open-index/open-wikipedia-markdown huggingface dataset:
Alfa Pictoris

**Alfa Pictoris** (α Pic / HD 50241 / HR 2550) ye la estrella más brillosa de la constelación de Pictor, de magnitú aparente +3,24. Ensin nome propiu —la única estrella que lo tien na constelación ye la Estrella de Kapteyn—, ye muncho menos conocida que β Pictoris, que la so fama deber al discu circumestelar que tien en redol so.

Asitiada a 99 años lluz del Sistema Solar, Alfa Pictoris ye una estrella blanca de tipu espectral A7IV. La so lluminosidá, 35 vegaes mayor que la del Sol, indica que ye una estrella subxigante; nel so nucleu'l hidróxenu ta acabándose —o se terminó yá—, y la estrella ta empezando a crecer, siendo'l so radiu 3,1 vegaes mayor que'l radiu solar.
Tien una temperatura efectivo d'aproximao 7950 K y una masa de 2,22 mases solares.
A la so edá de 1000 millones d'años acaba d'abandonar la secuencia principal, un periodu 10 vegaes menor que'l que va emplegar el Sol —en redol a 10.000 millones d'años— n'abandonar la secuencia principal y empezar de la mesma la etapa de subxigante.

Como otres estrelles análogues, Alfa Pictoris xira muncho más apriesa que'l Sol, con una velocidá de rotación de siquier 205 km/s.
El so periodu de rotación ye igual o inferior a 18 hores.

## Referencies
Alfa Volantis

**Alfa Volantis** (α Vol / HD 78045 / HR 3615) ye una estrella na constelación de Volans, el pexe volador. De magnitú aparente +4,00, ye namái la quinta estrella más brillosa de la constelación, entá teniendo la denominación de Bayer «*[[Alfa]]*». Alcuéntrase a una distancia de 124 años lluz del Sistema Solar.

Alfa Volantis foi clasificada de bien diverses formes nos distintos catálogos. Nominalmente una estrella blanca de tipu espectral A2.5, foi clasificada como subxigante, magar la so temperatura de 8430 K, la so lluminosidá equivalente a 29 soles y el so radiu 2,5 vegaes mayor que'l radiu solar, difícilmente dexen la so clasificación como tal —implicando que nel so nucleu cesó la fusión del hidróxenu—, siendo más apropiada la so clasificación como estrella de la secuencia principal.
La so edá, envalorada per aciu isocrones, ye de 420 millones d'años.

Con un periodu de rotación de menos de 3,7 díes, Alfa Volantis ye una estrella que rota amodo daes les sos carauterístiques, lo que fai que dalgunos elementos xuban escontra la superficie por radiación y otros fúndanse nel interior por gravedá. Esto da llugar a un espectru peculiar, entrando Alfa Volantis dientro del grupu de les estrelles Am. Por ello foi clasificada dende Am hasta ka3hai5mA5v.
 
## Referencies
Alfard

**Alfard** o **Alphard** (α Hya / α Hydrae / 30 Hya) ye la estrella más importante de la constelación d'Hidra con magnitú aparente +1,99. El so nome provién del árabe فرد|الفرد (*Al Fard*), «la solitaria», describiendo apropiadamente la so posición nuna rexón bastante vacía al suroeste de Régulu (α Leonis). Otru nome que recibe la estrella, ésti proveniente del llatín, ye **Cor Hydrae**, pol so allugamientu onde taría'l corazón del bisarma. 

Alfard ye una xigante naranxa de tipu espectral K3II-III con una temperatura efectivo de 4000 K, non bien distintu a Arturu (α Bootis) o Aldebarán (α Tauri). Más lluminosa que dambes —con una lluminosidá visual 400 vegaes mayor que la del Sol— ye considerada una xigante lluminosa. Sicasí, la mayor distancia que nos dixebra d'ella, 177 años lluz, fai que nel cielu apaeza menos brillosu qu'éstes. El so radiu ye 40 vegaes más grande que'l radiu solar.
Tien aproximao'l triple de masa que'l Sol y la so edá envalórase en 420 millones d'años.

Alfard ta considerada una estrella de bariu «leve»; piénsase qu'estes estrelles son binaries onde l'escesu de bariu provién de la componente secundaria que nel pasáu contaminó a la que güei ye la estrella visible. La estrella contaminante, qu'evolucionó enantes, güei ye una nana blanca malo de detectar.

## Referencies

## Ver tamién
* Estrella (náutica)
Alfecca Meridiana

**Alfecca Meridiana** ye'l nome de la estrella **α Coronae Australis** (α CrA / HD 178253), de magnitú aparente +4,10, la más brillosa de la constelación de Corona Austral xunto con β Coronae Australis, dambes de rellumu similar. El nome de Alfecca provién del árabe *an-na´dir al-fakkah*, «la que relluma nel furacu», en referencia al círculu d'estrelles que forma la corona. La pallabra *Meridiana* procede del llatín, y paez aludir a la posición austral de la estrella en contraposición a Alphecca (α Coronae Borealis), estrella muncho más brillosa na constelación de Corona Boreal, cola que nun tien de confundir se a pesar del nome asemeyáu.

Alfecca Meridiana ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A2V asitiada a 130 años lluz del Sistema Solar. Con una temperatura superficial de 9100 K, la so lluminosidá ye 31 vegaes mayor que la del Sol. Tien una elevada velocidá de rotación de siquier 180 km/s. Considerando que'l so radiu ye 2,3 vegaes mayor que'l radiu solar, el periodu de rotación resultante ye inferior a 18 hores.
Con una masa averada de 2,3 mases solares, alcuéntrase na metá de la so vida como estrella de la secuencia principal, y va rematar los sos díes como una nana blanca relativamente masiva.

Al igual qu'otres estrelles blanques más conocíes, como Fomalhaut (α Piscis Austrini) o Denébola (β Leonis), Alfecca Meridiana amuesa un escesu na radiación infrarroxo emitida, lo que suxer la esistencia d'un discu de polvu alredor.

## Referencies
Alfirk

**Alfirk** o **Alphirk** (β Cep / Beta Cephei / 8 Cephei) ye la segunda estrella más brillosa na constelación de Cepheus. El so nome provién del árabe الفرقة (*Al-Firq*) y significa «el fatáu». Alcuéntrase aproximao a 599 años lluz del Sistema Solar.

Alfirk ye una estrella caliente con una temperatura superficial de 26.700 K y tipu espectral B2IIIv. Relluma con una lluminosidá 14.600 vegaes mayor que la del Sol y tien una masa 12 vegaes mayor que la masa solar. Ye una estrella Be qu'espulsa materia dende la so superficie y tien un campu magnéticu unes 100 vegaes superior al de la Tierra. El so caliente corona emite unes 2000 vegaes más radiación X que'l Sol.

