open-index/open-wikipedia-markdown huggingface dataset:
S Velorum

**S Velorum** (S Vel / HD 82829 / HIP 46881) ye una estrella variable na constelación de Vela que la so magnitú aparente varia ente +7,74 y +9,50. Alcuéntrase a una distancia averada de 446 años lluz del Sistema Solar.

S Velorum ye una binaria espectroscópica con un periodu de 5,9336 díes.
La componente primaria ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A5Ve, asemeyáu a Alcor (80 Ursae Majoris).
Ye 18,2 vegaes más lluminosa que'l Sol y tien un radiu de 2,23 radios solares.
La estrella secundaria ye una xigante o subxigante naranxa catalogada dende K5IIIe hasta K4IV.
La so lluminosidá ye 3,5 vegaes superior a la lluminosidá solar y, de mayor tamañu que'l so acompañante, el so diámetru ye 4,6 vegaes más grande que'l del Sol. Tien una masa de 0,45 mases solares, casi 6 vegaes menor que la de la estrella primaria.

S Velorum ye una binaria cercana del tipu «binaria semidesprendida», lo que supón qu'una de les estrelles llena la so lóbulu de Roche y dexa masa estelar a la so compañera o a un discu de acreción.
Al igual que Algol (β Persei) o λ Tauri, ye una binaria eclipsante; cuando la xigante naranxa intercepta la lluz de la so compañera, el rellumu conxuntu mengua 1,76 magnitúes.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
Sadachbia

**Sadachbia** o **Sadalachbia** ye'l nome de la estrella γ Aquarii (γ Aqr / 48 Aquarii) na constelación d'Acuariu. Anque ostenta la denominación de Bayer «*[[Gamma]]*», tien namái magnitú aparente +3,86 y ye la octava estrella más brillosa de la constelación. El so nome provién del árabe *Sa'd al-Akhbiyah* y significa «Estrella afortunada de les tiendes» —entendiéndose les tiendes como viviendes— anque tamién foi interpretáu como «Estrella afortunada de les coses escondíes». 

Sadachbia ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A0V que la so temperatura efectivo algama los 9500 K.
Esta clase d'estrelles son abondo frecuentes ente les estrelles que pueden reparase a simple vista.
Vega (α Lyrae), Phecda (γ Ursae Majoris) y Alphecca (α Coronae Borealis) son asemeyaes a ella.
La so lluminosidá, equivalente a 62 soles, ye similar a la de cualesquier d'éstes, pero'l so mayor alloña respectu al Sistema Solar, 158 años lluz, fai que'l so magnitú visual sía menor.
La so masa ye llixeramente inferior a 3 mases solares.

Sadachbia ye una estrella binaria, que la so naturaleza ye conocida namái pol estudiu del so espectru. De la compañera estelar nada se sabe, sacantes completa una órbita cada 58 díes y muévese a una distancia al respective de la estrella principal de siquier 0,40 UA.

## Referencies
Sadalbari

**Sadalbari** (μ Pegasi / μ Peg / 48 Pegasi / HD 216131) ye una estrella na constelación de Pegasu.
El so nome, del árabe سعد البري (*Sa'd al-Bari*'), significa «la suerte de la persona escelente».
De magnitú aparente +3,51, ye la séptima estrella más brillosa na so constelación, dempués de ε, β, α, γ, η y ζ Pegasi.
Alcuéntrase a 108 años lluz del Sistema Solar.

Sadalbari ye una xigante mariella de tipu espectral G8III con una temperatura efectivo de 5000 ~ K.
Asemeyáu a la componente más brillosa de Capella (α Aurigae) o a Vindemiatrix (ε Virginis), ye menos lluminosa qu'éstes, con una lluminosidá 54 vegaes superior a la del Sol.
Tien un diámetru 12 ~ vegaes más grande que'l del Sol, cifra calculada a partir de la midida direuta del so diámetru angular correxida pol escurecimientu de llimbu —2,50 milisegundos d'arcu—.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de namái 0,26 km/s, magar ésti ye una llende inferior que depende del enclín del so exa de rotación respectu al observador terrestre.

Sadalbari tien una metalicidá comparable a la de Sol, con un conteníu de fierro en rellación al d'hidróxenu llixeramente per debaxo del valor solar (aproximao'l 86% del mesmu).
Tien una masa 2,5 vegaes mayor que la del Sol y la so edá envalórase en 1000 millones d'años.

## Referencies
Sadalmelik

**Sadalmelik** ye'l nome de la estrella α Aquarii (α Aqr / 34 Aquarii), de magnitú aparente +2,95, la segunda más brillosa de la constelación d'Acuariu.
Alcuéntrase a aproximao 760 años lluz de distancia del Sistema Solar.

## Nome
El nome de **Sadalmelik** provién de la espresión árabe سعد الملك *Al Saʽd al Malik*, «suerte del rei», anque dacuando apaez como *Al Saʽd al Mulk*, «suerte del reinu»; esti últimu títulu foi utilizáu por Abu-Yahya al-Qazwiní y Ulugh Beg pa designar a esta estrella xunto a la vecina ο Aquarii.
De manera similar, pa los astrólogos α Aquarii yera conocida como **Sidus Faustum Regis**.

## Carauterístiques
Sadalmelik ye una estrella superxigante mariella de tipu espectral G2Ib. Esti tipu de superxigantes nun son frecuentes, anque la cercana Sadalsuud (β Aquarii) ye una estrella bien similar. El so radiu ye 60 vegaes el radiu solar y ta bien lloñe de ser una auténtica superxigante de clase G, que suelen ser de tamañu mayor y amás variables cefeides. Sicasí, al igual que Sadr (γ Cygni), Sadalmelik nun ye una cefeida, ensin que se sepa claramente'l motivu.

Piénsase que Sadalmelik, Sadalsuud y Enif (ε Pegasi), con edá y masa similar, tienen un orixe común. Créese que nacieron nuna asociación estelar onde la unión gravitacional nun yera fuerte, y los sos movimientos nos últimos millones d'años dir dixebrando. Amás, les tres estrelles mover de forma perpendicular al planu de la galaxa, daqué que nun ye habitual.

## Referencies
Sadr

**Sadr**, tamién escritu como **Sadir** o **Sador**, ye'l nome de la estrella **γ Cygni** (γ Cyg / 37 Cygni), la segunda más brillosa de la constelación del Cisne dempués de Deneb (α Cygni).
Asitiada nel centru del asterismu de la Cruz del Norte, tien magnitú aparente +2,23. Alcuéntrase a unos 1500 años lluz de distancia del Sistema Solar.

## Nome
El nome **Sadr** provién de la pallabra árabe صدر şadr, «pechu», vocablu que tamién sirve pa designar a la estrella Schedar (α Cassiopeiae).

