruesu como Arturu (α Bootis) o 171 Puppis.

Una carauterística notable de 51 Leonis Minoris ye la so baxa bayura relativa de fierro, equivalente al 40% de la solar.
Les bayures relatives de manganesu y bariu tamién son inferiores a les del Sol, pero otros elementos, otra manera, son más abondosos que na nuesa estrella; asina la rellación europiu/hidróxenu ye significativamente mayor que nel Sol ([Eu/H] = +0,17).

## Referencies
5 Ursae Minoris

**5 Ursae Minoris** (5 UMi) ye una estrella na constelación de la Osa Menor.
Magar nun tener denominación de Bayer, ye, con magnitú aparente +4,25, la quinta estrella más brillosa na constelación dempués de Polaris (α Ursae Minoris), Kochab (β Ursae Minoris), Pherkad (γ Ursae Minoris) y ε Ursae Minoris.
Alcuéntrase a 359 ± 5 años lluz del Sistema Solar.

Como munches estrelles del cielu nocherniegu —como por casu Kochab, nesta mesma constelación— 5 Ursae Minoris ye una xigante naranxa.
Tien tipu espectral K4III y una temperatura efectivo en redol a 4200 K.
Cuasi 400 vegaes más lluminosa que'l Sol, la so masa envalorada ye de 1,88 mases solares.
El so diámetru ye 16 vegaes más grande que'l del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 1,9 km/s.

5 Ursae Minoris presenta una composición elemental na so superficie distinta a la del Sol.
Frente a elementos como sodiu, magnesiu, titaniu y fierro, que los sos niveles son comparables a los solares ([Fe/H] = -0,08), los metales alcalinotérreos son menos abondosos que na nuesa estrella; el casu más notable ye'l del estronciu, que la so bayura relativa ye namái'l 38% de la esistente nel Sol.
Nel otru estremu, destaca l'eleváu nivel d'itriu, doble d'abondosu que nel Sol.
Per otra parte, en 5 Ursae Minoris la rellación [O/H] ye de -0,12.

Piénsase que 5 Ursae Minoris puede ser una estrella binaria, siendo la compañera estelar una nana blanca non observable.

## Referencies
5 Serpentis

**5 Serpentis** (5 Serpentis / HD 136202 / HR 5694) ye una estrella de magnitú aparente +5,10.
Alcuéntrase na constelación de Serpens, concretamente en Serpens Caput, la cabeza de la culiebra.
Alcuéntrase a 81 años lluz del Sistema Solar.

5 Serpentis ta catalogada como xigante o subxigante mariella de tipu espectral F8III-IV.
Tien una temperatura efectivo de 6117 - 6123 K y ye 4,5 vegaes más lluminosa que'l Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 4,8 km/s.
La so masa ye aproximao un 25% mayor que la masa solar y tien una edá envalorada ente 3100 y 4000 millones d'años.
Ye, amás, una estrella variable BY Draconis que'l so rellumu varia 0,12 magnitúes, polo que recibe la denominación, tocantes a variable, de **MQ Serpentis**.

5 Serpentis presenta una metalicidá práuticamente igual a la solar ([Fe/H] = -0,01).
De 16 elementos evaluaos, dalgunos d'ellos presenten niveles más altos que nel Sol, ente ellos lantanu, ceriu y europiu; especialmente notable ye'l casu d'esti últimu elementu del grupu de los lantánidos, que la so bayura relativa ye 4 vegaes más elevada que nel Sol.
Coles mesmes, ye llixeramente deficiente —en rellación a los niveles solares— en aluminiu, calciu y bariu; en concretu, esti últimu metal ye la metá d'abondosa que na nuesa estrella.

5 Serpentis forma una estrella doble con **LHS 3060**, visualmente dixebrada d'ella 11,5 segundos d'arcu.
De magnitú +10,1, probablemente ye una nana naranxa de tipu K4, y piénsase que forma un verdaderu sistema binariu con 5 Serpentis.
La separación real ente dambes estrelles ye igual o mayor de 285 UA.

## Referencies
51 Ophiuchi

**51 Ophiuchi** (51 Oph / c Ophiuchi / HD 158643 / HR 6519) ye una estrella na constelación d'Ophiuchus de magnitú aparente +4,26.
Alcuéntrase a 410 años lluz de distancia del Sistema Solar.

51 Ophiuchi ye una nueva estrella Herbig Ae/Be —l'equivalente a la etapa T Tauri nes estrelles masives— con una edá averada de namái 700.000 ± 500.000 años. De tipu espectral B9.5 Ve, tien una temperatura efectivo de 10.250 K.
Rota a gran velocidá, igual o superior a 256 ± 11 km/s, 120 vegaes más apriesa que'l Sol.
4 vegaes más masiva que la nuesa estrella, relluma con una lluminosidá 312 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
El so conteníu metálico paez ser llixeramente más eleváu que l'atopáu nel Sol ([Fe/H] = +0,10).

