open-index/open-wikipedia-markdown huggingface dataset:
Ípsilon Ceti

**Ípsilon Ceti** o **Upsilon Ceti** (υ Cet / 59 Ceti) ye una estrella de magnitú aparente +4,01 asitiada na constelación de Cetus.
Ente les estrelles que tienen asignada lletra griega de Bayer, Ípsilon Ceti ye la que se topa más al sur, siendo'l so declinación menor (-21º).
Ente los antiguos árabes, esta estrella —al pie de Deneb Algenubi (η Ceti), θ Ceti, τ Ceti y Baten Kaitos (ζ Ceti)— formaba **Al Naʽāmāt** (ألنعامة), «les avestruces fema».

Ípsilon Ceti foi clasificada primeramente como xigante colorada de tipu espectral M0III pero güei ye considerada una xigante de tipu K7III.
Tien una temperatura efectivo entendida ente 3900 y 4200 K, cifra que condiciona'l valor de la so lluminosidá por cuenta de la contribución de la radiación infrarroxo al total de la enerxía emitida.
Considerando una temperatura de 3900 K, la so lluminosidá sería 525 vegaes superior a la lluminosidá solar y el so radiu 50 vegaes más grande que'l del Sol.
Esti tamañu concuerda col llográu a partir de la midida del so diámetru angular, 5,03 ± 0,50 milisegundos d'arcu.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 7,5 km/s, lo qu'implica que'l so periodu de rotación pue ser d'hasta 333 díes.

Tanto la masa como la etapa evolutiva na que s'atopa Ípsilon Ceti son difíciles de precisar.
La so masa más probable ye de 1,7 mases solares, cifra suxeta a un eleváu grau d'error.
Tocantes a la etapa evolutiva na que se topa, Ípsilon Ceti posiblemente tea aumentando en rellumu con un nucleu inerte d'heliu, anque tamién puede empezar la fusión del so heliu en carbonu o tener un nucleu inerte d'esti últimu elementu.
Nel primer casu, la so edá ye de 1900 millones d'años y concluyiría la fusión del so hidróxenu internu hai 100 millones d'años.
Ípsilon Ceti alcuéntrase a 293 años lluz de distancia del Sistema Solar.

## Referencies
Ípsilon Geminorum

**Ípsilon Geminorum** (υ Gem / 69 Geminorum) ye una estrella na constelación de Xéminis.
Tien magnitú aparente +4,03 y alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, a 271 ± 15 años lluz del Sistema Solar.
Forma parte del denomináu «Grupu de Wolf 630» —qu'inclúi, ente otros, a R Leonis, R Sculptoris y R Coronae Borealis—, conxuntu d'estrelles que comparte'l mesmu movimientu propiu al traviés del espaciu.

## Carauterístiques
Ípsilon Geminorum ye una fría xigante colorada de tipu espectral M0III que la so temperatura efectivo ye de 3926 ± 16 K.
417 vegaes más lluminosa que'l Sol, el valor del so diámetru angular una vegada consideráu'l escurecimientu de llimbu —5,00 ± 0,05 milisegundos d'arcu—, dexa evaluar el so verdaderu diámetru.
Ésti ye 44 vegaes más grande que'l diámetru solar, equivalente a 0,21 UA.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 5,19 km/s, lo que trai que'l so periodu de rotación pue ser d'hasta 435 díes, siendo este un valor máximu.
Presenta un conteníu metálico superior a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] igual a +0,12.

Ípsilon Geminorum puede tener el doble de masa que'l Sol. Esti valor ye namái averáu, yá que, nesta rexón del diagrama de Hertzsprung-Russell, estrelles con distintes mases tienen carauterístiques asemeyaes.
Igualmente ye inciertu'l so estáu evolutivu, anque lo más probable ye que tea aumentando en rellumu con un nucleu inerte de carbonu y oxíxenu.

## Duplicidad y variablidad
Piénsase que Ípsilon Geminorum ye una estrella binaria anque nada se conoz sobre la naturaleza del so posible acompañante.
Coles mesmes, pue ser una estrella variable —recibe'l nome de NSV 3652 como posible variable—, magar dicha variabilidá nun foi confirmada.

## Referencies
Ípsilon Leonis

**Ípsilon Leonis** (υ Leo/ 91 Leonis) ye una estrella na constelación de Leo de magnitú aparente +4,31, lo que la asitia decimoquinta en rellumu dientro de la so constelación.
Alcuéntrase a 181 años lluz de distancia del Sistema Solar.

## Carauterístiques físiques
Ípsilon Leonis ye una xigante mariella de tipu espectral G9III con una temperatura efectivo ente 4835 y 4877 K.
Ye 56 vegaes más lluminosa que'l Sol y, como la mayor parte de les estrelles de la nuesa redolada, ye una estrella del discu finu.
El so radiu ye 11 vegaes más grande que'l radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 4,2 km/s.
Tien una masa envalorada de 2,2 mases solares y una edá de 930 millones d'años.

## Composición química
El conteníu metálico de Ípsilon Leonis ye inferior a la solar nun 35% ([Fe/H] = -0,19).
Otros elementos evaluaos son relativamente menos abondosos que'l fierro, como ye'l casu de gadolinio y hafnio. El nivel d'esti últimu metal pesao de númberu atómicu 72 apenes supera una décima parte del nivel solar.
Ente los menos deficitarios, namái'l ceriu algama un nivel igual al del Sol.

## Referencies
Ípsilon Librae

**Ípsilon Librae** o **Upsilon Librae** (υ Lib / 39 Librae) ye una estrella na constelación de Llibra.
Con magnitú aparente +3,61, ye'l cuartu astru más brillosu na constelación, dempués de Zubeneschamali (β Librae), Zubenelgenubi (α Librae) y Brachium (σ Librae).
Alcuéntrase a 224 años lluz del Sistema Solar.

## Nome
Anque Ípsilon Librae nun tien nome propiu habitual, dacuando ye llamada **Derakrab Borealis**, que significa «la del norte del brazu del Escorpión».
La pallabra *Derakrab* ye una contraición del títulu árabe *Al-Dhira al-Akrab* (الذراع العقرب), «el brazu del Escorpión», ente que la pallabra llatina *Borealis* especifica «la del norte».

## Carauterístiques
Ípsilon Librae ye una xigante naranxa tipu espectral K5III con una temperatura efectivo de 4150 K.
Les xigantes naranxes son frecuentes nel cielu nocherniegu, siendo Aldebarán (α Tauri) y Arturu (α Bootis) dos de les más conocíes.
Ípsilon Librae, 319 vegaes más lluminosa que'l Sol, tien una lluminosidá entemedia ente dambes.