En China yera conocida como **Tien Tsin**, el nome d'una ciudá (*), xeneralmente utilizáu pa designar a un conxuntu de cuatro estrelles qu'incluyía, amás de γ Cygni, a Deneb (α Cygni), Albireo (β Cygni) y δ Cygni.

## Carauterístiques
Sadr ye una estrella superxigante mariella de tipu espectral F8Ib, aproximao 65.000 vegaes más lluminosa que'l Sol, que la so temperatura superficial ye de 6500 K. D'alcuerdu al so rellumu y temperatura, puede envalorase que nel momentu de la so nacencia la so masa yera unes 12 vegaes mayor que la masa solar, lo que la asitia cerca de la llende percima del cual les estrelles terminen los sos díes como una supernova.
El so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos que'l heliu— ye un 50% mayor que la del Sol ([Fe/H] = +0,18).

Nel diagrama de Hertzsprung-Russell, Sadr ta emplazada cerca de la rexón onde les estrelles vuélvense inestables y empiecen a púlsar, variando en rellumu.
Anque nun ye una estrella claramente variable, paez púlsar nuna forma complexa con un ciclu de 74 díes.
Observaciones espectroscópicas d'alta resolución amuesen variaciones de pequeña amplitú na so velocidá radial según na forma de les llinies espectrales; diches variaciones apaecen de forma irregular en ciclos que la so duración ye igual o mayor de 100 díes.
N'ocasiones, les variaciones na velocidá radial algamen los 2 km/s, pero cambio muncho más pequeños asocédense de cutio.
La estrella paez sufrir espansiones radiales y contraiciones, xunto a cambeos de temperatura d'aproximao 15 K.

Visualmente alcontrada nuna complexa rexón de la Vía Lláctea, Sadr apaez arrodiada pola nebulosa d'emisión difusa IC 1318, allumada por estrelles nueves y calientes. Sicasí, Sadr nun forma parte de la nebulosa, yá que ta a mediu camín ente ésta y la Tierra, siendo una estrella en primer planu. El cúmulu abiertu NGC 6910, nel mesmu campu visual, tamién s'atopa muncho más distante.

## Ver tamién
* Les 150 estrelles más lluminoses nel catálogu Hipparcos

## Referencies
Saiph

**Saiph** (κ Ori / κ Orionis / 53 Orionis) ye la sesta estrella más brillosa de la constelación d'Orión con magnitú aparente +2,06. El so nome provién del árabe *saif al jabbar*, que significa «espada del xigante». Alcuéntrase a unos 720 años lluz de distancia del Sistema Solar.

Con una temperatura superficial de 26.000 K, Saiph ye una superxigante azul lluminosa de tipu espectral B0.5Ia, que la so lluminosidá —incluyida una gran parte de la so radiación emitida nel ultravioleta— ye 65.000 vegaes mayor que la del Sol.
El so diámetru angular foi midíu y dexó llograr directamente'l valor de del so radiu, 11 vegaes mayor que'l radiu solar.
Anque en términos xenerales presenta una composición química normal, la so bayura relativa de carbonu ye namái una décima parte de la que tien el Sol.
La so enorme lluminosidá trai una gran masa, en redol a 15 o 17 mases solares, lo qu'implica que Saiph, dempués de pasar pola fase de superxigante colorada, va llevar a cabu nel so nucleu internu la fusión nuclear d'otros elementos en fierro, faciendo que la estrella colapse.
Finalmente explosianará como una brillosa supernova.

Saiph paez ser una estrella llixeramente variable, con una variación nel so rellumu de 0,08 magnitúes.

## Referencies

## Enllaces esternos

*
Sanduleak -69° 202a

**Sanduleak -69° 202a** (SK -69 202 / CPD-69 402) foi una estrella de magnitú aparente 12 alcontrada nes contornes de la Nebulosa de la Tarántula, na vecina galaxa de la Gran Nube de Magallanes. La so esplosión dio llugar a la supernova SN 1987A.

Sanduleak -69° 202a afayóse pol astrónomu rumano-americanu Nicholas Sanduleak, a quien debe'l so nome. Yera una superxigante azul, clasificada como variable lluminosa azul o variable S Doradus, una clase d'estrelles d'enorme lluminosidá que se caractericen por espulsar grandes cantidaes de masa n'episodios esporádicos y violentos. Hai aproximao 168 000 años, Sanduleak -69° 202a esplotó, dando llugar a la supernova SN 1987A, que la so lluz algamó la Tierra el 23 de febreru de 1987. Foi la primera supernova visible a simple vista dende la invención del telescopiu.

L'espectru de Sanduleak -69º 202a tomáu en 1977 nun suxería nada anormal nes capes esterior de estrellar enantes de la so esplosión en forma de supernova; piénsase que los verdaderos cambeos tuvieron llugar no más fondo de la estrella, nuna zona relativamente pequeña en comparanza al radiu total de la mesma.
La posición de Sanduleak -69º 202a nel diagrama de Hertzsprung-Russell concuerda con una estrella que, mientres la so estancia na secuencia principal, tuvo una masa averada de 20 mases solares. Nel momentu de la esplosión la so masa podría ser de 15 ~ mases solares, por cuenta de la perda de masa causada pol vientu estelar.

Otros cuatro variables lluminoses azules (ente les que s'inclúin η Carinae y Sher 25) podríen correr la mesma suerte dientro d'unos pocos millones d'años.

## Ver tamién
* SN 1987A

## Referencies

* CPD-69 402 - Star (SIMBAD)
* ASTR 103 - Supplement 18. Death of Stars
Sabik

**Sabik** ye'l nome de la estrella **η Ophiuchi** (η Oph / 35 Ophiuchi), qu'a pesar de tener la denominación de Bayer «*[[Eta]]*», ye la segunda más brillosa de la constelación d'Ophiuchus, el portador de la culiebra, dempués de Ras Alhague (α Ophiuchi). Asitiada al sur de la constelación, la so magnitú aparente ye +2,43.

## Nome
L'orixe del nome **Sabik** nun ye claru: sábese que provién del árabe y paez aludir a daquién «que preciede», «que vien delantre».
Coles mesmes, en China esta estrella recibía'l nome de **Sung**, unos de los antiguos estaos feudales de dichu país.

Per otra parte, propúnxose que η Ophiuchi, xunto a θ Ophiuchi y ξ Ophiuchi, formaba l'acadia **Tsir** o **Sir**, «la culiebra».