## Discu circumestelar

Catalogada como estrella Be, 51 Ophiuchi ta arrodiada por un nuevu discu de polvu y gas.
Créese que probablemente se trata d'un sistema planetariu nes últimes etapes de la so formación. El sistema puede ser análogu al de β Pictoris tocantes al so enclín al respective de nós —el discu reparar de perfil dende la Tierra— y tocantes a la presencia de llinies d'absorción variables con fana al azul que suxeren la cayida de cometes.

La distancia a la que s'atopa 51 Ophiuchi ye enforma mayor que la distancia que nos dixebra de β Pictoris y el so discu d'escombros ye relativamente compactu. Por ello, el discu en redol a 51 Ophiuchi tien de ser resueltu con un interferómetro, a diferencia del de β Pictoris que foi reparáu usando imáxenes nel espectru visible.
Observaciones recién de 51 Ophiuchi realizaes col Interferómetro Nuller del Observatoriu Keck amuesen que'l discu tien dos componentes estremaes: per una parte, una nube central de partícules grandes de polvu, y por otra, arrodiando a dicha nube, una envoltura de tamañu enforma mayor formada por pequeñes partícules de silicatos que s'estienden dende 7 ~UA hasta 1200 ~UA al respective de la estrella.
El discu interior tien un radiu aproximao cuatro veces mayor que la distancia esistente ente'l Sol y la Tierra, con una densidá 100.000 ~vegaes mayor que la del polvu del nuesu Sistema Solar.
Nesti discu internu, nacíu al empar que la estrella, prodúcense de cutio choques ente los cuerpos orixinales; los granos grandes (≥ 50 μm) resultantes d'estos choques conformen esti discu, ente que los gránulos de tamañu ≤50 μm son llanzaos fuera y finalmente espulsaos del sistema pola presión de radiación.
Esta distribución de les partícules en función del tamañu nun ye única, reparándose con anterioridá na citada β Pictoris, en Vega (α Lyrae) y n'AU Microscopii.

## Referencies
51 Pegasi

**51 Pegasi** ye una estrella de tipu solar na constelación de Pegasu a 47.9 años lluz del Sistema Solar. Esta estrella tien el primer planeta estrasolar descubiertu, 51 Pegasi b.

L'anunciu del descubrimientu del exoplaneta fíxose'l 6 d'ochobre de 1995 por Michel Mayor y Didier Queloz en Nature. El métodu utilizáu pal descubrimientu foi'l métodu de les velocidaes radiales. Emplegaron l'espectrógrafu ELODIE nel Observatoriu de Haute-Provence.
## Propiedaes

La estrella 51 Pegasi tien una magnitú aparente de 5.49 polo que dende la Tierra ye fácilmente visible con binoculares y a güeyu solo en condiciones bien óptimes. El so númberu nel catálogu Hipparcos ye'l 113357, y nel Catálogu Henry Draper ye'l 217014. Trátase d'una estrella de tipu espectral qu'apaez como bien de G2.5IVa o G4-5VA, paecida al Sol, con una edá daqué mayor envalorada en 7500 millones d'años y un 4-6% más masiva. Tamién la so metalicidá ye mayor que la del Sol.

En 1996 los astrónomos Baliunas, Sokoloff, y Soon dieron noticia de les midíes sobre una muestra d'estrelles de les llinies espectrales del Calciu II H y K de les que deducieron un periodu de rotación de 37 díes pa la estrella 51 Pegasi.

## Sistema planetariu

51 Pegasi b, embrivíu 51 Peg b, foi denomináu informalmente como Belerofonte. Tres el so descubrimientu confirmóse la so esistencia al traviés de múltiples observaciones que dexaron conocer munches de les sos carauterístiques. El métodu de detección foi'l de les velocidaes radiales que dexa midir el productu de la masa del planeta pol senu del ángulu d'enclín orbital: *m·ensin (i)* = 0.468 +/- 0.007 (midida en mases jovianas). Esti métodu déxanos dar una cota inferior o masa mínimo que tendría de tener el planeta. Les variaciones de velocidá radial tienen una amplitú de 59&nbsp;m/s y amuesen un periodu orbital de 4.239 ± 0.001 díes. Especulóse enforma sobre la posible esistencia d'un compañeru planetariu de menor masa n'órbites más alloñaes al puntu de que 51 Pegasi ta clasificáu como unu de los sistemes candidatos a allugar un planeta terrestre na llamada franxa de habitabilidad, que nesti sistema, con una estrella tan paecida al Sol, alcuéntrase tamién ente 1 y 2 UA.

