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

**Menkent** (θ Centauri / θ Cen / 5 Centauri) ye la tercera estrella más brillosa de la constelación de Centaurus, dempués d'Alfa Centauri y Hadar o Agena (β Centauri). El so nome provién d'una pallabra árabe pa «costazu» —del Centauru—, a la que s'añedió la pallabra *Kent*, abreviatura llatina de *Kentaurus*.

Menkent ye una xigante naranxa asitiada a 61 años lluz de distancia, la tercer estrella d'estes carauterístiques más próxima a la Tierra dempués de Pólux (β Geminorum) y Arturu (α Boötis). Bien similar a la primera, namái la so mayor distancia fai que sía menos brillosa, anque con magnitú aparente +2,06 ye la 53ª estrella más brillosa del firmamentu. De tipu espectral K0IIIb, la so temperatura superficial ye de 4780 K. Ye 60 vegaes más lluminosa que'l Sol y el so radiu ye 11 vegaes más grande que'l radiu solar. Nel so nucleu, escosada yá la reserva d'hidróxenu, el heliu tresformar en carbonu y oxíxenu, al igual que n'otres estrelles xigantes.

L'eleváu movimientu propiu de Menkent suxer que la estrella provién de la parte esterior del discu galácticu y que tan solo ye una visitante del distritu solar.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles más brilloses
* Estrella (náutica)

## Referencies

* LHS 2858 -- High proper-motion Star (SIMBAD)
* Menkent (Stars, Jim Kaler)
Menkib

**Menkib** (ζ Persei / ζ Per / 44 Persei) ye la tercera estrella con mayor rellumu na constelación de Perséu, por detrás de Mirfak (α Persei) y Algol (β Persei).
La so magnitú aparente ye +2,85.
Nun tien de ser confundida cola vecina Menchib (ξ Persei), dacuando tamién llamada Menkib.
Ye miembru de l'Asociación estelar Perseus OB2 o «Asociación estelar de Zeta Persei», llamada asina poles estrelles de tipu O y B que contién.
Dicha asociación alcuéntrase a una distancia averada del Sistema Solar de 960 años lluz.

## Carauterístiques
Menkib ye una superxigante blancu-azulada de tipu espectral B1Ib bien caliente —la so temperatura efectivo algama los 22.040 K— y descomanadamente lluminosa, siendo la so lluminosidá equivalente a la de 105.000 soles.
Tien un diámetru 21 vegaes más grande que'l del Sol y rota con una velocidá de rotación proyeutada de 54 km/s.
El so conteníu metálico ye daqué inferior a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,08.
Una estrella d'estes carauterístiques tien una vida curtia: envalórase la so edá actual nunos 12,6 millones d'años y, con una masa de 19 mases solares, nun-y queda enforma tiempu pa españar como una supernova.

Dos compañeres alloñaes completen el sistema estelar de Menkib. La primera d'elles, denomada **Menkib B**, ye una estrella blancu-azulada de tipu B8 y magnitú +9,16, asitiada a unes 3900 UA de la estrella principal; emplega siquier 50.000 años en completar una órbita alredor de la estrella primaria.
La otra posible acompañante, **Menkib Y**, ye una estrella blanca de tipu A2 tan alloñada —la so distancia proyeutada ye de 36.000 UA— que nun se sabe con certeza si ta gravitacionalmente xunida a Menkib.

## Referencies
Merak

**Merak** (β Ursae Majoris / β UMa / 48 Ursae Majoris) ye una estrella na constelación del sietestrellu. Entá ostentando la denominación de Bayer «Beta», ye namái la quinta estrella más brillosa de la constelación, siendo la so magnitú aparente +2,34.

Merak ye una estrella familiar pa los observadores del hemisferiu norte como estrella «apuntadora», llamada asina porque al estender la llinia que la xune cola cercana Dubhe (α Ursae Majoris), llegar a Polaris, la Estrella Polar.

## Nome

El nome de **Merak**, tamién escritu como **Mirak**, provién del árabe *maraqq*, «llombos», pola so posición nel cuerpu de la osa.

Na antigua Grecia pue ser conocida como **Helike**, unu de los nomes pol que yera conocida la totalidá del sietestrellu. En China llamar **Tien Seuen**, «la esfera armilar», ente que pa los hindús yera **Pulaha**, unu de los siete Rishis.

## Carauterístiques físiques

Al igual que'l Sol, Merak ye una estrella de la secuencia principal, anque más grande y caliente qu'este. De tipu espectral A1V, tien una temperatura de 9000 K, rellumando con una lluminosidá 69 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Con una masa 2,7 vegaes mayor que la del Sol, la so edá envalórase en 300 millones d'años.
Hai evidencia de que Merak, al igual que Vega o Fomalhaut, ta arrodiada por un discu de polvu. D'un tamañu asemeyáu a la órbita de Saturnu, les partícules de polvu que lo formen tienen una temperatura de dellos cientos K, asemeyáu a l'atopada nel nuesu sistema planetariu.
Anque nun s'afayaron planetes orbitando a Merak, la presencia de polvu indica qu'éstos pueden esistir o pueden tar en procesu de formación.

Asitiada a 79 años lluz del Sistema Solar, Merak forma parte de l'Asociación estelar del sietestrellu.

## Referencies
Merga (estrella)

**Merga** (h Bootis / 38 Bootis / HD 130945) ye una estrella na constelación de Boötes de magnitú aparente +5,77.
El so nome, tamién escritu como **Marrha** o na forma completa **El Mara el Musalsela,** provién del árabe المرأة المسلسلة, *al mar’ah al-musalsalah*, «la muyer encadenada».
Otru nome que recibe esta estrella, ésti d'orixe llatín, ye **Falx Italica**.

Merga ye una subxigante blancu-mariella de tipu espectral F7IV con una temperatura superficial de 6339 K.
θ Ursae Majoris A y Fornacis A son estrelles de carauterístiques asemeyaes, pero, a diferencia d'éstes, Merga nun tien nenguna compañera estelar conocida.
Ye 8,5 vegaes más lluminosa que'l Sol y la so velocidá de rotación proyeutada ye de 18,7 km/s, casi 10 vegaes más rápida que la de la nuesa estrella.
Tien una bayura relativa de fierro asemeyáu a la del Sol ([Fe/H] = +0,06).
La so masa ye un 60% mayor que la masa solar y la so edá envalórase en 1800 millones d'años.
Alcuéntrase a 153 años lluz de distancia del Sistema Solar.

## Referencies
Merope (estrella)

**Merope** o **Mérope** (23 Tauri / HD 23480 / HR 1156) ye'l nome d'una de les estrelles del cúmulu abiertu de les Pléyades na constelación de Tauru. Con magnitú aparente +4,14 ye la quinta estrella más brillosa del cúmulu y alcuéntrase a 440 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Mérope ye'l nome de la séptima de les Pléyades, fíes del titán Atles y de la oceánide Pléyone.