## Carauterístiques
Distante 84 años lluz de distancia del Sistema Solar, Sabik ye una estrella binaria colos sos dos componentes similares, dambes estrelles blanques de la secuencia principal.
**Sabik A**, con una temperatura de 8900 K, ye 35 vegaes más lluminosa que'l Sol, ente que **Sabik B**, unos 300 K más fría que la so compañera, relluma como 21 soles.
Los dos son más grandes que'l Sol, siendo'l radiu de Sabik A 2,5 vegaes más grande que'l radiu solar y el de Sabik B 2,0 vegaes mayor.
La velocidá de rotación proyeutada del sistema ye de 23 km/s y esiste cierta evidencia de qu'una o les dos estrelles pueden tener niveles elevaos de dellos metales, fenómenu habitual ente estrelles de tipu A de rotación lenta.
La masa conxunto de dambes estrelles ye de 4,8 mases solares.

Lo inusual del sistema ye la gran escentricidá de la órbita (ε = 0,94), que fai que la separación ente les componentes bazcuye ente 2 UA y 65 UA, siendo el so periodu orbital de 88 años. Les perturbaciones gravitatories nun sistema d'esti tipu faen del tou imposible la esistencia d'un sistema planetariu.

## Referencies

## Ver tamién
* Estrella (náutica)
SAO 20575

**SAO 20575** (BD+60 2522 / TYC 4279-1582-1) ye la estrella central de la Nebulosa Burbuya (NGC 7635), asitiada na constelación de Cassiopeia.
Al nun figurar nel catálogu Henry Draper, ye comúnmente conocida pol so númberu de catálogu SAO y Bonner Durchmusterung.
Observaciones realizaes col Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE) amuesen que ye la estrella responsable d'allumar la rexón H II S162, y que la so vientu estelar llimpió daqué del material dientro d'ella dando llugar a una envoltura esferoidal.

De magnitú aparente +8,70, SAO 20575 ye una estrella azul —catalogada como xigante na base de datos SIMBAD— de tipu espectral O6.5. Puede tener una temperatura efectivo de 37.500 K y una masa entendida ente 9 y 20 mases solares. Diversos estudios dan valores pal so velocidá de rotación proyeutada de 214 y 178 km/s respeutivamente; anque'l so periodu de rotación nun ye bien conocíu, determinaes llinies espectrales varien con un periodu» de 2,94 díes, que bien pudiera tar rellacionáu cola rotación estelar.

Nun esiste unanimidá tocantes a la distancia a la que s'atopen NGC 7635 y SAO 20575 respectu al Sistema Solar. Ente que unes fontes asitiar a 7100 años lluz, otres fontes reseñen una distancia mayor, en redol a 11.000 años lluz; nesti últimu casu, la so lluminosidá correspondería a 600.000 vegaes la del Sol y el so magnitú absoluta sería de -6,3.

## Referencies

## Enllaces esternos
* Catálogu d'estrelles O
SAO 206462

**SAO 206462** ye una estrella moza, arrodiada d'un discu circumestelar de gas y de brazos espirales claramente definíos. Ta asitiada a 400 años lluz de la Tierra na constelación del Llobu (*Lupus*). La presencia d'esos brazos espirales paez tar rellacionada cola esistencia de planetes dientro del discu de gas qu'arrodia la estrella y que tien un diámetru doble que la órbita de Plutón.

## Descubrimientu
El descubrimientu foi presentáu n'ochobre de 2011 por Carol Grady, astrónoma de la compañía Eureka Scientific, que tien la so sede nel Centru Goddard pa Vuelos Espaciales, de la NASA, siendo'l primeru d'esta clase que presenta un eleváu grau de nitidez. Realizóse utilizando diversos telescopios espaciales (Hubble, FUSE, Spitzer) y basaos en tierra (observatoriu Gemini y el telescopiu Subaru, asitiáu en Ḥawai), dientro d'un programa internacional de busca d'estrelles nueves y d'estrelles con planetes. Nél collaboraron un nutríu grupu d'astrónomos de distintos observatorios.

## Referencies

## Enllaces esternos

* Una estrella con brazos en forma d'espiral . 31 d'ochobre de 2011. Ciencia@nasa.
Sarin (estrella)

**Sarin** ye'l nome de la estrella **δ Herculis** (δ Her, 65 Herculis). De magnitú aparente +3,14, ye la tercera más brillosa de la constelación d'Hércules dempués de Kornephoros (β Herculis) y ζ Herculis. Alcuéntrase a 79 años lluz del Sistema Solar.

Sarin ye una estrella binaria que les sos componentes, dixebraes tan solo 0,06 segundos d'arcu, namái pueden ser resueltes per aciu téuniques d'interferometría. Anque catalogada como subxigante de tipu espectral A3IV, la estrella principal (**Sarin Aa**), paez ser una estrella blanca de la secuencia principal con namái 370 millones d'años d'edá. Tien una temperatura de 8500 K y una lluminosidá 18,5 vegaes mayor que la del Sol. La so elevada velocidá de rotación, de siquier 270 km/s, fai que complete un xiru sobre sigo mesma en menos de 9 hores.

A partir del so magnitú absoluta visual, la estrella secundaria (**Sarin Ab**) ye, probablemente, una estrella de tipu F0 con una temperatura de 7500 K y una lluminosidá 6,8 vegaes mayor que la solar. La separación ente dambes componentes ye de siquier 1,45 UA que, xunto a una masa total del sistema de 3,6 mases solares, da como resultáu un periodu orbital de 335 díes.

**Sarin B**, **Sarin C** y **Sarin D** son trés estrelles visualmente a 12, 172 y 192 segundos d'arcu de Sarin A respeutivamente. El movimientu d'elles nun concordar col de Sarin A, polo que se piensa que nun tán acomuñaes.

## Referencies
Scheat

**Scheat** (β Pegasi / β Peg / 53 Pegasi) ye la segunda estrella más brillosa de la constelación de Pegasu —dempués d'Enif (ε Pegasi)— y una de les que forma'l asterismu del Cuadrante de Pegasu. El so nome provién de la pallabra árabe *as-saq*, que significa «la pierna» o «la espinía». Alcuéntrase a 200 años lluz del Sistema Solar.

Scheat ye una xigante colorada —catalogada tamién como xigante lluminosa— de tipu espectral M2.5. 
El so diámetru ye 95 vegaes más grande que'l diámetru solar; asitiada nel centru del Sistema Solar, englobaría a Mercuriu nel so interior, estendiéndose hasta'l 70% del tamañu de la órbita de Venus. Ye una estrella bien fría, con una temperatura superficial de 3700 K, un 65% de la que tien el Sol. La so lluminosidá ye 340 vegaes mayor que la lluminosidá solar considerando namái la lluz visible; pero teniendo en cuenta que Scheat emite una gran cantidá de radiación nel infrarroxu, la so lluminosidá bolométrica, esto ye, en toles llonxitúes d'onda, algama los 1500 soles.

Ye una estrella variable clasificada como variable irregular, que'l so rellumu bazcuya ente magnitú aparente +2,31 a +2,74. Un fuerte vientu estelar que sopla dende la so superficie crea un fina envoltura de gas alredor de la estrella, na cual detectóse vapor d'agua.