La midida del diámetru angular de Ípsilon Librae, una vegada consideráu'l escurecimientu de llimbu, ye de 4,27 ± 0,05 milisegundos d'arcu.
Esti valor, xunto a la distancia a la que s'atopa, dexa evaluar el so radiu, siendo ésti 31 vegaes más grande que'l radiu solar.
Per otra parte, evidencia una metalicidá inferior a la del Sol en casi un 20% ([Fe/H] = -0,09).

Ípsilon Librae constitúi un sistema binariu con una compañera visualmente separada d'ella 3,3 segundos d'arcu.
Esta acompañante relluma con magnitú +10,8.

## Referencies
Ípsilon Ophiuchi

**Ípsilon Ophiuchi** o **Upsilon Ophiuchi** (υ Oph / 3 Ophiuchi / HD 148367 / HR 6129) ye una estrella na constelación d'Ophiuchus (el portador de la culiebra) de magnitú aparente +4,63. Alcuéntrase a 122 años lluz de distancia del Sistema Solar.

Ípsilon Ophiuchi ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A3m con una temperatura superficial de 7961 K.
La *m* indica que ye una estrella con llinies metáliques (o estrella Am) con un espectru que presenta llinia d'absorción fuertes y de cutiu variables de dalgunos metales, y defectos d'otros. Ello debe a que dalgunos elementos qu'absuerben meyor la lluz son emburriaos escontra la superficie, ente qu'otros fúndense por cuenta de la fuercia de la gravedá. Esti efeutu tien llugar namái si la velocidá de rotación ye baxa, como nel casu de Ípsilon Ophiuchi, que la so velocidá proyeutada ye de 18 km/s.
El so radiu ye 2,1 vegaes mayor que'l radiu solar.

Ípsilon Ophiuchi ye una estrella binaria espectroscópica; el periodu orbital ye de 27,218 díes y la órbita ye altamente escéntrica (ε = 0,74).

## Referencies
Ípsilon Pegasi

**Ípsilon Pegasi** (υ Pegasi / υ Peg / 68 Pegasi) ye una estrella na constelación de Pegasu de magnitú aparente +4,40.
Nun tien nome propiu pero, xunto a τ Pegasi, yera conocida pol astrónomu persa Al Sufi como **Naʽamah Al-Saʽd**; estos dos estrelles tamién recibieron el nome de **Al Karab**, «la cuerda de cubu».

Ípsilon Pegasi ye una subxigante blancu-mariella de tipu espectral F8IV, enantes clasificada como xigante de tipu F8III.
Les subxigantes son estrelles evolucionaes que terminaron la fusión del so hidróxenu internu y empiecen a espandise, empecipiando'l so tresformamientu en xigantes coloraes.
Asina, el radiu de Ípsilon Pegasi ye 5 vegaes más grande que'l del Sol
y rota a gran velocidá —la so velocidá de rotación proyeutada ye de 73,4 km/s—, completando una vuelta en menos de 2,15 díes.
La so edá más probable ye de 800 millones d'años.

Ípsilon Pegasi tien una temperatura superficial nel rangu de 5794 - 5874 K y relluma con una lluminosidá 26 vegaes mayor que la lluminosidá solar; coles mesmes, ye una fonte de radiación infrarroxo.
Alcuéntrase a 173 años lluz del Sistema Solar.

## Referencies
Ípsilon Hydrae

**Ípsilon Hydrae** o **Upsilon Hydrae** (υ Hya) puede referise a dos estrelles distintes na constelación d'Hidra:

* **[[Ípsilon1 Hydrae]]** (39 Hydrae / HD 85444), xigante mariella de magnitú 4,11.
* **[[Ípsilon2 Hydrae]]** (40 Hydrae / HD 87504), estrella blancu-azulada de magnitú 4,60.
Ípsilon Sagittarii

**Ípsilon Sagittarii** o **Upsilon Sagittarii** (υ Sagittarii / υ Sgr / 46 Sagittarii) ye un sistema estelar na constelación de Saxitariu de magnitú aparente +4,58.
Alcuéntrase a 1800 ± 225 años lluz del Sistema Solar.

Ípsilon Sagittarii ye una estrella binaria que foi clasificada como B2V+A2I, F2+B8 o B0I.
Güei, créese que lo que se repara ye la componente visible del sistema, una superxigante de tipu espectral A; amás, la clase espectral paez variar a lo llargo del tiempu.
Con una temperatura efectivo de 12.600 K, les carauterístiques físiques d'esta estrella nun son bien conocíes.
Puede tener una lluminosidá ente 7.200 y 18.000 soles y un radiu ente 18 y 28 radios solares.
Tocantes a la so masa, ésta envalórase ente 8 y 10 vegaes la del Sol.

Completaría'l sistema una compañera invisible —reparada nel ultravioleta— que'l so rellumu ye unes 100 vegaes inferior al de la superxigante.
Sicasí, esta estrella non visible paez ser un 60% más masiva que la visible.
Per otra parte, el sistema ta arrodiáu per una envoltura o discu, lo que da llugar a la incertidume nel tipu espectral y provoca la variación d'ésti col tiempu.

El periodu orbital d'esta binaria ye de 137,9 díes y la separación media ente los dos componentes ye de 1,25 UA.
Ye una binaria eclipsante que'l so rellumu varia 0,08 magnitúes.
D'especial interés ye la so peculiar composición química.
Ye una estrella bien deficiente en hidróxenu y, en contrapartida, bien rica en heliu según en carbonu y nitróxenu.
Piénsase que dicha composición ye la resultancia de que la superxigante perdió una parte importante de les sos capes esternes y de que ta fuertemente aburuyada pola atraición gravitatoria de la masiva compañera invisible.
La tresferencia de masa de la superxigante escontra la so compañera provoca'l tracamundiu que se repara nel so espectru.

## Referencies
Ípsilon Ursae Majoris

**Ípsilon Ursae Majoris** (υ UMa / 29 Ursae Majoris / HD 84999) ye una estrella de magnitú aparente +3,80 asitiada na constelación del sietestrellu.
En China yera conocida —xunto a θ Ursae Majoris y φ Ursae Majoris— como **Wan Chang**, «el llume lliterario».
Alcuéntrase a 115 años lluz del Sistema Solar.

Ípsilon Ursae Majoris ye una subxigante blancu-mariella de tipu espectral F2IV y 7170 K de temperatura. 29 vegaes más lluminosa que'l Sol, tien un radiu de 3,5 radios solares y una masa doble que la del Sol. Como subxigante que ye, alcuéntrase rematando la fusión del so hidróxenu internu. Xira sobre sigo mesma a una velocidá de siquier 124 km/s, unes 60 vegaes más apriesa que'l Sol, siendo'l so periodu de rotación de 1,4 díes. L'alta velocidá cola que Ípsilon Ursae Majoris muévese al respective de nós (62 km/s, unos cuatro vegaes mayor que'l valor normal) indica que vien de otra rexón de la galaxa.