## Carauterístiques físiques

Merope ye una estrella subxigante blancu-azulada de tipu espectral B6IVe con una temperatura de 14.000 K. La so lluminosidá equival a 630 soles y el so radiu ye de 4,3 radios solares. Como la mayor parte de les estrelles de les Pléyades, la so velocidá de rotación ye bien alta, a lo menos 280 km/s —140 vegaes la del Sol—, completando un xiru en namái 18 hores. De resultes d'ello, alredor de la estrella esiste un discu de gas qu'emite radiación, siendo Merope, al igual qu'otres estrelles del cúmulu, una estrella Be. Anque'l discu ye más finu que'l de Pléyone (28 Tauri), ésti ye lo suficientemente trupu y caliente como pa xenerar rayos X.

Merope ye una estrella variable Beta Cephei, con pequeños cambeos de rellumu del orde de 0,01 magnitúes. Recibe la denominación, como variable, de **V971 Tauri**.

## NGC 1435

En redol a Merope alcuéntrase una nebulosa de reflexón, llamada NGC 1435 o **Nebulosa Merope**. Ye parte d'una nebulosa que'l cúmulu de les Pléyades ta travesando y que presenta l'área más brillosa alredor de Merope. Anque nun principiu pensóse que yera'l restu de la nube a partir de la cual formáronse les Pléyades, anguaño créese que l'alcuentru cola nebulosa ye casual.

## Referencies
* Merope - Be Star (SIMBAD)
* Merope (Stars, Jim Kaler)

## Referencies

## Enllaces esternos
Mesarthim

**Mesarthim** (γ Arietis / γ Ari / 5 Arietis) ye una estrella na constelación d'Aries, la cuarta más brillosa de la mesma. El so nome significa en sánscritu "la primer estrella d'Aries". Ye una estrella binaria que les sos dos componentes, **γ<sup>1</sup> Arietis** y **γ<sup>2</sup> Arietis**, tienen un rellumu similar y pueden ser fácilmente resueltes al tar dixebraes 8 segundos d'arcu. Alcuéntrase a 204 años lluz de distancia del Sistema Solar.

γ1 Arietis (HD 11502 / HR 545) ye una estrella blanca de tipu espectral B9 V y ye la más caliente de los dos, con una temperatura de 11.000 K. Anque visualmente ye menos brillosu que la so compañera —tien magnitú aparente +4,83—, en realidá ye más lluminosa al emitir mayor cantidá de radiación ultravioleta non visible, siendo la so lluminosidá 56 vegaes mayor que la del Sol.
Tien una masa averada de 2,8 mases solares.

γ2 Arietis ((HD 11503 / HR 546), de magnitú +4,75, ye de tipu espectral A1p y tien una lluminosidá entendida ente 43 y 52 soles. Ye una estrella Ap con un fuerte campu magnéticu, unes 1000 vegaes mayor que'l campu magnéticu terrestre.
El magnetismu, concentráu en ciertes zones de la estrella, favorez la separación de dalgunos elementos químicos; en concretu, γ2 Arietis amuesa una alta concentración de siliciu.
Por cuenta de la rotación estelar les distintes concentraciones d'elementos entren y salen del campu de visión, dexando conocer el periodu de rotación de γ2 Arietis —1,609 díes— y causando pequeñes variaciones de rellumu.
Arriendes d'ello, γ2 Arietis ta catalogada como variable Alfa2 Canum Venaticorum, siendo l'amplitú de la variación de 0,04 magnitúes.

Les dos estrelles tán dixebraes 500 UA a lo menos, con un periodu orbital de siquier 5000 años.

## Referencies
Messier 40

**Messier 40** (Conocida como **Winnecke 4** o **WNC 4**) ye una Estrella Binaria óptica que foi atopada por Charles Messier cuando investigaba una nebulosa qu'equivocadamente llegó a sopelexar pol mesmu observador Johannes Hevelius un sieglu enantes. Alcuéntrase naconstelación de sietestrellu.

El consensu xeneral ye que se trata más d'un sistema binariu ópticu, mas que dos estrelles interactuando físicamente, nel espaciu.

## Versiones del catálogu antigües
Delles versiones impreses del catálogu más antigües omiten M40 como por cuenta de la escuridá” l'oxetu, a pesar de la so realidá nel cielu.

# Observaciones y descripciones históriques de M40
# Más imáxenes de M40
# Imáxenes aficionaes de M40
# Datos de SIMBAD de M40
# Datos de NED de M40
# Publicaciones en M40 (ANUNCIOS de la NASA)
# Reparando los informes pa M40 (IAAC Netastrocatalog)
# Datos en llinia de NGC pa M40

## Referencies
* Juan H. Mallas, 1966. Lletra al redactor, al cielu y al telescopiu, l'agostu de 1966, P. 83. Accesible en llinia.
* Richard L. Nugent, 2002. La naturaleza de la estrella doble M40. Diariu de la sociedá astronómica real de Canadá, vol. 96, p.63 (04/2002) [ANUNCIOS: 2002JRASC..96… 63N]
* Brian Skiff, 2001. Comunicación privada a Richard Nugent, citáu en Nugent (2002).
* Friedrich agostu Theodor Winnecke, 1869. Doppelsternmessungen. Von Herrn el Dr. A. Winnecke. Astronomische Nachrichten, vol. 73, non 1738, P. 145-160 (el 8 de febreru de 1869) [ANUNCIOS: 1869AN ..... 73..145W]. El catálogu estrayíu de los sos descubrimientos dobles de la estrella ye accesible en llinia.

## Referencies

## Enllaces esternos

* Messier 40, SEDS Messier pages
Metallah

**Metallah**, **Mothallah** o **Caput Trianguli** ye'l nome de la estrella **α Trianguli** (α Tri / 2 Trianguli).
Entá siendo la estrella *[[Alfa]]* de la constelación de Triangulum, ye la segunda más brillosa de la mesma con una magnitú aparente de +3,42 detrás de β Trianguli. *Metallah* provién del árabe y significa «triángulu», ente que *Caput Trianguli* vien del llatín y significa «cabeza del triángulu».

Unes 13 vegaes más lluminosa que'l Sol, Metallah ye una subxigante blancu-mariella de tipu espectral F6IV, esto ye, ta acabando o acabó la fusión del hidróxenu y ta empezando la fusión d'heliu. La so temperatura superficial ye de 6350 K y el so radiu ye 3 vegaes más grande que'l del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 81,6 km/s.
Tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos que'l heliu— llixeramente inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,09).
La so masa envalorada ye 1,5 vegaes mayor que la masa solar y ye una estrella más evolucionada que la nuesa estrella. La so edá cífrase en namái 2700 millones d'años, daqué más de la metá de la edá del Sol, yá que cuanto mayor ye la masa d'una estrella más curtia ye la so vida.