## Referencies
SCR 1138-7721

**SCR 1138-7721** (SCR J1138-7721) ye una estrella de magnitú aparente +14,78.
Ta asitiada na constelación austral de Chamaeleon, el camaleón, a 27 minutos d'arcu de la variable YZ Chamaeleontis.
Afayóse en 2004 mientres la busca d'estrelles con movimientu propiu alto nel marcu del estudiu *superCOSMOS-[[RECONS]]* (SCR), polo que nun figura nel Catálogu Luyten Half Second nin nel Catálogu Gliese.
Alcuéntrase a 26,7 ± 0,7 años lluz del Sistema Solar.

SCR 1138-7721 ye una nana colorada de tipu espectral M5V, siendo les sos carauterístiques asemeyaes a les de Gliese 682 o YZ Canis Minoris.
Tien una baxa temperatura superficial de 2774 ~ K y la midida del so diámetru angular —0,184 milisegundos d'arcu— dexa envalorar el so diámetru real, equivalente al 16% del que tien el Sol.
Como cabría esperar, la so lluminosidá bolométrica —enerxía emitida en toles llonxitúes d'onda— ye bien baxa, pos apenes supón el 1,4% de la lluminosidá solar.
La rellación masa-lluminosidá pa estrelles de la secuencia principal dexa evaluar de forma averada la so masa, en redol al 18% de la masa solar.

## Referencies
SCR 1845-6357

**SCR 1845-6357** (2MASS J18450541-6357475) ye una estrella a 12,75 años lluz de distancia de la Tierra na constelación de Pavu. Ye una estrella de rellumu bien débil con magnitú aparente +17,39.

SCR 1845-6357 ye un sistema binariu, que la so componente principal, **SCR 1845-6357 A**, ye una nana colorada de tipu espectral M8.5V, una de les más tenues y fríes que se conocen con una temperatura efectivo averada de 2600 K.
Relluma con una magnitú absoluta de +19,41. Tien una masa d'apenes un 7% de la masa solar y el so metalicidá ye comparable a la del Sol.
En 2010 reparóse un notable fogaral de namái 10 minutos de duración qu'en llonxitú d'onda de rayos X multiplicó por 50 el so rellumu habitual.

El so acompañante, **SCR 1845-6357 B**, ye una nana marrón clasificada como una nana de tipu T5.5 (unu de los tipos más fríos) con una masa ente 40 y 50 vegaes la masa de Xúpiter y una temperatura envalorada de 950 K.
Ye aproximao 50 vegaes menos lluminosa que la estrella acompañante y ta dixebrada d'ella 1,17 segundos d'arcu, equivalente a una separación real de 4,5 UA.

Envalórase que'l sistema tien una edá entendida ente 1800 y 3100 millones d'años.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles cercanes a la Tierra
* Llista de planetes estrasolares

## Referencies
Seat (estrella)

**Seat** (π Aquarii / π Aqr / 52 Aquarii) ye una estrella na constelación d'Acuariu de magnitú aparente +4,79. Xunto a Sadachbia (γ Aquarii), ζ Aquarii y η Aquarii forma un asterismu con forma de «Y» conocíu como la «Urna». Seat ye un nome que data del sieglu XVII y alude al significáu de Sadachbia como «estrella afortunada de coses escondíes».

Distante unos 1100 años lluz del Sistema Solar, Seat ye una estrella azul de la secuencia principal de tipu espectral B1Ve. Con una elevada temperatura de 26.500 K, ye una estrella Be con un discu ecuatorial caliente, consecuencia de la so alta velocidá de rotación. L'enclín del discu envalórase nunos 60º, polo que la so velocidá de rotación puede ser de 300 km/s, con un periodu de rotación d'aproximao 1 día. Incluyendo la gran cantidá de radiación ultravioleta emitida, tien una lluminosidá ente 15.000 y 17.500 vegaes la del Sol, siendo'l so radiu unes 6 vegaes más grande que'l radiu solar. Con una masa envalorada ente 12 y 13 mases solares, Seat ye una clara candidata para, nun futuru, esplotar como supernova. El ritmu de perda de masa estelar ye unu de los mayores reparaos n'estrelles Be (100.000 vegaes superior al del Sol), lo que fai que, xunto a la presencia del discu inestable, Seat presente pequeñes oscilaciones nel so rellumu de 0,3 magnitúes.

Variaciones nel espectru de Seat indiquen la presencia d'una estrella acompañante con un periodu orbital de 84,1 díes. La masa d'ésta última envalórase ente 2 y 3 mases solares, polo que la separación media ente dambes pue ser de 0,9 UA.

## Referencies
Seginus

**Seginus** o **Ceginus** (γ Bootis / γ Boo / 27 Bootis) ye la cuarta estrella más brillosa de la constelación de Boötes con magnitú aparente +3,04, siendo superada por Arturu (α Bootis), Izar (ε Bootis) y Mufrid (η Bootis). El nome de *Seginus* vien de la llatinización d'una forma árabe del nome griegu de la constelación, *Theguius*. Otru nome que recibe esta estrella, **Haris**, provién del nome árabe de la constelación, *Al Haris Al Sama*, que significa «el guarda».

A una distancia de 85 años lluz del Sistema Solar, Seginus ye una estrella xigante blanca de tipu espectral A7III con una temperatura superficial de 7600 K y una lluminosidá 34 vegaes mayor que'l Sol. Les xigantes blanques nunca son tan grandes como les xigantes de tipos espectrales tardíos -K y M-, pos tán empezando a espandise y namái más palantre van convertise n'estrelles verdaderamente grandes. Asina, el radiu de Seginus ye 3,5 vegaes mayor que'l radiu solar, lloñe del tamañu de les xigantes más fríes. Ye, amás, una variable Delta Scuti, con pequeñes variaciones nel so rellumu de 0,05 magnitúes con un periodu de 6,97 hores. 

Seginus ye una estrella binaria, tando la so compañera separada apenes 0,07 segundos d'arcu, lo que correspuende a una separación real de 1,8 UA. Una tercer estrella, a unos 30 segundos d'arcu, nun ta gravitacionalmente xunida a elles.

## Referencies

* Gamma Bootis (SIMBAD)
* Seginus (Stars, Jim Kaler)
Sham (estrella)

**Sham** o **Alsahm** ye'l nome tradicional de la estrella α Sagittae (α Sge / 5 Sagittae) de magnitú aparente +4,37. A pesar de tener la denominación de Bayer «*[[Alfa]]*», ye namái la tercera más brillosa de la constelación de Sagita, la flecha. El so nome ye d'orixe árabe y significa «flecha», y enantes foi utilizáu pa designar a tola constelación. Curiosamente, les otres dos estrelles más brilloses de Sagita, γ Sagittae y δ Sagittae, nun tienen nome propiu.