Ípsilon Ursae Majoris ye una variable Delta Scuti con una pequeña variación nel so rellumu, non perceptible al güeyu humanu, de 0,18 magnitúes. El periodu principal ye de 3,19 hores, pero esisten otros entendíos ente 1,6 y 2,1 hores.

Ípsilon Ursae Majoris forma una estrella binaria con una tenue acompañante asitiada a 11,6 segundos d'arcu. D'alcuerdu a la so magnitú +11,5, ye una nana colorada de tipu M0 con una masa averada de 0,5 mases solares. La separación reparada correspuende a una distancia mínima de 409 UA ente dambes estrelles, con un periodu orbital de siquier 5200 años.

## Referencies
Ípsilon1 Hydrae

**Ípsilon1 Hydrae** (υ1 Hya / 39 Hydrae) ye una estrella na constelación d'Hidra de magnitú aparente +4,11.
Xunto a κ Hydrae, λ Hydrae, μ Hydrae, υ<sup>2</sup> Hydrae y φ Hydrae, forma la constelación china de **Zhang** —la cual fai referencia a una rede estendida p'atrapar aves en vuelu—, siendo Ípsilon1 Hydrae la estrella determinante.

Ípsilon1 Hydrae ye una xigante mariella de tipu espectral G7III con una temperatura efectivo ente 5045 y 5090 K.
Ye 145 vegaes más lluminosa que'l Sol y, como la mayor parte de les estrelles de la nuesa redolada, ye una estrella del discu finu.
El so radiu ye 16 vegaes más grande que'l radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 1,7 km/s.
Tien una masa envalorada de 3,3 mases solares y una edá ente 270 y 380 millones d'años.

Ípsilon1 Hydrae presenta una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos que'l heliu— comparable a la del Sol ([Fe/H] = +0,03).
Anque polo xeneral los distintos elementos evaluaos presenten niveles asemeyaos a les solares, esiste defectu de cobre ([Cu/H] = -0,20) y, otra manera, cierta sobreabundancia de sodiu y bariu.

D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, Ípsilon1 Hydrae alcuéntrase a 264 ± 5 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Forma parte de la corriente d'estrelles de l'Asociación estelar del sietestrellu, de la que tamién son miembros estrelles tan desemeyaos como Aldhafera (ζ Leonis), ξ Bootis o EV Lacertae.

## Compañera subestelar
Variaciones na velocidá radial de Ípsilon1 Hydrae suxeren la presencia d'un oxetu n'órbita al so alredor.
Con una masa 55 vegaes mayor que la masa de Xúpiter pue ser una nana marrón o una estrella de baxa masa.
El periodu orbital d'esta acompañante ye d'aproximao 4,1 años y el semiexe mayor de la so órbita ye de 3,9 UA.

## Referencies
IQ Ursae Majoris

**IQ Ursae Majoris** (IQ UMa / 83 Ursae Majoris / HD 119228) ye una estrella variable na sietestrellu de magnitú aparente media +4,65. Alcuéntrase a 549 años lluz del Sistema Solar.

## Carauterístiques
IQ Ursae Majoris ye una xigante colorada de tipu espectral M2III; esta clase de xigantes son muncho menos frecuentes que les de tipu K y G, anque na sietestrellu atopen dos brillosos exemplos como Tania Australis (μ Ursae Majoris) y ρ Ursae Majoris.
IQ Ursae Majoris tien una lluminosidá bolométrica 2755 vegaes mayor que la del Sol, emitiendo la mayor parte de la so radiación na rexón infrarroxa, yá que ye una estrella fría con una temperatura superficial de 3600 K.
De gran tamañu, tien un radiu ente 51 y 56 vegaes más grande que'l radiu solar —equivalente a 0,25 UA—; si tuviera nel centru del Sistema Solar la so superficie estiéndese hasta 2/3 de la órbita de Mercuriu.
El so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos que'l heliu— ye'l doble que la solar.

Catalogada como variable semirregular SRB —significando que la periodicidá ye pocu definida o se reparen intervalos alternos de cambeos regulares ya irregulares—, el so rellumu fluctúa ente magnitú +4,69 y +4,75.

## Referencies
IQ Aurigae

**IQ Aurigae** (IQ Aur) ye una estrella variable na constelación d'Auriga. De magnitú aparente media +5,37, puede alcontrase visualmente ente les estrelles 19 Aurigae y 16 Aurigae. Ta asitiada a 450 años lluz de distancia del Sistema Solar.

## Carauterístiques
IQ Aurigae ye una estrella clasificada como A0p, esto ye, una estrella blanca con un espectru peculiar, indicáu pola lletra «p».
Ye la estrella más azul de les estrelles A peculiares —el so color ye característicu d'una estrella tipu B4—, y una de les más calientes, con una temperatura efectivo de 13.650 K.
Con un radiu 2,9 vegaes más grande que'l radiu solar, tien una lluminosidá 309 vegaes mayor que la del Sol.
La so velocidá de rotación proyeutada ye de 56 km/s, siendo el so periodu de rotación de 2,47 díes.
La so masa ye 4 vegaes mayor que la masa solar y la so edá envalórase en namái 66 millones d'años, malapenes un 1,5% de la edá del Sol.

## Variabilidá
IQ Aurigae ye una variable Alfa2 Canum Venaticorum en que'l so espectru destaca la bayura de cloru y siliciu, según la escasez d'heliu y neón.
Amás d'anomalíes nes concentraciones de ciertos elementos químicos, esti tipu de variables presenten campos magnéticos intensos, siendo'l campu magnéticu de IQ Aurigae de 743 G.
A midida que rota la estrella, el so rellumu bazcuya ente magnitú +5,35 y +5,43 nun periodu igual al so periodu de rotación.

## Lluminosidá en rayos X
Observaciones realizaes col Observatoriu Chandra punxeron de manifiestu que, na rexón de rayos X, la lluminosidá de IQ Aurigae ye trés órdenes de magnitú cimera a la de Cor Caroli (α2 Canum Venaticorum), estrella de carauterístiques asemeyaes.

Un estudiu lleváu a cabu nun grupu d'estrelles indica que la emisión de rayos X ye mayor nos oxetos más masivos como IQ Aurigae.
Amás d'un componente dominante de plasma «frío», en IQ Aurigae esiste una cantidá significativa de plasma caliente —con una temperatura cimero a 10 millones K— presente mientres la fase de quiescencia.
Per otra parte, reparóse un gran fogaral —la primera detectada nuna estrella A0p— con una temperatura qu'algamó los 100 millones K, acompañada d'un aumentu na emisión de rayos X.
Dicha fogaral provieno d'una estructura bastante compacta y foi acompañada por un aumentu significativu na metalicidá.

