open-index/open-wikipedia-markdown huggingface dataset:
Ruchba

**Ruchba** o **Rucba** (ω2 Cyg / 46 Cygni / HD 195774 / BD+48 3154) ye una estrella na constelación del Cisne de magnitú aparente +5,47.
Nun tien de ser confundida con Ruchbah, nome utilizáu n'ocasiones pa designar a la estrella δ Cassiopeiae, nin con Rukbat (α Sagittarii).
 
Ruchba ye una xigante colorada de tipu espectral M2III que'l so radiu ye 48 vegaes más grande que'l radiu solar.
Tien una temperatura averada de 3700 K y una lluminosidá equivalente a 380 soles.
Con una masa asemeyao a la del Sol, la so edá actual envalórase en 12.200 millones d'años.
Fai 2500 millones d'años abandonó la secuencia principal y probablemente sía una xigante colorada con un nucleu interne d'heliu.
Amás, ye posible que sía una estrella variable, fechu qu'entá nun foi confirmáu.

Ruchba puede ser una estrella binaria; la posible acompañante, denomada **BD+48 3154B**, ye una estrella de magnitú 10 y tipu G, visualmente a pocu menos d'un minutu d'arcu de la estrella xigante.
Yá que s'atopen a casi 400 años lluz de distancia del Sistema Solar, si tán físicamente amestaes la distancia real ente dambes estrelles tien de ser cimera a 7000 UA.
Sicasí, el so movimientu relativu al respective de Ruchba suxer que solamente ye una estrella na mesma llinia de visión.

## Referencies
Rukbat

**Rukbat** (α Sagittarii / α Sgr / HD 181869) ye una estrella na constelación de Saxitariu de magnitú aparente +3,97. Anque ostenta la denominación de Bayer *[[Alfa]]*, falta enforma de ser la más brillosa de la constelación, siendo la decimoquinta más brillosa de la mesma. El so nome escritu dacuando como **Rucba**— provién del árabe *Ar-Rukbah* y significa «la rodía», indicando la so posición nel cuerpu del arqueru. Tamién ye conocida pola denominación de **Alrami**, términu que significa «l'arqueru», en referencia al conxuntu de la constelación.

A una distancia de 170 años lluz del Sistema Solar, Rukbat ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B8V y 12.370 K de temperatura efectivo.
Relluma con una lluminosidá 112 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Con un diámetru 2,3 vegaes más grande que'l del Sol, la so masa ye ente 3 y 3,2 vegaes mayor que la masa solar.
El so conteníu metálico (metalicidá) ye comparable a la solar.
Ta arrodiada d'una nube de polvu —probablemente en forma de discu—, similar a la descubierta en redol a Vega (α Lyrae). Coles mesmes, ye una fonte débil de rayos X.

Anque'l analís espectral indica que Rukbat puede tener una compañera cercana, hasta'l momentu la so busca nun dio resultancies. 

## Referencies
RV Cygni

**RV Cygni** (RV Cyg / HD 206750 / HIP 107242) ye una estrella variable na constelación de Cygnus. La so distancia envalorada al Sistema Solar ye de 640 pársecs (2090 años lluz).

RV Cygni ye una estrella de carbonu de tipu espectral CV5 con una temperatura superficial de 2675 K.
Nes estrelles de carbonu, al contrariu que na mayor parte de les estrelles, el conteníu de carbonu supera al d'oxíxenu; la rellación C/O en RV Cygni, mayor que la unidá, ye de 1,20.
Amás, estes estrelles esperimenten una perda de masa estelar significativa; RV Cygni facer a razón de 1,4 &times; 10-6 mases solares per añu.
La so lluminosidá bolométrica —considerando toles llonxitúes d'onda— ye 13.200 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Por aciu interferometría midióse'l so diámetru angular, que, una vegada consideráu'l escurecimientu de llimbu, ye de 7,77 ± 0,50 milisegundos d'arcu.
Ello dexa evaluar el so diámetru real, siendo ésti 535 vegaes más grande que'l diámetru solar, cifra namái averada dada la incertidume al respective de la distancia a la que s'atopa.

Catalogada como variable semirregular SRB, el rellumu de RV Cygni varia ente magnitú aparente +10,8 y +12,4 nun periodu de 263 díes.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
RV Monocerotis

**RV Monocerotis** (RV Mon) ye una estrella variable na constelación de Monoceros, el unicorniu.
Alcuéntrase a una distancia averada de 670 pársecs o 2180 años lluz del Sistema Solar.

## Carauterístiques
RV Monocerotis ye una estrella de carbonu de tipu espectral CV3 con una temperatura superficial de 3210 ± 140 K.
Nes estrelles de carbonu, al contrariu que na mayor parte de les estrelles incluyendo al Sol, la bayura de carbonu ye mayor que la d'oxíxenu; asina, la rellación carbonu-oxíxenu en RV Monocerotis ye de 1,05.
La so lluminosidá bolométrica —considerando toles llonxitúes d'onda— ye 6400 vegaes mayor que la lluminosidá solar.

A partir de la midida del so diámetru angular, evaluóse'l verdaderu diámetru de RV Monocerotis. Ésti ye 260 vegaes más grande que'l diámetru solar, anque dichu valor, al depender de la distancia y dada la incertidume esistente nesti parámetru, namái puede considerase un valor averáu.
Tocantes a la masa de RV Monocerotis, según el modelu teóricu consideráu ésta pue ser de 1 o 2 mases solares.
Amás, les estrelles de carbonu esperimenten una importante perda de masa estelar, y RV Monocerotis facer a razón de 17 &times; 10-8 mases solares per añu.

## Variabilidá
Catalogada como variable semirregular SRB, el rellumu de RV Monocerotis varia ente magnitú aparente +9,71 y +11,90 en banda B.
Esiste un periodu principal de 131 díes y unu secundariu, más llargu, de 1047 díes.