Sham ye una estrella de temperatura similar al Sol —5400 K— magar, al ser una xigante lluminosa de tipu espectral G1II, el so radiu ye unes 20 vegaes más grande que'l radiu solar. Consecuentemente, relluma con una lluminosidá equivalente a 340 soles. El so estáu evolutivu ye inciertu, tando asitiada nuna rexón del diagrama de Hertzsprung-Russell, conocida como «la Llaguna de Hertzsprung», onde s'atopen bien poques estrelles.
La so composición química difier de la del Sol, amosando un eleváu conteníu de nitróxenu, lo qu'implica que les capes superficiales fueron contaminaes por subproductos procedentes de la fusión nuclear d'heliu.
Sicasí, la so bayura relativa de fierro ye bien paecida a la solar ([Fe/H] = +0,01)).
Coles mesmes, entá teniendo les carauterístiques propies d'una estrella variable cefeida, nun se porta como tal.
Tien una masa aproximao 4 vegaes mayor que la masa solar y la so edá envalórase en 150 millones d'años.
Alcuéntrase a 475 años lluz del Sistema Solar.

## Referencies
Shaula

**Shaula** (λ&nbsp;Sco / 35&nbsp;Sco) ye un sistema estelar asitiada na constelación d'Escorpiu («L'Escorpión»). A pesar del so designación Bayer «*[[Lambda]]*» (sesta lletra del alfabetu griegu) ye, tres Antares (α&nbsp;Scorpii), el segundu puntu más brillosu de la constelación.
El so nome provién del árabe الشولاء *aš-šawlā´*, «l'aguiyón».

## Componentes del sistema
Shaula apaez visualmente como una estrella múltiple con trés componentes: **λ&nbsp;Scorpii&nbsp;A**, de magnitú aparente +1,62, **λ&nbsp;Scorpii&nbsp;B** a una distancia de 42 segundos d'arcu, y **λ&nbsp;Scorpii&nbsp;C**, a una distancia de 95 segundos d'arcu d'A. Desconozse si les componentes B y C tán físicamente acomuñaes a A.

Lambda Scorpii A ye, de la mesma, un sistema estelar triple. La componente principal, **Shaula&nbsp;A** o **Shaula&nbsp;Aa**, ta catalogada como una subxigante azul de tipu espectral B2IV y una temperatura superficial de 25.000&nbsp;K. El so radiu ye 6,2 vegaes mayor que la solar y la so masa equival a unes 11 mases solares, parámetros más en concordanza con una estrella de secuencia principal y non con una subxigante. Ye amás una variable pulsante de tipu Beta Cephei con dos periodos superpuestos de 0,2137 y 0,1069 díes.

**Shaula B** orbita cada 2,96 años alredor de la estrella principal, a una separación media real de 5,7 unidaes astronómiques (ua). Puede considerar una versión menor de Shaula&nbsp;A; el so radiu ye 5,4 vegaes la solar y la so masa ye 8 vegaes la del Sol. Con una temperatura superficial de 21.000&nbsp;K, ye 5.000 vegaes más lluminosa que'l Sol.

La tercera componente, denomada **Shaula&nbsp;Ab**, tien un periodu orbital en redol a Shaula&nbsp;Aa de namái 5,9525 díes, nuna órbita escéntrica —a pesar de la so proximidá— que fai que la separación ente les dos estrelles varie ente 0,11 y 0,19&nbsp;ua. Con una masa envalorada 1,8 vegaes mayor que la masa solar, Shaula&nbsp;Ab puede ser una estrella de neutrones, una nana blanca masiva o, quiciabes con mayor probabilidá, una estrella T Tauri entá en formación, dada la mocedá del sistema, que ye inferior a los 15 millones d'años.

El sistema tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos que'l heliu— inferior a la solar ([M/H] = -0,24 ± 0,08). 

## Distancia
Anque la paralax correxida del satélite Hipparcos (5,71 ± 0,75 milisegundos d'arcu) asitia a Shaula a 570 años lluz de distancia de la Tierra, otres observaciones suxeren que la distancia puede ser de namái 365 años lluz, cifra sensiblemente menor.

## Referencies

## Ver tamién
* Estrella (náutica)
Schedar

**Schedar** o **Schedir** ye'l nome de la estrella α Cassiopeiae (α Cass / 18 Cassiopeiae), de magnitú aparente +2,24 y la más brillosa de la constelación de Cassiopeia. El so nome, escritu tamién como **Shedar** o **Shedir**, provién de la pallabra árabe صدر *şadr*, «pechu», pola posición que tien nel corazón de la reina Cassiopeia.

## Carauterístiques
Schedar ye una estrella xigante naranxa de tipu espectral K0IIIa y 4530 K de temperatura que s'atopa a 229 años lluz de distancia del Sistema Solar. La so lluminosidá, en lluz visible namái, ye de 500 soles; sicasí, considerando la radiación total emitida, la so lluminosidá xube a 855 vegaes la lluminosidá solar, asitiando a Schedar dientro de la clase de les xigantes lluminoses. Ye una de les poques estrelles onde se reparó direutamente la so escurecimientu de llimbu, con un valor midíu del so diámetru angular de 0,00525 segundos d'arcu. El so radiu ye 42 vegaes el radiu solar y tien una masa averada de 4 - 5 mases solares. La so composición química ye similar a la del Sol, magar amuesa unos conteníos notablemente baxos de dellos elementos como circoniu y europiu. La so edá envalórase ente 100 y 200 millones d'años.

Anque tradicionalmente Schedar taba clasificada como una estrella variable, dende'l sieglu XIX nun se detectó nengún tipu de variación nel so rellumu.

## Referencies

## Ver tamién
* Estrella (náutica)
Sher 25

**Sher 25** (NGC 3603 25) ye una estrella asitiada a unos 20.000 años lluz de distancia en NGC 3603, rexón HII na constelación de Carina. Foi identificada per vegada primera por D. Sher en 1965. Ye considerada una de les principales candidates pa esplotar como supernova nun futuru próximu.

De magnitú aparente +12,2, Sher 25 ta clasificada como una superxigante azul de tipu espectral B1.5Iab. Con una masa de cerca de 60 mases solares y una lluminosidá equivalente a 300.000 soles, ta arrodiada por una nebulosa d'emisión que contién un aniellu ecuatorial y probablemente unos filamentos bipolares de fluxu molecular, similar en morfoloxía, masa y cinemática a la envoltura visible güei en redol a SN 1987A. La mesma estrella recuerda a Sanduleak -69° 202a, la proxenitora de la supernova SN 1987A, asocedida na Gran Nube de Magallanes.