## Referencies
IRC+10420

**IRC+10420**, tamién conocida cómo **V1302 Aql**, ye una estrella hiperxigante (que foi primeramente clasificada cómo una protonebulosa planetaria por dellos autores) asitiada na constelación del Águila, a una distancia d'ente 3 y 5 kiloparsecs. 

## Propiedaes físiques

Magar ser una de les estrelles más lluminoses conocíes, con una lluminosidá de más de 500.000 vegaes la del Sol, ye invisible a güeyu y precisa un telescopiu pa ser reparada.

Mientres los postreros 20 años, el tipu espectral d'ésta estrella varió dende F8 hasta A calteniéndose la so lluminosidá constante, lo qu'al pie de la gran cantidá de materia qu'espulsó llevó a pensar que ye un astru de 40 ó 50 mases solares nuna fase bien avanzada de la so vida, evolucionando dende la fase de superxigante colorada escontra la d'estrella de Wolf-Rayet ó la de Variable Lluminosa Azul (LBV), ó inclusive a la de presupernova; acordies con dellos modelos, la estrella en sí, que paez tener una temperatura superficial elevada y que tamos viendo dende unu de los sos polos, tien apenes 10 mases solares y ta envolubrada por 30 ó 40 mases solares de material espulsáu por potentes vientos solares. Dichu material la oculta, llegando a formar una "pseudofotosfera" que la fai apaecer cómo una estrella hiperxigante mariella ó blanca en cuenta de lo que ye en realidá.

## Nebulosa

El material espulsáu por IRC+10420 relluma allumáu por ésta cómo una nebulosa de reflexón, siendo ésto lo que se ve y non el mesmu astru. Imáxenes tomaes pol Telescopiu Espacial Hubble amosaron una complexa estructura nella qu'inclúi rayos, arcos, y condensaciones de material brilloso -los cualos amuesen evidencies de fuerte perda de masa estelar mientres los últimos sieglos-, y que foi comparada a la qu'arrodia a VY Canis Majoris. 

## Ver tamién

IRAS 17163-3907, un oxetu similar.

## Referencies

* IRC+10420 na base de datos de SIMBAD

* A study of several F and G supergiant-like stars with infrared excesses as candidates for proto-planetary nebulae

* Checking the yellow evolutionary void (n'inglés. Archivu PDF) 

* The spectral energy distribution and mass-loss history of IRC+10420 (n'inglés. Archivu PDF)

* The Circumstellar Environments of the Cool Hypergiants: Implications for the Mass Loss Mechanism (n'inglés. Archivu PDF) 

* 

* HST and Infrared Images of the Circumstellar Environment of the Cool Hypergiant IRC + 10420 (n'inglés. Archivu PDF)

* The Morphology of IRC +10420's Circumstellar Ejecta
IRC-10414

**IRC-10414** ye una estrella superxigante colorada y amás estrella fuxitiva asitiada na constelación del Escudu, que forma una pareya cola estrella Wolf-Rayet WR 114.

## Carauterístiques

Trátase d'un astru d'espectru M7 bien notable por ser una de les pocoñín de superxigantes coloraes productores d'arcu de choque -les otres dos conocíes son Betelgeuse y Mu Cephei, amás nel casu del producíu por esta estrella siendo visible tamién nel ópticu y non solamente nel infrarroxu-. El so vientu estelar ta amás ionizado poles estrelles del cúmulu abiertu NGC 6611, asitiáu na Nebulosa de l'Águila, y/o pola so compañeru -siquier aparentemente- WR 114.

La distancia exauta a esti astru nun ye bien conocida, envalorándose dende 2 quiluparsecs en base a la so paralax y proximidá a la Nebulosa de l'Águila, la Nebulosa Omega, y el cúmulu abiertu NGC 6604 -los trés asitiaos a distancies similares del Sol, del orde de 2 kiloparsecs tamién-; l'estudiu de los masers d'agua presentes alredor de la estrella suxeren una distancia cimera, del orde de 3 kiloparsecs. Sicasí'l llugar de nacencia d'esta estrella nun ta claro, y nin la so dinámica nin la so edá suxeren que naciera nuna de les trés rexones de formación estelar mentaes.

Asumiendo una distancia de 2 kiloparsecs y una temperatura superficial de 3300K, IRC-10414 ye 160.000 vegaes más brillosa que'l Sol y el so diámetru ye alredor de 1.200 vegaes el del Sol, lo que la asitia ente les más grandes conocíes. Acordies con modelos d'evolución estelar, la so masa inicial taría ente 20 y 25 mases solares, y la so edá ente 6 y 10 millones d'años.

## WR 114

WR 114, tamién conocida como HD 169010, ye una estrella de Wolf-Rayet d'espectru WC5 asitiada aparentemente cerca -45 segundos d'arcu- d'IRC-10414. La distancia envalorada pa ella (2 quiluparsecs) ye similar a la envalorada para IRC-10414, siendo aproximao 220.000 vegaes más brillosa que'l Sol y solamente 2,5 mayor que'l nuesu astru, superando en rellumu a la superxigante colorada gracies a la so elevada temperatura superficial de 79.000K, frente a los 3300K que s'envaloren para IRC-10414.

Anque s'envalore una distancia similar pa WR 114, la separación real cola so vecina nun ta clara, yá que si les dos estrelles tuvieren a la mesma distancia del Sol y la separación aparente fora la real los fuertes vientos solares de la estrella Wolf-Rayet torgaríen que la superxigante colorada pudiera formar un arcu de choque. Per otru llau suxirióse qu'IRC-10414 y WR 114 formaron en tiempos parte d'una estrella triple güei sumida, moviéndose más o menos conxuntamente pel espaciu; yá que los parámetros dinámicos de WR 114 conócense bien mal ye difícil resolver esti misteriu.

## Referencies

.
IT Lupi

**IT Lupi** (IT Lup / HD 128775 / HIP 71727) ye una estrella variable de magnitú aparente media +6,62.
Ta asitiada na constelación de Lupus —el llobu— a pocu más de grau y mediu al norte de α Lupi. 
Alcuéntrase a 525 años lluz de distancia del Sistema Solar.

IT Lupi ye una estrella de tipu espectral Ap con una temperatura efectivo de 11.910 K.
Relluma con una lluminosidá 93 vegaes mayor que la lluminosidá solar y tien una masa de 2,98 ± 0,13 mases solares.
Tien una edá de 110 millones d'años, lo qu'apenes supón un 30% de la so vida como estrella de la secuencia principal.

IT Lupi ye una estrella químicamente peculiar —en concretu una estrella Ap con llinies d'absorción fuertes de siliciu— con un intensu campu magnéticu llonxitudinal de -278 G.
De rellumu variable, ta catalogada como variable Alfa2 Canum Venaticorum.
Estes variables —ente les que cabo citar a Cor Caroli (α2 Canum Venaticorum) o a la brillosa Alioth (ε Ursae Majoris)— amuesen una variación de rellumu igual o inferior a 0,1 magnitúes; la variación de rellumu de IT Lupi ye de 0,1 magnitúes ensin qu'haya un periodu conocíu.