Alfirk ye primero de too conocida por ser el prototipu de les variables Beta Cephei, que lleven el so nome.
Éstes son estrelles de tipu espectral B0 - B3 qu'amuesen variaciones de rellumu por cuenta de pulsaciones na so superficie. Conocíes estrelles como Shaula A (λ Scorpii), Murzim (β Canis Majoris) o α Lupi son miembros d'esta clase.
Presenten pequeñes oscilaciones de rellumu; asina, el rellumu de Alfirk varia ente magnitú aparente +3,16 y +3,27 nun periodu de 0,1905 díes (4,57 hores). Amás d'esti periodu principal, esisten dellos periodos simultáneos de 4,72, 4,46, 4,43, 4,88 y 4,30 hores.

Esisten dos estrelles blanques tenues que formen xunto a Alfirk un sistema estelar. La más cercana alcuéntrase a unes 45 UA y emplega unos 90 años en completar la so órbita. Más alloñada, y observable con un pequeñu telescopiu, una tercer estrella completa'l sistema a una distancia mínima de 2400 UA; emplega siquier 30.000 años en dar una vuelta alredor de la estrella principal.
 
## Futura Estrella Polar
Nel añu 6000 EC el polu norte celeste va tar ente Alfirk y la vecina ι Cephei.

## Ver tamién
* Estrella variable Beta Cephei
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
Algieba

**Algieba** (γ Leonis / γ Leo / 41 Leonis / HIP 50583) ye un sistema estelar de magnitú aparente +2,21.
Encuadráu na constelación de Leo, dientro de la mesma namái ye superáu en rellumu por Regulus (α Leonis) y Denébola (β Leonis).
Marca la renomada agua de meteoros conocida como les Leónidas, aniciada polos escombros del cometa Tempel-Tuttle, que'l so pico d'actividá tien llugar cada 33 años.

## Nome
El nome de **Algieba** —escritu dacuando como **Algeiba**— procede del árabe *Al jeb‑bah* y significa «la frente», anque en realidá'l sistema ta asitiáu na melena del lleón.
Otra denominación utilizada ye **Juba**, términu proveniente del llatín.

## Carauterístiques físiques
A 131 años lluz de distancia de la Tierra, Algieba ye una estrella binaria colos sos dos componentes separaes visualmente menos de 5 segundos d'arcu. **Algieba A** (Gamma1 Leonis / HD 89484 / HR 4057) ye una xigante naranxa de tipu espectral K0IIIb con una temperatura efectivo de 4410 K.
Tien un radiu 29 vegaes más grande que'l radiu solar y ye 285 vegaes más lluminosa que'l Sol.
**Algieba B** (Gamma2 Leonis / HD 89485 / HR 4058) tamién ye una estrella xigante, anque de color mariellu y tipu espectral G7III. La so temperatura efectivo ye de 4870 K.
Más pequeña que la so compañera, el so radiu ye 12 vegaes mayor que'l radiu solar y la so lluminosidá ye equivalente a 72 soles.

La edá del sistema cifrar en 500 millones d'años. Mientres la so estancia na secuencia principal dambes yeren estrelles blancu-azulaes, Algieba A de tipu B8 y Algieba B de tipu B9.5.
En rellación al Sol, amuesen un baxu conteníu metálico —aproximao un terciu de la solar— y tamién un nivel baxu de cianóxenu, lo que de la mesma implica un emprobecimientu d'elementos llixeros. La baxa metalicidá del sistema según la so alta velocidá relativa respectu al Sol —71 km/s— suxeren que'l par provién d'una parte distinta de la galaxa.

## Parámetros orbitales
La binaria AB puédese resolver con un telescopiu pequeñu si les condiciones atmosfériques son bones.
La separación media ente los dos componentes ye d'unes 170 UA pero la gran escentricidá de la órbita fai qu'ésta varie ente 26 y 313 UA. El periodu orbital del sistema envalórase en 410 años, anque'l periodu d'observación ye demasiáu curtiu pa conocer con precisión los parámetros orbitales.

Visualmente a 5 minutos d'arcu de Algieba puede reparase la estrella AD Leonis —tamién llamada Gamma Leonis C—, muncho más próxima a la Tierra y que nun forma parte del sistema estelar.

## Sistema planetariu

En 2010 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar n'órbita alredor de la xigante más lluminosa, Algieba A.
Denomináu Gamma1 Leonis b, orbita a una distancia media de 1,19 UA al respective de la estrella, siendo el so periodu orbital de 428,5 díes.
Tien una masa siquier 8,78 vegaes mayor que la masa de Xúpiter.

## Referencies
Alifa al Farkadain

**Alifa al Farkadain** (ζ Ursae Minoris / ζ UMi / 16 Ursae Minoris) ye una estrella na constelación de la Osa Menor de magnitú aparente +4,28 que s'atopa a 376 años lluz del Sistema Solar. El so nome, d'orixe árabe, significa «el más tenue de los dos magüetos/tenrales», en contraposición a Anwar al Farkadain (η Ursae Minoris), «el más brillosu de los dos magüetos». Curiosamente Alifa al Farkadain ye más brillosu qu'Anwar al Farkadain.

Alifa al Farkadain ye una estrella blanca de tipu espectral A3Vn con una temperatura de 8700 K. La so lluminosidá, 200 vegaes mayor que la del Sol, ye unes dos magnitú más brillosu de lo que cabría esperar pa una estrella blanca de la secuencia principal, polo que se piensa que ta na llende de terminar la combustión d'hidróxenu pa convertise nuna estrella xigante. El so radiu ye 6,2 vegaes más grande que'l radiu solar y el so masa envalórase unes 3,4 vegaes mayor que la del Sol; hai 280 millones d'años empezó la so vida como una estrella blancu-azulada de tipu B7.

A diferencia del Sol, que la so velocidá de rotación ye de 2 km/s, Alifa al Farkaidan tien una velocidá de rotación enforma mayor, de siquier 206 km/s, completando un xiru en menos de 1,5 díes. Puede ser una estrella variable del tipu Delta Scuti, lo cual entá nun foi confirmáu.

## Referencies

## Enllaces esternos
* Alifa al Farkadain (SIMBAD)
* Alifa al Farkadain (Stars, Jim Kaler)
Alkalurops

**Alkalurops** (μ Bootis / μ Boo / 51 Bootis) ye un sistema estelar na constelación de Boötes, que'l so nome provién del griegu y significa «garrote» o «cayado». Tamién recibe los nomes de **Inkalunis'' y ''Icalurus**. Otros nomes utilizaos pa designar a esta estrella, éstos provenientes del llatín, son **Clava** y **Venabulum**, siendo'l significáu d'ésti últimu «venablu». El sistema alcuéntrase a 121 años lluz de distancia del Sistema Solar.