La semeyanza ente les nebuloses suxer que l'estáu evolutivu de Sher 25 pue ser similar al de la proxenitora de SN 1987A. Sicasí, esisten diferencies ente les nebuloses, implicando hestories evolutives desiguales, que pueden atribuyise a les distintes bayures ente les poblaciones nueves de la Gran Nube de Magallanes y de la Vía Lláctea, según a diferencies ente la masa de dambes estrelles. Sher 25 paez tar nuna fase evolutiva abondo estable mientres les décades pasaes; igualmente, la proxenitora de SN 1987A tampoco destacó como una estrella variable enantes de la so esplosión.
En contra de lo que se pensó nun principiu, créese que Sher 25 nun pasó pola fase de superxigante colorada, evolucionando direutamente dende la secuencia principal a superxigante azul. La nebulosa que la arrodia foi probablemente espulsada mientres esta última etapa.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles más masives

## Referencies
Sheratan

**Sheratan** o **Sharatan** (β Arietis / β Ari / 6 Arietis) ye la segunda estrella más brillosa na constelación d'Aries con magnitú aparente +2,64.
Alcuéntrase a unos 60 años lluz de distancia del Sistema Solar.

## Nome
El nome **Sheratan** o **Sharatan** procede del árabe *Al Sharatain* o *Ash-Sharatan*, «Los Dos Signos», la forma dual de *Al Sharat*, «El Signu»; fai referencia a esta estrella y a la vecina Mesarthim (γ Arietis) como un signu del añu qu'empieza. Sheratan marcaba'l equinocciu vernal en tiempos de Hiparco de Nicea, aproximao na dómina qu'estes estrelles recibieron los sos nomes.

Coles mesmes, Sheratan y Mesarthim yeren el **Padevar** persa, «El Par de Proteición», el **Bashish** sogdiano, «El Proteutor», según l'equivalente coptu **Pikutorion**. En Babilonia, según Epping, marcaben la segunda constelación eclíptica **Mahru-sha-rishu-ku**, "Frente de la Cabeza de Ku".

## Carauterístiques físiques
Sheratan ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A5V con una temperatura de 8200 K. Tien una compañera cercana que nun puede resolvese per aciu el telescopiu y namái ye detectable por espectroscopia. Cabo señalar la elevada escentricidá de la órbita (ε = 0,88), que fai que la separación ente dambes estrelles varie ente 0,08 UA (un 20% de la distancia ente Mercuriu y el Sol) y 1,2 UA (un 20% más de la distancia ente la Tierra y el Sol). El periodu orbital del sistema ye de 107 díes.

La estrella secundaria, **Sheratan B**, ye una nana mariella de tipu G con una masa un 2% superior a la masa solar. La masa de la estrella blanca principal, **Sheratan A**, ye'l doble que la del Sol. El 95% de la lluminosidá del sistema apurrir la componente más masiva, unes 22 vegaes más lluminosa que'l Sol.

## Referencies
Sidus Ludoviciana

**Sidus Ludoviciana** (L'astru de la universidá- ludoviciana) o **Sidus Ludovicianum** (L'astru de Ludovico, Ludwig o Luís) ye una débil estrella d'octava magnitú, namái visible con ayuda óptica nel campu ocular de Mizar y Alcor na sietestrellu que la so separación angular ye de 11'48", esta estrella ta formando un ángulu obtusu ente elles.

## Historia
Benedetto Castelli discípulu y amigu de Galileo, unvió-y una carta'l 16 de payares de 1616. Describe la so observación de "una estrella visible namái con telescopiu y cerca de Mizar" midiendo la so magnitú aparente, tratar d'una estrella d'octava magnitú y acompaña un bocetu. Castelli aportunó en que la estrella movióse llixeramente de la posición rexistrada mientres el pasáu branu na residencia de Galileo en Florencia, Bellosguardo.

El 2 d'avientu de 1722 Johann Georg Liebknecht reparó esta estrella al traviés d'un telescopiu de seis pies del observatoriu astronómicu de la universidá ludoviciana en Giessen (Alemaña). Creyó ver un movimientu propiu nel astru y precipitadamente creyó afayar un nuevu planeta, que'l so nome foi Sidus Ludoviciana n'honor del magnificentissimus rector y fundador de dicha universidá, Ludwig V (Luís V), Landgrave del condáu de Hesse-Darmstadt ente 1596 y 1626.

Per otru llau, dada la so presunta escentricidá orbital, al tar bien alloñáu de la eclíptica y en comprobándose, llegar a la conclusión de que nun podía ser un nuevu planeta. En llugar de la fama, ganóse fuertes crítiques de los sos colegues.

## Carauterístiques astrométricas

Asitiada a una distancia de 120 parsecs (393 años lluz) dexa tras tola mayor parte de les estrelles acomuñaes del carru del sietestrellu, polo que nun pertenez a esta asociación por cuenta de qu'atópense a una distancia media de 80 años lluz y ente'l sistema séstuple de Mizar y Alcor hai una distancia de más de 300 años lluz al respective de Sidus Ludoviciana.

## Bibliografía
* Johann Georg Liebknecht: *D. Io. Georgii Liebknecht... Uberior stellae Ludovicianae noviter detectae, etc*, Gissae, 1723 (16 p; 4º)
* Ondra, Leos: *Box: Mizar, Alcor, and Sidus Ludoviciana*, Sky and Telescope, volume 108, number 1, page 74 (2004)
* Richard Hinckley Allen: "Star Names. Their lore and meaning", Dover Publishing, New York 1963, ISBN 0-486-21079-0, páxina 446.
* Robert Burnham, Jr.: Burnham's Celestial Handbook. An Observer's guide to the universe beyond the Solar System, Vol.III, Dover Publishing, New York 1978, ISBN 0-486-23673-0, páxina 1955.

## Referencies

## Enllaces esternos
* SIMBAD (SIMBAD)
* Leos Ondra: Una nueva visión de Mizar (n'inglés:A New View of Mizar) 
*
Sigma Aquilae

**Sigma Aquilae** (σ Aql / 44 Aquilae / HD 185507) ye un sistema estelar na constelación del Águila. De magnitú aparente +5,18, alcuéntrase a aproximao 680 años lluz del Sistema Solar.
 
Sigma Aquilae ye una estrella binaria cercana que les sos componentes son dos estrelles blancu-azulaes de tipu espectral B3V. Son estrelles calientes con una temperatura superficial envalorada de 18.500 K, y una lluminosidá —tenida en cuenta la radiación emitida nel ultravioleta— de 1540 y 1400 soles, lo que supón que **Sigma Aquilae A** ye un 10% más lluminosa que **Sigma Aquilae B**. La masa de caúna d'elles ye unes 6 vegaes mayor que la masa solar.