## Ver tamién
* PSR B1257+12
* 55 Cancri
* 70 Virginis
* 47 Ursae Majoris
* 51 Pegasi b

## Referencies

## Enllaces esternos
* Notes de la Enciclopedia de planetes estrasolares (n'inglés).
* Páxina del equipu suizu descubridor (n'inglés).
* Páxina del equipu americanu de busca de planetes estrasolares  (n'inglés).
51 Pegasi b

El **51 Pegasi b** ye un planeta estrasolar. El descubrimientu d'esti primer planeta estrasolar foi anunciáu'l 6 d'ochobre de 1995 por Michel Mayor y Didier Queloz na revista científica Nature, volume 378, páxina 355, usando'l métodu de velocidá radial nel Observatoriu de Haute-Provence col espectrógrafu ELODIE.

Tres l'anunciu del descubrimientu la so esistencia foi confirmada pol Dr. Geoffrey Marcy de la San Francisco State University y el Dr. Paul Butler de la University of California, Berkeley usando'l espectrógrafu Hamilton asitiáu nel Observatoriu Lick cerca de San José en California.

51 Pegasi b, embrivíu 51 Peg b, foi denomináu informalmente como Belerofonte. Tres el so descubrimientu confirmóse la so esistencia al traviés de múltiples observaciones que dexaron conocer munches de les sos carauterístiques. El métodu de detección foi'l de les velocidaes radiales que dexa midir el productu de la masa del planeta pol senu del ángulu d'enclín orbital: *m·ensin (i)* = 0.468 +/- 0.007 (midida en mases jovianas). Esti métodu déxanos dar una cota inferior o masa mínimo que tendría de tener el planeta. Les variaciones de velocidá radial tienen una amplitú de 59&nbsp;m/s y amuesen un periodu orbital de 4.239 ± 0.001 díes. Especulóse enforma sobre la posible esistencia d'un compañeru planetariu de menor masa n'órbites más alloñaes al puntu de que 51 Pegasi ta clasificáu como unu de los sistemes candidatos a allugar un planeta terrestre na llamada franxa de habitabilidad, que nesti sistema, con una estrella tan paecida al Sol, alcuéntrase tamién ente 1 y 2 UA.
A pesar de que primeramente se plantegó que podría tratase d'un cuerpu predresu yá que les teoríes de formación de los xigantes gaseosos prohibíen la so formación a tan curties distancies güei día créese qu'un valor tan alzáu de la masa ye namái compatible con un xigante gaseosu tipu Xúpiter).

El descubrimientu del primer planeta estrasolar constituyó un importante ésitu de la investigación astronómica al amosar a los astrónomos que planetes de tipu xigante podíen esistir n'órbites de curtiu periodu daqué qu'hasta entós nun se consideraba. Una vegada que se vio que tales planetes podíen esistir, asocedióse un regueru de descubrimientos de planetes similares. Anguaño 51 Pegasi pertenez a toa una categoría de planetes llamaos Xúpiteres calientes. Planetes como 51 Pegasi nun son compatibles colos vixentes modelos de formación planetaria polo que'l so descubrimientu incentivó l'alderique sobre les nueves teoríes de la migración planetaria según les cualos los planetes podríen a lo llargo de la so vida evolucionar les sos órbites pudiendo averase escontra la so estrella muncho más cerca d'onde orixinalmente formáronse. El replantegamientu de les tesis de formación y evolución planetaria entá prosigue güei día col descubrimientu de más mundos estraños con órbites y mases más estremes si quepe.

## Ver tamién
* Planeta estrasolar
* 51 Pegasi

## Referencies

## Enllaces esternos

* http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=51+Peg+b Datos de SIMBAD.
* http://exoplanet.eu/planet.php?p1=51+Peg&p2=b Datos d'Enciclopedia de los Planetes Estrasolares.
52 Cygni

**52 Cygni** (52 Cyg) ye una estrella na constelación del Cisne.
De magnitú aparente +4,22, alcuéntrase a 203 años lluz del Sistema Solar.

## Carauterístiques
52 Cygni ye una xigante mariellu-anaranxada de tipu espectral G9.5III que la so temperatura efectivo ye de 4774 ± 25 K.
Ye 106 vegaes más lluminosa que'l Sol y, a partir de modelos teóricos, puede calculase el so diámetru, unes 15,1 vegaes más grande que'l diámetru solar.
La midida direuta del so diámetru angular por interferometría, da como resultáu un valor pal so diámetru bien asemeyáu, 15,3 vegaes más grande que'l del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 2 km/s, lo que trai que'l so periodu de rotación puede durar hasta un añu.