Visualmente pueden estremase dos componentes separaes 108 segundos d'arcu. La componente principal, **Alkalurops A** (HD 137391), ye una estrella probablemente subxigante de tipu espectral F0V y 7340 K de temperatura. Con magnitú aparente +4,31, tien una lluminosidá 23 vegaes mayor que la del Sol. El so espectru suxer que ye una binaria espectroscópica con un periodu de 298,8 díes. Coles mesmes, abarrúntase que pueda ser una variable Delta Scuti.

La otra componente del sistema (HD 137392) ye, de la mesma, una estrella binaria formada por dos nanes marielles de tipu G1V análogues al Sol separaes 1,5 segundos d'arcu de media. La más brillosa de los dos, **Alkalurops B**, tien una lluminosidá doble que la solar, ente que la menos brillosa, **Alkalurops C**, ye cuasi idéntica al Sol. Les dos estrelles, dixebraes una media de 54 UA, completen una vuelta cada 260 años. El par tópase separáu siquier 4000 UA de Alkalurops A.

## Referencies


* Alkalurops A (SIMBAD)
* Alkalurops B (SIMBAD)
* Alkalurops (Stars, Jim Kaler)
Alkes

**Alkes** (α Crateris / α Crt / 7 Crateris) ye una estrella na constelación de Crater de magnitú aparente +4,08, la segunda más brillosa de la mesma dempués de Labrum (δ Crateris). El so nome, del árabe *A la Ka's*, significa «la copa», n'alusión al conxuntu de la constelación. Alcuéntrase a 174 años lluz de distancia del Sistema Solar.

Alkes ye una xigante naranxa de tipu espectral K1III con una temperatura superficial de 4725 K. Ye 80 vegaes más lluminosa que'l Sol y tien una masa envalorada de 2,5 mases solares. Ye una de les munches xigantes de similar temperatura y lluminosidá, en que'l so nucleu'l heliu se funde en carbonu y oxíxenu; Arturu (α Bootis) y Aldebarán (α Tauri) son dos brillosos exemplos. El so radiu ye 13 vegaes más grande que'l radiu solar.

L'alta velocidá relativa de Alkes respectu al Sol (unos 130 km/s) indica que ye una estrella proveniente d'una zona distinta de la galaxa. Con una metalicidá comparable a la solar ([Fe/H] = -0,06), paez claro que ye orixinaria del bulbu galácticu, parte interna de la galaxa arriquecida en metales.

## Referencies
Alkurhah

**Alkurhah** —tamién escritu **Alkurah** o **Kurhah**— ye'l nome de la estrella Xi Cephei (ξ Cep / 17 Cephei) de magnitú aparente +4,26. El significáu del so nome, d'orixe árabe, ye dudosu pero xeneralmente considérase como "la mancha blanca na cara del caballu", nome que nun ta rellacionáu cola constelación actual sinón más probablemente cola tradición árabe.

A una distancia de 102 años lluz del Sistema Solar, al traviés del telescopiu Alkurhah apaez como una estrella doble colos dos componentes, Akurhah A y Alkurhah B, separaes 8 segundos d'arcu. **Alkurhah A** (HD 209790 / HR 8417) ye una estrella de la secuencia principal catalogada de tipu espectral A3m, la *m* indicando que ye una estrella con llinies metáliques o estrella Am. Les atmósferes d'estes estrelles tán arriquecíes en metales como cobre, cinc y elementos lantánidos como europiu, pero son deficientes en calciu y escandiu.

Alkurhah A ye, de la mesma, una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 810,9 díes. La estrella principal d'esti par ye 9,5 vegaes más lluminosa que'l Sol.
Con una masa de 1,7 mases solares, tien una edá averada de 1000 millones d'años.
La otra estrella, denomada **Alkurhah Aa**, ye de tipu F7, siendo la so lluminosidá 2,6 vegaes superior a la del Sol y la so masa un 20% mayor que la masa solar.

Pela so parte, **Alkurhah B** (HD 209791 / SAO 19826) completa una vuelta alredor del par interior cada 3800 años —dato namái averáu al reparase una parte bien pequeña de la órbita— a una distancia media de 359 UA, anque la escentricidá orbital fai qu'ésta varie ente 273 UA y 445 UA. Ye una estrella cuasi idéntica a Alkurhah Aa.
 
## Referencies
Almaaz

**Almaaz**, **Haldus** o **Al Anz** (ε Aurigae / ε Aur / 7 Aurigae) ye la quinta estrella más brillosa de la constelación d'Auriga. Ye una binaria eclipsante que la so magnitú aparente varia ente +3,0 y +3,8 nun ciclu d'unos 27,12 años y l'eclís dura dos años aproximao. Ta a unos 2000 años lluz de distancia del Sistema Solar.

## Historia de la so observación

Anque Almaaz ye visible a simple vista, paez que foi Johann Fritsch, en 1821, el primeru en notar que yera una estrella variable. Sicasí, la estrella nun foi abondo estudiada hasta que los astrónomos alemanes Eduard Heis y Friedrich Wilhelm Argelander reparar ente 1842 y 1848. Los datos de dambos revelaron que la estrella volviérase considerablemente tenue escontra 1847, aumentara'l so rellumu en setiembre de 1848, y finalmente recuperara'l so rellumu habitual escontra'l final d'esi mesmu añu.
Fueron rexistraos eclises posteriores ente 1874 y 1875 y, cuasi trenta años más tarde, ente 1901 y 1902.
Hans Ludendorff foi'l primeru en llevar a cabu un estudiu detalláu de la estrella, suxiriendo que yera un oxetu similar a les variables tipu Algol con un periodu de 54,25 años.

Güei piénsase que'l periodu orbital del sistema ye de 27,12 años, considerándose Almaaz una binaria eclipsante de llargu periodu. Sicasí, Almaaz sigue siendo anguaño unu de los sistemes estelares más estraños y menos entendíos.

## Carauterístiques del sistema

La componente visible de Almaaz ye una superxigante blancu-mariella de tipu espectral F0 o A8 con una temperatura superficial de 7800 K. Una de les estrelles más lluminoses nos 1000 pársecs más cercanos al Sol, la so lluminosidá equival a 47.000 soles. Con un diámetru unes 100 vegaes mayor que'l del Sol, tien una masa envalorada ente 15 y 19 mases solares.

La naturaleza de la otra componente del sistema nun ye conocida; nun ye visible pero hai de ser daqué enorme pola duración del eclís. 
La primer hipótesis, plantegada en 1937 por Gerard Kuiper, Otto Struve, y Bengt Strömgren, suxería que podía tratase d'una estrella desaxeradamente fría y tenue, paeciendo por ello semitresparente.
La teoría actual más probable ye que consiste nuna o dos estrelles pequeñes con un gruesu aniellu de polvu escuro alredor. Puede ser una única estrella que desenvolvió'l discu por cuenta de un fuerte vientu estelar —la hipótesis más aceptada— o bien pueden ser dos estrelles de tipu B bien próximes ente sigo.
Piénsase que puede(n) tar dixebrada(s) de Almaaz A unes 30 UA, siendo'l diámetru del aniellu de 20 ~ UA. L'aniellu paez tener un furacu nel so centru, una y bones el rellumu del sistema aumenta llixeramente a metá del eclís.

El postreru eclís tuvo llugar ente 1982 y 1984, y el siguiente ye ente 2009 y 2011. Espérase que les amplies observaciones que van tener llugar sirvan pa esclariar la naturaleza d'esti sistema estelar.

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

## Referencies
Alnilam

**Alnilam** (Épsilon Orionis / ε&nbsp;Ori / 46&nbsp;Orionis / HIP 26311) ye, con magnitú aparente +1,70, la cuarta estrella más brillosa na constelación d'Orión. Forma parte del llamáu Cinturón d'Orión (o «Los Tres Maríes») xunto a Mintaka (δ&nbsp;Orionis) y Alnitak (ζ&nbsp;Orionis), siendo la más brillosa de los trés, magar que ye la más alloñada (1340 años lluz). El so nome provién del árabe النظام **An-ninżām** que significa «collar de perlles».

Alnilam ye una superxigante azul de tipu espectral B0Iab, bien masiva (unes 40 mases solares), y estraordinariamente lluminosa: incluyendo la gran cantidá de radiación ultravioleta emitida pola estrella, la so lluminosidá equival a 375.000 vegaes la lluminosidá solar. La so temperatura superficial ye de 25.000&nbsp;K, tan caliente qu'alluma la nebulosa de reflexón NGC 1990. Un fuerte vientu estelar que sopla dende la so superficie a 2000&nbsp;km/s fai que pierda masa a un ritmu 20 millones de vegaes mayor que'l Sol.

Ye una estrella variable pulsante irregular del tipo Alfa Cygni, con una fluctuación nel so rellumu de 0,1 magnitúes. Con una edá averada de namái 4 millones d'años, nel futuru va convertir nuna superxigante colorada para depués esplotar como supernova y dexar una estrella de neutrones como remanente.

## Referencies

* Alnilam (SIMBAD)
* Alnilam (Stars, Jim Kaler)

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

**Algorab** ye'l nome de la estrella δ Corvi (δ Crv / 7 Crv), la tercera más brillosa de la constelación de Corvus, el cuervu, detrás de Gienah Gurab (γ Corvi) y Kraz (β Corvi), con magnitú aparente +2,94. Precisamente xunto con Gienah Gurab, ye una de les estrelles que sirven de referencia p'atopar a la brillosa Espiga (α Virginis).
Algorab ye una estrella binaria que les sos componentes, de color blancu y anaranxáu, formen un contraste bien interesante pa la observación.

## Nome
El nome **Algorab** provién del árabe ألغراب, *Al-Ghurab*, y significa «el cuervu».
Na astronomía china formaba, xunto a Kraz (β Corvi), Gienah Gurab (γ Corvi) y Minkar (ε Minkar), l'asterismu **Tchin**, que simbolizaba un carru de guerra.

## Carauterístiques
**Algorab A** ye una estrella blanca de tipu espectral A0V y 10.000 K de temperatura efectivo.
Relluma con una lluminosidá equivalente a la de 48 soles.
Con un radiu unes dos veces más grande que'l radiu solar, xira sobre sigo mesma rápido, siendo'l so velocidá de rotación proyeutada de 236 km/s.
Amuesa una composición química que difier significativamente de la solar.
Dellos elementos, como circoniu y sodiu, son «sobreabundantes»; esti últimu metal ye 15 vegaes más abondosa que nel Sol.
Otra manera, otros elementos, como'l estronciu, presenten niveles baxos; el conteníu relativo d'esti elementu ye 7 vegaes menor que nel Sol.
Algorab A tien una masa de 2,5 mases solares.

**Algorab B** ye una nana naranxa con una temperatura d'aproximao 5000 K y una lluminosidá igual al 30% de la lluminosidá solar.
Amuesa un escesu na radiación infrarroxo emitida, lo qu'indica la presencia d'un discu circumestelar.
Ye una estrella nueva, con una edá d'apenes 110 millones d'años, qu'apocayá salió de la fase d'estrella T Tauri y tase asitiando na secuencia principal. Les estrelles T Tauri son estrelles recién formaes a partir de gas y polvu interestelar, polo que'l discu qu'arrodia a Algorab B puede ser el remanente que quedó dempués de la so nacencia.

La distancia mínima ente Algorab A y B ye de 650 UA, siendo el so periodu orbital de siquier 9400 años.
El sistema alcuéntrase a 87 años lluz del sistema solar.

## Referencies
Alphecca

**Alphecca** ye'l nome de la estrella **α Coronae Borealis** (α CrB / 5 Coronae Borealis), la más brillosa de la constelación de Corona Boreal, con magnitú aparente +2,23.

## Nome
El nome de **Alphecca** provién del árabe *al-na´dir al-fakkah*, «la (estrella) brillosa nel (aniellu) rotu».
α Coronae Borealis tamién ye llamada **Gemma**, títulu que nun s'usaba na antigüedá. Una posible etimoloxía del términu puede tar rellacionada col so significáu orixinal, «brotu», en referencia a les flores ensin abrir y a les fueyes de la corona floral, lo que taría acordies cola primer idea de la constelación.

Esta estrella apaez nes Xeórxiques de Virxiliu como **Gnosia** (Stella Coronae) , otru nome col que-y la designa.
Recuerda a esti astru como la estrella d'Ariadna, faciendo referencia al orixe d'esta postrera («de Knossos»).

Al ser la estrella central ente les siete más brillosos de la figura, na dómina moderna denominó-ylo **Margarita Coronae**, la perlla de la corona, títulu que n'ocasiones apaez como Santa Margarita.

## Carauterístiques físiques
Alphecca ye una estrella binaria que la so componente principal ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A0V. Asemeyáu a Vega (α Lyrae), tien una temperatura superficial de 10.000 K y ye 67 vegaes más lluminosa que'l Sol. La so masa ye 2,7 vegaes mayor que la masa solar y el so radiu ye 2,7 vegaes más grande que'l de la nuesa estrella; la so velocidá de rotación, 133 km/s, supón que completa un xiru sobre sigo mesma cada 10 díes.
La estrella acompañante, Alphecca B, ye una nana mariella de tipu G5V. Non bien distinta del Sol —y bien paecida a 61 Virginis, por casu—, tien una masa equivalente al 92% de la masa solar.

El sistema constitúi una binaria eclipsante; la nana mariella clisa al so brillosu compañera cada 17,3599 díes, resultando un pequeñu amenorgamientu na magnitú aparente del sistema de +2,21 a +2,32. La separación media ente les dos estrelles ye de 0,20 UA y la rotación de dambes nun ta sincronizada.

La estrella blanca ta arrodiada por un discu de acrecimientu, como l'antes citada Vega o γ Ophiuchi, lo que plantega la posible esistencia d'un sistema protoplanetariu.
Pela so parte, Alphecca B ye una importante fonte de rayos X, lo qu'implica una elevada actividá magnética.

Tamién hai que señalar qu'Alphecca forma parte de la llamada corriente de l'Asociación estelar del sietestrellu, conxuntu d'estrelles con un probable orixe común que se mueven conxuntamente al traviés del espaciu.

## Referencies

## Ver tamién
* Estrella (náutica)
Alpheratz

**Alpheratz** (α Andromedae / α And / 21 Andromedae) ye la estrella más brillosa de la constelación d'Andrómeda con magnitú aparente +2,06. Asitiada al noroeste de la constelación de Pegasu, ye una estrella común a dambes constelaciones polo que dacuando ye llamada **Delta Pegasi**, anque ésta nun ye una denominación bien utilizada. Otru nome más común pa Alpheratz ye **Sirrah** o **Sirah**, proveniente del antiguu nome árabe *Al Surrat al Faras*, «l'embelicu del caballu».

Asitiada a 97 años lluz del Sistema Solar, Alpheratz ye una estrella binaria espectroscópica con un periodu orbital de 96,7 díes. La componente principal ye una estrella subxigante de tipu espectral B8IV con una temperatura superficial de 13.000 Kelvin, ente que la estrella secundaria tien un rellumu unes diez veces inferior a la primaria. La lluminosidá conxunta de dambes —incluyendo la radiación ultravioleta emitida— ye unes 200 vegaes mayor que la del nuesu Sol. 

Alpheratz ye la representante más brillosa d'un grupu d'estrelles conocíes como estrelles de mercuriu-manganesu. Les atmósferes d'estes estrelles tienen bayures bien alzaes de mercuriu, galiu, manganesu y europiu, y conteníos escepcionalmente baxos d'otros elementos. Piénsase qu'estes anomalíes son el resultáu de la separación de los distintos elementos de resultes, per una parte, de l'atracción gravitatoria escontra l'interior, y por otra, de la presión de radiación exercida escontra l'esterior. Coles mesmes, Alpheratz ta clasificada como una variable Alfa2 Canum Venaticorum, con una variación nel so rellumu ente magnitú 2,02 y 2,06 nun periodu de 23,19 hores. Dalgunes llinies espectrales varien con este mesmu periodu, otres cola metá del periodu y otres permanecen inalteraes.

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

## Referencies

* Alpheratz (SIMBAD)
* Alpheratz  (The Bright Star Catalogue)
* Alpheratz (Stars, Jim Kaler)
Alrisha

**Alrisha** o **Alrischa** (α Psc / α Piscium / 113 Piscium) ye una estrella binaria asitiada na constelación de Piscis. El so nome provién del árabe y significa "cuerda". Alcuéntrase a 139 años lluz del Sistema Solar.

Les componentes del sistema son dos estrelles blanques de la secuencia principal anguaño separaes 1,8 segundos d'arcu. La estrella principal, **Alrisha A** (HD 12447), tien magnitú aparente +4,33 y ye de tipu espectral A0; la so compañera, **Alrisha B** (HD 12446), de magnitú +5,23, pertenez a la clase espectral A3m. La primera tien una temperatura de 9500 K y ye 31 vegaes más lluminosa que'l Sol. La segunda ye 900 K más fría que la so compañera y ye 12 vegaes más lluminosa que'l Sol. Les sos mases respeutives son 2,3 y 1,8 vegaes mayores que la masa solar. Nenguna de les dos estrelles xira apriesa y como resultáu d'ello son estrelles químicamente peculiares. Alrisha A ye una estrella Ap con un campu magnéticu unes 1000 vegaes mayor que'l campu magnéticu terrestre; Alrisha B, pela so parte, ye una estrella con llinies metáliques o estrella Am.

El periodu orbital del sistema ye cimeru a los 700 años. La distancia media ente les dos estrelles ye de 120 UA, pero la escentricidá de la órbita fai que la separación ente elles varie ente 50 y 190 UA; el máximu acercamientu va producise alredor del añu 2060.
De la mesma, una o les dos estrelles pueden ser binaries espectroscópicas. 

## Referencies

* Alrisha A (SIMBAD)
* Alrisha B (SIMBAD)
* Alrescha (Stars, Jim Kaler)
Alsciaukat

**Alsciaukat** (31 Lyncis / 31 Lyn / HD 70272 / HR 3275) ye la cuarta estrella más brillosa de la constelación del Llobu cerval. Con magnitú aparente +4,25, ye superada en rellumu por α Lyncis, 38 Lyncis y 10 Ursae Majoris. El so nome, proveniente del árabe الشوكة (aš-šawkat), significa «l'escayu».

Asitiada a 389 años lluz del Sistema Solar, Alsciaukat ye una xigante naranxa de tipu espectral K4.5III. Les sos carauterístiques son asemeyaes a les de α Lyncis, magar la distinta distancia que nos dixebra de dambes pon de manifiestu que nun tán rellacionaes ente sigo. Ye 700 vegaes más lluminosa que'l Sol, tenida en cuenta la radiación qu'emite nel infrarroxu, yá que ye una estrella fría de 3930 K de temperatura. Temperatura y lluminosidá dexen calcular el so radiu, 59 vegaes más grande que'l radiu solar, ente que'l radiu calculáu a partir de la midida del so diámetru angular ye significativamente mayor, de 75 radios solares.

Alsciaukat tien una masa aproximao'l doble que la del Sol. 
Con una edá envalorada de 1400 millones d'años, hai unos 300 millones d'años remató nel so interior la fusión nuclear d'hidróxenu. Ye una estrella variable semirregular que recibe'l nome de variable **BN Lyncis** y qu'amuesa una pequeña variación nel so rellumu de 0,05 magnitúes. Dicha variabilidá suxer qu'Alsciaukat ye una xigante aumentando en rellumu per segunda vegada con un nucleu inerte de carbonu que llueu se tresformará nuna variable Mira.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
Alshain

**Alshain** o **Alschain** (β Aquilae / β Aql / 60 Aquilae / HD 188512) ye una estrella na constelación del Águila de magnitú aparente +3,71. El so nome provién del términu árabe الشاهين, *aš-šāhīn*, que'l so significáu ye «el ferre pelegrín». Esti nome pseudo-árabe deriva del persa *Šāhīn tarāzū* —o posiblemente *Šāhīn tara zed*, d'onde provién el nome de la estrella Tarazed (γ Aquilae)—, el nome persa pal asterismu formáu por α, β y γ Aquilae. En persa *Šāhīn* significa «ferre real», «rayu» y «punteru».

Alshain ye una subxigante mariella de tipu espectral G8IV y 5300 K de temperatura efectivo. La so lluminosidá escesiva, 6 vegaes superior a la lluminosidá solar, indica que nel so interior terminó la fusión d'hidróxenu. Con un nucleu inerte d'heliu ta empezando a crecer pa convertise nuna xigante colorada muncho más lluminosa. El so radiu ye'l triple del radiu solar y la so masa ye un 30% mayor que la del Sol. Llixeramente variable, con una variación de rellumu de 0,06 magnitúes, la so campu magnéticu ye llixeramente mayor que'l del Sol. Nun paez tar arrodiada por un discu de polvu, niciu en munchos casos de la esistencia d'un sistema planetariu.

A 13 segundos d'arcu esiste una compañera de magnitú 12, **Alshain B**, una nana colorada de tipu espectral M3V con una lluminosidá de 0,025 soles. A una distancia de siquier 175 UA al respective de Alshain A, los dos alcuéntrase a 44,7 años lluz del Sistema Solar.

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

## Referencies
Alshat

**Alshat** (ν Capricorni / ν Cap / 8 Capricorni / HD 193432) ye una estrella na constelación de Capricorniu de magnitú aparente +4,75. El so nome provién del árabe *Al Shat*, la oveya qu'había de ser sacrificada pola vecina Dabih (β Capricorni) nel sacrificiu celebráu polos árabes col orto helíaco de Capricorniu.

Alshat ye una estrella caliente de 10.208 K de temperatura efectivo y tipu espectral B9IV o B9.5V.
Ye, pos, una estrella de la secuencia principal o una subxigante empezando a evolucionar, similar a Sualocin (α Delphini) o η Aquarii.
Tien una lluminosidá —nel espectru visible— 75 vegaes superior a la lluminosidá solar, siendo'l so radiu más del doble del que tien el Sol.
La so velocidá de rotación —27 km/s—, ye baxa pa una estrella de les sos carauterístiques, magar esta cifra ye namái una llende inferior, una y bones el verdaderu valor depende del enclín de la so exa al respective de la Tierra.
Tien una composición química «normal», a diferencia d'otres estrelles allegaes —como les estrelles Bp o les estrelles de mercuriu-manganesu— qu'amuesen peculiaridaes na so composición elemental.
La so metalicidá ye comparable a la del Sol. 

A 54 segundos d'arcu de Alshat puede reparase una estrella de magnitú 11,8, que se piensa que forma un sistema binariu con ella.
La separación ente dambes estrelles ye cimera a 5000 UA.
El sistema alcuéntrase a 253 años lluz del Sistema Solar.

## Referencies
Alnitak

**Alnitak** (Dseta Orionis / ζ&nbsp;Ori / 50&nbsp;Ori) ye un sistema estelar asitiáu na constelación d'Orión. Forma parte del llamáu Cinturón d'Orión xunto a Mintaka (δ&nbsp;Orionis) y Alnilam (ε&nbsp;Orionis) y con elles forma'l grupu conocíu como «les trés Maríes», siendo Alnitak la estrella asitiada más al sur. El so nome provién del árabe النطاق *an-ninṭāq* y significa «El cinturón». Anque primeramente pensábase que s'atopaba a unos 1.500 años lluz del Sistema Solar, la midida de la so paralax pol satélite Hipparcos dio como resultáu una distancia de namái unos 700 años lluz. 

## Carauterístiques físiques

Alnitak ye un sistema estelar triple, que les sos componentes principales tán dixebraes 2,1 segundos d'arcu. La estrella principal del sistema, **Alnitak&nbsp;A**, ye de la mesma una estrella binaria, calter recién afayáu en 1998. La componente principal, **Alnitak&nbsp;Aa**, ye una superxigante azul de tipu espectral O9.5Ib y magnitú aparente +1,89, la más brillosa nel cielu d'esti tipu espectral. **Alnitak&nbsp;Ab**, 2 magnitúes más tenue, ye igualmente una estrella de tipu O, anque de secuencia principal.

Alnitak Aa ye una estrella bien caliente con una temperatura efectivo de 29.500 ± 1.000 K, 10.000 vegaes más lluminosa que'l Sol nel espectru visible, anque si considérase la importante cantidá de radiación ultravioleta qu'emite, la so lluminosidá ye 100.000 mayor que la solar. La so masa envalórase nunes 20 mases solares. Alnitak ye una fonte de rayos X provenientes del fuerte vientu estelar que sopla a cuasi 2.000&nbsp;km/s dende la so superficie. Con una edá d'apenes 6 millones d'años, nel so nucleu la fusión del hidróxenu remató y avanza nel so evolución pa convertise nuna superxigante colorada, darréu esplotar como supernova y, n'última instancia, concluyir como estrella de neutrones. 

**Alnitak B** ye tamién una estrella masiva de tipu espectral B2III y magnitú +3,72. Completa una vuelta alredor del par interior cada 1.500 años.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles más brilloses
* Llista d'estrelles más grandes conocíes
* Llista d'estrelles más lluminoses
* Llista d'estrelles más masives

## Referencies

* Alnitak (SIMBAD)
* Alnitak (Jim Kaler, Stars)
* 
* 


## Enllaces esternos
* Catálogu d'estrelles de tipu espectral O

## Notes y referencies
Altais

**Altais** (δ Draconis / δ Dra / 57 Draconis) ye la cuarta estrella más brillosa de la constelación de Draco —el dragón— dempués d'Etamin (γ Draconis), η Draconis y Alwaid (β Draconis).
La so magnitú aparente ye +3,07.

## Nome
El nome de **Altais** provién del árabe *Al Tais* y significa «la Cabra», en referencia a un asterismu que simbolizaba esti animal na antigua astronomía árabe.
Otra denominación bien utilizada pa esta estrella ye **Nodus Secundus** o **Nodus II**, d'orixe llatín, pos marca'l segundu nuedu na figura del dragón.

Na astronomía china, δ Draconis, xunto a Tyl (ε Draconis), π Daconis, ρ Draconis y Alsafi (σ Draconis), constituyía **Tien Choo**, «la Cocina Celestial».

## Distancia y cinemática
Altais alcuéntrase a 97 años lluz del Sistema Solar.
Fai 750.000 años foi cuando tuvo a mínima distancia de la Tierra —59 años lluz—, algamando'l so rellumu magnitú +1,97.

La órbita de Altais alredor del centru de la Vía Lláctea ye considerablemente escéntrica (y = 0,40, frente a y = 0,16 que tien el Sol).
Ello fai que nel apoastru —máxima separación— la so distancia al centru de la galaxa supere los 17,2 kilopársecs. χ Draconis, Labrum (δ Crateris) y ν Hydrae son exemplos d'estrelles con órbites galáctiques tamién notablemente escéntriques.

## Carauterístiques
Altais ye una xigante mariellu-naranxa de tipu espectral G9III. Les sos carauterístiques son asemeyaes a les de Vindemiatrix (ε Virginis), anque ye llixeramente menos lluminosa y caliente qu'ésta última.
La so lluminosidá ye 63 vegaes mayor que la del Sol y la so temperatura superficial ye de 4817 K.
Tien un radiu 11 vegaes más grande que'l radiu solar.
Amuesa un conteníu metálico inferior a la solar nun 32% ([Fe/H] = -0,17).
Con una masa 2,5 vegaes mayor que la del Sol, tien una edá averada de 700 millones d'años. Nel so nucleu d'estrella xigante produzse la fusión del heliu en carbonu y oxíxenu.

Desconozse si una estrella de magnitú 12 que se topa a 88 segundos d'arcu de Altais ta rellacionada con ella o a cencielles coincide na mesma llinia de visión.

## Referencies
Altarf

**Altarf** o **Al Tarf** (β Cnc / β Cancri / 17 Cancri) ye la estrella más brillosa de la constelación de Cáncer con magnitú aparente +3,50. El so nome provién del árabe y significa «la punta», tando asitiada nuna de les pates del cámbaru.

Altarf ye una estrella xigante naranxa de tipu espectral K4III que s'atopa a 290 años lluz del Sistema Solar. La so lluminosidá ye 660 vegaes superior a la del Sol y tien un radiu unes 50 vegaes más grande que'l radiu solar, equivalente al 65% de la distancia ente Mercuriu y el Sol. Dientro de les xigantes asitiar xunto a les más lluminoses, con carauterístiques bien asemeyaes a les de Kochab (β Ursae Minoris), Etamin (γ Draconis) o Alfa Lyncis.
Empezó la so vida siendo una estrella d'aproximao 3 mases solares y anguaño, nes últimes etapes de la so evolución estelar, probablemente tea fundiendo el so heliu internu en carbonu y oxíxenu.
Una peculiaridá de Altarf ye que ye una estrella de bariu «leve», siendo la so bayura en bariu seis veces mayor que la del Sol. Nesti tipu d'estrelles el bariu vien de una compañera cercana qu'evolucionó enantes y que güei ye una nana blanca; nel casu de Altarf, sicasí, esta postrera nun foi detectada.

Sicasí, Altarf paez tener una tenue compañera de magnitú 14, visualmente a 29 segundos d'arcu. Probablemente ye una nana colorada, dixebrada siquier 2600 UA de la estrella principal. El so movimientu pareyu pel espaciu indica que son compañeres reales.

Nota: Altarf nun tien de ser confundida con Alterf (λ Leonis), de nome bien similar.

## Referencies
Alterf

**Alterf** (λ Leonis / λ Leo / 4 Leonis / HD 82308) ye una estrella na constelación de Leo de magnitú aparente +4,32. Anque en mapa modernos apaez asitiada nes fauces del lleón, d'antiguo alcontrábase nel güeyu del animal.
D'ende l'orixe del nome de *Alterf*, «la mirada», que paez provenir de la séptima casona llunar árabe, formada por esta estrella xunto a ξ Cancri.
Un segundu significáu del términu *Altarf*, «la punta», tamién puede ser apoderáu pa esta estrella, y asina foi consideráu por dalgún astrónomu nel pasáu.

Alterf ye una xigante naranxa de tipu espectral K5III con una temperatura de 4000 K y una lluminosidá —incluyida la importante cantidá d'enerxía emitida como radiación infarroja— 460 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
La midida del so diámetru angular —4,12 milisegundos d'arcu—, xunto a la distancia a la que s'atopa —336 años lluz—, dexa evaluar el so verdaderu tamañu, 60 vegaes mayor que'l del Sol.
La so metalicidá ye inferior a la solar, con una rellación ente los conteníos de fierro y hidróxenu equivalente al 70% de la que tien el Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 6,12 km/s, polo que'l so periodu de rotación puede durar hasta un añu.
La so masa y el so estáu evolutivu nun son bien conocíos. Anque la mayor parte de les xigantes de tipu K funden nel so nucleu heliu en carbonu y oxíxenu, Alterf paez ser una estrella en transición, que bien aumenta'l so rellumu per primer vegada con un nucleu inerte d'heliu, o bien lo ta faciendo per segunda vegada con un nucleu inerte de carbonu y oxíxenu, nesti últimu casu concluyendo la fusión del heliu.

Nota: Alterf nun tien de ser confundida con Altarf (α Cancri), de nome bien paecíu.

## Referencies
Aludra

**Aludra** (η Canis Majoris / η CMa / 31 Canis Majoris) ye la quinta estrella más brillosa de la constelación Canis Major. Con magnitú aparente +2,45, ye superada en rellumu por Siriu (α&nbsp;Canis Majoris), Adhara (ε&nbsp;Canis Majoris), Wezen (δ&nbsp;Canis Majoris) y Murzim (β&nbsp;Canis Majoris). El so nome, del árabe عذرا *al-‘aðrā*, «la virxe», referir a un grupu de cuatro estrelles na constelación conocíu polos antiguos árabes como *Al 'Adhara*, «les vírxenes». Alcuéntrase bien alloñada del Sistema Solar, a una incierta distancia que puede tar ente 1760 y 3200 años lluz.

Aludra ye una estrella superxigante azul de tipu espectral B5Ia. La so lluminosidá, considerando una importante cantidá d'enerxía emitida como radiación ultravioleta, ye 66.000 vegaes mayor que la lluminosidá solar. La so temperatura superficial ye de 13.500 K y la so masa ye unes 15 vegaes mayor que la masa solar. Les estrelles tan masives tienen una curtia vida, siendo la edá de Aludra d'unos 12 millones d'años, bien inferior a los 4600 millones d'años d'edá del Sol, máxime si tener en cuenta que Aludra alcuéntrase nes etapes finales de la so vida. Un fuerte vientu estelar que sopla dende la so superficie a razón de 500 km/s, fai que perdiera yá l'equivalente a un terciu de la masa solar. Posiblemente va acabar la so vida esplotando como una brillosa supernova.

Aludra ta catalogada como una estrella variable Alfa Cygni, bazcuyando'l so rellumu ente magnitú +2,38 y +2,48.

## Referencies

* V* eta CMa -- Variable Star (SIMBAD)
* Aludra (Stars, Jim Kaler)
Alwaid

**Alwaid**, tamién llamada **Rastaban** o **Asuia**, ye'l nome de la estrella β Draconis (β Dra / 23 Draconis), la tercera más brillosa de la constelación de Draco, dempués d'Etamin (γ Draconis) y η Draconis.

## Nome
El nome **Alwaid** provién del árabe *Al ʽAwāïd*, «les madres camellu», figura celestial qu'incluyía a Etamin (γ Draconis), Arrakis (μ Draconis), Kuma (ν Draconis) y Grumium (ξ Draconis).
Sicasí, otros autores rellacionen l'orixe del nome cola pallabra *Al ʽAwwād*, «el músicu del llaúd».

L'otru nome d'esta estrella, **Rastaban**, tamién procede del árabe *Al Rās al Thuʽbān* y significa «la cabeza de la culiebra». Pela so parte, el términu **Asuia**, corriente na Edá Media, provién de *Al Shujāʽ*.

A lo último, en China, β y γ Draconis yeren **Tien Kae**.

## Carauterístiques físiques
Alwaid, asitiada a 362 años lluz del Sistema Solar, ye una superxigante —o xigante lluminosa— mariella de tipu espectral G2Iab con una temperatura superficial de 5100 K. Ye 950 vegaes más lluminosa que'l Sol y tien un radiu 40 vegaes más grande que'l radiu solar.
La so masa ye 5 vegaes mayor que la masa solar.
Anque por temperatura y lluminosidá tendría de ser una variable cefeida, la realidá ye que Alwaid nun presenta nengún tipu de variabilidá, ensin qu'esista una esplicación clara pa ello; otres estrelles con igual comportamientu son Sadalmelik (α Aquarii) y β Camelopardalis.

Alwaid tien una compañera más fría, una nana naranxa o colorada, a una distancia de siquier 450 UA, que tarda más de 4000 años en completar una órbita. Dende un hipotéticu planeta en redol a esta acompañante, Alwaid apaecería 3000 vegaes más brillosa que la lluna llena.

## Referencies
Alya

**Alya** o **Alga** (θ Ser / θ Serpentis / 63 Serpentis) ye una estrella na constelación de Serpens, asitiada en Serpens Cauda, la cola de la culiebra. El so nome, proveniente del árabe *al-alya*, significa «la culiebra», anque según otres fontes provién d'una pallabra nesta mesma llingua que se refier a «la cola de la oveya» y que nada tendría que ver cola constelación actual.
Coles mesmes, en China yera conocida como **Sen**, unu de los sos distritos.

Distante 132 años lluz del Sistema Solar, Alya ye una estrella binaria que les sos componentes (**θ<sup>1</sup> Serpentis** y **θ<sup>2</sup> Serpentis**), separaes visualmente 22 segundos d'arcu, pueden resolvese con un pequeñu telescopiu. Dambes son estrelles blanques de tipu espectral A5V con magnitúes aparentes +4,62 y +4,98. La temperatura superficial de dambes ye de 8200 K aproximao y los sos lluminosidáes respeutives equivalen a 18 y 13 vegaes la lluminosidá solar. A diferencia del Sol tienen altes velocidaes de rotación, siquier 143 km/s pa θ1 Serpentis y 196 km/s pa θ2 Serpentis —cuasi 100 vegaes mayor que la del Sol—. Atópense dixebraes ente sí 900 UA a lo menos, lo qu'implica un periodu orbital de siquier 14.000 años, polo que nun se pudo apreciar nengún movimientu orbital.

## Referencies
Alzir

**Alzir** o **Alzirr** ye'l nome de la estrella ξ Geminorum (ξ Gem / 31 Geminorum) na constelación de Xéminis. De magnitú aparente +3,35, ye la octava estrella más brillosa de la so constelación. El so nome provién del árabe y significa «el botón».

Asitiada a 57 años lluz del Sistema Solar, Alzir ye una subxigante mariella —enantes clasificada como xigante— de tipu espectral F5IV. Ta rematando, si nun lu hai fechu yá, la fusión d'hidróxenu nel so nucleu. Con una edá envalorada de 2500 millones d'años, ta evolucionando escontra una xigante colorada muncho más lluminosa. Anguaño ye 11,1 vegaes más lluminosa que'l Sol, siendo'l so radiu 2,7 vegaes más grande que'l radiu solar. Ye una variable Delta Scuti con múltiples periodos, bazcuyando'l so rellumu ente magnitú +3,33 y +3,42.

Alzir alcuéntrase nun puntu críticu na secuencia espectral»; les estrelles más calientes lleven a cabu la fusión nuclear al traviés del ciclu CNO, distintu a la cadena protón-protón que tien llugar nel Sol, y roten muncho más apriesa que la nuesa estrella. La velocidá de rotación de Alzir, de siquier 68 km/s, ye 34 vegaes mayor que nel Sol, con un periodu de rotación inferior a dos díes. Esta rápida rotación, xunida a la esistencia d'una capa esterna n'estáu de conveición, favorecen un ciertu grau d'actividá magnética y emisión de rayos X, dando llugar a una corona esterior de dos niveles con distintes temperatures.

## Referencies

* Alzir (SIMBAD)
* Al Zirr (Stars, Jim Kaler)
AM Canum Venaticorum

**AM Canum Venaticorum** (AM CVn) ye una estrella variable na constelación de Canes Venatici asitiada a una incierta distancia de 72 años lluz de la Tierra. El so rellumu varia ente magnitú aparente +14,10 y +14,18 con un periodu de 17,52 minutos.

## Historia

Catalogada per primer vegada por Humason y Zwicky en 1947, AM Canum Venaticorum foi interpretada en diverses dómines como un quásar, una estrella d'heliu masiva o una subenana pulsante. En 1967 Smak afayó variaciones periódiques fotométriques y propunxo que la estrella realmente ye una variable cataclísmica. Sicasí, el valor exautu del periodu fotométricu variaba cada añu de forma imprevisible, lo qu'implicaba que nun podía corresponder al periodu orbital. El valor del periodu orbital (1028,7325 ± 0,0004 segundos) foi finalmente afayáu en 1998. Güei, AM Canum Venaticorum sigue espertando un gran interés yá que ye l'estáu más tardíu conocíu na evolución d'un sistema binariu.

## Variabilidá

AM Canum Venaticorum ye'l prototipu de les variables AM Canum Venaticorum, que consisten nun sistema binariu compuestu por dos nanes blanques con un periodu orbital bien curtiu: el periodu orbital d'AM Canum Venaticorum ye de namái unos 17 minutos. Son estrelles riques en heliu ensin traces detectables d'hidróxenu, onde la estrella donante ye una estrella compacta rica en heliu y la tresferencia de masa estelar ye dirixida pola perda de momentu angular debida a la radiación d'ondes gravitacionales. Estimaciones del ritmu de tresferencia de masa en AM Canum Venaticorum asitien esti valor en redol a 10−9 M<sub>Sol</sub>/añu.

## Referencies