Metallah ye una binaria espectroscópica con una compañera bien tenue de la que nada se sabe. Tien De tar estraordinariamente cerca —quiciabes en redol a 0,04 UA—, una y bones el periodu orbital ye de namái 1,74 díes. Dambes atópense a 64 años lluz del Sistema Solar.

## Referencies
Meissa

**Meissa** (λ Ori / λ Orionis / 39 Orionis), tamién conocida como **Heka** o **Raselgeuse**, ye una estrella de la constelación d'Orión, tando asitiada na cabeza del cazador. Dambos nomes provienen del árabe, *Al-Maisan* «la estrella brillosa» y *Al-Haq’ah* «la mancha blanca».

A unos 1100 años lluz de distancia, Meissa ye una estrella binaria que les sos componentes tán dixebraes 4,4 segundos d'arcu y pueden resolvese fácilmente con un pequeñu telescopiu. La estrella más brillosa, de magnitú aparente +3,39, ye una xigante azul bien caliente que la so temperatura superficial ye de 35.000 K. De tipu espectral O8, ye una de les poques estrelles d'esti tipu visibles a simple vista, xunto a Naos (ζ Puppis), Al Niyat (σ Scorpii) o Alnitak (ζ Orionis), ésta última tamién na constelación d'Orión. Incluyendo la radiación emitida nel ultravioleta, la so lluminosidá ye 65.000 vegaes mayor que la del Sol, y ye una de les estrelles más lluminoses que se conocen. La so masa tamién ye bien grande, 25 vegaes mayor que la masa solar, colo que va concluyir la so vida esplotando como una supernova.

La otra componente, de magnitú 5,61, ye una estrella de tipu espectral B0.5V con una temperatura de 27.000 K. Ye 5500 vegaes más lluminosa que'l Sol.

Meissa forma parte del cúmulu estelar Collinder 69. Ta arrodiada por un enorme aniellu de gas de 150 años lluz de diámetru allumáu pola estrella.

## Referencies

* Lambda Orionis (SIMBAD)
* Meissa (Stars, Jim Kaler)
Menkalinan

**Menkalinan** (β Aurigae / β Aur / 34 Aurigae) ye la segunda estrella más brillosa de la constelación d'Auriga, namái superada por Capella (α Aurigae). El so nome provién del árabe منكب ذي العنان (*mankib ðī-l-‘inān*), «el costazu del cocheru».

Menkalinan ye un sistema estelar asitiáu a 85 años lluz del Sistema Solar. Los dos componentes principales, Menkalinan A y Menkalinan B, formen una binaria espectroscópica eclipsante, que'l so rellumu conxuntu bazcuya ente magnitú aparente +1,85 y +1,93 cada 47,5 hores, cuando una de les estrelles clisa parcialmente a la otra dende la perspeutiva del observador terrestre. Por cuenta de la fuerte atraición gravitatoria, dambes estrelles tán aburuyaes y nun tienen forma esférica. Los dos son subxigantes de tipu espectral A1IV qu'empezaron a camudar, aumentando en rellumu, al escosar el so hidróxenu internu. Amodo tán abandonando la secuencia principal pa convertise n'estrelles xigantes.

Anque bien asemeyaos, les dos estrelles nun son idéntiques. **Menkalinan A**, con una temperatura efectivo de 9350 K, ye 51 vegaes más lluminosa que'l Sol. Tien un radiu de 2,76 radios solares y una masa 2,38 vegaes mayor que la del Sol.
**Menkalinan B** ye daqué más fría —9200 K— y relluma con una lluminosidá 44 vegaes mayor que la lluminosidá solar. El so radiu ye 2,57 vegaes más grande que'l del Sol y tien una masa de 2,29 mases solares.
La separación ente dambes estrelles ye de namái 17,60 ± 0,06 radios solares —0,08 UA—.
Pa una metalicidá similar a la del Sol, la edá del sistema taría entendida ente 450 y 500 millones d'años.

Una tercer estrella, **Menkalinan C** (CCDM J05596+4457P), paez orbitar alredor del brillante par AB. Ye una nana colorada de magnitú 14 que la so separación real cola binaria AB ye de siquier 330 UA. Dende ellí, el brillante par d'estrelles blanques apenes podría ser resueltu a simple vista.

Menkalinan forma parte de la corriente d'estrelles de l'Asociación estelar del sietestrellu.

## Referencies
Minkar

**Minkar** ye'l nome de la estrella **ε Corvi** (ε Crv / 2 Corvi), de magnitú aparente +3,02 y la cuarta más brillosa de la constelación de Corvus, dempués de Gienah Gurab (γ Corvi), Kraz (β Corvi) y Algorab (δ Corvi). Alcuéntrase a daqué más de 300 años lluz de distancia del Sistema Solar.

Minkar ye una xigante naranxa de tipu espectral K2III que la so temperatura superficial ye de 4230 K. Con una lluminosidá 930 vegaes mayor que la del Sol, el so radiu ye de 57 radios solares, o lo que ye lo mesmo, 0,26 UA, equivalente a una cuarta parte de la distancia ente la Tierra y el Sol. La so masa envalorada ye unes 4 vegaes mayor que la masa solar. La so antigüedá depende de la fase evolutiva na que s'atope. Con un nucleu inerte d'heliu, pue tar amontando la so lluminosidá per primer vegada, lo que correspuende a una edá averada de 165 millones d'años; puede empezar la fusión del heliu y la so lluminosidá ta tornando; o puede tar aumentando'l so rellumu per segunda vegada con un nucleu de carbonu-oxíxenu, lo qu'implica una edá cercana a 190 millones d'años.

Minkar tien un conteníu en metales —midíu como la rellación fierro/hidróxenu— un 26% mayor que'l del Sol; en concretu destaca la bayura d'oxíxenu y manganesu. Anque foi clasificada como una estrella de bariu «leve», l'ausencia d'una compañera xenera duldes al respeutu. Piénsase que nesti tipu d'estrelles el bariu vien de una compañera antaño más masiva y güei convertida nuna nana blanca, que-yos venció subproductos resultantes de la fusión nuclear. 

## Referencies

* Epsilon Corvi (SIMBAD)
* Minkar (Stars, Jim Kaler)
Mintaka

**Mintaka** (Delta Orionis / δ Ori / 34 Orionis) ye una estrella na constelación d'Orión que'l so nome deriva de la pallabra árabe pa cinturón, منطقة *manţaqah*. Xunto a Alnitak (ζ&nbsp;Orionis) y Alnilam (ε&nbsp;Orionis), forma parte del llamáu Cinturón d'Orión, y con elles forma'l grupu conocíu como «Les trés Maríes».