52 Cygni tien una masa envalorada ente 2,5 y 3 mases solares.
Presenta un conteníu metálico claramente inferior a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,24.
Ye una estrella del discu finu con una edá de 1600 ± 680 millones d'años.

## Sistema binariu

52 Cygni forma un sistema binariu con una estrella de magnitú +8,7 que visualmente tópase dixebrada d'ella 6 segundos d'arcu.
Ye una estrella asemeyada al Sol —con una lluminosidá quiciabes un 20% mayor que la d'ésti— dixebrada siquier 370 UA de la xigante.
El so periodu orbital supera los 3500 años.

## Referencies
53 Aquarii

**53 Aquarii** (53 Aqr / HD 212698 / HIP 110778) ye una estrella binaria na constelación d'Acuariu asitiada a 66 años lluz del Sistema Solar.
Visualmente alcuéntrase al este de Deneb Algedi (δ Capricorni) y al oeste de Skat (δ Aquarii).

## Carauterístiques
Los dos componentes del sistema son «análogos solares», nanes marielles asemeyaes al Sol que les sos respeutives magnitúes aparentes son +6,3 y +6,6.
La estrella más brillosa, denomada **53 Aquarii A**, tien tipu espectral G1V y una temperatura superficial de 5830 K.
Relluma con una lluminosidá un 7% mayor que la lluminosidá solar y el so radiu ye apenes un 2% más grande que'l del Sol.
La otra componente, **53 Aquarii B**, tien tipu espectral G2V y una temperatura de 5790 K, namái 10 K más alta que la del Sol.
Col 98% de la lluminosidá del Sol, el so radiu ye 1% más pequeñu que'l radiu solar.

La masa de caúna de les estrelles ye cuasi igual a la masa solar y la edá del sistema envalórase en 5500 millones d'años, daqué más alzada que la del Sol, que la so edá averada ye de 4600 millones d'años.
Sicasí, la so metalicidá ye daqué inferior a la solar ([Fe/H] = -0,13).
Una notable diferencia cola nuesa estrella ye la velocidá de rotación de dambes estrelles; a diferencia del Sol, que completa un xiru sobre sigo mesmu cada 25 díes, les componentes de 53 Aquarii facer en namái 4 díes, lo qu'implica una velocidá de rotación muncho más alta.

## Parámetros orbitales
El planu orbital del sistema tópase inclináu 44º respectu al observador terrestre.
El periodu orbital del sistema ye de 3500 años y, anque la separación media ente los dos componentes ye de 300 UA, la notable escentricidá de la órbita fai que la separación varie ente 575 y 30 UA.
En 2023 los dos componentes van atopar nel periastru (separación mínima ente elles).

## Referencies
53 Camelopardalis

**53 Camelopardalis** (53 Cam / HD 65339 / HR 3106) ye una estrella na constelación de Camelopardalis, la xirafa. Alcuéntrase a 321 años lluz del Sistema Solar y tien magnitú aparente +6,02.

53 Camelopardalis ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A2p. 
Ye una estrella químicamente peculiar con una temperatura efectivo de 8400 ± 150 K y una lluminosidá 24,9 vegaes mayor que la lluminosidá solar. Tien un diámetru averáu 2,36 vegaes más grande que'l del Sol y la so masa ye de 2,07 mases solares. La so edá envalorada ye de 615 millones d'años.

53 Camelopardalis ye una variable Alfa2 Canum Venaticorum que'l so rellumu bazcuya ente magnitú +5,95 y +6,08 nun ciclu de 8,2078 díes. Estes variables, que'l so prototipu ye Cor Caroli (α2 Canum Venaticorum), amuesen una distribución non homoxénea d'elementos químicos na so superficie.
Nel casu concretu de 53 Camelopardalis, la distribución del fierro en superficie ye complexa y nun amuesa una correllación obvia cola xeometría del campu magnéticu estelar.
La concentración de Fe II varia aproximao dos órdenes de magnitú a lo llargo de la so superficie, variación que nun paez rellacionase cola esistencia de manches estelares riques en fierro.
Pela so parte, el calciu na superficie concentrar nun área de baxa intensidá de campu magnéticu.
Tocantes a estrella variable, 53 Camelopardalis recibe la denominación de **AX Camelopardalis**.

53 Camelopardalis tien una compañera estelar, de la que nada se sabe, que'l so periodu orbital de 2427,0 díes (6,63 años).
La órbita paez ser notablemente escéntrica (ε = 0,66).