## Ver tamién
*Llista d'estrelles variables

## Referencies
RW Cephei

**RW Cephei** ye una estrella hiperxigante asitiada na constelación de Cefeo. Con una magnitú aparente de 6,45 ta na llende de la visibilidá a güeyu, pero ye un oxetu bien fácil para prismáticos.
De tipu espectral K0 (SIMBAD da, sicasí, K2, y otres fontes G8 ó inclusive F0 -lo que puede indicar un tipu espectral variable-), la so distancia nun ye perbién conocida, pero por pertenecer a la mesma asociación estelar que HR 8752 (Cepheus OB1) envaloróse una distancia similar a ella (unos 11000 años lluz, pero daes les incertidumes na so distancia podría tar más cerca, a 7800 años lluz), lo que significa una magnitú bolométrica de -10 y una lluminosidá efectiva de más de 750000 vegaes la del Sol.
A diferencia d'otres estrelles del so tipu, nun s'atopó material espulsáu al so alredor.
## Referencies

RW Cephei na base de datos SIMBAD

IRAS OBSERVATIONS OF THE COOL GALACTIC HYPERGIANTS (n'inglés. Archivu PDF)

Studies of luminous stars in nearby galaxes. I. Supergiants and O stars in the Milky Way (n'inglés. Archivu PDF)

RW Cephei
RV Tauri

**RV Tauri** (RV Tau) ye una estrella variable na constelación de Tauru.
Ye la estrella prototípica d'un tipu de variables que lleven el so nome, les variables RV Tauri.

## Historia
La variabilidá de RV Tauri afayóse en 1905 por Lydia Ceraski.
Posteriores estudios fotométricos punxeron de manifiestu que'l so curva de lluz amosaba evidencies d'irregularidá.
Sicasí, detectóse cierta semeyanza cola de les cefeides; anguaño sábese que tanto les variables RV Tauri como les cefeides son estrelles pulsantes.

Sicasí, nun sería hasta 1926 cuando les variables RV Tauri fueron consideraes una clase de variables distintu.

## Carauterístiques
RV Tauri ye una superxigante mariella de tipu espectral G2 con una masa averada de 6,5 mases solares.
Mientres el so periodu de 78,7 díes, el so rellumu varia dende magnitú +9,8 a +13,3. La variación de lluminosidá va acompañada d'un cambéu nel tipu espectral, dende G2 (mariellu) en máximu rellumu hasta M2 (colloráu) cuando'l rellumu ye mínimu. Amás del periodu fundamental, RV Tauri amuesa variaciones nuna escala de tiempu más amplia, favoreciendo que la so lluminosidá media vaya camudando a lo llargo d'un periodu averáu de 1100 díes.

Piénsase que, casi con certidume, les variables RV Tauri son estrelles post-caña asintótica xigante (RAG) que tán nes etapes de finales de la so vida, xustu enantes de la espulsión de les sos capes pa formar una nebulosa planetaria y la contraición del so nucleu que da llugar a una nana blanca.Coles mesmes, piénsase que probablemente les variables RV Tauri son estrelles binaries.

Primeramente pensóse que RV Tauri taba a unos 1607 pársecs (5240 años lluz) del Sistema Solar —asumiendo una magnitú absoluta de -3,65—; yá que la estrella tópase arrodiada por un discu circumestelar, revisóse la so distancia hasta los 2170 parsecs (7100 años lluz) aproximao.

## Referencies
RW Lacertae

**RW Lacertae** (RW Lac / TYC 3629-740-1) ye una estrella variable asitiada a 632 años lluz del Sistema Solar en direición a la constelación de Lacerta.
El so rellumu varia ente magnitú aparente +10,40 y +11,00.

RW Lacertae ye una binaria eclipsante compuesta por dos nanes marielles de tipu espectral G5V y G7V respeutivamente.
La estrella G5V tien una temperatura efectivo de 5760 K.
La so lluminosidá ye un 38% mayor que la lluminosidá solar y, con un radiu un 19% más grande que'l radiu solar, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 2 km/s.
Considerando que la so masa equival al 93% de la del Sol, pue ser tar empezando a evolucionar dende la secuencia principal, dada la notable antigüedá del sistema, en redol a los 10.000 millones d'años.

El so acompañante ye tamién una nana mariella, anque daqué más fría, con una temperatura de 5560 K.
Menos lluminosa que'l Sol —la so lluminosidá equival al 80% de la del Sol—, tien una masa de 0,87 mases solares.
El so radiu ye un 4% más pequeñu que'l del Sol y la so velocidá de rotación proyeutada ye tamién de 2 km/s.

El periodu orbital del sistema ye de 10,37 díes.
Nel eclís principal el rellumu de la binaria mengua 0,60 magnitúes, ente que nel secundariu la cayida de rellumu ye de 0,40 magnitúes. 

## Referencies
RX Bootis

**RX Bootis** (RX Boo / HD 126327 / HIP 70401) ye una estrella variable na constelación de Boötes, el pastor.
Visualmente alcuéntrase a pocu más de 3º al este de 12 Bootis y tien magnitú aparente media +7,97, polo que nun ye visible a simple vista.
Ta a 510 años lluz de distancia del Sistema Solar.

RX Bootis ye una xigante colorada de tipu espectral M7.5III. Ye una estrella bien fría con una temperatura efectivo de namái 3000 K
y un diámetru 347 vegaes más grande que'l diámetru solar.
El conteníu metálico de RX Bootis ye notablemente inferior al del Sol ([Fe/H] = -0,53), siendo la so bayura relativa de fierro namái un 26% del esistente na nuesa estrella.
Pierde masa estelar a razón de 6,48 × 10-7 vegaes la masa solar per añu.
Ye una variable semirregular SRB; éstes son xigantes con una periodicidá pocu definida, pero a les que se-y puede asignar un periodu mediu. Asina, el rellumu de RX Bootis varia 2,7 magnitúes nun ciclu de 340 díes.

En 1971 detectóse la esistencia d'un máser de vapor d'agua en RX Bootis, siendo unu de los primeres máseres atopaos nuna estrella de tipu espectral tardíu. Topóse una débil correllación ente la intensidá del máser y el fluxu óptico. Mapes fechos col VLA amuesen una estensión total de la envoltura del máser de 150 - 230 milisegundos d'arcu, equivalentes a un radiu esterior de 12 - 18 UA.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
RX J1856.5-3754

**RX J1856.5-3754** (tamién **RX J185635-3754** o **1YE 1853-37.9**) ye una estrella de neutrones asitiada na constelación de la Corona Austral. Afayada como fonte emisora de rayos X pol satélite ROSAT, posteriores observaciones col Telescopiu Espacial Hubble detectaron una emisión bien débil nel espectru visible proveniente de la mesma fonte, lo que probó que yera una estrella de neutrones aisllada.

Anque primeramente pensábase que RX J1856.5-3754 taba a 150 - 200 años lluz del Sistema Solar, observaciones llevaes a cabu col Observatoriu de rayos X Chandra en 2002, asitiar a una distancia de 400 años lluz. El so diámetru averáu ye de 20 km Nun esisten signos del restu de la supernova que la anició, polo que s'envalora que la so edá tien de ser de siquier 100.000 años. Lo más notable ye que, a diferencia d'otres estrelles de neutrones, RX J1856.5-3754 nun amuesa signos de nengún tipu d'actividá, tales como variabilidá o pulsaciones. 