En realidá Mintaka ye una estrella múltiple complexa; a un minutu d'arcu de la estrella principal puede reparase otra estrella de magnitú aparente +6,8. A la distancia de 915 años lluz a la que s'atopa Mintaka, la separtación real ente dambes ye de siquier 0,25 años lluz. Ente estos dos componentes esiste una tenue estrella de magnitú 14. La estrella de magnitú 6,8 ye amás una binaria espectroscópica.

La componente principal —que llamamos Mintaka— tien magnitú +2,23 y ye tamién una estrella binaria, que la so duplicidá afayóse tamién per aciu espectroscopia. Ta compuesta por una estrella azul de tipu espectral O9.5II y una estrella clasificada como B0III o B2V. Caúna d'elles ye 90.000 vegaes más lluminosa que'l Sol, siendo estrelles bien masives, con una masa de 20 mases solares caúna. El periodu orbital del par ye de 5,73 díes, clisándose llixeramente la una a la otra, lo que trai una cayida nel rellumu de 0,2 magnitúes. 

En 1904 Johannes Franz Hartmann, usando la lluz proveniente de Mintaka, afayó que l'espaciu interestelar de la galaxa nun ta vacíu y contién gas y polvu.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies

* Mintaka (SIMBAD)
* Mintaka  (The Bright Star Catalogue)
* Mintaka (Stars, Jim Kaler)
Mirach

**Mirach** (β Andromedae / β And / 43 Andromedae) ye la segunda estrella más brillosa de la constelación d'Andrómeda, dempués d'Alpheratz (α Andromedae), con una magnitú aparente media de +2,07. Alcuéntrase a 199 años lluz de distancia del Sistema Solar.

## Nome

El nome de **Mirach**, según les sos formes derivaes **Merach**, **Mirac**, **Mirak** y **Mirar**, provienen del árabe المراق *al-maraqq*, que'l so significáu ye «los llombos». Esta estrella describióse en 1521 nes Tables alfonsíes como *super mirat*, d'onde procede la so denominación actual.

Otros nomes menos avezaos pa designar a esta estrella fueron **Cingulum** y **Ventrale**, esti postreru pola posición que d'antiguo ocupaba na constelación.
Na astronomía árabe tardía señalaba'l llau derechu d'Andrómeda, siendo conocida como *Al Janb al Musalsalah*, «el llau de la Muyer Encadenada».

Dellos autores incluyeron a Mirach, xunto a υ Piscium, φ Piscium y χ Piscium, na estación llunar copta *Kuton*, «el filo»; ya igualmente en *Arit*, un asterismu del antiguu Exiptu.

## Carauterístiques físiques

Mirach ye una xigante colorada de tipu espectral M0III con una temperatura superficial de 3800 K y un radiu 86 vegaes más grande que'l radiu solar. Ye 1900 vegaes más lluminosa que'l Sol, incluyendo una importante cantidá d'enerxía emitida como radiación infrarroxo. Como otres estrelles de la so clase, ye llixeramente variable, magar la so variación nun ta bien estudiada; el so rellumu varia ente magnitú +2,01 y +2,10. Con una masa envalorada ente 3 y 4 mases solares, nun ta lloñe del so final como nana blanca.

Mirach tien una tenue acompañante de magnitú 14, 60.000 vegaes menos lluminosa que la estrella principal. Dambes tán dixebraes siquier 1700 UA.

## Referencies
Miram

**Miram** (η Persei / η Per / 15 Persei / HD 17506) ye una estrella na constelación de Perséu. En China, xunto a γ Persei, yera conocida como **Tien Chuen**, «el barcu celestial». De magnitú aparente +3,77, alcuéntrase a aproximao 1300 años lluz del Sistema Solar. Nun ye miembru del Cúmulu d'Alfa Persei, que ta asitiáu a la metá de distancia.

Miram ye una superxigante naranxa de tipu espectral K3Ib. Enantes catalogada como superxigante colorada de tipu M3, la so clasificación actual ye más consecuente cola so temperatura de 4300 K. 13.000 vegaes más lluminosa que'l Sol, la midida direuta del so diámetru angular per aciu interferometría dexa evaluar el so radiu, 220 vegaes mayor que'l radiu solar y del mesmu tamañu que la órbita terrestre. La velocidá de rotación midida ye de 5,8 km/s, lo qu'implica un llargu periodu de rotación igual o inferior a 5 años, magar, dependiendo del enclín del so eje, podría ser notablemente inferior.

Estrella descomanadamente masiva, la so masa ta entendida ente 9 y 11 mases solares —el valor exautu depende del estáu evolutivu nel que s'atope. Dichu valor entraña la posibilidá de que concluya los sos díes como una de les nanes blanques más masives (con una masa de 1,4 mases solares), como una nana blanca de neón, ya inclusive qu'esplote en forma de supernova.

Esisten delles estrelles visualmente próximes a Miram que probablemente namái tán na mesma llinia de visión. HD 237009, asitiada a casi mediu minutu d'arcu de Miram, pudiera ser, sicasí, una compañera real. De magnitú +8,51 y tipu A0, taría dixebrada siquier 11.500 UA de Miram si verdaderamente forma con ella un sistema binariu.

## Referencies
Mirfak

**Mirfak** —escritu tamién **Mirphak**, **Marfak** o **Mirzac**— ye'l nome de la estrella **α&nbsp;Persei** (α&nbsp;Per / 33&nbsp;Persei / HD&nbsp;20902), la más brillosa de la constelación de Perséu, con magnitú aparente +1,79.

## Nome
El nome de **Mirfak** vien de la frase árabe *Marfiķ al Thurayya*, «el coldu de les Pléyades». **[[Algenib]]**, nome tamién utilizáu pa designar a esta estrella, provién del árabe الجنب *al-janb* o الجانب *al-jānib*, «el lladral» o «el llau»; sicasí, esti nome tamién sirve pa designar a la estrella γ&nbsp;Pegasi.

En China, xunto a γ Persei, δ Persei y otres estrelles menores, α Persei yera **Tien Yuen**, «la solar celestial».

## Carauterístiques físiques

Asitiada a 590 años lluz de distancia, Mirfak ye una estrella superxigante blancu-mariella de tipu espectral F5Ib con una temperatura superficial de 6180&nbsp;K.
Relluma con una lluminosidá equivalente a 5000 soles y tien un radiu 62 vegaes más grande que'l radiu solar. Nel diagrama de Hertzsprung-Russell alcuéntrase mui cerca a la rexón de les cefeides, estrelles pulsantes que'l so ciclu ta direutamente rellacionáu cola so lluminosidá —Mirfak podría ser, de la mesma, una estrella pulsante bien modesta—. Considerar por ello útil nel estudiu d'estes variables, que son importantes candeles estándar.
La so masa ta entendida ente 7 y 8 mases solares y hai unos 30 o 50 millones d'años —la cifra depende de la masa exacto— yera una estrella azul caliente de tipu&nbsp;B.