## Referencies
53 Eridani

**53 Eridani** (53 Eri) ye una estrella na constelación d'Eridanus. Tien el nome tradicional *Sceptrum* (n'América "cetru"). 53 Eridani ye una de les estrelles más brilloses, que se denota p Sceptri (Brandenburgici), na constelación obsoletos *Sceptrum Brandenburgicum*.

53 Eridani pertenez a la clase espectral K2IIIb y tien una magnitú aparente de 3,87. Alcuéntrase a unos 109 años lluz de la Tierra.

## Ver tamién
*Estrelles
*Eridanus

## Referencies
53 Herculis

**53 Herculis** (53 Her) ye una estrella na constelación d'Hércules de magnitú aparente +5,34.
Alcuéntrase a 95 años lluz del Sistema Solar, siendo l'error na midida de namái'l 0,6%.
El so máximu acercamientu a la Tierra va tener llugar dientro de 976.000 años, cuando se va asitiar a una distancia de 48 años lluz.

## Carauterístiques
53 Herculis ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F0V.
De carauterístiques asemeyaes a les componentes de Porrima (γ Virginis), tien una temperatura efectivo de 7164 K.
Ye 5,3 vegaes más lluminosa que'l Sol y tien una masa un 48% mayor que la masa solar.
El so radiu ye un 44% más grande que'l radiu solar y la so velocidá de rotación devasa los 61 km/s, lo que trai un periodu de rotación de 1,2 díes.
Amuesa un conteníu metálico significativamente inferior a la solar ([Fe/H] = -0,21).
Tien una edá averada de 210 millones d'años —anque pudiera ser significativamente más nuevu—, y, d'alcuerdu a la so cinemática, pudiera ser miembru de l'Asociación estelar de Tucana-Horologium o de l'Asociación estelar de Columba.

53 Herculis presenta escesu nel infrarroxu, tanto a 24 μm como a 70 μm, lo qu'implica la esistencia d'un discu de polvu.
La temperatura de los granos de polvu del discu ye d'aproximao 135 K, superior a l'atopada nel Cinturón de Kuiper del nuesu Sistema Solar.
Si considérase que los granos de polvu pórtense como cuerpos prietos, el radiu del discu de polvu en redol a 53 Herculis sería de 9,3 UA.

## Referencies
53 Persei

**53 Persei** (53 Per / d Persei) ye una estrella na constelación de Perséu de magnitú aparente +4,81. Alcuéntrase a 465 años lluz del Sistema Solar.

53 Persei ta catalogada como una caliente subxigante azul de tipu espectral B4IV de 16.200 K de temperatura efectivo.
Arriendes d'ello, una gran parte de la so enerxía ye emitida como lluz ultravioleta, siendo la so lluminosidá bolométrica —en toles llonxitúes d'onda— 1100 vegaes mayor que la del Sol. El so radiu, 4,2 vegaes más grande que'l radiu solar, según la so masa, 5,7 mayor que la masa solar, suxeren qu'en realidá ye una estrella entá na secuencia principal con una edá claramente inferior a 70 millones d'años. El so conteníu en metales, como n'otres estrelles de la so clase, ye inferior al del Sol, aproximao la metá que nésti.

53 Persei ye una estrella variable con una pequeña variación de rellumu de 0,05 magnitúes. Por ello, recibe la denominación, tocantes a variable, de **V469 Persei**.
Ye prototipu de les denominaes «estrelles B pulsantes lentes» (SPB), onde pulsaciones non radiales faen qu'unes partes de la superficie estelar muévanse pa escontra fuera y otres escontra dientro, efeutu que puede apreciase nel so espectru. Identificáronse dos periodu principales de 2,16 y 1,66 díes, magar se conocen otros cuatro. Estes variables pueden ser consideraes una versión de les variables Beta Cephei nes estrelles B menos calientes.

## Referencies
53 Piscium

**53 Piscium** (53 Psc / AG Piscium) ye una estrella na constelación de Piscis de magnitú aparente +5,86.
Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos, aproximao a 1040 años lluz de distancia del Sistema Solar.

53 Piscium ye una subxigante blancu-azulada de tipu espectral B2.5IV.
La so superficie tien una temperatura de 19.525 K y relluma con una lluminosidá 2550 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Con un radiu unes 3,3 vegaes más grande que'l del Sol, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o superior a 48 ± 8 km/s.
Anque 53 Piscium ye considerablemente más masiva que'l Sol, nun esiste unanimidá en cuantes al valor de la so masa; según la fonte consultada, esta taría ente les 5,4 y les 7,3 mases solares.
La so edá ye de 21,9 ± 3,2 millones d'años.