La emisión de rayos X per parte de RX J1856.5-3754 indica una elevada temperatura (en redol a 700.000 C), pero dada la so edá, cabría esperar que la so temperatura fuera enforma menor al habese alloriáu esfreciendo a lo llargo del tiempu. Una posible esplicación ye que'l fuerte campu gravitatoriu del oxetu tea prindando dalgún tipu de material interestelar, que al bastiase sobre la superficie de la estrella de neutrones a velocidaes próximes a la velocidá de la lluz, xenera una gran cantidá d'enerxía que se convierte en calor. Sicasí, l'alta velocidá cola que RX J1856.5-3754 muévese al traviés del espaciu, 108 km/s, fai difícil entender como puede prindar la cantidá de materia necesario pa caltener la so alta temperatura. Una solución ye que nel pasáu la estrella fuera capaz de prindar una mayor cantidá de materia y lo qu'agora vemos ye'l so lentu enfriamientu, hasta'l momentu que vuelva entrar n'otra rexón rica en gas y polvu interestelar.

Per otra parte, propúnxose qu'en realidá RX J1856.5-3754 puede nun ser una estrella de neutrones, sinón una estrella de quarks, estrella exótica na que, por cuenta de la alta densidá, la materia esiste en forma de quarks desconfinaos.

## Ver tamién
* Estrella de neutrones

## Enllaces esternos
* 1YE 1853-37.9 - Star (SIMBAD)

## Referencies
RX Leporis

**RX Leporis** (RX Lep / HD 33664 / HR 1693) ye una estrella variable de la constelación de Lepus que s'atopa a 448 años lluz del Sistema Solar. Visualmente ta a 14 minutos d'arcu al oeste de ι Leporis, nun esiste rellación física ente dambes estrelles.
 
RX Leporis ye una xigante colorada de tipu espectral M6III. El so rellumu varia ente magnitú aparente +5,0 y +7,4, siendo una variable irregular con periodos averaos de 60 y 90 díes. La so temperatura superficial ye de 3300 K y tien una lluminosidá ente 1500 y 4500 vegaes mayor que la lluminosidá solar —el valor precisu depende de la estimación de la radiación infrarroxo emitida. El so radiu ye ente 105 y 215 vegaes más grande que'l radiu solar, lo qu'equival a 0,5 - 1 UA.

RX Leporis ye una estrella xigante nun avanzáu estáu evolutivu con un nucleu inerte de carbonu-oxíxenu. Esprendiéndose de les sos capes esteriores per mediu d'un vientu estelar que'l so fluxu ye 10 millones de vegaes mayor que'l del Sol, alcuéntrase yá arrodiada por una envoltura —creada pola mesma estrella—, como pasu previu enantes d'acabar los sos díes como una nana blanca.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies

* RX Leporis - Pulsating variable Star (SIMBAD)
* RX Leporis  (The Bright Star Catalogue)
* RX Leporis (Stars, Jim Kaler)
RY Leonis Minoris

**RY Leonis Minoris** (RY LMi / G 117-15A / WD 0921+354) ye una nana blanca asitiada na constelación de Leo Minor a 150 años lluz de distancia del Sistema Solar. Con una edá envalorada de 400 millones d'años, tien una temperatura efectivo ente 11.600 y 12.400 K.

RY Leonis Minoris ye una nana blanca pulsante DAV o variable ZZ Ceti. La so variabilidá afayóse en 1974 por Richer y Ulrych, siendo confirmada en 1976 por McGraw y Robinson. En 1984 demostróse que la variabilidá de la estrella débese a les pulsaciones non radiales d'ondes de gravedá. Poro, el so cambéu de periodu a lo llargo del tiempu ye direutamente proporcional al so enfriamientu col tiempu, dexando que'l so ritmu d'enfriamientu pueda ser midíu per aciu téuniques d'astrosismoloxía. El so curva de lluz tien un periodu dominante de 215,2 segundos estable n'amplitú y fase, que s'envalora qu'aumenta aproximao un segundu cada 14 millones d'años. Por ello, afirmóse que RY Leonis ye'l reló ópticu más estable atopáu nunca, que les sos señales son muncho más estables que les d'un reló atómicu. 

## Referencies
RY Sagittarii

**RY Sagittarii** (RY Sgr / HD 180093 / HR 7296) ye'l nome d'una estrella variable de la constelación de Saxitariu. Ta asitiada pocos graos al norte de la llende de la constelación con Corona Australis y davezu la so magnitú ye +7,2. Alcuéntrase a unos 6000 años lluz de distancia del Sistema Solar.

RY Sagittarii ye una superxigante mariella y estrella variable R Coronae Borealis que'l so rellumu presenta grandes cayíes hasta magnitú +14 aproximao cada dos años. Estos episodios d'escurecimientu débese a la espulsión de polvu de carbonu dende la superficie estelar. La estrella queda somorguiada nel so propiu material hasta qu'adulces s'estena. Esto desplica les rápides cayíes y les recuperaciones lentes nel rellumu. Ye la segunda estrella más brillosa dientro d'esta clase de variables.

L'estudiu detalláu de la curva de lluz de RY Sagittarii amuesa una oscilación secundaria na magnitú, de tipu cefeida, cuando la estrella s'atopa con rellumu máximu. El periodu d'oscilación ye de 39 díes y l'amplitú de 0,5 magnitúes. Estudios recién suxeren qu'esti periodu de pulsación pue tar amenorgando, debíu bien a la rápida evolución de la estrella na fase de post-xigante, o por una perda sustancial de masa.

Afayóse por Jacobus Kapteyn en 1895.

## Ver tamién
* R Coronae Borealis
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
RW Coronae Borealis

**RW Coronae Borealis** (RW CrB / HD 139815 / HIP 76658) ye una estrella binaria de magnitú aparente +10,22.
Encuadrada na constelación de Corona Boreal, visualmente alcuéntrase 1,5° al sur de θ Coronae Borealis.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de datos de paralax del satélite Hipparcos, alcuéntrase a 679 años lluz del Sistema Solar.

RW Coronae Borealis ye una binaria cercana «semidesprendida» según una binaria eclipsante.
El so periodu orbital ye de 0,7264 díes (17,43 hores) y el planu orbital ta inclináu 79° respectu al planu del cielu.