Al contrariu que n'otres constelaciones, en Perséu munches de les estrelles tán físicamente rellacionaes. Asina, Mirfak ye la estrella principal del llamáu Cúmulu d'Alfa Persei, que engloba a estrelles cercanes y menos brilloses, formaes hai unos 50 millones d'años aproximao.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles más grandes conocíes
* Estrella (náutica)

## Referencies
Miaplacidus

**Miaplacidus** o **Miaplácidus** (Beta&nbsp;Carinae / β&nbsp;Car / HD&nbsp;80007) ye, con magnitú aparente +1,67, la segunda estrella más brillosa de la constelación Carina, detrás de Canopus (α&nbsp;Carinae). Foi la estrella «*Alfa*» de l'antigua constelación de Robur Carolinum.

## Nome
El nome de Miaplácidus apaeció per vegada primera en 1856 cuando foi publicáu l'atles estelar *Geography of Heavens*, d'Elijah Hinsdale Burritt. L'orixe y significáu del términu foi un enigma mientres décades, hasta que William Higgins, un espertu en nomes d'estrelles, conxeturó que'l nome de Miaplácidus aparentemente ye una combinación del árabe مياه *miyāh* («agües») y del llatín *placidus* («plácidu»).

## Carauterístiques físiques
Asitiada a 111 años lluz de distancia del Sistema Solar, Miaplácidus ye una subxigante blanca de tipu espectral A2IV con una temperatura efectivo de 9100&nbsp;K.
La so lluminosidá ye 210 vegaes superior a la lluminosidá solar y el so radiu ye casi seis veces más grande que'l del Sol. El so velocidá de rotación, de siquier 139&nbsp;km/s, da llugar a un periodu de rotación de 2,1&nbsp;díes.
A partir de la teoría d'estructura y evolución estelar puede envalorase la so masa, siendo ésta ente 3 y 3,1 vegaes mayor que la masa solar.
Con una edá ente 260 y 350 millones d'años, nel so interior ta rematando la fusión del hidróxenu y el so nucleu tien de tar formáu casi puramente por heliu inerte. En namái 2,5 millones d'años va empezar el tresformamientu del heliu en carbonu, y Miaplácidus va crecer pa convertise nuna xigante colorada.

A diferencia d'otres estrelles de tipu espectral&nbsp;A con discos de polvu alredor, posibles llugares de formación de sistemes planetarios, en Miaplácidus nun s'atopó evidencia dalguna al respeutu.

## Referencies

## Ver tamién
* Estrella (náutica)
Minelava

**Minelava** (δ Virginis / δ Vir / 43 Virginis) ye una estrella na constelación de Virgu de magnitú aparente +3,38. Xunto a Heze (ζ Virginis), ye la cuarta estrella más brillosa de la constelación, dambes estrelles de rellumu bien similar. Alcuéntrase a 202 años lluz del Sistema Solar.

## Nome

Tanto **Minelava** como **Auva**, otru nome utilizáu pa designar a esta estrella, provienen del árabe عوى *<sup>c</sup>awwa’*, «(perru) lladrador».
El términu *Awwa* tamién s'usó pa designar al pequeñu grupu d'estrelles de la constelación compuestu por Zavijava (β Virginis), Porrima (γ Virginis), Vindemiatrix (ε Virginis), Zaniah (η Virginis) y la mesma Minelava.

Nel Éufrates δ Virginis yera conocida como **Lu Lim**, «la gacela», «la cabra» o «el venáu». Los hindús llamar **Apa** o **Apas**, «les agües».

## Carauterístiques físiques

Minelava ye una fría xigante colorada de tipu espectral M3III y 3720 K de temperatura, una de les poques estrelles d'esta clase visibles a simple vista.
El so rellumu varia ente magnitú aparente +3,32 y +3,40, tando catalogada como una variable semirregular. La so lluminosidá ye equivalente a 630 soles, incluyida una gran parte de la so enerxía que ye emitida na rexón infrarroxa del espectru.
Tien un radiu, calculáu a partir de la so temperatura y lluminosidá, 61 vegaes más grande que'l radiu solar, equivalente a una cuarta parte del radiu de la órbita terrestre. A partir de la midida del so diámetru angular (0,0098 milisegundos d'arcu), llógrase un valor similar de 65 radios solares.
Amuesa una metalicidá asemeyada a la solar ([Fe/H] = -0,03).
Con una masa ente 1,5 y 2 mases solares, Minelava verdaderamente ye una estrella na fase final de la so vida. Sicasí, nun se conoz con exactitú en que puntu s'atopa na so evolución; puede tar amontando'l so rellumu con un nucleu inerte d'heliu, puede empezar a atenuase al empecipiar la fusión d'heliu, o puede igualmente tar aumentando en rellumu con un nucleu inerte de carbonu.

A 80 segundos d'arcu ye visible una estrella que puede ser una compañera real, magar nun hai estudios al respeutu. Si verdaderamente forma un sistema binariu con Minelava, el so rellumu correspuende al d'una nana naranxa de tipu K. Taría asitiada a una distancia mínima de 5000 UA, siendo'l periodu orbital del sistema cimeru a 200.000 años.

## Referencies
Mizar

**Mizar** ye'l nome de la estrella **ζ Ursae Majoris** (ζ UMa / 79 Ursae Majoris) na constelación del sietestrellu, la cuarta más brillosa de la mesma, con magnitú aparente +2,23. De les tres estrelles que formen la cola de la osa, ye la que ta en mediu, ente Benetnasch (η Ursa Majoris) y Alioth (ε Ursa Majoris).

## Nome
Anque **Mirak** yera'l nome orixinal de ζ Ursae Majoris —una repetición del que tien Merak (β Ursae Majoris)—, paez que nel sieglu XVI, l'eruditu Julius Caesar Scaliger incorreutamente camudar a **Mizar**, nome que perduró hasta los nuesos díes.
Esta denominación, según les sos variantes **Mizat** y **Mirza**, provién del árabe ميزر *el mio'zar* y significa «faxa».

N'India esta estrella podría ser **Vashishtha** (Vásishtha), unu de los siete sabios principales de la dómina védica.

## Mizar y Alcor

Con bona vista puede estremase una compañera más débil al este de Mizar, denomada **[[Alcor (estrella)|Alcor]]** (80 Ursae Majoris). El poder estremar a simple vista dambes estrelles constitúi un exerciciu clásicu d'agudez visual.
La separación real ente Mizar y Alcor ye d'un cuartu d'añu lluz y, anque los sos movimientos propios indiquen que se mueven xuntes, nun ta claru si formen un sistema binariu o si namái ye una estrella doble óptica, como se pensara hasta agora.