Anque nel pasáu 53 Piscium foi catalogada como variable Beta Cephei, recibiendo la denominación de variable **AG Piscium**, anguaño nun-y la inclúi dientro de dichu grupu.
Nel so llugar, considerar una estrella B pulsante lenta» (SPB) asemeyada a 53 Persei o τ Herculis.

## Referencies
54 Leonis

**54 Leonis** (54 Leo / HIP 53417) ye una estrella binaria na constelación de Leo, asitiada mui cerca de la llende cola vecina Leo Minor. El sistema, conocíu tamién como **ADS 7979**, alcuéntrase a 289 años lluz de distancia del Sistema Solar.

Los dos componentes del sistema, visualmente a unos 7 segundos d'arcu, tienen una separación real averada de 620 UA. **54 Leonis A** (HD 94601 / HR 4529), la componente más brillosa, tien magnitú aparente +4,50. Ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A1V. 107 vegaes más lluminosa que'l Sol, tien un radiu casi'l doble que'l radiu solar. La so velocidá de rotación proyeutada ye de 165 km/s, siendo este una llende inferior. Les sos carauterístiques físiques son asemeyaes a les de Chertan (θ Leonis), na mesma constelación, cola salvedá de qu'esta postrera tópase cuasi a la metá de distancia al respective de nós.

La otra componente del sistema, **54 Leonis B** (HD 94602 / HR 4260), tien magnitú aparente +6,30. Como la so compañera, ye una estrella blanca de la secuencia principal, anque de tipu A2Vn. Unes 5 vegaes menos lluminosa que la so compañera, el so radiu ye un 20% mayor que'l radiu solar y xira sobre sigo mesma a una velocidá de 217 km/s, 109 vegaes más apriesa que'l Sol.

## Referencies
54 Piscium

**54 Piscium** (embrivida **54 Psc**) ye una estrella de 6º magnitú na constelación de Piscis. Ye clasificada como una estrella nana naranxa de clase espectral K0 V; y ye daqué menos masiva y lluminosa que nuesu Sol. La estrella ye relativamente cercana, alcuéntrase a namái 36 años lluz. Ye visible a güeyu con bones condiciones nuna nueche. Orbitando esta estrella foi atopáu un planeta estrasolar en 2003, llamáu 54 Piscium b. Abarrúntase que la estrella tamién podría ser variable.



## 54 Piscium B

*54 Piscium* tienen una compañera nana marrón llamada **54 Piscium B**, cola masa 50 vegaes la masa de Xúpiter de la clase espectral T. Afayóse pol Telescopiu Espacial Spitzer. La so órbita tien un radiu de 500 UA y un periodu orbital de más de mil años.



## Planeta 54 Piscium b

**54 b Piscium** ye un planeta estrasolar que orbíta a la estrella a una distancia media de 0.29 UA. Envalórase que la so masa mínimo ye una quinta parte de la de Xúpiter, y tien una órbita bien escéntrica completando un xiru cada 62.2 díes terrestres.

## Referencies

## Enllaces esternos
* SIMBAD 54 Psc A 54 Psc B 54 Psc b
* Enciclopedia de Planetes Estrasolares  entry
* Enciclopedia de Soles 54 Piscium (HD 3651)
* 54 Piscium en SolStation 
* Alcyone, 54 Piscium
* Imáxenes de nana marrón en sistema planetariu
55 Pegasi

**55 Pegasi** (55 Peg) ye una estrella na constelación de Pegasu. De magnitú aparente +4,52, alcuéntrase a 329 ± 10 años lluz del Sistema Solar, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de datos de paralax del satélite Hipparcos.

55 Pegasi ye una xigante colorada de tipu espectral M1III.
Relluma con una lluminosidá 513 vegaes mayor que la lluminosidá solar y, yá que una parte importante de la so enerxía ye radiada como lluz infrarroxo, ye una estrella brillosa nesta rexón del espectru.
Tien una baxa temperatura efectivo de 3899 ± 12 K —como correspuende a una xigante de les sos carauterístiques— y el so radiu ye 50 vegaes mayor que'l radiu solar, lo qu'equival a 0,23 UA. Si tuviera nel llugar del Sol, la so superficie estiéndese hasta la metá de la órbita de Mercuriu.
Xira sobre si mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— ente 3,8 y 5,0 km/s.

55 Pegasi puede ser una estrella variable, recibiendo la denominación de NSV 14428 nel «New Catalogue of Suspected Variable Stars». La variación del so rellumu, de 0,06 magnitúes, nun ta entá confirmada.