La componente principal de RW Coronae Borealis ye una estrella de tipu espectral F0 —catalogada tamién como A8V— que la so temperatura efectivo ye de 7286 K.
Seis veces más lluminosa que'l Sol, contribúi con más del 90% a la lluminosidá total del sistema.
Tien una masa de 1,6 mases solares y el so radiu ye un 54% más grande que'l del Sol.
La naturaleza de la componente secundaria nun ye bien conocida, siendo clasificada como G8IV, K3 y K2IV.
Con una temperatura de 4232 K, la so lluminosidá equival al 35% de la lluminosidá solar.
Tien el 40% de la masa que'l Sol, anque el so radiu ye un 10% vegaes más grande que'l radiu solar.
Mientres l'eclís principal —cuando la estrella más fría interceuta la lluz de la estrella F0— el rellumu del sistema mengua 0,56 magnitúes ente que nel secundariu, apenes perceptible, el descensu del rellumu ye de namái 0,07 magnitúes.

## Referencies
RW Cygni

**RW Cygni** (RW Cyg / HIP 101023 / BD+39 4208) ye una estrella variable na constelación de Cygnus. De magnitú aparente media +8,81, alcuéntrase a unos 75 segundos d'arcu al oeste de la brillosa Sadr (γ Cygni). 
Miembru de l'Asociación estelar Cygnus OB9, la midida de la so paralax realizada pol satélite Hipparcos (1,28 milisegundos d'arcu), asitia a RW Cygni a unos 2550 años lluz del Sistema Solar.
Otru estudiu, sicasí, alza esta cifra hasta los 3600 años lluz.

RW Cygni ye una superxigante colorada de tipu espectral M3 I con una temperatura efectivo de 3920 K.
Ye una superxigante de gran tamañu, con un radiu entendíu ente 680 y 980 vegaes el radiu solar. Considerando la cifra más conservadora, el so radiu equival a 3,3 UA, polo que si se topara nel llugar del Sol, les órbites de los primeros cuatro planetes —la Tierra inclusive— quedaríen englobaes nel interior de la estrella.
Sicasí, ye superada en tamañu por otres estrelles como VY Canis Majoris, VV Cephei o BC Cygni, esta postrera tamién na constelación de Cygnus.
Con una masa d'aproximao 20 mases solares, envalórase que la so perda de masa estelar —en forma de polvu, una y bones el gas atómico y molecular nun pudo ser evaluáu— ye de 3,2 × 10-9 mases solares per añu.

Catalogada como una estrella variable semirregular SRC, el rellumu de RW Cygni varia ente magnitú +8,0 y +9,5 con un periodu averáu de 580 ± 80 díes. 

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

## Referencies
RY Scuti

**RY Scuti** (RY Sct) ye un sistema estelar de magnitú aparente +9,14.
Alcuéntrase na constelación de Scutum 2º al norte de γ Scuti.
Alcuéntrase a 1800 ± 100 pársecs (unos 5900 años lluz) del Sistema Solar.

## Carauterístiques del sistema
RY Scuti ye un sistema binariu masivu que ta nuna rara etapa evolutiva.
Arrodiáu per una nueva nebulosa circumestelar, ye un raru proxenitor d'una binaria del tipu WR + OB; piénsase que nun futuru va dar llugar a un sistema asemeyáu a γ<sup>2</sup> Velorum.

La estrella secundaria —considerando como tal la menos masiva— ye una caliente superxigante azul de tipu espectral O9.7Ibpe.
Tien una temperatura efectivo de 38.000 K y ye 233.000 vegaes más lluminosa que'l Sol.
La so masa ye unes 7 vegaes mayor que la masa solar y tien un radiu 18 vegaes más grande que'l del Sol.
La estrella primaria, de tipu B0.5I, tien una temperatura de 30.000 K y la so lluminosidá ye 167.000 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Ye unes 30 vegaes más masiva que'l Sol y el so radiu ye 9,7 vegaes más grande que'l radiu solar.
Esta componente masiva tópase arrodiada por un gruesu discu de acreción, empobináu según el planu orbital del sistema, qu'escurez la lluz qu'emite.

La nebulosa qu'arrodia'l sistema tien una temperatura ente 9.000 y 10.000 K, envalorándose la so masa en 0,003 mases solares.
El so ritmu d'espansión nel estremu suroeste ye'l doble que nel estremu nordés.
Paez que foi eyectada apocayá —hai unos 120 años— mientres un españíu de la estrella.

## Parámetros orbitales
El periodu orbital del sistema ye de 11,125 díes y el semiexe mayor de la órbita ye de 35 radios solares (0,16 UA).
La órbita probablemente ye circular y ta inclinada 82,5º respectu al planu del cielu.
Ello fai que sía una binaria eclipsante, reparándose un amenorgamientu de rellumu de 0,60 magnitúes nel eclís principal y una decrecimiento de 0,44 magnitúes nel secundariu.

El radiu de la componente más masiva ye significativamente menor que'l radiu del so lóbulu de Roche, polo que nun ye una binaria de contautu.
Sicasí, esiste una tresferencia de masa intensa dende la estrella secundaria escontra la primaria, dando llugar a la formación del discu circumestelar qu'arrodia a esta postrera.

## Ver tamién
* Llista de les estrelles más masives

## Referencies
RZ Arietis

**RZ Arietis** (RZ Ari / ρ2 Arietis / 45 Arietis / HD 18191) ye una estrella variable na constelación d'Aries, visualmente a 20 minutos d'arcu al nordeste de ρ³ Arietis. De magnitú aparente media +5,80, alcuéntrase a unos 405 años lluz del Sistema Solar.

RZ Arietis ye una xigante colorada de tipu espectral M6III con una temperatura efectivo ente 3250 y 3442 K. Ye una auténtica estrella xigante, similar a 30 Herculis o EU Delphini. El so radiu, calculáu a partir de la midida direuta del so diámetru angular —9,4 milisegundos d'arcu—, ye 125 vegaes mayor que'l radiu solar. Si tuviera nel llugar del Sol, la so superficie estenderíase más allá de la órbita de Mercuriu. Relluma con una lluminosidá equivalente a 328 soles.

El rellumu de RZ Arietis varia en 0,4 magnitúes, tando catalogada como una variable semirregular de tipu SRB. Esiste un periodu principal de 56,5 díes y unu secundariu de 37,7 díes.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
RZ Chamaeleontis

**RZ Chamaeleontis** (RZ Cha) ye una estrella binaria na constelación del Camaleón de magnitú aparente +8,09.
D'alcuerdu al amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, alcuéntrase a 600 años lluz del Sistema Solar, siendo'l error en tala midida de casi'l 9%.