D'especial interés ye la mínima separación ente dambes estrelles, 0,07 UA —o lo que ye lo mesmo, 15 radios solares—, nuna órbita circular. Amás, l'enclín de la mesma al respective de nós fai que sía una binaria eclipsante; cada 1,95 díes una de les estrelles clisa a la otra. El periodu de rotación ta sincronizáu col periodu orbital, esto ye, caúna de les estrelles presenta siempres la mesma cara a la otra (rotación síncrona). Les fuercies de marea y la so rápida rotación (completen un xiru en 2,3 y 1,9 díes) fai que les estrelles nun sían esfériques sinón esnachaes, lo que produz cambeos nel so rellumu a midida que camuda la so forma dende la nuesa perspeutiva, con independencia de los eclises. Sicasí, nun tán tan próximes como por que les sos superficies estiéndanse más allá de los lóbulos de Roche, y por tanto nun hai tresferencia de masa ente elles.

## Referencies

* Sigma Aquilae (SIMBAD)
* Sigma Aquilae (Stars, Jim Kaler)
Sigma Bootis

**Sigma Bootis** (σ Boo / 28 Bootis / HD 128167) ye una estrella na constelación de Boötes de magnitú aparente +4,47. 
Forma una doble óptica con ρ Bootis, siendo la separación ente dambes de 52 minutos d'arcu.
Nun formen, sicasí, un verdaderu sistema binariu, pos mientres Sigma Bootis alcuéntrase a 50 años lluz del Sistema Solar, ρ Bootis topar al triple de distancia.

## Carauterístiques
Sigma Bootis ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F2V con una temperatura superficial de 6900 K.
La so lluminosidá ye 3,1 vegaes mayor que la del Sol, con un diámetru un 20% más grande que'l diámetru solar y una masa de 1,3 mases solares.
Tien un baxu conteníu en metales —entendiendo como tales aquellos elementos más pesaos que'l hidróxenu—, aproximao'l 20% del que tien el Sol.

Sigma Bootis ye una estrella relativamente nueva, posiblemente asitiada nel diagrama de Hertzsprung-Russell cerca de la secuencia principal d'edá cero (ZAMS).
Anque pendiente de confirmar, pue ser una variable Delta Scuti con una llixera variación nel so rellumu de 0,04 magnitúes. 
En redol a ella haise detectáu un discu caliente de polvu qu'implica la posible presencia d'un sistema planetariu, anque hasta'l momentu nengún planeta individual foi descubiertu.
Con una temperatura de 50 K, el discu de polvu estiéndese hasta 60 UA de la estrella, siendo comparable al Cinturón de Kuiper del Sistema Solar.

Desconozse si dos tenues compañeres visuales a 217 y 228 segundos d'arcu tán gravitacionalmente amestaes a Sigma Bootis o son estrelles más distantes que coinciden na mesma llinia de visión.

## Denominación tradicional
Na tradición astronómica china,  (), ye la constelación de la llanza celestial y qu'arrexunta a un asterísmo formáu poles estrelles centrales de la figura de Bootes: Sigma (σ) Bootis, Épsilon (ε) Bootis y Rho (ρ) Bootis. Arriendes d'ello, Sigma Bootis ye denomada como la segunda estrella de la llanza celestial: ()

## Referencies na rede

* Sigma Bootis (SIMBAD)
* Sigma Bootis (Stars, Jim Kaler)


## Bibliografía consultada
*
Sigma Canis Majoris

**Sigma Canis Majoris** (σ CMa / 22 Canis Majoris / HD 52877) ye una estrella na constelación del Can Mayor de magnitú aparente +3,49. Alcuéntrase a una distancia averada de 1120 años lluz del Sistema Solar, siendo l'error na midida cimera al 6%. Anque delles fontes asitiar como probable miembru de l'asociación estelar Collinder 121, el so movimientu propiu y menor distancia paecen indicar que nun ye asina.

Sigma Canis Majoris ye una superxigante colorada de tipu espectral M1.5Iab —enantes considerada K7Ib— similar a Betelgeuse (α Orionis) con una temperatura superficial de 3750 K.
Estrella notable en dellos aspeutos, la so lluminosidá ye 23.300 vegaes mayor que la del Sol, y el so radiu ye 360 vegaes más grande que'l radiu solar, lo qu'equival a 1,7 UA, daqué más de la distancia qu'hai ente Marte y el Sol. La so masa envalórase unes 12 vegaes mayor que la masa solar, xusto percima de la llende nel que les estrelles nun rematen la so vida como nanes blanques sinón qu'esploten como supernoves. Les estrelles tan masives tienen vides curties; Sigma Canis Majoris tien una edá averada de 17 millones d'años y yá s'atopa nuna fase bien avanzada de la so evolución estelar.

Como munches estrelles asemeyaes, Sigma Canis Majoris ye una variable irregular de tipu LC, fluctuando el so rellumu ente magnitú +3,43 y +3,51.

## Referencies
Sigma Ceti

**Sigma Ceti** (σ Cet / 76 Ceti / HD 15798) ye una estrella na constelación de Cetus, el bisarma marina, de magnitú aparente +4,75. Alcuéntrase a 84 años lluz de distancia del Sistema Solar.

Sigma Ceti ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F5V.
Ye asemeyáu a α Chamaeleontis o Anwar al Farkadain (η Ursae Minoris), con una temperatura efectivo de 6307 K y una lluminosidá 7,3 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
La so elevada lluminosidá —el doble de la de 6 Ceti por casu, estrella F5V nesta mesma constelación— suxer que pue tar entrando na fase de subxigante.
La so composición química difier de la del Sol; asina, la bayura relativa de fierro —utilizada davezu como midida de la metalicidá d'una estrella— ye un 55% de la solar. Esta mesmu enclín reparar nel conteníu d'otros elementos como magnesiu, azufre y siliciu.

La masa de Sigma Ceti ye un 33% mayor que la masa solar y tien una edá averada de 3000 - 3100 millones d'años —anque otra fonte asignar una edá notablemente inferior de 2300 millones d'años—.
La so velocidá de rotación proyeutada ye de 4,6 km/s.

## Referencies
Sigma Coronae Borealis

**Sigma Coronae Borealis** (σ CrB / 17 Coronae Borealis) ye un sistema estelar na constelación de Corona Boreal.
Por aciu telescopiu puédese resolver en dos estrelles, denominaes Sigma Coronae Borealis A y B, dixebraes ente sí 7 segundos d'arcu.

## Sigma Coronae Borealis A
**Sigma Coronae Borealis A** (HD 146361 / HR 6063), la estrella primaria, tien magnitú +5,64 y ye, de la mesma, una binaria espectroscópica.
Ta formada por dos estrelles de la secuencia principal de tipu F9V y G0V que'l so periodu orbital ye de 1,14 díes.
La separación ente elles ye de namái 0,028 UA, equivalente a unes 6 vegaes el radiu solar.