A una separación visual de 9,3 segundos d'arcu de IT Lupi puede reparase una estrella de magnitú 12,5. Lleva'l númberu de catálogu **CD-45 9337B** y puede formar un sistema binariu con IT Lupi.

## Referencies
IX Draconis

**IX Draconis** (IX Dra / GJ 577) ye un sistema estelar alcontráu na constelación de Draco. Asitiáu a una distancia de 144 años lluz del Sistema Solar, tien magnitú aparente +8,41.
Visualmente alcuéntrase unos 2 graos al sur de la variable RR Ursae Minoris.

## Componente principal
La componente principal del sistema, **GJ 577 A**, ye una nana mariella de tipu espectral G5V, asemeyáu a 61 Virginis.
Con una temperatura efectivo de 5662 K, la so lluminosidá equival al 73% de la lluminosidá solar.
El so radiu ye un 9% más pequeñu que'l del Sol. Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 10,6 km/s, siendo'l so periodu de rotación d'aproximao 4 díes.
Presenta una metalicidá comparable a la solar ([Fe/H] = +0,03).
Tien una masa inferior nun 5% a la masa solar y amuesa un altu nivel d'actividá magnética.

Nun esiste un claru consensu tocantes a la edá d'IX Draconis.
La so cinemática dexa considerala miembru del «supercúmulo de les Híades» con una edá de 600 millones d'años; sicasí, la so absorción de litiu suxer una edá inferior nel rangu de 20 - 150 millones d'años, lo que concuerda cola edá de 34 millones d'años indicada nun recién estudiu.

## Componente secundaria
La componente secundaria del sistema, **GJ 577 B**, foi resuelta per aciu imáxenes nel infrarroxu.
La diferencia de magnitú ente les dos estrelles dexa envalorar que ye una nana colorada de tipu M4 - M5.
La so separación al respective de la primaria ye de siquier 239 UA y el periodu orbital ye de más de 3600 años.

Piénsase que GJ 577 B puede ser, de la mesma, una estrella binaria.
En dichu supuestu, estos dos componentes —denominaes coles lletres B y C— taríen na llende ente una nana colorada de baxa masa y una nana marrón.
El periodu orbital d'esta binaria sería de 16,5 años.

IX Draconis ta catalogada como variable BY Draconis, siendo la so fluctuación de rellumu de namái 0,04 magnitúes.

## Referencies
IW Velorum

**IW Velorum** (IW Vel) ye una estrella na constelación de Vela de magnitú aparente +5,91.
Alcuéntrase a 336 años lluz del Sistema Solar, siendo'l error na midida del 3,2%.
El so máximu acercamientu a la Tierra tuvo llugar fai 2,6 millones d'años, cuando tuvo a una distancia de 233 años lluz.

IW Velorum ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A2V, tamién clasificada como A4V.
Tien una temperatura efectivo de 8150 K y una lluminosidá 46 vegaes superior a la del Sol.
Envalórase que'l so radiu ye un 80% más grande que'l radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 166 km/s.
Tien una masa de 2,34 ± 0,04 mases solares y la so edá ye daqué cimera a 1000 millones d'años, lo que correspuende a 5/6 partes de la so vida como estrella de la secuencia principal.

IW Velorum ye una variable Delta Scuti con un periodu d'oscilación de 0,15 díes y una variación de rellumu de namái 0,016 magnitúes.
ρ Tauri y LM Hydrae son tamién variables Delta Scuti que la so variación de rellumu ye inferior a 0,02 magnitúes.

## Referencies
IX Carinae

**IX Carinae** (IX Car) ye una estrella variable na constelación de Carina, la quilla del Navío Argos.
De magnitú aparente media +7,45, ye una estrella alloñada que s'atopa a una distancia envalorada de 1640 pársecs (5330 años lluz).
Al igual que RT Carinae, ye miembru del cúmulu estelar Carinae OB1.

IX Carinae ye una superxigante colorada de tipu espectral M2I con una temperatura efectivo de 3650 K.
Tien un radiu 920 vegaes más grande que'l del Sol, lo qu'equival a 4,2 UA; si tuviera nel centru del nuesu Sistema Solar, la so superficie estenderíase casi hasta la órbita de Xúpiter.
Nel espectru visible la so lluminosidá ye 35.000 vegaes superior a la del Sol pero la so lluminosidá bolométrica —considerando toles llonxitúes d'onda— algama les cifra de 133.000 vegaes la lluminosidá solar.
Pierde masa en forma de polvu a razón de 2,0 &times; 10-9 mases solares per añu.

Catalogada como una variable semirregular SRC —que'l so prototipu ye la brillosa μ Cephei—, el rellumu d'IX Carinae fluctúa ente magnitú +7,2 y +8,5.
Conócense dos periodos d'oscilación, unu principal de 408 ± 50 díes, y otru, más llargu ya imprecisu, de 4400 ± 2000 díes.

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

## Referencies
Izar (estrella)

**Izar** (ε Boo / ε Bootis / 36 Bootis) ye la segunda estrella más brillosa de la constelación de Boötes, con magnitú aparente +2,35. Ye una estrella binaria que les sos dos componentes tán dixebraes 3 segundos d'arcu y ta considerada una de les estrelles dobles más belles del cielu.

## Nome
El nome de **Izar** provién del árabe ازار (*izār*) y significa «velu». Tamién ye llamada **Mirac**, **Mirak** o **Mirach** —nomes asemeyaos al de β Andromedae— que'l so orixe ye'l mesmu.
**Perizoma** ye como apaez mentada nes Tables Alfonsíes.

Otru nome utilizáu pa designar a esta estrella ye **Pulcherrima**, «la más preciosa», denomada asina pol astrónomu Friedrich Georg Wilhelm von Struve al reparar el formosu contraste ente les dos estrelles.

## Carauterístiques físiques
A 210 años lluz de distancia del Sistema Solar, Izar ta compuesta por una xigante lluminosa naranxa, Izar A, y una estrella blanca de la secuencia principal, Izar B.
**Izar A** (HD 129989 / HR 5506), de tipu espectral K0II-III, ye la más brillosa del par con una lluminosidá equivalente a 400 soles, siendo 15 vegaes más lluminosa que la so compañera. Con una temperatura superficial de 4.500 K, el so radiu ye 33 vegaes mayor que'l radiu solar.

**Izar B** (HD 129988 / HR 5505) ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu A2V que la so temperatura ye de 8.700 K. Con una lluminosidá 27 vegaes mayor que la solar, el so radiu ye'l doble que'l radiu del Sol. La separación ente les dos estrelles ye de siquier 185 UA con un periodu orbital de más de 1.000 años.