## Carauterístiques
Los dos componentes de RZ Chamaeleontis son estrelles idéntiques de tipu espectral F5V.
Tienen una temperatura efectivo de 6450 K, 670 K más calientes que'l Sol, y la lluminosidá de caúna d'elles ye 7,9 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Tienen una masa de 1,49 mases solares y un radiu 2,3 vegaes más grande que'l del Sol.
Los sos velocidaes de rotación proyeutaes son de 39 km/s.

El sistema presenta una metalicidá práuticamente igual a la solar ([Fe/H] = -0,02) y tien una edá averada de 1995 millones d'años.
Constitúi una binaria eclipsante con un periodu orbital de 2,8321 díes.
Los eclises suponen un amenorgamientu de rellumu d'aproximao 0,90 magnitúes, polo que ye una estrella variable.
Ye una binaria asemeyada a V505 Persei, anque esta postrera tien un periodu orbital más curtiu.

## Referencies
RZ Tauri

**RZ Tauri** (RZ Tau / HD 285892 / HIP 21467) ye una estrella variable na constelación de Tauru. Foi reconocida en fotografíes per vegada primer por Schilt (1925) y clasificada como variable W Ursae Majoris por Oosterhoff en 1930. Alcuéntrase a 717 años lluz de distancia del Sistema Solar.

RZ Tauri ye una binaria de contautu, esto ye, los sos componentes tán tan cerca ente sigo que se tán tocando y esiste tresferencia de masa ente elles; amás, el grau de «sobrecontautu» d'esta binaria ye fondu (56%). 
Ye una binaria eclipsante, al igual que W Ursae Majoris, prototipu d'esta clase de variables, bazcuyando'l so rellumu ente magnitú +10,08 y +10,71 nun periodu de 0,4157 díes. Dichu periodu aumenta de cutio a un ritmu de 9,67 × 10−8 díes per añu, lo que puede debese a tresferencia de masa dende la estrella menos masiva a la más masiva.
De la mesma, l'asimetría reparada na so curva de lluz puede esplicase pola presencia d'una mancha fría na componente secundaria.

El tipu espectral de RZ Tauri ye A7V (F0V según otres fontes). La estrella más masiva tien una masa de 1,70 mases solares y un radiu de 1,56 radios solares, siendo la so lluminosidá 6,19 vegaes la del Sol. El so acompañante, 2,60 vegaes más lluminosa que'l Sol, tien una masa de 0,64 mases solares y un radiu de 1,04 radios solares.

Una tercer estrella, visualmente a 0,8 segundos d'arcu, completa'l sistema estelar. Piénsase que ye una nana colorada de tipu espectral M5V o mayor, con una masa inferior a 0,2 mases solares. La so separación cola binaria de contautu ye de siquier 139 UA.

## Referencies
RZ Cassiopeiae

**RZ Cassiopeiae** (RZ Cas / HIP 13133) ye una estrella variable na constelación de Cassiopeia.
De magnitú aparente media +6,26, alcuéntrase a 213 años lluz del Sistema Solar. 

## Carauterístiques de les componentes
RZ Cassiopeiae ye, en primer instancia, una estrella binaria que'l so periodu orbital ye de namái 1,19525 díes.
Constitúi una «binaria semidesprendida», lo que significa qu'una de les estrelles llena la so lóbulu de Roche, perdiendo materia que cai escontra la so compañera.
La componente principal del sistema ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A3Vv.
Neto a Denébola (β Leonis), tien una temperatura efectivo de 8600 K.
La so lluminosidá ye 17 vegaes mayor que la del Sol y el so radiu ye un 51% más grande que'l radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 76 km/s.
La so masa dobla la masa solar.

Pela so parte, la estrella acompañante ye una subxigante de tipu K0IV con una temperatura de 5120 K aproximao.
La so lluminosidá ye un 90% superior a la lluminosidá solar, siendo'l so radiu casi'l doble que'l del Sol.
Sicasí, la so masa supón namái'l 70% de la masa solar.

La binaria RZ Cassiopeiae tien dos compañeres estelares más.
La más alloñada, denomada **HIP 13133 C**, ta dixebrada visualmente 6,6 segundos d'arcu; tien un rellumu 1,9 magnitúes menor que'l de la binaria.
La cuarta estrella, **HIP 13133 D**, ta dixebrada namái 3,87 segundos d'arcu de la binaria y ye muncho más tenue, siendo'l so rellumu 9,4 magnitúes inferior al de la binaria.
El sistema puede tener una edá de 13,0 ± 3,7 millones d'años.

## Variabilidá
Por cuenta de que el planu orbital ta inclináu 82º respectu al planu del cielu, RZ Cassiopeiae ye una variable eclipsante asemeyada a Algol (β Persei) o a ζ Phoenicis.
Nel eclís principal el so rellumu mengua 1,54 magnitúes cuando la componente más tenue y fría intercepta la lluz de la so compañera, ente que nel eclís secundariu'l rellumu aparra namái 0,08 magnitúes.
Ye una estrella bien brillosa en rayos X, siendo la so lluminosidá en dicha rexón del espectro de 2772 ×1020 W, comparable a la de β Crateris o RS Chamaeleontis, esta postrera tamién binaria eclipsante.
A lo último, hai que señalar que'l sistema ye una radioestrella.

La primaria del sistema —la estrella A3V— ye tamién una variable Delta Scuti.
El so periodu de pulsación ye de 0,0116 díes y reparóse que l'amplitú de la variación 
debida a les pulsaciones varia de forma notable d'un añu a otru.
Piénsase que la tresferencia de masa de la componente más fría a la más caliente pue ser responsable d'esti peculiar comportamientu.

## Ver tamién
*Llista d'estrelles variables

## Referencies
S Cassiopeiae

**S Cassiopeiae** (S Cas / HD 7769 / SAO 4374) ye una estrella variable na constelación de Cassiopeia. Al nun esistir una midida de la so paralax per parte del satélite Hipparcos, la so distancia al Sistema Solar envalórase ente 1430 y 2770 años lluz.

De tipu espectral S3,4y-S5,8y, S Cassiopeiae ye una estrella de tipu S, similar a χ Cygni; éstes son xigantes coloraes similares a les de tipu M, sacante en que los óxidos dominantes nel so espectru son los formaos por metales del quintu periodu de la tabla periódica, como circoniu o itriu.
Otra carauterística d'esta clase d'estrelles ye la perda de masa estelar; nel casu de S Cassiopeiae ésta envalórase en 3,5 × 10-6 vegaes la masa solar per añu.
Ye una de les estrelles conocíes de mayor tamañu. Anque lloñe de hiperxigantes como VY Canis Majoris o Mu Cephei, el so radiu ye 930 vegaes más grande que'l radiu solar; si tuviera nel llugar del Sol, la so superficie casi algamaría la órbita de Xúpiter.
La so temperatura superficial ye bien baxa —1800 K— y la so lluminosidá ye 8000 vegaes superior a la lluminosidá solar.