## Referencies
55 Ursae Majoris

**55 Ursae Majoris** (55 UMa / HD 98353 / HR 4380) ye un sistema estelar na constelación del sietestrellu.
Alcuéntrase a 200 años lluz del Sistema Solar.

Los dos componentes principales del sistema son estrelles blanques de la secuencia principal de tipu espectral A3V.
Con magnitúes aparentes +5,3 y +5,9, son asemeyaos a Denébola (β Leonis) o Megrez (δ Ursae Majoris), esta postrera tamién na sietestrellu. Al igual que'l Sol, son estrelles de la secuencia principal pero considerablemente más calientes y lluminoses qu'ésti. La lluminosidá conxunta del sistema, nel espectru visible, equival a 31 vegaes la lluminosidá solar.
La masa de caúna de les estrelles ye 2,4 vegaes mayor que la masa solar y el periodu orbital del sistema ye de 1860 díes.

De la mesma, una de les estrelles ye una binaria espectroscópica, polo que 55 Ursae Majoris ye un sistema triple. La compañera que completa'l sistema ye tamién una estrella blanca de la secuencia principal, anque de tipu A7V, con una masa envalorada de 1,9 mases solares. La separación media ente les componentes d'esti subsistema ye de 0,06 ~ UA.

A diferencia d'otres estrelles como Vega (α Lyrae), el sistema 55 Ursae Majoris nun presenta escesu nel infrarroxu —nin a 24 nin a 70 μm— qu'indique la presencia d'un discu de polvu circumestelar.

## Referencies
57 Geminorum

**57 Geminorum** (57 Gem / HD 57727 / HR 2808) ye una estrella na constelación de Xéminis —los ximielgos— de magnitú aparente +5,04. Alcuéntrase a 154 años lluz de distancia del Sistema Solar.

57 Geminorum ye una xigante mariella de tipu espectral G8III con una temperatura efectivo de 5001 K.
Por aciu tapecimientu llunar midióse'l so diámetru angular, que, una vegada correxíu pol escurecimientu de llimbu, ye de 1,80 ± 0,40 milisegundos d'arcu.
Ello dexa evaluar el so diámetru, que resulta ser 9 vegaes más grande que'l del Sol, más bien pequeñu pa una estrella de les sos carauterístiques.
Relluma con una lluminosidá 22 vegaes mayor que la lluminosidá solar y poder considerar una versión menor d'otres conocíes xigantes marielles como Vindemiatrix (ε Virginis) o Capella A (α Aurigae), yá que la so lluminosidá ye menos d'una tercer parte de la d'éstes.
Tien una masa casi'l doble de la masa solar y la so edá envalórase en 1175 millones d'años.
Amuesa una metalicidá llixeramente inferior a la del Sol, siendo la so bayura relativa de fierro un 75% de la d'ésti ([Fe/H] = -0,12).

Dientro del marcu del Proyeutu Okayama pa la busca de planetes estudiáronse les variaciones de la velocidá radial de 57 Geminorum, lo que dexó refugar la presencia de planetes masivos de curtiu periodu n'órbita alredor d'esta estrella.

## Referencies
58 Ophiuchi

**58 Ophiuchi** (58 Oph) ye una estrella na constelación d'Ophiuchus.
Tien magnitú aparente +4,87 y alcuéntrase a 57 años lluz de distancia del Sistema Solar.

58 Ophiuchi ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F5V.
Los dos componentes del sistema Diadem (α Comae Berenices), ι Pegasi A o ψ Capricorni son estrelles de carauterístiques asemeyaes a 58 Ophiuchi.
Esta postrera tien una temperatura efectivo de 6356 - 6465 K, la cifra exauta varia según la fonte consultada.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 12 km/s, lo que trai que'l so periodu de rotación ye inferior a 6,07 díes.
Anque presenta un conteníu metálico inferior al del Sol, diversos estudios determinen valores pal so índiz de metalicidá [Fe/H] entendíos ente -0,16 y -0,31; un valor mediu de les distintes midíes supón que la so bayura relativa de fierro ye un 43% inferior a la solar.

58 Ophiuchi tien una masa de 1,19 mases solares y la so edá envalórase ente 1900 y 3500 millones d'años.
Al igual que'l Sol y la mayor parte de les estrelles de la nuesa redolada, 58 Ophiuchi ye una estrella del discu finu.

## Referencies
59 Arietis

**59 Arietis** (59 Ari) ye una estrella na constelación d'Aries.
Tien magnitú aparente +5,93 y alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de datos de paralax del satélite Hipparcos, a 219 años lluz del Sistema Solar.