El sistema tien una edá envalorada de 300 millones d'años. Cuando nacieron, la estrella A2 yera bien asemeyada a como ye güei, pero l'actual xigante yera una caliente estrella de tipu B. Esta postrera yera más masiva que la so compañera —4 mases solares frente a 2 mases solares—, lo que favoreció qu'evolucionara más rápido; asina, fai 10 - 20 millones d'años escosó'l so hidróxenu internu tresformándose na xigante que vemos na actualidá. Nun futuru, dientro de daqué más de 1.000 millones d'años, Izar B va siguir el mesmu camín, espandiéndose tamién nuna xigante naranxa. Sicasí, pa esi entós la estrella más masiva probablemente nun sía más qu'una tenue nana blanca.

## Referencies
J Centauri

**j Centauri** (j Cen / HD 102776 / HR 4537) ye una estrella de magnitú aparente +4,31 encuadrada dientro de la constelación de Centauru.
El nuevu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos asitia a esta estrella a 595 años lluz del Sistema Solar.
Ye miembru de l'asociación estelar Scorpius OB2, que la so edá ta entendida ente los 4.000 y los 15.000 años.

j Centauri ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B3Vne.
Con una temperatura efectivo de 18.700 K, tien una lluminosidá 2919 vegaes mayor que la del Sol.
El so radiu ye 3,9 vegaes más grande que'l radiu solar
y la so masa ye aproximao 7 vegaes mayor que la masa solar, per debaxo de la llende a partir del cual les estrelles acaben españando como supernoves.

j Centauri ye una estrella Be —asemeyada a δ Centauri o a η Centauri— y puede ser tamién variable, recibiendo la denominación provisional NSV 5357.
El so amplitú de variación ye de 0,049 magnitúes.

j Centauri nun tien de ser confundida con J Centauri (HD 116087).

## Referencies
J Puppis

**J Puppis** (J Pup / HD 64760 / HR 3090) ye una estrella de magnitú aparente +4,23 encuadrada dientro de la constelación de Puppis.
La midida de la paralax realizada pol satélite Hipparcos —que lleva inherente un considerable grau d'error— asitia a J Puppis a una distancia de 1940 años lluz del Sistema Solar.

J Puppis ye una superxigante azul de tipu espectral B0.5Ib con una elevada temperatura efectivo de 28.000 ± 2000 K. 
Como correspuende a la so clase, ye una estrella descomanadamente lluminosa, yá que radia 300.000 vegaes más enerxía que'l Sol.
Tamién tien un tamañu considerable; el so radiu ye 23,3 vegaes más grande que'l del Sol y xira sobre sigo mesma con una elevada velocidá de rotación proyeutada de 265 km/s.
Ye una estrella bien masiva, siendo la so masa aproximao 24 vegaes mayor que la masa solar, polo que va rematar la so curtia vida esplotando en forma de supernova.
Al igual qu'otres estrelles análogues, pierde masa estelar, a un ritmu de 1,1 &times; 10-6 mases solares per añu.
N'el so superficie atopa material procesáu nel ciclu CNO, lo que se manifiesta nuna rellación nitróxenu/carbonu 6 vegaes superior a la del Sol.

Esta estrella nun tien de ser confundida con 11 Puppis, tamién conocida como j Puppis.

## Referencies
IRAS 12556-7731

**IRAS 12556-7731** ye una estrella de magnitú aparente +7,88 en banda J encuadrada na constelación de Chamaeleon.

## Alloña
La fonte IRAS 12556-7731 foi identificada per primer vegada en 1992 dientro d'un estudiu IRAS d'estrelles presecuencia principal na nube molecular Chamaeleon II (Cha II).
Sicasí, la so velocidá radial media (unos 68 km/s) y el so movimientu propiu refuguen la so pertenencia a dicha formación.
Anque visualmente pudiera paecer que ta somorguiada na nube, en realidá paez tar muncho más alloñada de nós.
Anque nun se conoz la distancia a la que s'atopa, asumir que IRAS 12556-7731 pue tar a 178 pársecs o 580 años lluz del Sistema Solar.

## Carauterístiques

Magar nun principiu creyóse que IRAS 12556-7731 yera una estrella presecuencia principal, posteriores analises nel infrarroxu cercanu suxeríen que podía ser una xigante.
Sicasí, les fuertes llinies d'absorción de litiu nel so espectru llevaron a pensar que yera un oxetu nuevu, una y bones esti elementu ye destruyíu n'estrelles nueves de baxa masa cuando la temperatura algama cierta llende.
Finalmente, el fechu de que nel diagrama de Hertzsprung-Russell la so lluminosidá seya dos órdenes de magnitú mayor que la d'otres nueves estrelles de la nube Cha II, dexó concluyir que IRAS 12556-7731 ye definitivamente una estrella xigante, anque rica en litiu.

Con una temperatura superficial de 3460 ± 60 K, la lluminosidá de IRAS 12556-7731 ye casi 1000 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Amuesa una metalicidá ligermante inferior a la solar ([Fe/H] = -0,08).
La so llatitú galáctica, la so distancia y la so cinemática impliquen que probablemente seya una vieya estrella del discu finu, lo que ye consistente col so metalicidá.
Tien un radiu 79 vegaes más grande que'l radiu solar y, pa ser una xigante, rota a gran velocidá, yá que la so velocidá de rotación proyeutada ye de 8 km/s.
La so masa ye casi igual a la del Sol.
Pa investigar el so estáu evolutivu, utilizáronse isocrones pa estrelles con una metalicidá comparable a la solar.
Éstes son consistentes con una edá averada pa IRAS 12556-7731 de 10.000 millones d'años.

## Conteníu de litiu
IRA 12556-7731 tien una bayura relativa de litiu A(Li) = 2,4.
La mayor parte de les xigantes riques en litiu —como HD 39853— son xigantes naranxes de tipu K.
IRAS 12556-7731 ye la más fría ente toes elles, siendo de les menos masives y de les más lluminoses del grupu.
Los posibles escenarios qu'espliquen l'altu conteníu de litiu son trés: puede caltener de dalguna manera'l so conteníu inicial de litiu, puede refaer esti metal n'etapes posteriores, o'l litiu puede provenir d'una nana marrón o planeta «inxeríu» pola estrella.
Los dos primeros escenarios son improbables, ente que la rellación isotópica 6Li/7Li próxima a 0,11, favorez l'últimu escenariu.
Coles mesmes, afirmóse que l'acreción d'un planeta puede esplicar tantu l'altu conteníu en litiu como la elevada velocidá de rotación d'una estrella xigante.

## Referencies
J0917+46

**J0917+46** ye'l nome embrivíu de **SDSS J091709.55+463821.8**, sistema estelar asitiáu na llende ente les constelaciones de Llobu cerval y sietestrellu. Alcuéntrase a unos 7400 años lluz de distancia del Sistema Solar.