Segunda variable descubierta nesta constelación dempués de R Cassiopeiae, S Cassiopeiae ye, al igual qu'ésta, una variable Mira. El so rellumu bazcuya ente magnitú +7,9 y +16,1 a lo llargo d'un periodu de 612,43 díes.
Les variables Mira son estrelles nos últimos estadios del so evolución que la so inestabilidá provién de pulsaciones na so superficie, provocando cambeos nel so color y rellumu. Dalgunes d'elles, ente les que s'atopa S Cassiopeiae, amuesen emisión máser de SiO. En S Cassiopeiae la emisión presenta una acusada polarización circular.

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

## Referencies
S Carinae

**S Carinae** (S Car / HD 88366 / HR 3999 / HIP 49751) ye una estrella variable na constelación de Carina, la quilla del Argo Navis. Visualmente cerca de la variable PP Carinae (p Car), la so magnitú aparente media ye +6,93. Alcuéntrase a 470 pársecs (1530 años lluz) del Sistema Solar. Nun tien de confundir se cola estrella **s Carinae** (HD 90853).

S Carinae ye una xigante colorada de tipu espectral M2.5IIIe —tamién clasificada como K5y-M6y— con una temperatura superficial de 3490 K. Con un radiu 120 vegaes mayor que'l radiu solar, tien una lluminosidá 1430 vegaes mayor que la del Sol.
Ye una variable Mira que'l so rellumu varia ente magnitú +4,5 y +9,9 nun ciclu de 149,49 díes, unu de los más curtios ente esti tipu de variables. Estes variables, que'l so máximu representante ye Mira (ο Ceti), son estrelles nos últimos estadios del so evolución que la so inestabilidá provién de pulsaciones na so superficie que provoquen cambeos nel so color y rellumu. Nunos pocos millones d'años S Carinae va espulsar definitivamente les sos capes esteriores pa formar una nebulosa planetaria con una nana blanca nel so centru.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
S Antliae

**S Antliae** (S Ant / HD 82610 / HR 3798) ye una estrella variable de la constelación d'Antlia, la máquina neumática, asitiada cerca de la llende con Pyxis. Alcuéntrase a 245 años lluz del Sistema Solar.

S Antliae ye una binaria de contautu de tipu espectral A7V o A9V. Nesti tipu de binaries cercanes, por cuenta de la so proximidá, les dos estrelles comparten les sos capes esteriores de gas. Sicasí, el grau de «sobrecontautu» de S Antliae (9%) ye pequeñu en comparanza con otres binaries d'esti tipu. El periodu orbital del sistema ye de 0,6483 díes (15,56 hores) y piénsase que pue ser variable.
Clasificáu como variable W Ursae Majoris, el so rellumu fluctúa ente magnitú aparente +6,40 y +6,92.

La rellación ente les mases de dambes componentes, *q*, ye igual a 0,87, siendo les temperatures respeutives de 7800 y 7340 K. El sistema tien una lluminosidá conxunta 13 vegaes mayor que la del Sol y una metalicidá cercana al 60% de solar. La so edá envalórase en 1500 millones d'años.

## Referencies
S Doradus

**S Doradus** (S Dor / HD 35343 / CD-69 295) ye una estrella variable na constelación austral de Doráu, prototipu d'una clase de variables que lleven el so nome, variables S Doradus o variables azules lluminoses. Nun pertenez a nuesa galaxa, la Vía Lláctea, sinón al cúmulu abiertu NGC 1910 na Gran Nube de Magallanes y alcuéntrase a unos 180.000 años lluz de distancia del Sistema Solar.

Con una magnitú absoluta que puede llegar a -10 y una lluminosidá de más de 1 millón de soles, S Doradus ye una estrella hiperxigante y una de les más lluminoses que se conocen. Sicasí, la gran distancia que nos dixebra d'ella fai que sía invisible a simple vista. La so magnitú aparente varia ente +8,6 y +11,7, con variaciones de rellumu lentes y de llarga duración, chiscaes por españíos ocasionales. La so temperatura superficial ye menor que la d'otres variables azules lluminoses, pero'l so diámetru ye mayor. 

El so espectru ye similar al de la estrella P Cygni, variable del mesmu tipu. Estes estrelles son bien masives, siquier 60 vegaes más que'l Sol, y la so vida nun puede entepasar unos pocos millones d'años. Estudios del añu 1999 amuesen qu'agora l'espectru de S Doradus ye similar al d'una estrella superxigante de tipu espectral F, daqué que nun se reparó nos 50 años anteriores, anque en numberoses ocasiones la estrella tuvo'l mesmu rellumu. Desconozse la causa d'esti cambéu.

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

## Referencies
S Monocerotis

**S Monocerotis** (S Mon / 15 Monocerotis / HD 47839 / HR 2456) ye una estrella na constelación de Monoceros, el unicorniu, de magnitú aparente +4,66. La distancia a la que s'atopa nun ye bien conocida; midíes direutes de paralax asitiar a pocu más de 1000 años lluz de distancia del Sistema Solar pero si, como ye probable, forma parte del cúmulu NGC 2264, la so distancia sería considerablemente mayor, en redol a 2350 años lluz. 

S Monocerotis ye un sistema binariu masivu compuestu por dos estrelles calientes que'l so periodu orbital ye de 25 años.
L'estudiu de la órbita per aciu interferometría y col Telescopiu Espacial Hubble da como resultáu una separación media ente les dos estrelles de 26 UA, con una elevada escentricidá que fai que la distancia ente dambes varie ente 6 y 46 UA —considerando que S Monocerotis ta a unos 2500 años lluz—.

La estrella primaria del sistema tien tipu espectral O7V y una temperatura superficial qu'algama los 37.500 K.
La estrella secundaria pue ser de tipu O9.5Vn.
La masa de dambes componentes ye incierta; la más masiva puede tener una masa entendida ente 18 y 30 mases solares, y el so acompañante una masa ente 12 y 20 mases solares.
Les sos lluminosidaes respeutives pueden ser del orde de 125.000 y 50.000 vegaes la del Sol.
Les estrelles de NGC 2264 tienen una edá entendida ente 1 y 10 millones d'años, polo que'l sistema ye bien nuevu.
Bien probablemente los dos componentes van terminar esplotando como supernoves y la evolución d'una va interferir cola de la otra.