## Carauterístiques físiques

Mizar foi la primera estrella binaria afayada col telescopiu; probablemente foi Benedetto Castelli quien, en 1617, pidió a Galileo Galilei que la reparara. **Mizar A** (HD 116656 / HR 5054) ye una estrella blanca de tipu espectral A2V y magnitú +2,27. **Mizar B** (HD 116657 / HR 5055) tien magnitú +4,0 y ye una estrella de tipu A5-7. Dixebraes siquier 500 UA, empleguen 5000 años en completar la órbita.

De la mesma, Mizar A foi la primera binaria espectroscópica descubierta, siendo Edward Charles Pickering quien reveló la so duplicidá en 1889. El so periodu orbital ye de 20,54 díes y los dos componentes son aproximao igual de lluminoses. Caúna d'elles tien una masa de 2,5 mases solares.

Pa completar el sistema estelar, Mizar B ye igualmente una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 175,6 díes. Ye una estrella con llinies metáliques deficiente en aluminiu y calciu pero con conteníos altos de siliciu, ceriu y samariu. Caúna de les componentes de Mizar B tien una masa envalorada de 1,6 mases solares.

Incluyendo a Alcor, el sistema Mizar entiende 5 estrelles, toes elles estrelles blanques de la secuencia principal.
Asitiaes a 78 años lluz del Sistema Solar, formen parte de l'Asociación estelar del sietestrellu, grupu esvalixáu d'estrelles que se mueven d'igual manera pel espaciu. Les estrelles más brilloses del Carru Mayor» —sacante Dubhe (α Ursae Majoris) y Benetnasch (η Ursae Majoris)— son miembros d'esta asociación.

## Referencies
MR Delphini

**MR Delphini** (MR Del) ye un sistema estelar na constelación del Delfín de magnitú aparente +11,01.
La so distancia averada al Sistema Solar ye de 205 años lluz.

## Componentes del sistema
MR Delphini ye, en primer instancia, una binaria visual de tipu espectral K0 que les sos componentes topar separaes 1,8 segundos d'arcu.

La estrella más brillosa d'esta binaria ye, de la mesma, una binaria eclipsante con un periodu orbital de namái 0,5217 díes (12,52 hores).
Mientres l'eclís tien llugar un amenorgamientu de rellumu de 0,31 magnitúes.
La componente más caliente d'esti subsistema tien una temperatura efectivo de 4900 K, siendo la so lluminosidá 7,7 vegaes inferior a la del Sol.
El so radiu ye un 45% más pequeñu que'l radiu solar.
La otra componente tien una temperatura de 4400 K y una lluminosidá 2,5 vegaes mayor que la de la so compañera, siendo'l so radiu un 17% más pequeñu que'l del Sol.
La rellación ente les mases de les componentes, ye casi igual a la unidá —*q* = 0,915—, con mases que correspuenden a 0,63 y 0,69 mases solares pa les componentes caliente y fría respeutivamente.
Dambes estrelles tán dixebraes por namái 0,014 UA y el planu orbital ta inclináu 79º respectu al planu del cielu.

La componente menos brillosa de la binaria visual contribúi col 25% de la lluminosidá total del sistema.

## Carauterístiques
MR Delphini foi catalogada como un oxetu del halo galácticu o del vieyu discu pol so movimientu propiu y la so baxa metalicidá ([M/H] = -0,99).
A pesar de la so edá, el sistema emite rayos X blandos y presenta actividá cromosférica.
Pequeñes variaciones de rellumu na so curva de lluz fuera del eclís, fueron interpretaes como provenientes de manches estelares fríes nuna o los dos componentes de la binaria eclipsante.
Los sos datos astrométricos y fotométricos asemeyar a les de les variables BY Draconis o variables RS Canum Venaticorum de curtiu periodu.
Coles mesmes, en 2001 informóse sobre una erupción estelar que duró 25 minutos.

## Ver tamién
*Llista d'estrelles variables

## Referencies
MS Serpentis

**MS Serpentis** (MS Ser / HD 143315) ye una estrella binaria na constelación de Serpens, na rexón de Sepens Caput mui cerca de la llende con Corona Boreal.
Tien magnitú aparente +8,21 y alcuéntrase a 252 años lluz del Sistema Solar.

## Componentes
La componente fría del sistema ye una subxigante o xigante naranxa de tipu espectral K2IV-III.
Tien una temperatura efectivo de 4600 K y una masa equivalente al 71% de la masa del Sol.
El so radiu ye 3,5 vegaes más grande que'l radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 15 km/s.
La componente caliente ye una nana mariella de tipu G8V —paecida a 82 Eridani— que la so temperatura ye de 5500 K.
Con una masa de 0,84 mases solares, el so radiu ye igual al del Sol.
La so velocidá de rotación ye de siquier 7 km/s.
La lluminosidá conxunta de dambes estrelles ye 3,8 vegaes superior a la lluminosidá solar.

El periodu orbital d'esta binaria ye de 9,0148 díes, siendo'l valor del semiexe mayor de la órbita 0,044 UA.

## Cinemática
MS Serpentis tien una órbita galáutica muncho más escéntrica que la del Sol (y = 0,31).
Ello provoca que la so distancia respeutu al centru de la Vía Lláctea varie ente 13.100 y 25.000 años lluz.

## Variabilidá
MS Serpentis ye una variable BY Draconis, reparándose una variación de rellumu de 0,11 magnitúes.
Emite enerxía en forma de rayos X, siendo la so lluminosidá en dicha rexón del espectru 0,034 × 1024 W.

## Referencies
MT Pegasi

**MT Pegasi** (MT Peg) ye una estrella na constelación de Pegasu de magnitú aparente +5,89.
Alcuéntrase a 81 años lluz de distancia del Sistema Solar.

MT Pegasi ye una nana mariella de tipu espectral G1V.
Ye una análoga solar de 5781 K de temperatura efectivo con una lluminosidá calculada a partir del fluxu bolométrico— un 23% superior a la lluminosidá solar.
Tien un radiu apenes un 1% más grande que'l del Sol y rota con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 5,08 km/s.
Con una masa de 1,07 mases solares, piénsase que ye una estrella nueva con una edá ente 680 y 1200 millones d'años.
Nun se detectó escesu nel infrarroxu a 24 μm, polo que nun esiste constancia de qu'esti arrodiada por un discu circumestelar de polvu.
Amás, MT Pegasi ta catalogada como variable BY Draconis, siendo la so variación de rellumu en banda O de 0,02 magnitúes. El so periodu fotométricu ye de 8,10 díes.