La componente visible del sistema ye una nana blanca que la so masa, de 0,17 mases solares, ye la más baxa conocida pa una nana blanca, aproximao 1/3 de la masa habitual pa esti tipu d'estrelles.
A pesar d'ello, ye bien grande en términos de tamañu físicu, con un diámetru equivalente al 8% del diámetru solar, unos nueve vegaes más grande qu'una nana blanca típica.

Nenguna estrella ye abondo antigua pa convertise, por sigo mesma, nuna nana blanca tan pocu masiva; polo tanto dende un principiu predíxose la esistencia d'una compañera non visible responsable de la perda de masa estelar. La busca subsecuente per aciu velocidaes radiales, confirmó la predicción. Al nun ser visible la compañera refugóse qu'ésta fora una estrella de la secuencia principal; la compañera invisible probablemente ye otra nana blanca, qu'aspiró una gran parte del material de la estrella visible.

Cuando se formó'l sistema binariu, ésti taba compuestu por una estrella d'unos dos mases solares y otra estrella daqué menos masiva que'l Sol. La estrella más masiva foi la primera n'evolucionar, dando llugar a una nana blanca d'aproximao 0,5 mases solares. Diez mil millones años más tarde, el so acompañante tresformóse de la mesma n'otra nana blanca. En cada pasu, les capes esternes de la estrella n'evolución envolubraron a la compañera, causando un resfregón qu'averó les dos estrelles ente sigo. Agora completen una órbita cada 7,6 hores a una distancia de namái 0,007 UA. Nun futuru dambes estrelles van fundise, magar esto nun va asoceder enantes de 10.000 millones d'años.

## Referencies

* SDSS J091709.55+463821.8 (SIMBAD)
* SDSS J091709.55+463821.8 (Jumk.de/astronomie)
* 
* Cosmic Weight Loss: The Lowest Mass White Dwarf. CfA Press Release
Ji Aquarii

**Ji Aquarii** o **Chi Aquarii** (χ Aqr / 92 Aquarii / HD 219576) ye una estrella na constelación d'Acuariu de magnitú aparente +4,93. Alcuéntrase a unos 640 años lluz del Sistema Solar.

Ji Aquarii ye una xigante colorada de tipu espectral M3III con una temperatura superficial de 3670 K y una lluminosidá 1500 vegaes mayor que la lluminosidá solar. A partir d'estos valores puede calculase el so radiu, 0,45 UA, equivalente a 96 vegaes el radiu solar, magar midíes direutes per aciu interferometría dan como resultáu un radiu mayor de 0,60 UA.
Asitiada al sur de la eclíptica, Ji Aquarii ye despintáu dacuando pola Lluna, lo que dexa, en función del tiempu qu'emplega'l discu llunar en cubrir la estrella, calcular el so radiu per aciu esta téunica, llográndose un valor de 0,66 UA. Les discrepancies probablemente provienen d'una combinación d'errores na distancia y na estimación de la temperatura, incidiendo na cantidá de la radiación infrarroxo emitida y n'última instancia nel valor de la so lluminosidá. Anque malo d'envalorar, la so masa asítiase en redol a dos veces la del Sol.

Ji Aquarii ye una variable irregular, que'l so rellumu fluctúa ente magnitú +4,90 y +5,06, polo que se piensa que ye una xigante nun avanzáu estáu d'evolución. Probablemente la estrella ta aumentando en rellumu y tamañu per segunda vegada, agora con un nucleu inerte d'oxíxenu y carbonu. Esta fase carauterizar por una inestabilidá primero que la estrella esprender de les sos capes esteriores pa convertise nuna nana blanca.

## Referencies
Ji Aquilae

**Ji Aquilae** o **Chi Aquilae** (χ Aql / 47 Aquilae) ye un sistema estelar de magnitú aparente +5,31 asitiáu na constelación del Águila.
Alcuéntrase aproximao a 855 años lluz del Sistema Solar.

## Carauterístiques
Ji Aquilae ye una binaria que les sos componentes nun son bien conocíes. La más caliente, de magnitú +5,37, ye una estrella de la secuencia principal clasificada dende B5.5V a A3V.
El so rellumu concuerda con una estrella B5.5V y la so temperatura efectivo, d'alcuerdu a dichu tipu espectral, sería de 14.500 K.
La so lluminosidá, 800 vegaes superior a la del Sol, y la so temperatura conducen a un valor pa la so masa cinco veces mayor que la masa solar.
Pela so parte, la componente más fría foi catalogada como una xigante de tipu G0, a la que correspondería una temperatura de 5800 K —nun esisten tampoco midíes de la so temperatura—.
155 vegaes más lluminosa que'l Sol, el so masa envalórase unes tres veces mayor que la masa solar.
El conteníu metálico d'esta binaria ye netamente inferior a la solar ([Fe/H] = -0,80).

La separación visual reparada ente elles siempres foi inferior a 1 segundu d'arcu, lo que correspuende una separación real de más de 185 UA.
El periodu orbital d'esta binaria ye de más de 900 años.

## Referencies
Ji Cancri

**Ji Cancri** o **Chi Cancri** (χ Cnc / 18 Cancri / HD 69897) ye la séptima estrella más brillosa de la constelación de Cáncer —el cámbaru— con magnitú aparente +5,14.
Alcuéntrase a 59 años lluz de distancia del Sistema Solar.

Ji Cancri ye una estrella mariella de la secuencia principal de tipu espectral F6V.
Al igual que'l Sol, la so enerxía provién de la fusión d'hidróxenu en heliu, pero ye más caliente y lluminosa qu'ésti, siendo les sos carauterístiques asemeyaes a les de Tabit (π³ Orionis).
Con una temperatura efectivo ente 6190 y 6240 K, la so lluminosidá ye 2,57 vegaes mayor que la del Sol.
Tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos que'l heliu— inferior a la solar. El so conteníu de fierro ye la metá que nel Sol,
enclín reparáu na práutica totalidá de los elementos químicos evaluaos.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de 5 km/s, dos veces y media más apriesa que'l Sol.
La so masa ye ente un 6% y un 11% mayor que la masa solar y tien una edá envalorada de 3100 millones d'años.

## Referencies
Ji Carinae

**Ji Carinae** o **Chi Carinae** (χ Carinae / χ Car / HD 65575) ye una estrella na constelación Carina de magnitú aparente +3,46. Recibe'l nome tradicional de **Drys** o **Drus**, del griegu Δρυς, que significa «carbayu». Alcuéntrase a 387 años lluz de distancia del Sistema Solar.