S Monocerotis ye una estrella llixeramente variable que'l so rellumu fluctúa 0,06 magnitúes.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles más masives

## Referencies
S Muscae

**S Muscae** (S Mus / HD 106111 / HR 4645) ye una estrella binaria na constelación austral de Musca. Asitiada a 1630 años lluz de distancia del Sistema Solar, la componente principal del sistema ye una variable cefeida. De magnitú aparente media +6,05 ye daqué más brillosa que la vecina R Muscae, tamién variable cefeida nesta mesma constelación.

S Muscae ye una binaria espectroscópica, esto ye, la so duplicidá establecióse pol desplazamientu Doppler de los sos llinies espectrales. El probable periodu orbital del sistema ye de 506 díes. La componente principal, **S Muscae A**, ye una cefeida clásica que la so magnitú varia ente +5,89 y +6,49 nun periodu de 9,660 díes, que camuda ente 9,66011 y 9,66007 díes. La so masa envalórase en 6,0 ± 0,4 mases solares. La estrella acompañante, **S Muscae B**, ye una estrella caliente de la secuencia principal con una temperatura efectivo de 17.700 K —que correspuende a una estrella de tipu B5V— y una masa d'unos cinco mases solares. S Muscae ye la cefeida cola compañera estelar más caliente conocida.

El conteníu metálico de S Muscae ye similar al del Sol, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,02.
Anque polo xeneral los niveles de los distintos elementos nun difieren descomanadamente de los valores solares, apréciase ciertu emprobecimientu en cobaltu y cinc; la bayura d'esti últimu metal ye práuticamente la metá que nel Sol.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
S Normae

**S Normae** (S Nor) ye una estrella variable na constelación de Norma.
Alcuéntrase a 820 pársecs (2670 años lluz) del Sistema Solar y forma parte del cúmulu NGC 6087.

S Normae ye una variable cefeida que'l so rellumu bazcuya ente magnitú aparente +6,12 y +6,70 a lo llargo d'un periodu de 9,7541 díes.
De tipu espectral mediu F9Ib, la so temperatura efectivo ye de 5859 K.
Relluma con una lluminosidá 2880 vegaes superior a la del Sol.
Tien un radiu ente 60 y 66 vegaes más grande que'l radiu solar —equivalente a 0,30 UA— y una masa envalorada 5,6 vegaes mayor que la del Sol.
La so edá envalórase en 43,3 millones d'años.
Ye, al igual que les tamién cefeides W Sagittarii o FF Aquilae, una binaria espectroscópica.
El so periodu orbital ye de 3584 ± 33 díes.

S Normae presenta un conteníu metálico ye similar a la solar, siendo si índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,06.
Tocantes a otros elementos evaluaos, amuesa cierta sobreabundancia de sodiu y lantanu; nel otru estremu, la so bayura relativa de praseodimiu ye menos de la metá de l'atopada nel Sol ([Pr/H] = -0,32).

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
S Orionis

**S Orionis** (S Ori) ye una estrella variable na constelación d'Orión. Alcuéntrase a 1370 ± 400 años lluz de distancia del Sistema Solar.

S Orionis ye una variable Mira de tipu espectral M6.5y - M9 que'l so rellumu varia ente magnitú +7,2 y +14,0 nun periodu de 414,30 díes.
Ye una estrella evolucionada con una masa similar a la del Sol —nuesa estrella va algamar esta fase nunos 5000 millones d'años— que, cada añu, pierde l'equivalente a la masa terrestre.
El so diámetru angular varia ente 7,9 y 9,7 milisegundos d'arcu, que correspuende a un diámetru ente 1,9 y 2,3 UA, de 400 a 500 vegaes el del Sol.
Analís en distintes llonxitú d'onda indiquen que cerca del mínimu ye cuando la cantidá de polvu xenerada y la perda de masa son mayores. 
S Orionis tien una temperatura superficial de 3750 K
y relluma con una lluminosidá media 3470 vegaes superior a la del Sol.

Estudios d'interferometría dexaron conocer la estructura d'esta xigante colorada pulsante.
Alredor de la estrella puramente dicha, esisten trés componentes principales: una envoltura molecular interior, una envoltura de polvu más esterno y, ente elles, una capa de máser. La mayor parte de la envoltura de polvu ta constituyida por granos d'óxidu d'aluminiu —reparaos na rexón infrarroxa—, ente que la emisión de radiu máser provién de molécules de monóxidu de siliciu. El gas paez tar espandiéndose con una velocidá averada de 10 km/s.

Esta estrella va rematar los sos díes como una nana blanca de carbonu y oxíxenu, arrodiada por una nebulosa planetaria.

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

## Referencies
S Pegasi

**S Pegasi** ye una estrella superxigante colorada na constelación de Pegasu que se encuenta a una distancia de 1059 años lluz de la Tierra . 

Ye una estrella variable y el so rellumu varia ente una magnitú de 8.50 y 12.80. Ye una estrella de clase espectral M, por ello'l so color coloráu, les sos dimensiones son colosales y el so radiu ta calculáu nunes 580 http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-out.add=.&-source=II/224/cadars&recno=10781 vegaes el del nuesu Sol.
El so dómina ye J2000.

## Ver tamién

* Llista d'estrelles más grandes conocíes
* Llista d'estrelles más masives
* Llista d'estrelles variables

## Referencies

## Enllaces esternos

* http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=S+Pegasi&submit=SIMBAD+search S Pegasi en SIMBAD
S Crucis

**S Crucis** (S Cru) ye una estrella variable na constelación de la Cruz del Sur.
Alcuéntrase a 672 pársecs (2190 años lluz) del Sistema Solar.

S Crucis ye una variable cefeida que'l so rellumu bazcuya ente magnitú aparente +6,22 y +6,92 a lo llargo d'un periodu de 4,690 díes.
Ésti ye un periodu curtiu pa una cefeida, y son poques les que, como R Trianguli Australis y AH Velorum, tener más curtiu.
De tipu espectral mediu F7Ib/II, la temperatura efectivo de S Crucis ye de 6464 K.
Relluma con una lluminosidá 1900 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Tien un radiu 42 vegaes más grande que'l radiu solar —comparable al de δ Cephei o al de V Centauri— y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 10 km/s.
Tien una masa envalorada 5,3 vegaes mayor que la del Sol. 