MT Pegasi tien una metalicidá bien asemeyada a la solar ([Fe/H] = +0,03).
Los diversos elementos evaluaos amuesen el mesmu enclín, anque los niveles d'oxíxenu y sodiu son daqué menores que na nuesa estrella.
Per otra parte, la bayura relativa de litiu ye mayor que la del Sol (log(A)Li = 2,60).

MT Pegasi forma parte de la corriente d'estrelles de l'Asociación estelar del sietestrellu, qu'inclúi, ente otres estrelles, a π<sup>1</sup> UMa, V774 Tauri y HD 165185, toes elles de carauterístiques asemeyaes a MT Pegasi.

## Referencies
Mu Andromedae

**Mu Andromedae** (μ And / 37 Andromedae / HD 5448) ye una estrella na constelación d'Andrómeda de magnitú aparente +3,87. Alcuéntrase a 130 años lluz del Sistema Solar.

Mu Andromedae ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A5V.
Con una temperatura superficial de 8090 K, tien una lluminosidá 35 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
La midida del so diámetru angular per aciu interferometría —0,66 ± 0,11 milisegundos d'arcu— dexa evaluar el so diámetru, siendo ésti 2,8 vegaes más grande que'l del Sol.
La so velocidá de rotación proyeutada ye de 74 km/s, lo que trai que completa una vuelta sobre sigo mesma en menos de 2 díes.
La so masa envalorada a partir de la teoría d'estructura y evolución estelar— ye de 2,3 mases solares y tien una edá averada de 530 millones d'años.

Al igual qu'otres estrelles asemeyaes como Vega (α Lyrae) o σ Bootis, Mu Andromedae paez tar arrodiada por un discu d'escombros; ello puede implicar la esistencia de planetes, magar nengún detectóse hasta'l momentu.

## Referencies

## Enllaces esternos
Mu Cancri

**Mu Cancri** o **Mu2 Cancri** (μ Cnc / 10 Cancri / HD 67228) ye una estrella na constelación de Cáncer —el cámbaru— de magnitú aparente +5,30.
Nun tien de ser confundida con Mu1 Cancri (BL Cancri), variable pulsante visualmente a pocu más de 1º.

Mu Cancri ye una subxigante mariella de tipu espectral G1IV distante 76 años lluz del Sistema Solar.
Tien una temperatura efectivo ente 5770 y 5840 K.
Como subxigante que ye, el so radiu ye un 82% más grande que'l radiu solar y la so lluminosidá 3,6 vegaes mayor que la del Sol: na etapa de subxigante, el diámetru y la lluminosidá de la estrella aumenten, ente que la temperatura mengua llixeramente, polo qu'estrelles nesta fase tienen diámetros más grandes y temperatures más baxes qu'otres estrelles de la secuencia principal de masa similar.
Mu Cancri xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de 5,5 km/s, dos veces y media más apriesa que'l Sol.
La so masa ye un 20% mayor que la masa solar y tien una edá envalorada de 5400 - 5640 millones d'años.

Tocantes a la so composición elemental, Mu Cancri tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos que'l heliu— un 40% mayor que la solar.
Los conteníos d'elementos como itriu, circoniu, bariu y ceriu siguen el mesmu enclín que'l fierro.
El restu de los elementos —a esceición del manganesu— tamién son más abondosos que nel Sol.

## Referencies
Mu Capricorni

**Mu Capricorni** (&mu; Cap / 51 Capricorni / HD 207958 / HR 8351) ye una estrella de magnitú aparente +5,08.
Ta asitiada na constelación de Capricorniu a 35 minutos d'arcu al sur de la eclíptica.
Ensin nome propiu habitual, dacuando conocer como **Kuh**, «la que llora». 
Alcuéntrase a 90 años lluz de distancia del Sistema Solar.

Mu Capricorni ye una estrella de tipu espectral F2V que la so temperatura efectivo ye d'aproximao 6776 K.
Relluma con una lluminosidá 5,2 vegaes mayor que la del Sol y, con una edá de 1600 millones d'años, piénsase que ta abandonando la secuencia principal, siendo tamién catalogada como xigante de tipu F1III.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o superior a 69,3 km/s y la so masa envalorada ye un 46% mayor que la masa solar.

Mu Capricorni amuesa un conteníu metálico que, en llinies xenerales, ye asemeyada al del Sol ([Fe/H] = -0,08). 
Sicasí, esiste emprobecimientu de ciertos elementos como circoniu, cinc y estronciu —el conteníu d'esti postreru ye la metá que nel Sol— y, nel otru estremu, arriquecimientu d'elementos como bariu, vanadiu y neodimiu; esti últimu elementu del grupu de les tierres rares ye 2,6 vegaes más abondosa que nel nuesu Sol.
Coles mesmes, evidencia una bayura relativa de litiu (A(Li) = 3,2) claramente cimeru a la solar, pero que ta na media de la bayura cósmica d'esti metal.

## Referencies
Mu Cassiopeiae

**Mu Cassiopeiae** (μ Cas / 30 Cassiopeiae / HD 6582 / HR 321) ye una estrella binaria na constelación de Cassiopeia de magnitú aparente +5,12. Recibe'l nome de **Marfak**, que comparte con θ Cassiopeiae. Alcuéntrase relativamente próxima al Sistema Solar, a 24,6 años lluz de distancia.

Una traza destacada de Mu Cassiopeiae ye'l so gran movimientu propiu de 3,78 segundos d'arcu per añu. El so velocidá relativa respectu al Sol ye de 167 km/s, diez veces mayor que los valores habituales. La metalicidá del sistema de namái'l 15% de la solar, y la baxa lluminosidá de la estrella principal pa la so tipu espectral —un 44% de la del Sol—, dexen clasificar al sistema como una subenana clásica. Estes estrelles formen parte del halo galácticu qu'arrodia'l discu de la galaxa, y son estrelles bien antigües de Población II. La edá de Mu Cassiopeiae envalórase en 7900 millones d'años.

**Mu Cassiopeiae A**, de tipu espectral G5VIp, tien una masa averada de 0,60 mases solares. La so temperatura efectivo de 5297 K y el so radiu de 0,79 radios solares —calculáu a partir de la midida direuta del so diámetru angular— son comparables a los d'estrelles de tipu K0V con mayor metalicidá como Alsafi (σ Draconis) o Gliese 75.
**Mu Cassiopeiae B** ye una nana colorada probablemente de tipu M5 que se mueve nuna órbita escéntrica a una distancia de la estrella A entendida ente 0,63 UA y 2,25 UA, emplegando 21,75 años en completar una vuelta. La so lluminosidá bolométrica apenes algama'l 0,62% de la lluminosidá solar.