La estrella de tipu F9 tien una temperatura efectivo de 6000 K y una lluminosidá un 17% mayor que la del Sol.
El so radiu ye un 14% más grande que'l radiu solar y la so masa ye de 1,11 mases solares.
El so acompañante tien una temperatura de 5900 K y ye apenes un 2% más lluminosa que'l Sol.
Un 10% más grande que'l Sol, la so masa ye un 8% mayor que la masa solar.

La proximidá ente estos dos componentes forzó la rápida rotación de dambes estrelles, con periodu de 1,157 díes, casi sincronizaos col periodu orbital.
Esto produz una gran actividá, faciendo del sistema una variable RS Canum Venaticorum —asemeyada, por casu, a ε Ursae Minoris— recibiendo'l nome, tocantes a variable, de **TZ Coronae Borealis**.

## Sigma Coronae Borealis B
**Sigma Coronae Borealis B** (HD 146362 / HR 6064), ye la componente más tenue, con magnitú aparente +6,42.
Ye tamién una nana mariella, anque de tipu espectral G1V.
Con una temperatura de 5800 K de temperatura, la so lluminosidá equival al 85% de la lluminosidá solar.
La so masa ye similar a la del nuesu Sol.

Sigma Coronae Borealis B completa una órbita alredor del par interior Sigma Coronae Borealis A cada 890 años. La órbita ye notablemente escéntrica, variando la separación ente A y B ente 31 y 225 UA.
Dende Sigma Coronae Borealis B, les componentes de Sigma Coronae Borealis A veríense dixebraes nel cielu ente 25 segundos del arcu y 3 minutos d'arcu, caúna d'elles con un rellumu, en permediu, 70 vegaes mayor que'l la Lluna llena.

## Situación del sistema
El sistema tópase asitiáu a 71 años lluz del Sistema Solar, siendo la estrella conocida más cercana a él HIP 79551 (GJ 9549), distante 3,7 años lluz. Dicha estrella, tamién denomada **Sigma Coronae Borealis C**, paez nun tar gravitacionalmente amestada al sistema.

## Referencies
Sigma Cygni

**Sigma Cygni** (σ Cygni / 67 Cygni / HD 202850 / HR 8143) ye una estrella na constelación del Cisne de magnitú aparente +4,26.
Alcuéntrase aproximao a 2760 años lluz —con un ampliu marxe d'error de ± 260 años lluz— del Sistema Solar.
Forma parte de l'Asociación estelar Cyg OB4.

Sigma Cygni ye una superxigante blancu-azulada de tipu espectral B9I con una temperatura superficial de 11.300 K.
La so lluminosidá ye unes 26.500 vegaes mayor que la lluminosidá solar y ye una estrella de gran tamañu, con un radiu 43 vegaes más grande que'l radiu solar, equivalente a 0,2 UA.
La so velocidá de rotación ye de siquier 30 km/s, lo que trai un periodu de rotación inferior a 72 díes.
Tien una masa ente 10 y 12 mases solares y la so edá actual envalórase ente 15 y 20 millones d'años.
La so elevada masa va condicionar la so futura evolución, yá que probablemente va acabar esplotando como una brillosa supernova.

Esiste cierta evidencia de que Sigma Cygni tien una compañera estelar cercana que'l so periodu orbital sería de 11 díes.

## Referencies
Sigma Cancri

**Sigma Cancri** (&sigma; Cnc) puede referise a trés estrelles distintes na constelación de Cáncer:

* **[[Sigma1 Cancri]]** (51 Cancri), estrella de magnitú 5,67.
* **[[Sigma2 Cancri]]** (59 Cancri), estrella de magnitú 5,44.
* **[[Sigma3 Cancri]]** (64 Cancri), estrella xigante de magnitú 5,23.
Sargas

**Sargas** (Theta Scorpii / θ&nbsp;Sco / HD&nbsp;159532) ye la tercera estrella más brillosa de la constelación de Scorpius («L'Escorpión»), dempués d'Antares (α&nbsp;Scorpii) y Shaula (λ&nbsp;Scorpii). Otru nome utilizáu pa designar a esta estrella ye **Girtab**. Los nomes de *Sargas* y *Girtab* provienen del sumeriu, siendo xustamente'l significáu «l'escorpión». La so magnitú aparente ye +1,86, y alcuéntrase a 270 años lluz del Sistema Solar.

Sargas ye una xigante lluminosa blancu-mariella de tipu espectral F1II con una temperatura superficial de 7200&nbsp;K. El so radiu ye 20 vegaes mayor que'l radiu solar y tien una lluminosidá 960 vegaes mayor que la del Sol. La so velocidá de rotación ye 50 vegaes mayor que la del Sol (105 km/s) y completa una vuelta cada 10 díes; ésti últimu datu ye un valor máximu, dependiendo del enclín que l'exa de rotación tenga al respective de nós.

Nel so camín evolutivu, Sargas atopar nuna etapa transitoria d'enfriamientu con 
un nucleu inerte d'heliu. En menos d'un millón d'años va ser una variable tipu cefeida —como Mekbuda (ζ&nbsp;Geminorum)— y dempués va tresformase nuna xigante colorada, momentu nel cual nel so nucleu producirá la fusión del heliu en carbonu y oxíxenu.

## Ver tamién
*Llista d'estrelles más brilloses

## Referencies

*Theta Scorpii (SIMBAD)
*Girtab (Stars, Jim Kaler)
Sigma Herculis

**Sigma Herculis** (σ Her / 35 Herculis) ye una estrella na constelación d'Hércules de magnitú aparente +4,20.
Alcuéntrase a 314 años lluz del Sistema Solar.

## Carauterístiques
Sigma Herculis ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B9V que remató la so etapa como estrella de la secuencia principal.
Tien una temperatura efectivo de 10.294 K y una lluminosidá 236 vegaes superior a la lluminosidá solar.
La midida direuta del so diámetru angular, 0,48 milisegundos d'arcu, dexa evaluar el so radiu, siendo ésti unes cinco veces más grande que'l radiu solar.
Xira sobre sigo mesma bien apriesa, siendo la so velocidá de rotación igual o mayor de 294 km/s.
El so conteníu metálico ye bien paecíu a la solar ([Fe/H] = +0,03).
Tien una masa 3,3 vegaes mayor que la masa solar y la so edá ye d'aproximao 700 millones d'años.

Sigma Herculis ye una estrella binaria resuelta por interferometría que'l so periodu orbital ye de 14,65 años.
La so compañera estelar, 3,5 magnitúes más tenue, tien una masa de 1,84 mases solares.
Amás, el satélite IRAS reveló que Sigma Herculis tópase arrodiada por un discu circumestelar de polvu. El radiu del discu ye de 157 UA y la so temperatura de 80 K.

## Referencies