59 Arietis ye una subxigante mariella de tipu espectral G6IV; esta clase d'estrelles son más brilloses que los sos equivalentes de la secuencia principal, pero non tanto como pa ser consideraes auténtiques xigantes.
59 Arietis tien una temperatura efectivo de 5093 ± 26 K y la so lluminosidá ye 14 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Tien un diámetru 5 vegaes más grande que'l diámetru solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 1 km/s.
Les sos carauterístiques son entemedies ente les de κ Delphini y les de 18 Delphini, esta postrera yá catalogada como una auténtica xigante.

59 Arietis presenta un conteníu metálico inferior a la solar nun 44%, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,25.
Con una masa de 1,85 mases solares, la so edá cífrase en 1320 millones d'años.

## Referencies
59 Cygni

**59 Cygni** (59 Cyg / HD 200120 / HR 8047) ye un sistema estelar de magnitú aparente +4,74.
Alcuéntrase aproximao a 1420 años lluz del Sistema Solar en direición a la constelación de Cygnus.

La estrella principal del sistema ye una estrella azul de la secuencia principal de tipu espectral B1.5.
Bien caliente, la so temperatura superficial algama los 25.500 K —siendo ésta una cifra envalorada—, con una lluminosidá 35.000 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Tien una masa de 15 mases solares y una edá averada de 9,5 millones d'años.

El radiu de 59 Cygni ye 9,5 vegaes más grande que'l del Sol y rota a gran velocidá; diversos estudios señalen una velocidá de rotación ente 260 y 374 km/s. El so periodu de rotación, bien curtia, ye de namái 1,3 - 1,5 díes.
Al igual qu'otres estrelles análogues, la rápida rotación favorez la formación d'un discu circumestelar en redol a 59 Cygni, polo que ta clasificada como estrella Be.
η Centauri o Seat (π Aquarii) son dos exemplos d'esta clase d'estrelles.
Nel casu de 59 Cygni, el discu paez tar na llinia de visión, polo que ye considerada una estrella con envoltura.
Amás, ye una estrella variable —del tipo Gamma Cassiopeiae— qu'ente 1973 y 1975 esperimentó un amenorgamientu de rellumu.
Por ello, recibe la denominación, tocantes a estrella variable, de **V832 Cygni**.

L'espectru de 59 Cygni revela la presencia d'una compañera estelar cercana, una subenana caliente, con un periodu orbital de 28 díes.
Dos estrelles más completen el sistema estelar.
A unes décimes de segundos d'arcu reparar una compañera de magnitú +7,6, que la so separación cola estrella primaria ye d'unes 85 UA y que'l so periodu orbital supera los 200 años.
Más distante, visualmente a 20 segundos d'arcu, hai otra acompañante de magnitú +9,4 —probablemente una estrella de tipu A0V— que la so separación al respective de la primaria ye de siquier 9000 UA.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
59 Draconis

**59 Draconis** (59 Dra) ye una estrella de magnitú aparente +5,12 na constelación del Dragón.
Asitiada a 89 años lluz del Sistema Solar, dende 2006 conozse la esistencia d'una nana marrón n'órbita alredor d'esta estrella.

59 Draconis ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A7V, enantes catalogada como A9V.
Tien una temperatura superficial de 7250 K y la so lluminosidá, calculada a partir del so fluxu bolométrico, ye 5,2 vegaes superior a la del Sol.
La midida del so diámetru angular —0,449 ± 0,012 milisegundos d'arcu— dexa envalorar el so diámetru real, siendo ésti un 32% más grande que'l del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o mayor de 56,1 km/s.
La so masa ye aproximao un 70% mayor que la masa solar.
La bayura relativa de fierro de 59 Draconis ye similar a la del Sol ([Fe/H] = +0,00) pero los niveles de ciertos elementos como neodimiu, vanadiu o samariu son significativamente más altos. Esti últimu metal ye 3 vegaes más abondosa que nel Sol.

59 Draconis ye una variable pulsante del tipu Gamma Doradus qu'esperimenta una variación de rellumu de 0,11 magnitúes.
Fueron detectaos dos periodos, unu de 18,1 hores y otru de 6,6 hores.

## Nana marrón
La nana marrón afayada alredor de 59 Draconis tien una masa mínimo 25 vegaes mayor que la masa de Xúpiter, pero la so masa real pue ser significativamente mayor.
El so periodu orbital ye de 28,44 díes y la so separación al respective de la estrella ye de 0,22 UA.

Esta compañera subestelar asítiase dientro del llamáu «desiertu de nanes marrones», conxuntu d'órbites teóriques alredor d'una estrella onde nun tendríen d'esistir nanes marrones como oxetos acompañantes.

## Referencies