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

## Referencies
Mu Centauri

**Mu Centauri** (μ Cen / HD 120324 / HR 5193) ye una estrella na constelación de Centauru de magnitú aparente +3,46.
Nun tien nome propiu habitual, anque en China yera conocida, xunto a ν Centauri y φ Centauri, como **Wei**, «la balanza».
Ye miembru de l'Asociación estelar Centaurus Cimera-Lupus y alcuéntrase a 505 años lluz de distancia del Sistema Solar.

Mu Centauri ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B2; anque catalogada como subxigante, les sos carauterístiques físiques correspuenden a les d'una estrella a la metá de la so vida dientro de la secuencia principal.
La so temperatura efectivo ye de 22.700 K y relluma con una lluminosidá, incluyida la radiación ultravioleta emitida, 7180 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Con un radiu 4,5 vegaes más grande que'l del Sol, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 156 km/s, implicando un periodu de rotación inferior a 1,75 díes.
Ye una estrella Be arrodiada por un discu circumestelar, que dende la nuesa perspeutiva amuésase aproximao de perfil; ésti ye tan opacu que Mu Centauri ye considerada una «estrella con envoltura».
Igualmente ye una estrella variable del tipo Gamma Cassiopeiae con variaciones de rellumu impredicibles.
Tien una masa 9,1 vegaes mayor que la masa solar.

Mu Centauri tien una compañera estelar, separada 5 segundos d'arcu, de la qu'apenes nada se sabe.
Otra posible acompañante, visualmente a 48 segundos d'arcu, nun ye tal, sinón namái una compañera óptica que nun ta físicamente rellacionada con Mu Centauri.

## Referencies
Mu Cephei

**Mu Cephei** (μ Cephei / El mio Cephei / HD 206936) ye una estrella na constelación de Cefeo de magnitú aparente media +4,04.
Recibe'l títulu de **Estrella granate** por cuenta del so intensu color coloráu, especialmente destacáu si reparar al traviés de prismáticos o telescopios pequeños.
Alcuéntrase a una incierta distancia del Sistema Solar entendida ente 2.400 y 2.800 años lluz.

Mu Cephei una estrella hiperxigante colorada de tipu espectral M2Ia o M1I una de les estrelles más grandes que se conocen.
El so diámetru calculáu a partir de la midida direuta del so diámetru aparente de 0,021 segundos d'arcu y considerando que ta a 2.400 años lluz— ye 1.650 vegaes mayor que'l solar, equivalente a unes 13,5 UA; otros autores, sicasí, asígnen-y un diámetru menor, 1.420 vegaes más grande que'l del Sol.
La so comparanza cola estrella de Barnard, una nana colorada cercana, equival a comparar una cabeza d'anfiler cola cúpula de la Basílica de San Pedro; si considérase que la lluz tarda 0,133 segundos en circunnavegar la Tierra y 14,577 segundos en circunnavegar el Sol, la cifra emplegada nel casu de Mu Cephei —24.077,8 segundos o 6,69 hores—, da una clara idea del tamañu estelante d'esta estrella.

La lluminosidá de Mu Cephei equival a 350.000 vegaes la del Sol —pa una distancia de 2.400 años lluz—, pero si considérase la distancia mayor de 2.800 años lluz, la so lluminosidá xube a 475.000 soles.
La so temperatura superficial ye de 3700 K.
Presenta un conteníu en metales llixeramente cimeru a la solar ([Fe/H] = +0,05).

Mu Cephei ta arrodiada polo que paez un gran discu de polvu y agua que'l so radiu internu y esternu equival, respeutivamente, a dos y cuatro veces el radiu de la estrella.
Coles mesmes, en redol a Mu Cephei detectóse una nebulosa circumestelar, namái visible nel infrarroxu, de forma esférica —sacante nel so interior, onde tien una pronunciada morfoloxía asimétrica—, que'l so radiu ye de siquier 6 segundos d'arcu.
Los modelos indiquen que mientres los postreros 1000 años, Mu Cephei esperimentó una constante perda de masa, a un ritmu averáu de 10-7 mases solares per añu.
La so masa actual ye 15 vegaes mayor que la masa solar y tien una edá averada de 10 millones d'años. Na parte interna de la so envoltura circunestelar amuesa intensa radiación [//es.wikipedia.org/wiki/M%C3%A1ser_astrof%C3%ADsico máser] de la molécula de monóxidu de Siliciu.

Mu Cephei ye'l prototipu de les estrelles variables semirregulares SRC, superxigantes coloraes con amplitúes na variación de lluminosidá del orde d'una magnitú y periodos dende unos 30&nbsp;díes a dellos miles d'años.
La mesma Mu Cephei varia de rellumu ente magnitú +3,43 y +5,10 nun periodu semirregular de 800 - 1000 díes.

## Ver tamién
* Estrelles más grandes conocíes

## Referencies

## Enllaces esternos
* Water in Emission in the Infrared Space Observatory Spectrum of the Early M Supergiant Star μ Cephei
* Detection of Compact SIO Maser Emission at 43-GHZ Using a European Very Long Baseline Interferometer / VLBI
Mu Ceti

**Mu Ceti** (μ Cet / 87 Ceti / HD 17094) ye un sistema estelar na constelación de Cetus de magnitú aparente +4,20. Alcuéntrase a 84 años lluz de distancia del Sistema Solar.

El sistema estelar Mu Ceti puede constar de trés o cuatro componentes, toes demasiáu próximes pa poder ser resueltes con telescopiu. La estrella principal ye una subxigante blancu-mariella de tipu espectral F0IV, con una temperatura superficial de 7300 K y una lluminosidá 7,5 vegaes mayor que la del Sol. Estos valores dexen envalorar el so radiu, 1,7 vegaes más grande que'l radiu solar, y la so masa, un 60% mayor que la del Sol. El so periodu de rotación ye inferior a 1,5 díes, enforma menor que la solar, pero normal pa una estrella de les sos carauterístiques.
Toos estos parámetros suxeren qu'en realidá entá ta na secuencia principal y nun evolucionó como subxigante.
Tien una metalicidá comparable a la del Sol ([M/H] = +0,04)
y paez ser una variable del tipu Delta Scuti.

Mu Ceti ye una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 3,29 años. Coles mesmes, al tar cerca de la eclíptica dacuando ye despintáu pola Lluna, lo que dexó conocer otra componente a 0,1 segundos d'arcu, que pudiera ser, d'alcuerdu al so rellumu, una estrella de tipu G3 similar al Sol. Una tapecimientu posterior amosó dos estrelles entá más próximes —probablemente nanes marielles de tipu G2 y G6—, una de les cualos puede ser la responsable de la variación espectroscópica.
Sía que non, la estructura del sistema estelar nun ye conocida.

## Referencies