Clasificada como subxigante, Ji Carinae ye una estrella azul de tipu espectral B3IVp con una temperatura efectivo de 18.000 K. Considerando una importante cantidá de radiación emitida nel ultravioleta, la lluminosidá de Ji Carinae ye 2375 vegaes mayor que la lluminosidá solar. El so diámetru ye 5 vegaes más grande que'l del Sol y la so masa ye 6,7 vegaes mayor que la masa solar. Los sos parámetros de lluminosidá y temperatura, dientro de la teoría d'evolución estelar, suxeren Ji Carinae entá nun abandonó la secuencia principal —anque s'atopa na fase final de dicha etapa— y por tanto quiciabes nun ye una verdadera subxigante.

Catalogada como variable Beta Cephei con una variación nel so rellumu de 0,015 magnitúes, recién estudios ponen en dulda la so variabilidá. Coles mesmes, la «p» nel so tipu espectral ye indicativa d'alta concentración de siliciu, lo que tampoco paez ser ciertu. Típicamente, la so velocidá de rotación de 95 km/s ye más de 40 vegaes más rápida que la del Sol.

## Referencies
Ji Cygni

**Ji Cygni** o **Chi Cygni** (χ Cyg / HD 187796 / HR 7564) ye una estrella variable na constelación del Cisne. El so rellumu bazcuya ente magnitú aparente +3,30 y +14,20, el mayor cambéu de lluminosidá conocíu nuna estrella si sálvense les esplosiones o españíos.
L'astrónomu Gottfried Kirch afayó la so variabilidá en 1687, cuando en xunetu de dichu añu reparó que la estrella sumiera del cielu, nun siendo visible de nuevu hasta'l mes d'ochobre.
Apocayá, ente xunetu y agostu de 2005, el so rellumu algamó magnitú 3,8 d'alcuerdu a dellos informes de l'AAVSO, lo que constituyiría'l so rellumu máximu nos postreros 148 años.
 
A una distancia averada de 346 años lluz del Sistema Solar, Ji Cygni ye una variable Mira con un periodu de pulsación de 408,05 díes. Con una temperatura igual o inferior a 3000 K, ye unes 3000 vegaes más lluminosa que'l Sol. Tien un radiu 300 vegaes más grande que'l radiu solar, comparable a la órbita del planeta Marte.

Al avieyar les variables Mira, pueden bombiar carbonu del so nucleu escontra la superficie, aumentando la proporción d'esti elementu frente al d'oxíxenu. N'estrelles normales como'l Sol, la proporción d'oxíxenu ye enforma mayor que la de carbonu, ente que nes llamaes estrelles de carbonu —como La Superba (Y Canum Venaticorum)—, la proporción ye inversa. Ji Cygni, estrella del raru tipu espectral S (S6), ta a mediu camín ente dambes, siendo les proporciones de carbonu y oxíxenu similar.
Igualmente destaca'l so altu conteníu en circoniu, de resultes del procesu-s que tien llugar nesta clase d'estrelles. El so evolución dirá conducir definitivamente escontra una estrella de carbonu.

## Ver tamién

* Llista d'estrelles variables
* Llista d'estrelles más grandes conocíes
* Estrella de tipu S

## Referencies
Chi Ceti

** Chi Ceti ** (χ Ceti) ye la denominación de Bayer d'un sistema estelar binariu de la constelación de la ballena. Na nomenclatura Flamsteed ye 53 Ceti. Tienen una separación de 3' 4" (180") d'arcu, accesible a óptiques d'aficionáu.

## χ Ceti A

Chi Ceti A ye la estrella principal d'un sistema múltiple, tratar d'una xigante blanca F2III-IV que falta 76,93 años-lluz, del catálogu Draper (HD) recibe'l númberu HD 11171, y del catálogu Hipparcos (HIP) númberu HIP 8497.

Les sos coordenaes en dómina 2,000.0 son: Ascensión Recta 1h 49m 35,10s y Declinación -10º 41' 35".
Tien una temperatura efectivo de 6200º K y la so magnitú visual aparente ye de +4,85, traduciéndose nuna magnitú visual absoluta de +2,79.

Calcúlase que la so edá ta entendida ente 300 y non más de 900 millones d'años, siendo más probable en redol a los 700 millones d'años.

El so metalicidá ye -0.03 (93,3 % respectu al Sol).
La so velocidá relativa al sol ye de 19,5 km/s, traduciendo una velocidá radial de -1,8 km/s.

## χ Ceti B
Chi Ceti B recibe'l númberu HD 11131 del catálogu Draper (HD), atopar n'Ascensión Recta 1h 49m 23.34s y Declinación -10º 42' 12" en coordenaes de dómina 2,000.0, tratar d'una estrella G1V con una temperatura efectivo de 5800 K. Tien una magnitú visual aparente de +6,74 y una magnitú visual absoluta de +4,91. Alcuéntrase a 74,94 años-lluz de distancia. La estrella ye una variable del tipu OR Draconis.

## Referencies

## Enllaces esternos

* http://www.alcyone.de/cgi-bin/search.pl?object=HR0531 

* http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=53+Ceti&NbIdent=1&Radius=2&Radius.unit=arcmin&submit=submit+id
* http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=chi+Cet+B&NbIdent=1&Radius=2&Radius.unit=arcmin&submit=submit+id
Ji Draconis

**Ji Draconis** o **Chi Draconis** (χ Dra / 44 Draconis / HD 170153) ye un sistema estelar na constelación de Draco de magnitú aparente +3,55. Dacuando recibe'l nome de **Batentaban Borealis**, proveniente del árabe بطن الثعبان *baţn al-thubān*, que'l so significáu ye «el banduyu del dragón».
Alcuéntrase relativamente próximu al Sistema Solar, a namái 26,3 años lluz de distancia.

Ji Draconis ye una estrella binaria, que la so componente principal, **Ji Draconis A**, ye una nana mariella de tipu espectral F7V con una temperatura efectivo de 6150 K.
Casi dos veces más lluminosa que'l Sol, la so masa ye un 3% mayor que la masa solar y tien un radiu averáu de 1,12 radios solares.
La so compañera estelar, **Ji Draconis B**, ye una nana naranxa de tipu espectral K0V y 4950 K de temperatura.
La so masa ye de 0,74 mases solares y relluma con una lluminosidá equivalente al 29% de la lluminosidá solar.

La separación ente dambes componentes varia ente 0,6 y 1,4 UA a lo llargo d'una órbita escéntrica que completen cada 280,55 díes. La zona de habitabilidad asítiase alredor de les 1,45 UA del centru de mases, demasiáu cerca de dambes estrelles por que la órbita d'un hipotéticu planeta fuera estable.

Nun esiste consensu tocantes a la edá d'esti sistema; un estudiu indica una edá de 5.300 millones d'años, pero otru aumenta dicha cifra a más de 10.000 millones d'años.
La so cinemática, sicasí, suxer que ye una estrella del discu finu —como'l Sol— magar el so metalicidá ye equivalente al 39% de la solar ([Fe/H] = -0,41).

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

## Referencies