S Crucis presenta una bayura relativa de fierro inferior a la solar nun 25% ([Fe/H] = -0,12).
Tocantes a otros elementos evaluaos, amuesa sobreabundancia de nitróxenu ([N/H] = +0,26) y, nel otru estremu, la so bayura relativa de níquel y vanadiu ye menor a l'atopada nel Sol.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
S Cephei

**S Cephei** (S Cep / HD 206362 / HIP 106583) ye una estrella variable na constelación de Cepheus. Alcuéntrase a una distancia averada de 1610 años lluz del Sistema Solar.

S Cephei ye una estrella de carbonu de tipu espectral CV6 con una temperatura superficial de namái 2240 K.
Nes estrelles de carbonu como TX Piscium o R Leporis, a diferencia del restu de les estrelles, el conteníu de carbonu supera al d'oxíxenu; en S Cephei la rellación C/O ye de 1,4.
Esperimenten amás una significativa perda de masa estelar, siendo nel casu de S Cephei de 2,9 &times; 10-6 mases solares per añu.
La so lluminosidá bolométrica —considerando toles llonxitúes d'onda— ye 11.500 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Por aciu interferometría midióse'l so diámetru angular, que, una vegada consideráu'l escurecimientu de llimbu, ye de 14,29 ± 2,28 milisegundos d'arcu.
Ello dexa evaluar el so diámetru real, resultando ser ésti 760 vegaes más grande que'l diámetru solar; dicha cifra, al depender de la distancia y dada la incertidume na mesma, ye namái averada.

Catalogada como variable Mira, el rellumu de S Cephei varia ente magnitú aparente +7,4 y +12,9 a lo llargo d'un periodu de 486,84 díes.

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

## Referencies
S Persei

**S Persei** (S Per) ye una estrella variable na constelación de Perséu de magnitú aparente media +9,17.

## Distancia
S Persei ye una estrella alloñada del Sistema Solar y la so distancia evaluóse en 2420 ± 110 pársecs (7900 años lluz).
Tien una velocidá radial consistente cola del Cúmulu Doble de Perséu (h + χ Persei), lo que la emplaza como miembru de l'Asociación estelar Persei OB1.
El so movimientu alredor del centru galácticu nun ye circular, y piénsase que dichu movimientu ye representativu del que tien dicha asociación OB dientro de la Vía Lláctea.

## Carauterístiques
S Persei ye una superxigante colorada de tipu espectral M4.5I con una temperatura efectivo de 3000 K —otru estudiu alza esta cifra hasta 3500 K—.
De gran tamañu, tien un radiu ente 780 y 1230 vegaes más grande que'l del Sol, lo qu'equival a 3,6 - 5,2 UA; considerando'l tamañu mayor, si S Persei tuviera nel centru del nuesu Sistema Solar, la so superficie estiéndese hasta la órbita de Xúpiter.
La so lluminosidá bolométrica —en toles llonxitúes d'onda— equival a 86.000 vegaes la lluminosidá solar y, como otres estrelles asemeyaes, pierde masa estelar a razón de 6,8 × 10-6 mases solares per añu.

S Persei amuesa emisión máser de H2O, SiO y OH.
Reparóse que l'actividá máser d'OH ta polarizada —lo qu'implica la esistencia d'un campu magnéticu— y que'l grau de polarización varia a lo llargo del tiempu.
Per otra parte, la intensidá de la llinia del litiu LiI nel so espectru ye notable; yá que les superxigantes coloraes nun amuesen esta carauterística, piénsase que S Persei puede ser una xenuina estrella de la caña asintótica xigante (RAG) rica en oxíxenu.

## Variabilidá
S Persei ta catalogada como variable semirregular SRC, que'l so prototipu ye la conocida μ Cephei.
El so rellumu fluctúa ente magnitú +7,9 y +12,0, lo que supón una gran amplitú de variación, cercana a les reparaes nes variables Mira.
El so periodu ye de 813 ± 16 díes.

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

## Referencies
S Sagittae

**S Sagittae** (S Sge / 10 Sagittae / HD 188727 / HR 7609) ye una estrella variable na constelación de Sagita, la flecha, asitiada mui cerca de la llende con Aquila.

## Carauterístiques físiques

S Sagittae ye una de les cefeides más prominentes del cielu nocherniegu. El so rellumu varia ente magnitú aparente +5,24 y +6,04 con un periodu de 8,3821 díes. Como n'otres variables d'esti tipu, el so espectru varia ente F6Ib y G6Ib, siendo'l so radiu 56 vegaes mayor que'l radiu solar. Tien un conteníu metálico similar al del Sol, con un índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,10. Sicasí, el so conteníu de lantanu y europiu ye significativamente mayor que nel Sol.
Per otra parte, S Sagittae ye una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 675,72 díes. La órbita del sistema ye moderadamente escéntrica, con un valor de ε = 0,238.

## Llocalización

Anque midíes de paralax asitien a S Sagittae a una incierta distancia de más de 4000 años lluz respectu al Sistema Solar, otres metodoloxíes basaes na rellación ente les variaciones de color y del diámetru angular amenorguen esta distancia hasta los 2160 años lluz.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
S Scuti

**S Scuti** (S Sct / HD 174325 / HR 7089) ye una estrella variable na constelación de Scutum. Alcuéntrase aproximao a 1890 años lluz de distancia del Sistema Solar.

S Scuti ye una estrella de carbonu de tipu espectral CV4 catalogada como variable semirregular SRB.
Esta clase de variables son xigantes de tipos espectrales tardíos (M, C o S) qu'amuesen periodicidá pocu definida o con intervalos de cambeos irregulares lentos, tando los sos periodos entendíos nel rangu de 20 a 2300 díes; asina, el rellumu de S Scuti en banda B bazcuya ente magnitú aparente +9,63 y +10,9 a lo llargo d'un ciclu de 148 díes.

S Scuti ye una estrella de carbonu, que la so atmósfera estelar —al contrariu que la mayor parte de la estrelles— contién más carbonu que oxíxenu, siendo la so rellación C/O = 1,069.
Relluma con una lluminosidá 4634 vegaes mayor que la lluminosidá solar y tien un radiu aproximao 386 vegaes más grande que'l radiu solar. Si tuviera asitiada nel llugar del Sol, quedaríen englobados nel so interior los cuatro primeros planetes, incluyida la Tierra.
Per otra parte, ye una estrella desaxeradamente fría, con una temperatura efectivo nel rangu de 2425 - 2755 K.
Como otres estrelles análogues, S Scuti esperimenta perda de masa estelar, a razón de 5,6 &times; 10-6 mases solares per añu.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies