open-index/open-wikipedia-markdown huggingface dataset:
Fi2 Pavonis

**Fi2 Pavonis** o **Phi2 Pavonis** (φ2 Pav / HD 196378 / HR 7875) ye una estrella na constelación de Pavu de magnitú aparente +5,12. Comparte la denominación de Bayer «*[[Fi]]*» con Fi1 Pavonis, pero les dos estrelles nun tán amestaes gravitacionalmente. Asitiada a 79 años lluz del Sistema Solar, Fi2 Pavonis ye miembru de l'Asociación estelar de Zeta Herculis.

Fi2 Pavonis ye una nana mariella de tipu espectral F8V de similares carauterístiques a χ Herculis o 94 Ceti A.
Tien una temperatura efectivo de 6047 K y ye cuasi cinco veces más lluminosa que'l Sol.
Tien una masa de 1,10 ± 0,03 mases solares.
La so edá envalórase ente 5800 y 6200 millones d'años, unos 1400 millones d'años más antigua que'l Sol.
La so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos que'l heliu—, ye aproximao un 40% de la solar.

La órbita galáutica de Fi2 Pavonis ye significativamente escéntrica (y = 0,37), lo que provoca que la so distancia al centru galácticu varie ente 3,7 kilopársecs nel periastru —práuticamente la metá de la distancia a la que se topa agora— y 8,1 kilopársecs nel apoastru.
Coles mesmes, la velocidá cola que se mueve al traviés del espaciu respeutu al Sol, 81,6 km/s, ye escepcionalmente alta.

## Posible sistema planetariu

En 1998 anuncióse la esistencia d'un planeta estrasolar, denomináu **Fi2 Pavonis b** o HD 196378b, orbitando alredor de la estrella con un periodu orbital de 42,5 díes. Sicasí, investigaciones posteriores (2002) nun pudieron confirmar la so esistencia.

## Referencies

## Enllaces esternos
* Estrella Phi² Pavonis en ''"Estrasolar Visions"'' 
* Planeta Phi² Pavonis b en ''"Estrasolar Visions''
FK Aquarii

**FK Aquarii** (FK Aqr / GJ 867) ye un sistema estelar na constelación d'Acuariu.
De magnitú aparente media +9,08, alcuéntrase visualmente 1º al este de υ Aquarii.
Alcuéntrase a 28,3 años lluz del Sistema Solar, siendo Gliese 884, distante 3,0 años lluz, la estrella conocida más cercana a ella.

## Carauterístiques
FK Aquarii ye, en primer instancia, una estrella binaria que les sos componentes son dos nanes coloraes. 
**Gliese 867 A**, la estrella primaria, tien tipu espectral M1V o M2Ve.
La so temperatura efectivo ye de 3416 K y tien un radiu equivalente al 73% del radiu solar.
El so acompañante, **Gliese 867 B**, tien tipu espectral M1-3Ve.
Xiren sobre sigo mesmes con una velocidá de rotación de siquier 7 km/s y cada una d'elles porta una masa de 0,42 mases solares.

El periodu orbital d'esta binaria ye de 4,032 díes, tando inclináu'l planu orbital 60º.
Nun constitúi una binaria eclipsante.

El sistema completar con una estrella de baxa masa —0,26 mases solares— qu'emplega 2867 díes en completar una órbita alredor de la binaria.

## Variabilidá

FK Aquarii ye una variable BY Draconis que la so amplitú de variación ye de 0,04 magnitúes.
Estes estrelles tienen cromosferes actives y emiten enerxía en forma de rayos X; en dicha rexón del espectru, la lluminosidá de FK Aquarii ye de 0,013×1024 W.

Piénsase, amás, que les componentes de la binaria son estrelles acandilantes.

## Referencies
Fluxu bipolar

Nes primeres fases de la formación d'una estrella de pequeña masa, acomuñáu a la acreción de materia per parte de la protoestrella reparar tamién la espulsión de parte d'esta materia en forma de remexos/jets protoestelares.

Los jets protoestelares xueguen un papel bien importante nel procesu de formación estelar. Ello ye que créese qu'estos oxetos rotan, ayudando d'esta manera a la disipación de momentu angular del sistema, dexando asina que'l material del discu pueda depositase sobre la superficie de la estrella. Amás estos oxetos inflúin en gran midida la masa final de la protoestrella. Esto debe a que cuando s'espanden al traviés de la nube molecular estenen parte del material de la nube llindando la cantidá de materia que se deposita sobre'l discu y de la mesma sobre la protoestrella. Gracies a la interaición de los remexos protoestelares col mediu interestelar podemos derivar propiedaes físiques y químiques d'esti postreru. A pesar de la so gran importancia nel cuadru xeneral de la formación estelar, sábese bien pocu sobre la evolución y formación d'estos oxetos.

Según el so estadiu evolutivu los remexos, y polo xeneral los oxetos estelares nuevos, pueden clasificase dende oxetos de Clase 0 a oxetos de Clase III. Esta clasificación foi propuesta orixinalmente por Lada & Wilking (1984) y darréu foi modificada por Andre et al. (1993) pa incluyir los oxetos de Clase 0 qu'enantes se desconocíen.

Los oxetos de Clase 0 representen dende'l puntu de vista evolutivu los oxetos más nuevos. Ello ye que nestos sistemes la protoestrella central alcuéntrase entá despinta por cuenta de les enormes cantidaes de gas y polvu que lo arrodien. Ye por ello que les protoestrelles de clase 0 nun son observables nel ópticu y haya que movese hasta llonxitúes d'onda del medianu alloñáu infrarroxu pa consiguir detectar estos oxetos tan nuevos. La SEDE (del inglés "spectral energy distribution", distribución d'enerxía espectral) de los oxetos de clase 0 carauterizar pola emisión de cuerpu prietu del material que los arrodia. Los oxetos de clase 0 caracterícense amás por un eleváu ritmu de acrecimientu, que trai la emisión per parte de la estrella d'enormes cantidaes de materia. Polo xeneral los remexos acomuñaos colos oxetos de Clase 0 carauterizar por emisión molecular, como por casu CO, H2O o H2. La tasa d'espulsión de material típica d'estos oxetos pocu desenvueltos ye del orde de 10-6 mases solares per añu (Msun/yr).
El siguiente estadiu evolutivu ta representáu polos oxetos de Clase I. Nesti estadiu haise yá formáu en redol a la protoestrella un discu de acreción trupu y l'envolvente amenorgóse considerablemente anque non lo suficiente por que la estrella central seya ópticamente visible.

## Referencies

## Ver tamién
* Formación estelar
* Evolución estelar
* Estructura estelar
* Estrella
* protoestrella
FN Herculis

**FN Herculis** (FN Her) ye una estrella variable de magnitú aparente máxima +11,08.
Encuadrada na constelación d'Hércules, visualmente alcuéntrase 2º44' al sur de ω Herculis.
Al nun midir el so paralax el satélite Hipparcos, la distancia a la que s'atopa ye incierta, pero envalórase que pue tar a unos 1700 años lluz del Sistema Solar.

FN Herculis ye una binaria cercana «semidesprendida», según una binaria eclipsante.
El so periodu orbital ye de 2,691 díes y el planu orbital ta inclináu 80,5º respectu al planu del cielu.
La componente principal ye una estrella de tipu espectral A9 —catalogada tamién como F0— que la so temperatura efectivo ye de 6973 K.
Diez veces y media más lluminosa que'l Sol, contribúi col 79% a la lluminosidá total del sistema.
Tien una masa de 1,99 mases solares y el so radiu ye 2,22 vegaes más grande que'l del Sol.
La naturaleza de la componente secundaria nun ye conocida.
Con una temperatura de 6358 K, la so lluminosidá equival a 6,4 vegaes la lluminosidá solar.
Tien 1,46 mases solares y el so radiu ye 2,08 vegaes más grande que'l radiu solar.
La separación ente dambes estrelles ye de namái 12,3 radios solares, equivalente a 0,06 UA.
Mientres l'eclís principal —cuando la estrella menos lluminosa intercepta la lluz de la estrella A9— el rellumu del sistema mengua una magnitú.

## Referencies
FR Serpentis

**FR Serpentis** (FR Ser / HD 171586/ HIP 91142) ye una estrella variable na constelación de Serpens asitiada en Serpens Cauda, la cola de la culiebra. Anque alcontrada en direición al cúmulu abiertu IC 4756, nun ye un miembru del mesmu. De magnitú aparente media +6,46, alcuéntrase a 336 años lluz de distancia del Sistema Solar.

FR Serpentis ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A2pv y 8760 K de temperatura. El so espectru correspuende a una estrella Ap. Estes estrelles carauterizar por tener conteníos especialmente altos de dellos elementos de resultes d'intensos campos magnéticos. Alioth (ε Ursae Majoris) o ι Cassiopeiae A son dos de los principales representantes d'esti grupu. La inusual intensidá de les llinies d'estronciu (Sr II) de FR Serpentis foi yá reparada por Adams et al. en 1935, siendo catalogada como estrella magnética en 1958.

FR Serpentis tien una lluminosidá ente 23 y 30 vegaes mayor que la lluminosidá solar y el so radiu ye 2,1 vegaes más grande que'l del Sol. Con una masa de 2,19 mases solares, la so edá envalórase en 400 millones d'años.
Ye una variable Alfa2 Canum Venaticorum que'l so rellumu bazcuya 0,18 magnitúes a lo llargo d'un periodu de 2,14 díes. 

## Referencies
FS Comae Berenices

**FS Comae Berenices** (FS Com / 40 Comae Berenices) ye una estrella de magnitú aparente +5,61 encuadrada na constelación de la Melota de Berenice.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos, alcuéntrase a 736 años lluz del Sistema Solar.

FS Comae Berenices ye una xigante colorada de tipu espectral M5III.
La so temperatura superficial ye de 3433 ± 148 K y relluma con una lluminosidá 2032 vegaes superior a la lluminosidá solar. Una cantidá importante de la so radiación ye emitida como lluz infrarroxo; por ello, en banda K —nel infrarroxu cercanu—, la so lluminosidá equival a la de 9900 soles.

La midida por interferometría del so diámetru angular en banda K ye de 6,80 ± 0,30 milisegundos d'arcu.
Considerando la distancia a la que s'atopa, el so diámetru real ye 165 vegaes más grande que'l del Sol.
Sicasí, otru estudiu considera un menor diámetru, equivalente a 136 vegaes el diámetru solar.

FS Comae Berenices ye una variable semirregular de tipu SRB con una variación de rellumu de 0,35 magnitúes.
Ye multiperiódica y conócense dos periodos de 38,2 y 55,4 díes.
Al pie de ellos, reparóse un periodu secundariu de llarga duración (675 díes).

## Ver tamién
*Llista d'estrelles variables

## Referencies
Fum al Samakah

**Fum al Samakah** (β Piscium / β Psc / 4 Piscium) ye una estrella na constelación de Piscis de magnitú aparente +4,49. El so nome, procedente del árabe, significa «boca del pexe». Alcuéntrase a 492 años lluz del Sistema Solar.

Fum al Samakah ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B6Ve. Ye una estrella Be qu'amuesa llinies d'emisión nel so espectru que provienen d'un discu circumestelar en rotación. Estrellar Be roten bien rápido; la velocidá de rotación proyeutada de Fum al Samakah ye de 104 km/s, siendo ésta una llende inferior, yá que la so exa puede nun ser paralelu al planu del cielu. A diferencia de α Arae o η Centauri nun ye una estrella con envoltura —que son aquelles que'l so discu apaez de perfil—, polo que la so velocidá de rotación ye mayor que la velocidá proyeutada.

Les estimaciones de la temperatura de Fum al Samakah van dende 13.500 a 15.500 K. La so lluminosidá, incluyendo la radiación ultravioleta emitida, ye 750 vegaes mayor que la del Sol, con un radiu 4,7 vegaes mayor que'l radiu solar. La so edá envalórase en 60 millones d'años, pocu más de la metá de la so estancia dientro de la secuencia principal.

## Referencies
Furud

**Furud** (ζ Canis Majoris / ζ CMa / 1 Canis Majoris) ye una estrella na constelación del Can Mayor de magnitú aparente +3,02. El so nome provién del árabe فرد, *al-furud*, que significa «los solitarios». Alcuéntrase a 336 años lluz de distancia del Sistema Solar.

De color blancu-azuláu, Furud ye una estrella de la secuencia principal —n'el so nucleu produz la fusión d'hidróxenu— de tipu espectral B2.5V. Ye una estrella caliente de 21.500 K de temperatura, y como tal una parte importante de la so radiación ye emitida na rexón ultravioleta, siendo 4020 vegaes más lluminosa que'l Sol.
La so velocidá de rotación proyeutada ye de namái 25 km/s —un valor bien baxu pa una estrella de les sos carauterístiques—, suxiriendo que la so exa de rotación ta empobináu aproximao escontra la Tierra. Siendo'l so radiu 4,6 más grande que'l radiu del Sol, el periodu de rotación ye inferior a 9 díes. 
Anque con una masa de 8 mases solares tópase cerca de la llende percima del cual les estrelles esploten en forma de supernova, probablemente va terminar la so vida formando una nebulosa planetaria con una nana blanca masiva nel so centru.

Furud ye una estrella binaria, de les llamaes binaries espectroscópicas, onde los dos componentes tán tan cerca que nun se pueden resolver visualmente. Namái se sabe que'l periodu orbital del sistema ye de 675 díes. Una compañera visual de magnitú +7,7 separada 3 minutos d'arcu ye namái una compañera óptica.

## Referencies
FV Scorpii

**FV Scorpii** (FV Sco) ye una estrella variable de magnitú aparente máxima +8,07.
Encuadrada na constelación d'Escorpiu, visualmente alcontrar ente HD 155450 y HD 155806 (V1075 Scorpii).
El so paralax midida pol satélite Hipparcos (1,60 ± 0,85 milisegundos d'arcu) asitia a FV Scorpii a 625 pársecs (2040 años lluz) del Sistema Solar, pero l'error na midida ye tal que podría atopase al doble d'esa distancia.

FV Scorpii ye una binaria cercana «desprendida», según una binaria eclipsante.
El so periodu orbital ye de 5,7279 díes y el planu orbital ta inclináu 80° respectu al planu del cielu.
La componente principal ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B6V.
Con una temperatura efectivo de 11.630 K, ye 697 vegaes más lluminosa que'l Sol.
Tien una masa de 6,87 mases solares y el so radiu ye 6,58 vegaes más grande que'l del Sol.
La componente secundaria tien tipu A6, anque tamién foi catalogada como B9.
Con una temperatura de 9.550 K, la so lluminosidá equival a 147 vegaes la lluminosidá solar.
El so radiu ye 4,48 vegaes más grande que'l radiu solar.

La separación ente dambes estrelles ye de 30 radios solares, equivalente a 0,14 UA.
Mientres l'eclís principal —cuando la estrella menos lluminosa interceuta la lluz de la estrella B6V— el rellumu del sistema mengua 0,77 magnitúes.
L'eclís secundariu supón un descensu de 0,10 magnitúes.

## Referencies
FW Canis Majoris

**FW Canis Majoris** (FW CMa / HD 58343 / HR 2825) ye una estrella variable na constelación del Can Mayor de magnitú aparente media +5,20. Alcuéntrase a unos 945 años lluz de distancia del Sistema Solar.

FW Canis Majoris ye una caliente estrella azul de tipu espectral B2Vne con una temperatura efectivo de 15.025 K.
Con un diámetru cuasi cuatro veces más grande que'l del Sol, la so lluminosidá visual equival a 762 soles. Portando una masa de cuasi 6 mases solares, ye una estrella bien nueva d'apenes 70 millones d'años —compárese cola edá del Sol que ye de 4600 millones d'años; cuanto mayor ye la masa estelar más curtia ye la vida d'una estrella, y FW Canis Majoris, inda na secuencia principal, nun empezó les últimes etapes de la so evolución estelar.

La velocidá de rotación midida en FW Canis Majoris ye de 35 km/s; esti valor, anque ye 17 vegaes superior al del Sol, ye baxu pa una estrella de les sos carauterístiques —como exemplu, puede señalase a α Arae, d'igual tipu espectral, que xira a una velocidá de siquier 298 km/s. Ello ye que FW Canis Majoris, ta catalogada como estrella Be, esto ye, desenvolvió un discu de materia circundante por cuenta de la so perrápida rotación. L'aparente discrepancia débese a que, pal observador terrestre, la estrella apaez vista dende'l polu; piénsase que l'enclín del so exa de rotación al respective de la llinia de visión ye d'apenes 9,7º.

De rellumu variable ente magnitú +5,0 y +5,5, FW Canis Majoris ye una variable eruptiva del tipu Gamma Cassiopeiae; los miembros d'esti grupu d'estrelles, tipificado por γ Cassiopeiae, amuesen impredicibles variaciones na so lluminosidá provocaes pola espulsión de material estelar.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
Fornacis

**Fornacis** (α Fornacis / α For / HD 20010) ye la estrella más brillosa de la constelación de Fornax, el fornu, con magnitú aparente +3,80.
Recibe tamién la denominación de Flamsteed **12 Eridani**.
Ye una estrella relativamente cercana al Sistema Solar, yá que s'atopa a 46 años lluz.

Fornacis ye una estrella binaria que les sos componentes tán dixebraes visualmente 4 segundos d'arcu. La componente principal, **Fornacis A**, ye una subxigante mariella de tipu espectral F8IV y 6240 K de temperatura superficial.
Cuatro veces más lluminosa que'l Sol, tien una masa de 1,25 mases solares.
La estrella secundaria, **Fornacis B**, ye una nana mariella de tipu espectral G7V menos lluminosa que'l Sol, con un 50% de la lluminosidá del mesmu. Más fría que la so compañera, la so temperatura ye de 5500 K.
Ye menos masiva que'l Sol, con una masa de namái 0,75 mases solares.
El sistema amuesa una metalicidá inferior a la solar ([Fe/H] = -0,21) y la so edá envalórase en 3800 ± 700 millones d'años.

Les dos estrelles completen una órbita alredor del centru de mases común cada 269 años. La separtación media ente dambes ye de 56 UA, nuna órbita escéntrica que les lleva dende una distancia mínima de 15 UA a una distancia máxima de 97 UA. En 1947 la separtación ente les dos estrelles yera mínima, ente que la separación máxima va tener llugar nel añu 2082.

Les componentes de la velocidá espacial de Fornacis son (U, V, W) = (–35, +20, +30) km/s.
Hai aproximao 350.000 años, Fornacis esperimentó un alcuentru cercanu cola estrella blanca de la secuencia principal HD 17848; envalórase que, naquel momentu, la separtación mínima ente elles foi de namái 0,265 años lluz (0,081 pársecs).

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

## Referencies
FR Canis Majoris

**FR Canis Majoris** (FR CMa / HD 44458 / HR 2284) ye una estrella de magnitú aparente +5,59 encuadrada na constelación del Can Mayor.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos, alcuéntrase a unos 1110 años lluz del Sistema Solar.

FR Canis Majoris ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B1Vpe.
Con una temperatura efectivo de 24.745 ± 532 K la so lluminosidá ye 12.055 vegaes mayor que la del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 254 ± 15 km/s, tando la so exa de rotación inclináu 48º respectu al observador terrestre.
Tien una masa ente 12,0 y 12,9 mases solares, polo que ta percima de la llende a partir del cual les estrelles acaben la so vida violentamente, españando como supernoves.
La so edá envalórase en 14,4 millones d'años, lo que supón el 83% de la so etapa dientro de la secuencia principal.
Ye una variable Gamma Cassiopeiae —variables eruptives qu'amuesen variaciones irregulares na so lluminosidá provocaes pola espulsión de materia—, siendo la so amplitú de variación de 0,116 magnitúes.

FR Canis Majoris forma un sistema binariu con una estrella de magnitú +9,7, visualmente separada 4,2 segundos d'arcu d'ella.

## Referencies
FZ Canis Majoris

**FZ Canis Majoris** (FZ CMa / HD 33953 / HIP 52942) ye un sistema estelar de magnitú aparente media +8,14.
Encuadráu na constelación del Can Mayor, el nuevu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos asitia a esti sistema a 1350 años lluz de distancia del Sistema Solar. 

FZ Canis Majoris ye un sistema triple apoderáu por una binaria espectroscópica.
Los dos componentes d'esta binaria son bien asemeyaes, de tipu espectral B2.5VI-V.
La más lluminosa —786 vegaes más que'l Sol— ye la más caliente, con una temperatura superficial de 15.370 K.
Tien una masa de 5,01 ± 0,05 mases solares.
La so compañera estelar ye llixeramente menos lluminosa, magar la so lluminosidá ye 625 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Tien una temperatura de 14.150 K y una masa de 4,80 ± 0,53 mases solares.
El periodu orbital d'esta binaria ye bien curtiu, de namái 1,2731 díes (30,55 hores).
Ye amás una estrella variable, yá que'l so rellumu aparra 0,39 magnitúes cuando una de les estrelles clisa a la so compañera.

Una tercer estrella, n'órbita alredor de la binaria, completa'l sistema.
Emplega 536,6 díes en dar una vuelta completa, siendo la órbita notablemente escéntrica (ε = 0,56).

## Referencies
G 121-12

**G 121-12** (HIP 57265 / BD+26 2251) ye una estrella na constelación de Leo.
De magnitú aparente +10,38, nun tien denominación de Bayer nin númberu de Flamsteed, polo que conocida pol so númberu de catálogu Giclas o Hipparcos.

G 121-12 apaez catalogada na base de datos SIMBAD con tipu espectral F6 y alcuéntrase aproximao a 570 años lluz del Sistema Solar.
Tien una temperatura efectivo de 5930 ~ K y el so radiu ye un 19% más grande que'l radiu solar.
Carauterízase pol so exiguo conteníu relativu de fierro, en redol al 10% del valor solar.
Los conteníos de sodiu y níquel son entá más baxos, pero elemento como siliciu, calciu o titaniu, entá siendo muncho menos abondosos de que nel Sol, son relativamente menos escasos.

Otru aspeutu notable en G 121-12 ye'l so órbita galactocéntrica (órbita que describe una estrella alredor del centru galácticu).
En comparanza a la mayor parte de les estrelles, que la so máxima separación respeutu al planu galácticu nun suel superar 1 quilupársec, la órbita de G 121-16 llevar a alloñar 13,6 kiloparsecs del planu de la galaxa, lo que pon de manifiestu la so condición d'estrella del halo. La Estrella de Kapteyn y Groombridge 1830 son dos exemplos d'esta clase d'estrelles.
Amás, G 121-12 ye considerada una estrella baxa»; la cinemática d'estes estrelles suxer que fueron absorbíes de galaxes nanes y dalgunes d'elles pueden formase na galaxa ancestral proxenitora del actual cúmulu Omega Centauri.
La edá envalorada de G 121-12 ye de 11.900 millones d'años, siendo por tanto una estrella bien antigua.

## Referencies
FZ Persei

**FZ Persei** (FZ Per) ye una estrella variable na constelación de Perséu.
De magnitú aparente media +7,96, ye miembru del cúmulu abiertu NGC 884, el que ta más al este del Cúmulu doble de Perséu.
Puede tar a unos 1690 pársecs (5510 años lluz) del Sistema Solar, magar otru estudiu apunta una distancia mayor de 1905 pársecs (6215 años lluz).

## Carauterístiques físiques
FZ Persei ye una superxigante colorada de tipu espectral M0I —catalogada tamién como MIab— con una temperatura efectivo de 3920 K.
Ye una superxigante de gran tamañu, con un diámetru 325 vegaes más grande que'l diámetru solar.
Ello implica que'l so radiu equival a 1,5 UA, polo que si se topara nel llugar del Sol, les órbites de los primeros trés planetes —la Tierra inclusive— quedaríen englobaes nel interior de la estrella.
El so tamañu, comparable al de R Leonis o R Doradus, ye, sicasí, la metá del de la brillosa Antares (α Scorpii).
Con una masa d'aproximao 12 mases solares, envalórase que la so perda de masa estelar —en forma de polvu, una y bones el gas atómico y molecular nun pudo ser evaluáu— ye de 0,7 × 10-9 mases solares per añu.

## Composición química
Adoptando'l valor de [Fe/H] = -0,35 como índiz de metalicidá de FZ Persei —que se considera uniforme pa tol cúmulu—, reparóse un sustancial escesu de sodiu, tamién común n'otres superxigantes de NGC 884.
Dichu escesu puede provenir de procesos internos, como la captura protónica en 22Ne, o d'un arriquecimientu del cúmulu anterior a la formación de FZ Persei.

El conteníu de litiu, otra manera, ye bien variable nes distintes superxigantes del cúmulu, siendo'l valor de [Li/Fe] para FZ Persei igual a -0,70.

## Variabilidá
Catalogada como estrella variable semirregular SRC, el rellumu de FZ Persei varia ente magnitú +9,80 y +10,70 en banda B. Detectáronse dos periodos, unu de 368 ± 13 díes y otru de 184 díes.

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

## Referencies
G 114-10

**G 114-10** (LP 725-25 / LTT 3201) ye una estrella de magnitú aparente +11,80.
Asitiada na constelación d'Hidra, alcontrar a 12,2 minutos d'arcu de la variable RV Hydrae.
Conocida pol so númberu de Catálogu Giclas, alcuéntrase aproximao a 60 años lluz (18,3 pársecs) del Sistema Solar.

G 114-10 ye una nana colorada de tipu espectral M2.5V de carauterístiques asemeyaes a les de Lalande 21185 o Lacaille 9352.
Tien una temperatura superficial de 3476 ~ K y la midida del so diámetru angular —0,215 milisegundos d'arcu— dexa envalorar el so diámetru real, equivalente al 43% del que tien el Sol.
La so lluminosidá bolométrica —enerxía emitida en toles llonxitúes d'onda— ye baxa, equivalente al 2,3% de la lluminosidá solar.
Ye notable la so elevada bayura relativa de metales —entendiendo como tales aquellos elementos más pesaos que'l heliu—, siendo'l so índiz de metalicidá [M/H] = +0,28; nun estudiu lleváu a cabu ente más de 300 nanes coloraes cercanes, G 114-20 ye la que presenta un mayor conteníu metálico.

## Referencies
G 261-43

**G 261-43** (GJ 9743 / WD 2126+734 / EGGR 144) ye un sistema binariu compuestu por dos nanes blanques. Ta asitiáu a 69 años lluz de distancia del Sistema Solar en direición a la constelación de Cefeo.

La componente principal del sistema, **G 261-43 A**, ye una nana blanca de tipu espectral DA3. La so temperatura efectivo ye de 15.400 K; d'alcuerdu a los modelos teóricos tien una masa de 0,57 mases solares y una magnitú absoluta de +11,04, valores bastante cercanos a los llograos a partir del so paralax (masa de 0,61 mases solares y magnitú absoluta +11,19).

La duplicidá de G 261-43 afayóse en 1997. **G 261-43 B**, cuasi con seguridá otra nana blanca, alcuéntrase a 1,4 segundos d'arcu de la componente A, lo qu'equival a una separación real de 30 UA. De magnitú absoluta +14,80 ye significativamente más tenue que la so compañera y la so temperatura averada ye de 6000 K. Ye más masiva que la so compañera, con una masa de 0,84 mases solares.

Piénsase que la proxenitora de G 261-43 A permaneció unos 4400 millones d'años como estrella de la secuencia principal y xigante, lo que correspuende a una masa de 1,3 mases solares mientres la so estancia na secuencia principal.

## Referencies
G 99-49

**G 99-49** (GJ 3379 / LTT 17897) ye una estrella nes cercaníes del Sistema Solar que s'atopa a 17,2 años lluz de distancia.
Asitiada na constelación d'Orión, ye la estrella más próxima dientro d'esta constelación.
Conocida comúnmente pol so númberu de catálogu Giclas (G 99-49 o G099-49), namái apocayá determinóse la so distancia con un marxe d'error abondo pequeñu p'asegurar que s'atopa ente les 100 estrelles más próximes al Sistema Solar.

G 99-49 ye una nana colorada de tipu espectral M3.5V con una masa de 0,24 mases solares.
El so radiu ye 1/4 parte del radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada inferior a 3 km/s.
La so lluminosidá bolométrica —en toles llonxitúes d'onda— equival al 2,3% de la lluminosidá solar.
Tien un fluxu magnético superficial moderáu de 2000 G.
Na base de datos SIMBAD, apaez catalogada como estrella acandilante; estes son estrelles que despiden fogarales sufriendo aumentos sópitos ya impredicibles nel so lluminosidá.
De magnitú aparente +11,33, G 99-49 alcuéntrase bien per debaxo del estragal de rellumu por que seya observable a simple vista.

Les estrelles más cercanes a G 99-49 son Gliese 205 —tamién en Orión—, a 3,05 años lluz, Gliese 213, a 3,7 años lluz, y Gliese 223.2, a 4,3 años lluz.

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

## Referencies
G Lupi

**g Lupi** (HD 139664 / HR 5825 / GJ 594) ye una estrella de la constelación de Lupus, el llobu. De magnitú aparente +4,62, alcuéntrase a 57 años lluz de distancia del Sistema Solar. Ye miembru de l'Asociación estelar Hercules-Lyra.

g Lupi ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F4V, anque tamién foi catalogada como posible subxigante de tipu F5IV-V.
Con una temperatura efectivo de 6880 K, ye 3,7 vegaes más lluminosa que'l Sol.
El so radiu ye un 40% más grande que'l radiu solar y rota a una velocidá igual o superior a 71,6 km/s.
Amuesa una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos que'l heliu— más baxa que la solar en cuasi un 25% ([Fe/H] = -0,11).
Más masiva que'l Sol —la so masa más probable ta nel rangu de 1,25 - 1,34 mases solares—, tien una edá envalorada de namái 300 millones d'años, notablemente inferior a la del Sol, que la so edá ye d'unos 4600 millones d'años. 
 
Un estudiu sobre 22 estrelles cercanes realizáu pol Telescopiu espacial Hubble de la NASA reveló la presencia d'un discu circumestelar alredor de g Lupi, similar al cinturón de Kuiper qu'arrodia al Sistema Solar, qu'a una distancia de 109 UA de la estrella termina sópito. El discu apaez cuasi de perfil, con un cantu esterior bien definíu que puede evidenciar la esistencia d'un compañeru invisible que caltién «acutaos» a los escombros de polvu y xelu, de forma similar a les llunes pregueres que retayen los cantos de los aniellos alredor de Saturnu y Uranu.

## Referencies
G Scorpii

**G Scorpii** (G Sco / HD 161892 / HR 6630) ye una estrella de magnitú aparente +3,19 na constelación del Escorpiu.
Nel sieglu XVIII denomóse **Gamma Telescopii** por Nicolas Louis de Lacaille, nuna dómina na que les llendes de les constelaciones nun taben claramente definíes.
La so posterior inclusión na actual constelación del Escorpión llevó a Benjamin Apthorp Gould a asigna-y un nuevu nome, probablemente al considerar qu'una estrella tan brillosa tendría de tenelu.
Anque se desconoz porqué se denomó cola lletra «G», posiblemente fora por ser una vegada la estrella «*[[Gamma]]*» de Lacaille.
Dacuando tamién ye conocida col nome propiu de **Basanismus**.

A 126 años años lluz de distancia del Sistema Solar, G Scorpii ye una xigante naranxa de tipu espectral K2III non bien distinta de Wei (ε Scorpii), nesta mesma constelación.
Con una temperatura efectivo de 4540 K, la so lluminosidá —incluyida la radiación emitida nel infrarroxu— ye 104 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
La midida direuta del so diámetru angular dexó evaluar el so radiu, siendo ésti 17,6 vegaes más grande que'l radiu solar.
Anque la masa d'estes xigantes siempres ye incierta, observaciones d'astrosismoloxía llevaes a cabu col observatoriu espacial WIRE dexaron determinar que la so masa ye de 1,44 mases solares.
Tien una edá envalorada de 3000 millones d'años.

Anque nos catálogos estelares G Scorpii apaez con dos compañeres estelares, visualmente a 40 y 200 segundos d'arcu, cuasi con seguridá dambes estrelles nun tán físicamente venceyaes con ella.

## Referencies
Gacrux

**Gacrux** (Gamma Crucis / γ&nbsp;Cru) ye una estrella na constelación de la Cruz del Sur, definiendo l'estremu superior de la cruz».
El so nome ye un acrónimu de «Gamma Crucis», probablemente dau polos navegantes de los mares del sur al referise a esta estrella, pos namái ye visible al sur del Trópicu de Cáncer y nun foi bautizada polos antiguos.

## Rellumu
Gacrux ye la tercer estrella más brillosa de la so constelación detrás d'Acrux (α&nbsp;Crucis) y Mimosa (β&nbsp;Crucis).
Con magnitú aparente +1,63, ye la vigesimosexta estrella más brillosa del cielu nocherniegu. 
Pero en banda J —ventana nel infrarroxu cercanu centrada a 1,25 μm— ye, con magnitú -1,99, la quinta estrella más brillosa dempués de Betelgeuse (α Orionis), R Doradus, Arturu (α Bootis) y Aldebarán (α Tauri).

## Carauterístiques físiques
Gacrux ye una xigante colorada de tipu espectral M3.5III con una temperatura superficial de 3400&nbsp;K. Con un radiu 113 vegaes más grande que'l radiu solar, si tuviera nel llugar del Sol la so superficie estiéndese hasta la metá de la órbita terrestre. Visualmente tien una lluminosidá 140 vegaes mayor que la del Sol, pero si inclúyese la radiación infrarroxo emitida pola estrella, la so lluminosidá ye 1.500 vegaes superior a la lluminosidá solar.

Con una masa envalorada igual o menor a trés mases solares, l'estáu evolutivu de Gacrux ye inciertu. Dende la so superficie sopla un fuerte anque variable vientu estelar. Más evolucionada qu'otres xigantes cercanes como Pólux (β&nbsp;Geminorum) o Capella (α&nbsp;Aurigae), lo más probable ye que tea terminando la fusión d'heliu nel so nucleu, amontando la so lluminosidá per segunda vegada (el primer aumentu en lluminosidá tien llugar al rematar la fusión del hidróxenu, na etapa de secuencia principal). El fechu de que seya una variable semirregular, con una fluctuación nel so rellumu d'unes décimes de magnitú, sofita esta hipótesis.

Asitiada a 88 años lluz de distancia, Gacrux ye la xigante colorada más cercana al Sistema Solar.

## Posibles acompañantes
A 2 minutos d'arcu de Gacrux puede reparase una estrella acompañante de magnitú +6,4 y tipu A3 que puede resolvese con prismásticos. Anque ta catalogada como **Gacrux&nbsp;B** (HD&nbsp;108925), en realidá ta cuatro veces más alloñada y, poro, nun ta gravitacionalmente xunida a Gacrux.

Sicasí, Gacrux puede tener una compañera real, yá que ta considerada como una estrella de bariu «leve». Nestes estrelles, la presencia de bariu acomuñar a vientos procedentes d'una compañera qu'evolucionó fora de la secuencia principal primeru; esta compañera, probablemente una nana blanca, ye de mala detección. Esta hipotética acompañante podría ser güei dellos cientos de vegaes menos lluminosa que'l Sol, con una masa ente 0,6 y 1,4 mases solares y un diámetru inferior al 1% de la solar.

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

## Referencies
Gamma Arae

**Gamma Arae** (γ *Ara* / HD 157246 / HR 6462) ye una estrella na constelación d'Ara, l'altar, de magnitú aparente +3,34. Anque comparte movimientu propiu y velocidá radial con β Arae, midíes precises de distancia feches pol satélite Hipparcos demostraron que *Beta Arae* ta cuasi a la metá de distancia que *Gamma Arae*. Ésta última alcuéntrase a 1140 años lluz de distancia del Sistema Solar. 

Gamma Arae ye una superxigante azul caliente de tipu espectral B1Ib con una temperatura superficial de 20.400 K y una lluminosidá 32.600 vegaes más que la lluminosidá solar. Estos parámetros dexen envalorar una masa 12 vegaes mayor que la del Sol y un radiu 14,5 vegaes más grande que'l radiu solar. La estrella acaba d'abandonar la secuencia principal y ta evolucionando escontra una superxigante colorada asemeyada a Betelgeuse (α *Orionis*). Ye notable la so elevada velocidá de rotación, de siquier 280 km/s, inusitadamente alta pa una estrella superxigante; dáu'l so tamañu, el periodu de rotación ye inferior a dos díes y mediu. Consecuencia de la so gran masa ye que dientro d'unos 16 millones d'años va españar como una supernova.

Gamma Arae tien dos posibles compañeres a 18 y 42 segundos d'arcu. Anque la más alloñada paez nun tener una rellación real con Gamma Arae, la más próxima, de magnitú 10,3, paez formar un verdaderu sistema binariu con ella. Ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu A7 asemeyada a Altair (α Aquilae) o θ Cassiopeiae, dixebrada unes 6200 UA de Gamma Arae y con un periodu orbital de siquier 135.000 años.

## Referencies
G 196-3

**G 196-3** (NLTT 23293 / GSC 03440-00013) ye una estrella de magnitú aparente +11,77 asitiada na constelación del sietestrellu.
Anque primeramente envaloróse que s'atopaba a 68 años lluz, güei piénsase que la so distancia respeutu al Sistema Solar ye de 49 ± 9 años lluz.
En 1998 afayóse un oxetu de masa subestelar —una nana marrón— n'órbita alredor d'esta estrella.

G 196-3 ye una nana colorada de tipu espectral M3Ve con una temperatura efectivo de 3400 ± 100 K.
Envalórase que'l so masa ye igual al 25% de la masa solar, siendo una estrella de carauterístiques asemeyaes a Gliese 628 o AD Leonis, magar ta considerablemente más lloñe.
De baxa lluminosidá, ésta puede equivalir al 3% de la lluminosidá solar.
Ye una estrella bien nueva que la so edá envalórase ente 20 y 300 millones d'años, siendo activa en rayos X.

## Compañera subestelar

**G 196-3 B**, detectada en 1998 al llograse d'ella una imaxe direuta, alcuéntrase visualmente a unos 16 segundos d'arcu de la estrella principal.
Ye una nana marrón de tipu L2 peculiar, una de les dos nanes d'esti tipu conocíes nel momentu del so descubrimientu.
Piénsase que ye una nana de tipu L de baxa gravedá, resultáu de la so curtia edá.
La so masa envalórase 25 vegaes mayor que la masa de Xúpiter y alcuéntrase separada 300 UA de G 196-3.

Otros exemplos de sistemes binarios constituyíos por una nana colorada y una nana marrón son Gliese 229 y Wolf 940.

## Referencies
G 21-15

**G&nbsp;21-15** (Ross&nbsp;137 / WD&nbsp;1824+040 / EGGR&nbsp;125) ye un sistema estelar compuestu por trés nanes blanques. Xunto a WD 1704+481, ye l'únicu sistema conocíu d'estes carauterístiques. Ta asitiáu aproximao a 179 años lluz de distancia del Sistema Solar en direición a la constelación d'Ophiuchus.

El sistema consta de dos componentes bien próximes, G 21-15 A y G 21-15 B, que formen una binaria espectroscópica con un periodu de 6,27 díes, y una tercera componente más alloñada, G 21-15 C, visualmente a 58,6 segundos d'arcu del par AB. La distancia ente la componente C y el par AB ye d'unes 3200 UA.

Les observaciones del sistema binariu próximu, de tipu espectral DA4, pueden esplicase pola presencia d'una componente caliente de baxa masa y otra más fría pero más masiva. **G 21-15 A,** con una temperatura efectivo de 15.000 K y una masa de 0,35 mases solares, sería la componente más lluminosa del sistema con magnitú absoluta +10,38; **G 21-15 B**, con una temperatura de 10.000 K y una masa de 0,60 mases solares, sería la componente menos lluminosa con magnitú absoluta +12,15. G 21-15 A probablemente ye una nana blanca con un nucleu d'heliu ente que G 21-15 B tien un nucleu de carbonu-oxíxenu.

Per otra parte, los colores de **G 21-15 C** en lluz visible y infrarroxu concuerden con una nana blanca con una atmósfera d'heliu y una temperatura efectivo de 4750 K. La paralax trigonométrica da una magnitú absoluta de +15,30, que correspuende a una masa de 0,57 mases solares. La so cinemática ye consistente con una estrella de discu que la so edá tea entendida ente 5000 y 10.000 millones d'años.

Envalórase que la edá conxunta del sistema ye de siquier 8100 millones d'años. El proxenitores de G 21-15 A y G 21-15 B teníen una masa próximo a la masa solar, tando separaes ≈ 1 UA. Al ser G 21-15 B más masiva que G 21-15 A, abandonó unos 500 millones d'años primero que la so compañera la secuencia principal.

## Referencies

*G 21-15 (SIMBAD)
*
Gamma Camelopardalis

**Gamma Camelopardalis** (γ Cam) ye una estrella na constelación de Camelopardalis, la xirafa.
De magnitú aparente +4,62, ye la octava estrella más brillosa de la constelación, magar la so denominación de Bayer «Gamma».
Alcuéntrase a 359 años lluz del Sistema Solar.

Gamma Camelopardalis ye una subxigante blanca de tipu espectral A2IVn, similar a Miaplacidus (β Carinae) o a ε Gruis.
Hai abandonando yá la secuencia principal y relluma con una lluminosidá 184 vegaes superior a la lluminosidá solar.
El so diámetru angular envaloráu, 0,63 milisegundos d'arcu, xuníu a la distancia a la que s'atopa, dexa envalorar el so diámetru real, resultando ser ésti unes siete veces más grande que'l del Sol.
Sicasí, otres estimaciones más antigües resulten nuna cifra sensiblemente más pequeña de 2,5 diámetros solares.
La rápida rotación de la estrella —la so velocidá de rotación ye cimera a 205 km/s— fai que la forma de la estrella nun seya esférica sinón elipsoidal, tando esnachada polos polos; el so grau de «achatamiento» envalórase en 0,17.

Gamma Camelopardalis tien una temperatura efectivo de 8842 K y una masa de cuasi trés mases solares.
Puede formar un sistema binariu con una estrella de magnitú +8,6 que la so separación visual con ella ye de 106 segundos d'arcu.
El tipu espectral d'esta posible acompañante ye F8.

## Referencies
Gamma Chamaeleontis

**Gamma Chamaeleontis** (γ Cha / HD 92305 / HR 4174) ye la segunda estrella más brillosa de la constelación de Chamaeleon con magnitú aparente +4,09, dempués de α Chamaeleontis. Alcuéntrase a 417 años lluz de distancia del Sistema Solar. 

Gamma Chamaeleontis ye una fría xigante colorada de tipu espectral M0III con una temperatura superficial de 3320 K. El so radiu ye 87 vegaes más grande que'l radiu solar, cifra llograda a partir del so diámetru angular —4,86 milisegundos d'arcu—; si tuviera nel llugar del Sol, estenderíase más allá de la órbita de Mercuriu. La so lluminosidá ye unes 1195 vegaes mayor que la del Sol y piénsase que ye una estrella variable, con una variación nel so rellumu de 0,4 magnitúes. Les sos carauterístiques físiques son asemeyaes a les de Mirach (β Andromedae) y ω Capricorni, tamién xigantes de tipu M0.

Por cuenta de la precesión de los equinoccios —pol movimientu de nutación de la Tierra—, nel añu 4200 NE Gamma Chamaeleontis va pasar a ser la Estrella Polar del hemisferiu sur, sustituyendo a Polaris Australis (σ Octantis), qu'anguaño ostenta esti títulu.

## Referencies
Gamma Cassiopeiae

**Gamma Cassiopeiae** (γ Cas / 27 Cassiopeiae / HD 5394 / HR 264) ye una estrella variable na constelación de Casiopea, asitiada nel centru de la carauterística "*W*" que forma la constelación. La so magnitú aparente varia de forma irregular ente +1,6 y +3,40. Asina, la so magnitú yera +2,2 en 1937, +3,4 en 1940, +2,7 en 1965 y anguaño ye +2,15. Na so intensidá máxima supera en rellumu a Schedar (α Cassiopeiae) y Caph (β Cassiopeiae). Ye l'arquetipu d'un tipu de variables eruptives llamaes variables Gamma Cassiopeiae. Anque nun tien nome tradicional occidental, recibe'l nome chinu de **Tsih** —tamién escritu **Cih**— que significa «llátigu».

Gamma Cassiopeiae ye una subxigante azul de tipu espectral B0.5IV con una temperatura de 25.000 K. La so alta velocidá de rotación, superior a 300 km/s, fai que tea bien esnachada escontra l'ecuador. Ello provoca una perda de masa que forma un discu de «decreción» alredor de la estrella. Les variaciones de rellumu paecen tar rellacionaes con esta perda de masa estelar. Nel so espectru reparar llinies d'emisión d'hidróxenu provenientes non de la estrella, sinón del discu que lu arrodia. Yá en 1866 reparóse que Gamma Cassiopeiae emitía lluz en distintos colores específicos asociaos col hidróxenu, siendo la primera estrella Be conocida.

Coles mesmes, Gamma Cassiopeiae ye'l prototipu d'un grupu d'estrelles emisores de radiación X, unes 10 vegaes más intensa que la emitida por otres estrelles B o Be. Históricamente consideróse que se producía pola materia que, proveniente de la estrella, cayía escontra la superficie d'una compañera una nana blanca o una estrella de neutrones—. Otra interpretación más recién suxer que pue ser producida pola mesma estrella. El so orixe puede debese a la interaición ente'l campu magnéticu de la estrella y el discu esistente al so alredor.

Gamma Cassiopeiae ye una binaria espectroscópica con un periodu orbital d'unos 204 díes. Piénsase que la masa de la estrella acompañante ye similar a la del Sol. La distancia del sistema respeutu al Sistema Solar ye d'aproximao 610 años lluz.

## Referencies

* Gamma Cassiopeiae (SIMBAD)
* Cih  (The Bright Star Catalogue)
* Gamma Cassiopeiae (Stars, Jim Kaler)
Gamma Centauri

**Gamma Centauri** (γ Cen / HD 110304 / HR 4819) ye la cuarta estrella más brillosa na constelación de Centauru con magnitú aparente +2,20. Dacuando recibe'l nome de **Muhlifain**, bien similar al de la estrella γ Canis Majoris (Muliphein).
Xunto a τ Centauri, yera conocida en China como **Koo Low**, «la torre del arsenal».
Ye una estrella binaria que s'atopa a 130 años lluz del Sistema Solar.

El sistema componer dos estrelles idéntiques de tipu espectral A1, con una separación actual inferior a 1 segundu d'arcu.
Con una temperatura efectivo de 9300 K, fueron clasificaes como subxigantes o xigantes. D'igual magnitú visual (+2,9), caúna d'elles ye 95 vegaes más lluminosa que'l Sol.
Lluminosidá y temperatura correspuenden a estrelles de 2,8 mases solares.
Amuesen un baxu conteníu metálico, siendo la so bayura relativa de fierro la metá que nel Sol.
Pal so resolución precísase un telescopiu de siquier 15 cm d'apertura. La separación visual de les componentes reflexar na tabla siguiente:

El periodu orbital del sistema ye de 84,5 años, y la distancia ente les dos estrelles varia ente 8 y 67 UA a lo llargo d'una órbita notablemente escéntrica (ε = 0,79).
Los parámetros orbitales afacer a estrelles de 3,7 mases solares —valor mayor que'l calculáu a partir de temperatura y lluminosidá—, suxiriendo qu'una o les dos estrelles pueden tener compañeres de baxa masa, anque nun esiste evidencia espectroscópica al respeutu.
La edá del sistema ye d'aproximao 400 millones d'años.

Gamma Centauri forma parte del Grupu de les Híades, siendo probablemente'l miembru de tipu espectral más tempranu —más caliente— del grupu. 

## Referencies
Gamma Comae Berenices

**Gamma Comae Berenices** (γ Com / 15 Comae Berenices) ye una estrella na constelación de Melota de Berenice.
De magnitú aparente +4,35, ye la tercera más brillosa de la so constelación, dempués de β Comae Berenices y Diadem (α Comae Berenices).
Anque güei nun tien nome propiu habitual, piénsase que nel pasáu recibía'l títulu árabe de **Al Ḍafīrah**.
Alcuéntrase a 167 años lluz del Sistema Solar.

Gamma Comae Berenices ye una xigante naranxa de tipu espectral K1III que la so temperatura efectivo ye de 4693 ± 24 K.
Ye 60 vegaes más lluminosa que'l Sol y tien un diámetru 12 vegaes más grande que'l diámetru solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 3,5 km/s.

Gamma Comae Berenices amuesa un conteníu metálico superior a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,21; sicasí, les bayures relatives d'elementos como bariu y lantanu son comparables a les atopaes nel Sol.
Tocantes al so estáu evolutivu, alcuéntrase na caña asintótica xigante y tien una edá de 1560 ± 570 millones d'años.
Con una masa envalorada de 2,6 mases solares, la so cinemática correspuende a la d'una estrella del discu finu.

## Referencies
Gamma Coronae Borealis

**Gamma Coronae Borealis** (γ CrB / 8 Coronae Borealis / HD 140436) ye una estrella de magnitú aparente +3,81, la tercera más brillosa na constelación de Corona Boreal detrás d'Alphecca o Gemma (α Coronae Borealis) y Nusakan (β Coronae Borealis). Ye una binaria que les sos dos componentes tán visualmente bien próximes, con una separación siempres inferior a un segundu d'arcu. La so duplicidá afayóse por Friedrich Georg Wilhelm von Struve en 1925. Ta asitiada a 145 años lluz del Sistema Solar.

La componente principal del sistema, **Gamma Coronae Borealis A**, ta catalogada como una subxigante de tipu espectral B9IV. Con una temperatura de 11.000 K, tien una lluminosidá 48 vegaes mayor que la del Sol y un diámetru 1,9 vegaes mayor que'l diámetru solar, parámetros que s'afaen meyor a los d'una estrella de la secuencia principal (onde la enerxía llograr pola fusión d'hidróxenu) y non a los d'una subxigante. La componente secundaria, **Gamma Coronae Borealis B**, ye claramente una estrella blanca de la secuencia principal de tipu A3V y 8800 K de temperatura, 9 vegaes más lluminosa que'l Sol y con un diámetru 1,3 vegaes más grande que la solar. Gamma Coronae Borealis A ta clasificada como una variable Delta Scuti, anque paez demasiáu caliente pa entrar dientro d'esta categoría.

El periodu orbital del sistema ye de 92,94 años, siendo la separación media ente les dos estrelles de 32,7 UA, aproximao la distancia esistente ente Neptunu y el Sol. Sicasí, la escentricidá de la órbita (ε = 0,48) fai que la separación ente los dos componentes varie ente 49 y 17 UA; el próximu periastru —mínima separación ente les estrelles— va tener llugar en 2024. El planu de la órbita apenes ta inclináu 5º al respective de la llinia de visión, polo que'l sistema nun ta lloñe de ser una binaria eclipsante.

## Referencies
Gamma Crateris

**Gamma Crateris** (γ Crt / 15 Crateris / HD 99211) ye una estrella na constelación de Crater. Con magnitú aparente +4,08, ye la tercera más brillosa de la mesma dempués de δ Crateris, y práuticamente igual en rellumu a Alkes (α Crateris). Alcuéntrase a 82 años lluz de distancia del Sistema Solar.

Gamma Crateris ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A7V —tamién clasificada como A5V— con una temperatura superficial averada de 9000 K. Ye por tanto similar a Altair (α Aquilae), α Circini o λ Piscium, siendo la so lluminosidá 12 vegaes mayor que la del Sol.
El so radiu ye un 50% más grande que'l radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 138 km/s, lo que da llugar a un periodu de rotación inferior a 14,4 hores.
Con una masa de 1,75-1,9 mases solares, tien una edá averada de 600 o 700 millones d'años.
Amuesa un escesu nel infrarroxu a 70 μm que s'atribúi a la presencia d'un discu de polvu arrodiando a la estrella, probablemente similar al de Vega (α Lyrae).

Gamma Crateris ye una estrella binaria, siendo la separación visual ente dambes componentes de pocu más de 5 segundos d'arcu. La estrella acompañante, de magnitú visual +7,9, alcuéntrase a una distancia de 136 UA de la estrella principal.

## Referencies